Deux étoiles orbitent l'une autour de l'autre. L'une d'elles est une naine blanche dense, de la taille de la Terre mais avec la masse du Soleil. Sa compagne est une étoile ordinaire qui transfère de la matière vers la naine. De temps en temps, le gaz accumulé s'embrase comme une bombe à hydrogène géante, et l'étoile devient temporairement des milliers de fois plus brillante. C'est la nova récurrente T Pyxidis, qui a connu six éruptions de ce type depuis 1890.
Mais que devient la matière lors d'une éruption ? Une partie est éjectée dans l'espace, l'autre reste sur la naine blanche. Si la naine finit par accumuler une masse supérieure à une certaine limite, elle explosera en supernova de type Ia — ce fameux « phare standard » qui sert à mesurer les distances dans l'Univers. Les astronomes débattent donc depuis longtemps : T Pyxidis accumule-t-elle ou perd-elle de la masse ?
La nouvelle méthode s'est avérée plus simple et plus fiable. Les astronomes ont suivi la période orbitale du couple de 1986 à 2025. Après l'éruption de 2011, la période a augmenté de 50 millionièmes — un changement infime, mais suffisant pour calculer la masse de matière éjectée. Il s'avère qu'en une seule éruption, l'étoile perd plus de 2400 dix-millionièmes de la masse solaire, et sur un cycle complet, elle perd plus de 11 fois ce qu'elle parvient à accumuler.
Cela signifie que T Pyxidis ne deviendra jamais une supernova de type Ia. C'est la septième étude qui élimine un candidat populaire parmi les progéniteurs de ces explosions. La question de savoir ce qui explose réellement en supernova de type Ia reste ouverte.
tel que rédigé par les auteurs, en anglais 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.
L'éruption de la nova récurrente T Pyxidis en 2011 a été si brillante qu'on pouvait voir l'étoile avec un petit télescope, alors qu'elle est habituellement des centaines de fois plus faible.