JWST Spectroscopy of SN Ia 2022aaiq and 2024gy: Evidence for Enhanced Central Stable Ni Abundance and a Deflagration-to-Detonation Transition

Resumen Técnico: Espectroscopía de JWST de SN Ia 2022aaiq y 2024gy

Problema y Motivación
Las supernovas de tipo Ia (SN Ia) son explosiones termonucleares de enanas blancas (WD) cuyos rendimientos nucleosintéticos dependen sensiblemente de la densidad del progenitor y del mecanismo de explosión. La abundancia de elementos del grupo del hierro (IGE) estables, particularmente el níquel estable (Ni), sirve como un diagnóstico crítico: requiere las densidades y temperaturas más altas, lo que distingue entre progenitores de masa cercana a la de Chandrasekhar ($M_{\text{Ch}}$) y de sub-$M_{\text{Ch}}$. Históricamente, el análisis del Ni estable se ha visto obstaculizado por el solapamiento de líneas en los espectros ópticos y la absorción telúrica atmosférica en el infrarrojo cercano (NIR). Aunque estudios previos identificaron características de [Ni II] 7378 Å y 1.94 µm, la detección robusta de componentes estrechos indicativos de aumentos de densidad central ha sido difícil. El Telescopio Espacial James Webb (JWST) ofrece la capacidad de observar diagnósticos de Ni estable en el infrarrojo medio (MIR) ([Ni II] 6.64 µm, [Ni III] 7.35 µm, etc.) con una alta relación señal-ruido (S/N) y un solapamiento mínimo, proporcionando una nueva ventana hacia la estructura química y la geometría de la explosión de las SN Ia.

Metodología
Los autores presentan espectroscopía de resolución media en el óptico, NIR y MIR de dos SN Ia normales, 2022aaiq y 2024gy, obtenidas durante la fase nebular (125–337 días post-pico) utilizando NIRSpec y el Espectrógrafo de Resolución Media (MRS) de MIRI del JWST. El conjunto de datos abarca de 0.35 a 28 µm. Para fines comparativos, el estudio incluye datos de archivo de JWST reanalizados de la SN normal 2021aefx y de la SN 2022xkq, de tipo similar a la SN 1991bg (subluminosa).

Pasos metodológicos clave incluyen:

• Reducción de Datos: Se aplicó un flujo de trabajo de reducción consistente a todos los datos de MIRI/MRS, utilizando el pipeline de JWST y AstroBkgInterp para la sustracción de fondo optimizada para fuentes puntuales.
• Identificación y Ajuste de Líneas: Las líneas espectrales se identificaron utilizando las predicciones de Blondin et al. (2023). Los autores emplearon el ajuste simultáneo de regiones espectrales solapadas mediante formas funcionales (Lorentziana, super-Gaussiana, de cima plana inclinada) para modelar los perfiles de las líneas.
• Análisis Cinemático: Se derivaron los desplazamientos de velocidad ($v_{\text{off}}$) y la anchura a media altura (FWHM) para mapear la distribución espacial de los elementos.
• Inversión de Emisividad: Asumiendo simetría esférica y expansión homóloga, los autores invirtieron los perfiles de las líneas para derivar perfiles de emisividad $j(v)$, visualizando la distribución 3D de Ni estable, Co radiactivo y elementos de masa intermedia (IMEs).
• Experimentos de Transferencia Radiativa: Utilizando el código CMFGEN sobre modelos de Detonación Demorada (DDT) con promedio esférico (específicamente el modelo N100L ddt), los autores realizaron experimentos controlados para probar cómo las modificaciones en la densidad central y la abundancia de Ni estable afectan los perfiles de líneas emergentes.
• Estimación de Luminosidad: Las luminosidades de Ni estable se calcularon integrando los flujos a través de las bandas óptica, NIR y MIR, corregidos por distancia y extinción, y extrapolados a una fase común (+130 días) para comparar SN 2024gy y SN 2022xkq.

