CP de la Popa

nova
(S'ha redirigit des de: CP Puppis)

La CP de la Popa o Nova de la Popa 1942 és el nom que els astrònoms li van donar a la nova apareguda a la constel·lació de la Popa (Puppis), l'any 1942. A partir d'un estel de magnitud 17, va aconseguir una magnitud aparent de 0.3, sent aquesta la lluentor intrínseca més alta de qualsevol nova del segle xx, podent-se veure a ull nu.[4]

Infotaula objecte astronòmicCP de la Popa
Tipusestel Modifica el valor a Wikidata
Data de descobriment1942 Modifica el valor a Wikidata
Constel·lacióPopa Modifica el valor a Wikidata
ÈpocaJ2000.0 Modifica el valor a Wikidata
Característiques físiques i astromètriques
Distància de la Terra3.720 a. ll.
813,1403 pc [1] Modifica el valor a Wikidata
Magnitud aparent (V)15 (banda V)[2] Modifica el valor a Wikidata
Paral·laxi1,2298 mas[1] Modifica el valor a Wikidata
Moviment propi (declinació)2,432 mas/a [1] Modifica el valor a Wikidata
Moviment propi (ascensió recta)−1,761 mas/a [1] Modifica el valor a Wikidata
Velocitat radial37 km/s[3] Modifica el valor a Wikidata
Ascensió recta (α)8h 11m 46.0635s[1] Modifica el valor a Wikidata
Declinació (δ)-36° 38' 55.0137''[1] Modifica el valor a Wikidata
Catàlegs astronòmics

Es va reduir en tres magnituds en un interval de 6,5 dies, un dels descensos més pronunciats mai notats per una nova. Aproximadament 14 anys després, es va detectar la closca expulsada per l'esdeveniment nova, cosa que va permetre calcular la distància. El 2000, aquesta distància es va revisar a 3.720 anys llum (1.140 parsecs) després de corregir els possibles errors.[5] La nau espacial Gaia va mesurar la paral·laxi de l'estel i va precisar una distància de 815 parsecs.[6]

L'esclat de nova pot explicar-se per una nana blanca que acumula matèria d'un company; molt probablement un estel de seqüència principal de baixa massa. Aquest sistema binari proper té un període orbital de 1,47 hores, que és un dels períodes més curts de la nova clàssica coneguda. Inusualment, la nana blanca pot tenir un camp magnètic. Altres propietats del sistema segueixen sent incertes, encara que les observacions de l'emissió de rajos X del sistema suggereixen que la nana blanca té una massa de més d'1.1 vegades la massa del Sol.[7]

Referències modifica

  1. 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 Afirmat a: Gaia Data Release 2. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 25 abril 2018.
  2. Afirmat a: SIMBAD.
  3. «Vitesses radiales. Catalogue WEB: Wilson Evans Batten. Radial velocities: The Wilson-Evans-Batten catalogue». Astronomy and Astrophysics, desembre 1995, pàg. 269–280.
  4. «V1500 Cyg (Nova Cygni 1975)». AAVSO. [Consulta: 24 desembre 2020].
  5. Orio, M.; Mukai, K.; Bianchini, A.; de Martino, D. «New X-Ray Observations of the Old Nova CP Puppis and of the More Recent Nova V351 Puppis». The Astrophysical Journal, 690, 2, gener 2009, p. 1753–1763. DOI: 10.1088/0004-637X/690/2/1753.
  6. Schaefer, Bradley E. «The distances to Novae as seen by Gaia». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 481, 3, 2018, pàg. 3033–3051. arXiv: 1809.00180. Bibcode: 2018MNRAS.481.3033S. DOI: 10.1093/mnras/sty2388.
  7. Orio, M.; Mukai, K.; Bianchini, A.; de Martino, D. «New X-Ray Observations of the Old Nova CP Puppis and of the More Recent Nova V351 Puppis». The Astrophysical Journal, 690, 2, gener 2009, p. 1753–1763. DOI: 10.1088/0004-637X/690/2/1753.