V445 Puppis fue una nova en la constelación de Puppis . Fue descubierta por Kazuyoshi Kanatsu de Matsue, Shimane , Japón , quien registró una magnitud máxima de el 18 de diciembre de 2000. La nova fue reportada por Taichi Kato de la Universidad de Kioto 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 simple (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 disminuía con el aumento de 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 esta explosión, junto con un enriquecimiento de helio y carbono, y un nivel más alto de ionización, sugirió que fue el primer caso observado de una nova de helio . Se cree que esto ocurre cuando una estrella enana blanca acrecienta predominantemente helio (en lugar de hidrógeno) de una estrella compañera en órbita. Cuando se ha acumulado suficiente helio a lo largo de una capa en la superficie de la enana blanca, una explosión termonuclear descontrolada da como resultado una explosión de nova. Por lo tanto, V445 Puppis puede pertenecer a un sistema estelar binario y estar rodeada por un disco de acreción de materia extraída de la estrella compañera. [8]
En la actualidad, el sistema está oculto por una nube de polvo ópticamente espesa. [2] Se ha observado un flujo de material bipolar que se aleja del sistema a una velocidad de 6720 ± 650 km s −1 . Los nudos de material dentro de este flujo se mueven a velocidades de hasta 8450 ± 570 km s −1 . Según la paralaje de expansión de este flujo, el sistema se encuentra a una distancia de 8,2 ± 0,5 kpc . [9]
La masa estimada de la enana blanca del sistema V445 Puppis es 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 acerca al límite de Chandrasekhar de aproximadamente 1,38 masas solares , es probable que explote como una supernova de tipo Ia . [2]