Resultos Clave

1. Núcleos Estrechos de Ni Estable: Tanto la SN 2022aaiq como la SN 2024gy exhiben núcleos de emisión novedosos y estrechos ($v_{\text{FWHM}} < 1500$ km s$^{-1}$) en las líneas de [Ni II] 1.94 µm y 6.64 µm. Estos núcleos estrechos se asientan sobre bases de emisión más anchas, una estructura claramente resuelta en la línea de [Ni II] 6.64 µm en el MIR. Esto indica un reservorio concentrado de Ni estable en los eyectos más internos.
2. Perfil de [Ni III] de Pendiente Rota: La línea [Ni III] 7.35 µm en la SN 2024gy muestra una morfología de "pendiente rota", transicionando de una pendiente interna superficial a una pendiente externa más pronunciada. Esta característica coincide con las predicciones de los modelos de Detonación Demorada (DDT) donde las cenizas de deflagración y detonación ocupan zonas espaciales distintas.
3. Estratificación de Ionización: El ancho de las líneas de emisión de Ni depende del estado de ionización. En la SN 2024gy, [Ni III] es más ancha que [Ni II], que a su vez es más ancha que el [Ni I] puramente estrecho (detectado a +337 días). Esto sugiere que la recombinación ocurre más eficientemente en las regiones centrales más densas.
4. Estratificación Cinemática: Los IMEs (Ar, S) se extienden a velocidades más altas ($\sim$20,000 km s$^{-1}$) que los IGEs (Ni, Co; $\sim$8,000–13,000 km s$^{-1}$). En la SN 2022xkq, la separación es aún más pronunciada, con el Ni estable confinado a $\sim$4,000 km s$^{-1}$.
5. Comparación de Masa de Ni Estable: La SN 2024gy produjo aproximadamente 5 a 10 veces más masa de Ni estable que la SN 2022xkq (subluminosa). Esto favorece un escenario de masa cercana a $M_{\text{Ch}}$ para la SN 2024gy y un escenario de sub-$M_{\text{Ch}}$ para la SN 2022xkq.
6. Restricciones de Transferencia Radiativa: Los modelos estándar de DDT subestiman la fuerza del núcleo estrecho de [Ni II]. El aumento artificial de la abundancia de Ni estable en los eyectos más internos ($v < 1000$ km s$^{-1}$) en aproximadamente $10^{-3} M_{\odot}$ (un aumento de diez veces sobre el modelo base) logra reproducir con éxito la morfología del núcleo estrecho observado sin afectar otras líneas.
7. Asimetrías: Los perfiles de las líneas, particularmente [Ar III] 8.99 µm y [Co III] 11.88 µm, muestran asimetrías y desplazamientos de velocidad consistentes con la ignición descentrada y efectos de ángulo de visión.

Significancia y Afirmaciones
El artículo afirma que los perfiles de líneas resueltos accesibles vía JWST proporcionan diagnósticos directos y poderosos de la geometría de la explosión, la densidad central y la masa del progenitor de las SN Ia. La detección de núcleos estrechos de Ni estable sobre bases anchas proporciona evidencia de una abundancia de Ni estable central aumentada, consistente con las altas densidades centrales encontradas en progenitores cercanos a $M_{\text{Ch}}$ o progenitores de sub-$M_{\text{Ch}}$ de alta metalicidad. El perfil de "pendiente rota" de [Ni III] ofrece una fuerte evidencia morfológica para el mecanismo de explosión de Detonación Demorada (DDT), apoyando la separación de las cenizas de deflagración y detonación.

Sin embargo, los autores señalan que los modelos actuales de DDT en 3D no reproducen naturalmente la concentración extrema de Ni estable requerida para explicar los núcleos estrechos, lo que sugiere la necesidad de mecanismos como el confinamiento de las cenizas de deflagración o la recompresión del núcleo antes de la detonación. Si bien los datos apoyan fuertemente un origen DDT cercano a $M_{\text{Ch}}$ para la SN 2024gy, el origen de la SN 2022xkq (subluminosa) sigue siendo inconcluso, apuntando potencialmente a un escenario de doble detonación de sub-$M_{\text{Ch}}$ con condiciones específicas (por ejemplo, el asentamiento de $^{22}$Ne) que aún no son capturadas completamente por los modelos existentes. El estudio subraya que la espectroscopía de MIR de JWST es esencial para distinguir entre canales de explosión que anteriormente eran indistinguibles debido al solapamiento de líneas.