Datos técnicos
Datos técnicos
- Fecha de observación: 2026-10-27
- Lugar: Begues
- Telescopio: Seestar S50 pro
- Filtro: IRCUT
SS Cygni: una estrella variable con más de un siglo de historia
El 27 de octubre de 2026, SS Cygni fue observada desde Begues con el telescopio Seestar S50 Pro. La imagen reúne 48 exposiciones de 10 segundos, con un tiempo total de integración de 480 segundos, y muestra el campo estelar de esta célebre variable de la constelación del Cisne. La estrella aparece identificada en la fotografía: detrás de ese punto de luz se encuentra uno de los sistemas más estudiados de la astronomía de estrellas variables.
La historia de SS Cygni comienza en 1896, cuando Louisa Dennison Wells descubrió su variabilidad mientras trabajaba con las placas fotográficas del Observatorio de Harvard. Wells formaba parte del grupo de mujeres que examinaban y catalogaban las imágenes astronómicas del observatorio. La estrella fue conocida durante un tiempo como la «variable de Wells» y recibió después la denominación SS Cygni. Su descubrimiento se sumó al de U Geminorum, observado décadas antes, y ambos objetos pasarían a ser ejemplos fundamentales de una clase que hoy conocemos como novas enanas. [Harvard Plate Stacks](https://platestacks.cfa.harvard.edu/women-at-hco/louisa-dennison-wells)
Más de un siglo después, SS Cygni sigue siendo observada por astrónomos profesionales y aficionados. Esa continuidad tiene un interés especial: cada estallido puede compararse con los anteriores, y una larga secuencia permite estudiar sus intervalos, su duración y sus diferencias de comportamiento. Las observaciones realizadas noche tras noche ayudan también a identificar cuándo empieza un nuevo aumento de brillo, un momento que no siempre puede predecirse con exactitud.
Aunque en la imagen se presenta como una sola estrella, SS Cygni es un sistema binario muy compacto. Está formado por una enana blanca y una estrella compañera más fría, que completan una vuelta alrededor de su centro de masas en unas 6,6 horas. La materia procedente de la compañera forma un disco de acreción alrededor de la enana blanca. La distancia obtenida mediante interferometría de radio es de unos 114 pársecs, equivalentes a aproximadamente 370 años luz. [AAVSO VSX](https://vsx.aavso.org/index.php?oid=10939&view=detail.top); [Miller-Jones y colaboradores](https://arxiv.org/abs/1305.5846)
En el modelo que explica sus estallidos, la materia se acumula en el disco durante una fase relativamente débil. Al alcanzarse determinadas condiciones, el disco pasa a un estado más caliente y el transporte de materia hacia el interior aumenta. La emisión crece y el sistema se vuelve mucho más brillante; posteriormente, el disco se enfría y el brillo vuelve a disminuir. Se trata de un fenómeno asociado al disco de acreción, diferente de una explosión de supernova y de los estallidos termonucleares característicos de una nova clásica.
La AAVSO recoge para SS Cygni un intervalo histórico aproximado de 7,7 a 12,4 magnitudes en la banda V. Los estallidos no son idénticos ni se producen como un reloj: un estudio de su historial encontró una separación media cercana a 49 días y duraciones frecuentes en torno a una o dos semanas. Para apreciar la amplitud del fenómeno, una variación hipotética de V = 12,0 a V = 8,5 supone que el flujo observado en esa banda aumente unas 25 veces; esa comparación describe el brillo aparente recibido, no una medida del estado de la estrella en esta imagen. [AAVSO VSX](https://vsx.aavso.org/index.php?oid=10939&view=detail.top); [estudio de sus estallidos](https://academic.oup.com/mnras/article/460/4/3720/2609136)
SS Cygni también desempeñó un papel importante en la comprobación de las teorías sobre los discos de acreción. Una antigua estimación de su distancia planteaba dificultades para conciliar su luminosidad con el comportamiento observado. En 2013, una medida geométrica obtenida por interferometría de muy larga base en radio situó el sistema más cerca y ayudó a reconciliar sus estallidos con el modelo de inestabilidad del disco. Las observaciones en luz visible, ultravioleta, rayos X y radio ofrecen perspectivas complementarias de este complejo sistema. [Miller-Jones y colaboradores](https://arxiv.org/abs/1305.5846)
Para esta primera observación de Pepe Manteca se realizó fotometría sobre el FITS apilado con dos programas independientes, Photutils y seestar-photometry, utilizando estrellas de referencia del catálogo APASS DR10. En el canal verde natural TG, calibrado con referencias Johnson V, se obtuvieron respectivamente 11,866 y 11,859 magnitudes. En TB, con referencias Johnson B, los resultados fueron 12,503 y 12,453; en TR_r, calibrado con referencias Sloan r, fueron 11,495 y 11,499. El filtro de captura fue IRCUT; las bandas del catálogo describen la calibración y no el filtro físico empleado.
Estas cifras deben considerarse provisionales. Los canales TG, TB y TR_r son respuestas naturales de la cámara, no magnitudes estándar transformadas a Johnson V, Johnson B o Sloan r. En particular, TB presenta una dispersión de calibración elevada. El acuerdo entre los dos programas es una comprobación útil, pero no representa por sí solo la incertidumbre total de las medidas.
El valor TG de esta noche se encuentra cerca de la región de brillo débil que se asocia habitualmente a SS Cygni, con la cautela de que TG y V no son sistemas idénticos. Una única observación no permite determinar si el sistema estaba en reposo, iniciando una subida o descendiendo de un estallido. Esta imagen constituye, por tanto, el primer punto de un posible seguimiento propio: las próximas observaciones permitirán comprobar cómo evoluciona la estrella y, con el tiempo, construir una curva de luz con medidas comparables.