Un par de estrellas gira una alrededor de la otra. Una de ellas es una enana blanca densa, del tamaño de la Tierra pero con la masa del Sol. Su compañera es una estrella normal que transfiere materia a la enana. De vez en cuando, el gas acumulado estalla como una bomba de hidrógeno gigante, y la estrella se vuelve miles de veces más brillante durante un tiempo. Esta es la nova recurrente T Pyxidis, y ha sufrido este tipo de erupciones seis veces desde 1890.
Pero, ¿qué ocurre con la materia durante la erupción? Parte se expulsa al espacio y parte permanece en la enana blanca. Si la enana finalmente acumula masa por encima de un cierto límite, explotará como supernova de tipo Ia: ese "faro estándar" con el que se miden las distancias en el universo. Por eso los astrónomos llevan tiempo debatiendo: ¿T Pyxidis acumula o pierde masa?
El nuevo método resultó más sencillo y fiable. Los astrónomos siguieron el período orbital del par desde 1986 hasta 2025. Tras la erupción de 2011, el período aumentó en 50 millonésimas: un cambio diminuto, pero suficiente para calcular la masa del material expulsado. Resultó que en una sola erupción la estrella pierde más de 2400 diezmillonésimas de la masa solar, y en todo el ciclo pierde más de 11 veces lo que logra acumular.
Por lo tanto, T Pyxidis nunca se convertirá en supernova de tipo Ia. Este es ya el séptimo estudio que descarta a un candidato popular a progenitor de estas explosiones. La cuestión de qué es lo que realmente explota como supernova de tipo Ia sigue abierta.
tal como lo escribieron los autores, en inglés 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.
La erupción de la nova recurrente T Pyxidis en 2011 fue tan brillante que la estrella pudo verse con un telescopio pequeño, aunque normalmente es cientos de veces más tenue.