Continúa el misterio sobre V445 Pup

La posible Nova Puppis, de la que venimos dando cuenta estas semanas, aún no ha desvelado su enigma: ¿qué tipo de estrella variable es? Desde la LIADA y la REA, los observadores latinoamericanos están realizando un gran esfuerzo observacional siguiendo las variaciones de V445 Pup.
La extraña estrella ha bajado de brillo en media magnitud en promedio. Actualmente oscuila en torno a 9,7, con algunos picos de actividad rápida como el reportado por el equipo de ALDA (Barquisimeto, Venezuela) en la noche del 20 de enero.

Es interesante destacar que la incesante actividad de LIADA y de REA en la observación de la nova se ve reflejada en un 30 - 40% de las observaciones remitidas a vsnet sobre la nova a nivel mundial. Un gran logro.

Esto evidentemente es un incentivo para desarrollar futuros programas conjuntos de observación a nivel latinoamericano (LIADA- REA) para cubrir gran cantidad de estrellas que necesitan observaciones.

V445 Puppis parece no haber alcanzado la amplitud necesaria para ser clasificada como una nova en toda su dimensión. Las novas tienen una amplitud entre 7 y 15 magnitudes, siendo las más rápidas, las más poderosas y las de mayor amplitud (Na) y las más lentas (Nc o novas simbióticas) las estrellas cuya amplitud es menor y la duración de la erupción mayor. esto se explicaría principalmente por la eyección total de la envoltura de hidrógeno en las Na (con lo cual la enana blanca se queda sin combustible) y por la eyección parcial en las Nc, lo que implica que parte del material eyectado, al ser la explosión menos energética, retorna a la supericie de la enana blanca proveyéndola de material para quemar durante decenas de años más.

Pero V445 Puppis no presenta hidrógeno en su espectro (W.Liller). Tal como las RCB, estrellas deficientes (en su mayoría) en ese elemento. Las RCB se cree que son el producto de un flash final de helio en una estrella post-AGB que se dirige al estado de enana blanca, o la unión de dos enanas blancas de baja masa. En estas estrellas, esto explica la deficiencia de hidrógeno.

Pero en V445 Puppis no se ha detectado exceso infrarrojo producto del polvo que rodea a estas estrellas, ni líneas de absorción del carbono, como por ejemplo se encontraron en V4334 Sgr, estrella que experimentó un flash final de helio.

Taichi Kato comentó estos temas en VSNET, agregando que tampoco se han encontrado vestigios de gas circundante como el presente en las FUORs, estrellas recién nacidas y que suelen presentar comportamientos parecidos a las Nc en cuanto a la curva de luz pero cuya naturaleza es totalmente diferente.

Por último, las estrellas simbióticas, presentan hidrógeno en su espectro y contienen una gigante roja y una enana blanca como componentes. Pero la medición de la estrella progenitora de V445 Puppis no determina (por el color) la presencia de la gigante roja. Esto no significa que no exista, pero dificult la interpretación del sistema. La diferencia entre las estrellas simbióticas y las novas simbióticas (Nc) es que las ZAND no muestran eyección de material, por ello las amplitudes nunca son mayores a 5 ó 6 magnitudes y las curvas son mucho más irregulares.

Tanto masa como distancia son factores que influyen decisivamente en el comportamiento de todos estos sistemas de estrellas dobles descriptos.

El hecho de una estrella progenitora relativamente azul, recuerda a la nova recurrente T Pyx, cuyo índice de color en el mínimo es de 0,1 (¡intrínseco -0,26!), lo cual indica que la estrella secundaria no es una gigante roja.

T Pyxidis es una nova recurrente, una clase heterogénea de objetos con amplitudes cercanas a las 7 magnitudes cuyas erupciones pueden estar generadas por explosiones termonucleares (como las novas clásicas) o por inestabilidades en el disco de acreción (como las novas enanas). T Pyx entra en la primer categoría: las explosiones serían termonucleares. La enana blanca tendría una masa cercana al límite de Chandrasekhar (1,44 masas solares) lo cual explica que se produzcan explosiones más seguido (se necesita menos materia para alcanzar la temperatura y presión críticas, ya que la enana blanca es más luminosa y masiva de por sí). Y la estrella "donante" sería una estrella de la secuencia principal, como en el caso de las Na. T Pyx presenta además la curva de desarrollo más lento de las novas recurrentes (Nr) conocidas.

P. Schmeer sugirió que la estrella podría ser una nova enana de helio como V803 Centauri o CR Bootis, experimentando una explosión termonuclear. Según Taichi Kato, estas "novas de helio" son sólo teóricas, y V445 Puppis podría ser un primer ejemplo. Pero el Profesor Sumner Starrfield recalcó que Ron Taam y sus estudiantes estudiaron las consecuencias de la acreción de helio en enanas blancas hace bastante tiempo y el resultado fue que la explosión resultante sería la de una SNIa, las suopernovas más energéticas conocidas (sin contar las pronbables "hipernovas") y que, justamente se caraterizan por la ausencia de hidrógeno.

En resumen, tal vez V445 Puppis sea un eslabón perdido con elementos comunes a algunas de estas clases. Su amplitud de sólo seis magnitudes y su espectro parecen sugerirlo. Es importante continuar observando y ver qué pasa con el brillo y con el espectro en las sucesivas noches.

Sebastián Otero pertenece a la Liga Iberoamericana de Astronomía, y es el descubridor de la variabilidad de delta Scorpii, una de las estrellas más brillantes a simple vista.