V445 Puppis
V445 Puppis era una nova en la constelación de Puppis . Fue descubierto por Kazuyoshi Kanatsu de Matsue, Shimane , Japón , quien registró una magnitud máxima de 8,6 el 28 de noviembre de 2000. Taichi Kato de la Universidad de Kyoto informó de la nova en la circular 7552 de la Unión Astronómica Internacional , emitida el 30 de diciembre de 2000 . [3] La ubicación de esta nova coincidió con una estrella de magnitud 13,1 que había sido fotografiada en 1967. El movimiento propio de esta estrella se midió como -4,7 mas / año en ascensión recta y +6,4 mas / año en declinación, con un error estándar de 4 mas / año. [4]
El examen del espectro óptico de esta nova mostró líneas de absorción de calcio (Ca I), sodio (Na I) y hierro ionizado individualmente (Fe II). El espectro inicial era deficiente en hidrógeno y no coincidía con los típicos de otros tipos de novas. [4] [5] El espectro infrarrojo medido el 31 de enero mostró un continuo sin rasgos distintivos que disminuyó al aumentar la longitud de onda . Esto es consistente con la emisión de polvo calentado y sugiere que la estrella es una nova recurrente que ha generado polvo durante estallidos anteriores. [6] Para 2004, el objeto se había desvanecido y la emisión de polvo había desaparecido. [7]
El nivel deficiente de hidrógeno en este estallido, junto con un enriquecimiento de helio y carbono, y un mayor nivel de ionización, sugirió que era el primer caso observado de una nova de helio . Se teoriza que esto ocurre cuando una estrella enana blanca acumula predominantemente helio (en lugar de hidrógeno) de un compañero en órbita. Cuando se ha acumulado suficiente helio a lo largo de una capa en la superficie de la enana blanca, una explosión termonuclear de fuga da como resultado un estallido de nova. Por lo tanto, V445 Puppis puede pertenecer a un sistema estelar binario y estar rodeado por un disco de acreción de materia extraída de la estrella compañera. [8]
En la actualidad, el sistema está oscurecido por una nube de polvo ópticamente espesa. [2] Se ha observado una salida bipolar de material alejándose del sistema a una velocidad de 6.720 ± 650 km s −1 . Los nudos de material dentro de este flujo de salida se mueven a velocidades de hasta 8.450 ± 570 km s −1 . Basado en el paralaje de expansión para este flujo de salida, el sistema se encuentra a una distancia de 8.2 ± 0.5 kpc . [9]
La enana blanca en el sistema V445 Puppis tiene una masa estimada de más de 1,3 veces la masa del Sol , y esta masa está aumentando debido a los destellos recurrentes de la capa de helio del material acretado. A medida que la masa de la enana blanca se acerque al límite de Chandrasekhar de aproximadamente 1,38 masas solares , es probable que explote como una supernova de Tipo Ia . [2]
