Пара звёзд кружится друг вокруг друга. Одна из них — плотный белый карлик размером с Землю, но массой с Солнце. Его соседка — обычная звезда, которая перетекает на карлика своё вещество. Время от времени накопившийся газ вспыхивает, как гигантская водородная бомба, и звезда на время становится в тысячи раз ярче. Это повторная новая T Pyxidis, и такие вспышки у неё случались шесть раз с 1890 года.
Но что происходит с веществом при вспышке? Часть его выбрасывается в космос, а часть остаётся на белом карлике. Если карлик в итоге наберёт массу больше определённого предела, он взорвётся как сверхновая типа Ia — тот самый «стандартный маяк», по которому измеряют расстояния во Вселенной. Поэтому астрономы давно спорят: T Pyxidis накапливает или теряет массу?
Новый метод оказался проще и надёжнее. Астрономы следили за орбитальным периодом пары с 1986 по 2025 год. После вспышки 2011 года период увеличился на 50 миллионных долей — это крошечное изменение, но его хватило, чтобы рассчитать массу выброшенного вещества. Оказалось, за одну вспышку звезда теряет более 2400 десятимиллионных долей массы Солнца, а за весь цикл — более чем в 11 раз больше, чем успевает накопить.
Значит, T Pyxidis никогда не станет сверхновой типа Ia. Это уже седьмая работа, которая закрывает популярных кандидатов в прародители таких взрывов. Вопрос о том, что же на самом деле взрывается как сверхновые типа Ia, остаётся открытым.
как её написали авторы, на английском 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.
Вспышка повторной новой T Pyxidis в 2011 году была настолько яркой, что звезду можно было увидеть в небольшой телескоп, хотя обычно она в сотни раз тусклее.