Orbital Period Changes of Recurrent Nova T Pyxidis Demonstrate that M_ejecta >> 11.3xM_accreted and Is Not a Type Ia Supernova Progenitor

Resumen Técnico: Cambios en el Periodo Orbital de la Nova Recurrente T Pyxidis Demuestran que $M_{\text{ejecta}} \gg 11.3 \times M_{\text{accreted}}$ y que no es un Progenitor de Supernova Tipo Ia

Problema:
El objetivo central es resolver si la nova recurrente (RN) T Pyxidis (T Pyx) es un progenitor candidato para las supernovas de Tipo Ia (SNIa). Para que un sistema evolucione hacia una SNIa bajo el modelo de degeneración simple (SD), la masa de la enana blanca (WD) debe aumentar hasta alcanzar la masa de Chandrasekhar. Esto requiere que la masa acumulada por acreción ($M_{\text{accreted}}$) durante el ciclo de erupciones sea mayor que la masa expulsada en las erupciones de nova ($M_{\text{ejecta}}$). Los intentos previos de medir $M_{\text{ejecta}}$ mediante métodos tradicionales (flujo de líneas de emisión) han fallado, presentando incertidumbres de hasta tres órdenes de magnitud.

Metodología:
El autor emplea una técnica de experimento de temporización (timing experiment) basada en la medición del cambio en el periodo orbital ($\Delta P$) a través de la erupción de 2011.

1. Medición de $\Delta P$: Utilizando una serie temporal de fotometría de mínimos de luz que abarca desde 1986 hasta 2025 (incluyendo datos de TESS y AAVSO), se determinó que el periodo aumentó en $+50.3 \pm 7.9$ partes por millón (ppm) tras la erupción de 2011.
2. Física de la Eyección: Se utiliza la conservación del momento angular y la ley de Kepler para derivar un límite inferior estricto de la masa eyectada. A diferencia de los métodos tradicionales, este método es independiente de la distancia, la extinción o los modelos de temperatura.
3. Balance de Masa: Se reconstruyó la historia completa de la tasa de acreción ($\dot{M}$) desde la erupción de la nova clásica de 1866, pasando por la fase de nova recurrente (RN), hasta la fase de quiescencia proyectada, utilizando la curva de luz en banda B para escalar la acreción.

Contribuciones Clave:

• Nuevo Método de Medición: Establece que la medición del cambio de periodo orbital es el único método fiable para determinar la masa eyectada en sistemas con cambios de periodo positivos.
• Reconstrucción del Ciclo de Erupción: Identifica que T Pyx está en una fase de RN "disparada" por una erupción de nova clásica en 1866, la cual inició un ciclo de alta acreción que está decayendo secularmente.
• Análisis de la Composición: Argumenta que, dado que la masa de la WD es muy alta ($\sim 1.33 \, M_\odot$), la estrella debe ser una enana blanca de Oxígeno-Neón (ONe), lo que la descalifica para una SNIa convencional.

Resultados:

• Masa Eyectada ($M_{\text{ejecta}}$): Para la erupción de 2011, se estima que $M_{\text{ejecta}} > 2400 \times 10^{-7} \, M_\odot$, con un límite inviolable de $\gg 354 \times 10^{-7} \, M_\odot$. Sumando todas las erupciones del ciclo, $M_{\text{ejecta}} \gg 2144 \times 10^{-7} \, M_\odot$.
• Masa Acumulada ($M_{\text{accreted}}$): Se calculó que la WD solo acumula $220 \times 10^{-7} \, M_\odot$ durante todo el ciclo de erupción.
• Conclusión del Balance: Se demuestra que $M_{\text{ejecta}} \gg 11.3 \times M_{\text{accreted}}$. La masa de la enana blanca está disminuyendo drásticamente en lugar de aumentar.

Significancia:
El estudio descarta de forma definitiva a T Pyx como progenitor de SNIa. Además, el trabajo tiene implicaciones profundas para la evolución de las variables cataclísmicas (CV), ya que demuestra que T Pyx es un contraejemplo al paradigma de que todas las CV evolucionan de periodos largos a cortos; en cambio, T Pyx muestra una evolución de periodo corto a largo debido a la pérdida de masa y momento angular durante su fase de RN. Este es el séptimo estudio en una serie que desmiente la capacidad de diversos candidatos populares para convertirse en supernovas Tipo Ia.