زوج من النجوم يدور حول بعضهما البعض. أحدهما قزم أبيض كثيف بحجم الأرض ولكن بكتلة الشمس. جاره نجم عادي ينقل مادته إلى القزم. من وقت لآخر، ينفجر الغاز المتراكم مثل قنبلة هيدروجينية هائلة، ويصبح النجم أكثر سطوعًا بآلاف المرات مؤقتًا. هذا هو المستعر المتكرر T Pyxidis، وقد حدثت له مثل هذه الانفجارات ست مرات منذ عام 1890.
ولكن ماذا يحدث للمادة أثناء الانفجار؟ يُقذف جزء منها إلى الفضاء، ويبقى جزء آخر على القزم الأبيض. إذا اكتسب القزم في النهاية كتلة أكبر من حد معين، فسوف ينفجر كمستعر أعظم من النوع Ia — وهو "المنارة القياسية" التي تُقاس بها المسافات في الكون. لذلك ظل علماء الفلك يتجادلون منذ فترة طويلة: هل يكتسب T Pyxidis كتلة أم يفقدها؟
الطريقة الجديدة أبسط وأكثر موثوقية. راقب علماء الفلك الفترة المدارية للزوج من عام 1986 إلى عام 2025. بعد انفجار عام 2011، زادت الفترة بمقدار 50 جزءًا من المليون — وهو تغيير ضئيل، لكنه كان كافيًا لحساب كتلة المادة المقذوفة. واتضح أن النجم يفقد أكثر من 2400 جزء من عشرة ملايين من كتلة الشمس في الانفجار الواحد، وخلال الدورة الكاملة يفقد أكثر من 11 ضعف ما يكتسبه.
إذن، لن يصبح T Pyxidis أبدًا مستعرًا أعظم من النوع Ia. هذه هي الدراسة السابعة التي تستبعد مرشحين شائعين لأسلاف مثل هذه الانفجارات. يبقى السؤال حول ما الذي ينفجر فعليًا كمستعرات عظمى من النوع Ia مفتوحًا.
كما كتبه المؤلفون، بالإنجليزية arXiv:2602.09377
Recurrent nova (RN) T Pyxidis (T Pyx) has a complex history of mass accreting-onto and ejection-from the white dwarf, with a classical nova eruption around 1866 kick-starting a RN-phase with six RN eruptions from 1890--2011. T Pyx is a primary progenitor candidate for Type Ia supernovae (SNIa). This is chiefly a question of whether the mass accreted by the white dwarf ($$M_{\rm accreted}$$) is more-or-less than the mass ejected by the nova eruptions ($$M_{\rm ejecta}$$) over the entire eruption cycle. Prior attempts to measure $$M_{\rm ejecta}$$ from the traditional methods have a scatter of $$>$$130$$\times$$, so only a new technique can provide a measure of adequate accuracy and reliability. This new technique is the timing experiment of measuring the orbital period from 1986 to 2025, where the period increased by $$+$$50.3$$\pm$$7.9 parts-per-million across the 2011 eruption. With simple and sure physics, the best estimate for the mass ejected by one RN event is $$>$$2400$$\times$$10$$^{-7}$$ M$$_{\odot}$$, with an extreme inviolate limit of $$\gg$$354$$\times$$10$$^{-7}$$ M$$_{\odot}$$. Over all eruptions in a cycle, $$M_{ejecta}$$$$>$$17120$$\times$$10$$^{-7}$$ M$$_{\odot}$$, with an inviolate limit of $$M_{ejecta}$$$$\gg$$2144$$\times$$10$$^{-7}$$ M$$_{\odot}$$. Over the full eruption cycle, the white dwarf accreted 220$$\times$$10$$^{-7}$$ M$$_{\odot}$$. So M$$_{\rm ejecta}$$$$\gg$$11.3$$\times$$M$$_{\rm accreted}$$, and T Pyx can never become a SNIa. This paper is the seventh in a series proving that each of various popular candidate SNIa progenitors cannot possibly evolve to a supernova; including V445 Pup, U Sco, T CrB, all symbiotic stars, FQ Cir, V1405 Cas, and now T Pyx.
كان انفجار المستعر المتكرر T Pyxidis عام 2011 ساطعًا جدًا لدرجة أنه كان يمكن رؤيته بتلسكوب صغير، على الرغم من أنه عادة ما يكون أكثر خفوتًا بمئات المرات.