Astrónomos de la Universidad de Gauhati y del Instituto Indio de Astrofísica informan, a partir de datos de Gaia, de que el cúmulo estelar UBC 63 son dos cúmulos, de 21 y 562 millones de años, que se alejan tras un encuentro cercano hace unos 6 millones de años

Un grupo de estrellas a unos 4.892 años luz de la Tierra, catalogado en los catálogos estelares como un único cúmulo llamado UBC 63, son en realidad dos cúmulos, según un equipo dirigido desde la India. La Oficina de Información de Prensa (PIB) anunció el resultado el 5 de noviembre de 2026. El cúmulo más joven, UBC 63A, tiene unos 21 millones de años. El más viejo, UBC 63B, tiene unos 562 millones de años, y los dos pasaron a unos 7 parsecs (unos 23 años luz) uno del otro hace aproximadamente 6 millones de años.

Astrónomos de la Universidad de Gauhati, en Guwahati, y del Instituto Indio de Astrofísica (IIA), en Bengaluru, dirigieron el trabajo. El IIA es un instituto autónomo del Departamento de Ciencia y Tecnología (DST), fue fundado por Vainu Bappu, gestiona el Observatorio Solar de Kodaikanal y fue uno de los institutos detrás del telescopio ultravioleta de AstroSat. La autoría principal es de Samrat Biswas, titular de una beca sénior de investigación (Senior Research Fellow) DST INSPIRE en la Universidad de Gauhati. Entre sus coautores figuran Biman J. Medhi y A. H. Sheikh, de la Universidad de Gauhati, Sukanta Deb, de la Universidad Cotton, H. S. Das, de la Universidad de Assam, Maheswar Gopinathan y Ram Sagar, del IIA, y colegas de Italia, China y Japón. El artículo apareció en The Astronomical Journal (volumen 172, número 3) el 13 de agosto de 2026, en acceso abierto, después de que un preprint se publicara en el servidor arXiv el 20 de julio.

Qué encontró el equipo

UBC 63 es un cúmulo abierto, que el comunicado del PIB describe como un grupo poco poblado de estrellas unidas con holgura por la gravedad. Britannica define un cúmulo abierto como un grupo de estrellas jóvenes ligadas por la gravitación mutua. El PIB dice que UBC 63 se había pasado en gran parte por alto, con artículos anteriores que daban solo cifras preliminares y lo trataban como un único sistema. El artículo de Biswas dice que estudios anteriores situaban su edad entre 21,3 y 60,3 millones de años.

El equipo indio lo dividió en 246 estrellas miembro probables: 98 en UBC 63A y 148 en UBC 63B. El artículo da las edades como 21 millones de años (más o menos 4 millones) y 562 millones de años (más o menos 43 millones). La diferencia de 541 millones de años, más o menos 43 millones, es demasiado grande para que los dos se hubieran formado juntos. Las tablas del artículo dan a UBC 63A una masa de unos 294 soles (más o menos 58) y a UBC 63B de unos 435 (más o menos 87).

El comunicado del PIB atribuye el resultado al aprendizaje automático y a simulaciones dinámicas ejecutadas en ordenadores de alto rendimiento. En el artículo, el paso de aprendizaje automático es una herramienta estadística llamada modelo de mezclas gaussianas, y las simulaciones son cálculos de órbitas más una simulación directa de N cuerpos, en la que se sigue paso a paso la atracción gravitatoria entre las estrellas.

Cómo se escondían dos cúmulos dentro de uno

La primera pista estaba en los colores. Cuando el equipo representó las 246 estrellas por brillo y color, cayeron a lo largo de dos trazas separadas, donde un solo cúmulo daría una. Los autores comparan el patrón con un viejo par conocido, NGC 1605a y NGC 1605b. Ese gráfico aún no había sido corregido por el polvo desigual entre las estrellas y la Tierra, así que el equipo lo repitió estrella por estrella con correcciones de polvo a partir de valores de extinción publicados y ajustó trazas teóricas de evolución estelar (modelos MIST) a cada grupo.

La segunda comprobación usó el movimiento. Un modelo de mezclas gaussianas aplicado a la posición de cada estrella en el cielo, su paralaje y dos valores de movimiento propio (explicados más abajo) probó de uno a cinco grupos, y la puntuación estadística tuvo un mínimo claro en dos. Una segunda ejecución en paralelo, con umbrales de pertenencia más estrictos, dio resultados coherentes, dice el artículo. UBC 63A se solapa casi por completo con las estrellas que los catálogos anteriores habían asignado a UBC 63. UBC 63B es el componente nuevo, con un paralaje y un movimiento propio ligeramente distintos.

La tercera comprobación vino de las propias estrellas. UBC 63B contiene dos estrellas del cúmulo rojo (red clump), estrellas evolucionadas que queman helio en su núcleo, y una probable rezagada azul. Los autores dicen que las estrellas del cúmulo rojo respaldan de forma independiente una edad mayor para UBC 63B. En 100 repeticiones simuladas que variaron las mediciones dentro de sus errores, las dos estrellas tuvieron probabilidades medias de pertenencia a UBC 63B de 0,62 y 0,59, por encima del umbral de 0,5 que usó el equipo. Existen velocidades radiales, medidas a partir del desplazamiento Doppler de la luz estelar a lo largo de la línea de visión, para 9 estrellas de UBC 63A y 18 de UBC 63B. Difieren en 3,46 más o menos 1,70 kilómetros por segundo.

Qué aporta Gaia

Las mediciones proceden de Gaia, la misión de la Agencia Espacial Europea (ESA) que observó del 27 de julio de 2014 al 15 de enero de 2025. La ESA dice que realizó más de tres billones de observaciones de dos mil millones de estrellas y otros objetos. La tercera publicación de datos de Gaia (Gaia Data Release 3), publicada el 13 de junio de 2022 y la que usó el equipo indio, incluye soluciones completas de posición, paralaje y movimiento propio para unas 1.460 millones de fuentes, según el archivo de Gaia.

La ESA explica las dos magnitudes que importan aquí. El paralaje es el pequeño desplazamiento aparente de una estrella cercana frente al fondo lejano cuando cambia la posición del observador, y da la distancia de la estrella. El movimiento propio es el cambio real de posición de la estrella a través del cielo. Como el paralaje se repite cada año y el movimiento propio es constante, unos pocos años de seguimiento permiten a los científicos de Gaia separar ambos para cada estrella. Combinados con la velocidad radial, dan el movimiento de cada estrella por el espacio.

Esas mediciones son la razón por la que se pudo separar el par. En la tabla del artículo, UBC 63A está a unos 1.502 parsecs y UBC 63B a unos 1.527 parsecs, y sus movimientos propios difieren ligeramente. Un censo de Emily Hunt y Sabine Reffert que buscó en Gaia DR3 recuperó 7.167 cúmulos, de los cuales 2.387 eran candidatos a objetos nuevos.

El encuentro, calculado hacia atrás y hacia delante

Para averiguar cómo dos cúmulos de edades distintas llegaron a ser vecinos, el equipo hizo correr sus órbitas bajo la gravedad de la Vía Láctea, hacia atrás en el tiempo y hacia delante. Ambos siguen trayectorias casi circulares, con excentricidades de unos 0,08 y 0,07, y tienen un momento angular similar. Cuando UBC 63A se formó hace 21 millones de años, los cúmulos estaban a unos 60 parsecs de distancia, una cifra que dan tanto el PIB como el artículo (la incertidumbre del artículo es de más o menos 29). El artículo añade que esto es comparable al tamaño de una nube molecular gigante, lo que sugiere que ambos pudieron venir del mismo complejo de nubes.

La máxima aproximación fue de unos 7 parsecs (más o menos 2), hace unos 6 millones de años. Hoy la separación en 3D es de 26 parsecs (más o menos 8), que el PIB convierte en unos 85 años luz. La velocidad relativa es de 3,60 más o menos 1,80 kilómetros por segundo, muy por encima de los 0,51 kilómetros por segundo que el par necesitaría para seguir ligado. En 10.000 extracciones aleatorias dentro de las incertidumbres, el artículo halla una probabilidad de alrededor del 98 por ciento de que los cúmulos no estén ligados. Se están alejando, y el cálculo hacia delante del artículo los sitúa a unos 491 parsecs (más o menos 213) dentro de otros 100 millones de años.

Los autores informan también de valores bajos del factor de marea y de estrellas candidatas a miembro situadas más allá del radio de Jacobi de cada cúmulo, el límite fijado por las fuerzas de marea. Lo interpretan como señales de una interacción de marea breve y fuerte durante el encuentro, y dicen que hace falta un estudio detallado de esas estrellas dispersas para separar el efecto del encuentro del de la Vía Láctea.

Por qué importa un par de cúmulos

El comunicado del PIB dice que los encuentros entre cúmulos estelares son relativamente poco comunes, así que encontrar un par poco después de uno ofrece una vista de cómo la gravedad remodela los cúmulos. El artículo cita estimaciones anteriores según las cuales los cúmulos binarios son del 8 al 12 por ciento de los cúmulos abiertos y enumera otros dos pares de encuentro hallados recientemente, ASCC 71 con ESO 064-65 y NGC 2129 con UBC 437. Los autores llaman a UBC 63 un laboratorio raro y en tiempo real para estudiar los efectos de marea entre cúmulos cercanos al Sol.

Qué tan firme es el resultado

El comunicado del PIB dice que el análisis confirmó dos poblaciones distintas. El resumen del artículo describe UBC 63 como “un candidato convincente a cúmulo doble que atraviesa una interacción de encuentro sin ligadura”, y su conclusión dice que el par se interpreta mejor como un sistema de encuentro con interacción de marea y sin ligadura. También enumera sus límites. El cálculo de órbitas trata cada cúmulo como una masa puntual, la simulación de N cuerpos hacia atrás parte de una configuración simplificada, y el primer gráfico de color carecía de la corrección de polvo. La simulación de N cuerpos da separaciones de unos 7,4 parsecs en la máxima aproximación, 25 hoy y 452 dentro de 100 millones de años, que según los autores concuerdan, dentro de los márgenes de error, con el cálculo de órbitas.