Helium superluminous SN 2021bnw : an explosion of a massive star with a pre-outburst

Resumen Técnico: Supernova Superluminosa de Helio SN 2021bnw

Enunciado del Problema
Las supernovas superluminosas (SLSNe) son eventos transitorios con magnitudes absolutas pico que superan −20 mag. Aunque muchas son impulsadas por la desaceleración de un magnetar o por desintegración radiactiva, los mecanismos específicos que impulsan las SLSNe ricas en helio (He-SLSNe) siguen siendo objeto de debate. SN 2021bnw es una He-SLSN cercana caracterizada por una curva de luz (LC) amplia que abarca 140 días y una magnitud pico de −20.5 mag. Un impulsamiento puramente radiactivo mediante la desintegración de $^{56}$Ni requeriría una masa de níquel un físicamente grande (14 $M_\odot$), lo que implicaría un origen de supernova por inestabilidad de pares (PISN). Sin embargo, la LC observada decae rápidamente después del pico y carece de la cola de alta luminosidad y evolución lenta característica de las PISNe. Por el contrario, un origen de supernova por inestabilidad de pares pulsacional (PPISN) se ve cuestionado por las restricciones específicas de energía y masa derivadas de los datos. El estudio tiene como objetivo determinar el mecanismo de impulsamiento y la naturaleza del progenitor de SN 2021bnw mediante el modelado de su curva de luz pseudo-bolométrica.

Metodología
Los autores emplearon simulaciones hidrodinámicas de transferencia radiativa utilizando el código STELLA para modelar la interacción entre los ejectos de la supernova y la materia circunestelar (CSM), complementadas con calentamiento radiactivo.

• Modelos de Ejectos: Los perfiles de los ejectos se escalaron a partir de una plantilla hidrodinámica de una estrella de helio de 90 $M_\odot$ (modelo He90 de Heger & Woosley 2002). Los autores probaron masas de ejectos que oscilan entre 15 y 90 $M_\odot$. La composición fue principalmente oxígeno, helio, carbono, silicio y azufre.
• Modelos de CSM: Los ejectos estaban rodeados por una CSM tipo viento ($\rho \propto r^{-2}$) con una composición rica en helio (relación He:C:O de 5:3:2), motivada por características espectrales en el infrarrojo cercano observadas 87 días después del pico. Las masas de la CSM variaron entre 1 y 22.2 $M_\odot$.
• Fuentes de Energía: Las simulaciones incluyeron energía cinética de la explosión, energía de interacción entre ejectos y CSM, y calentamiento radiactivo por la desintegración de $^{56}$Ni y $^{56}$Co. No se simuló inyección adicional de energía durante la fase principal de la explosión.
• Análisis de Épocas Tempranas: Para explicar los puntos de datos tempranos (aprox. 38 días antes del pico) que superaron la luminosidad de la estrella progenitora, los autores probaron modelos que involucraban una CSM compacta y una cáscara en expansión que representa una erupción pre-supernova.

Resultados Clave

1. Parámetros de Explosión de Mejor Ajuste: La curva de luz observada se reproduce mejor mediante una combinación de interacción con la CSM y desintegración radiactiva. Los modelos óptimos requieren:

   • Masa de Ejectos: 15–22.5 $M_\odot$.
   • Masa de CSM: ~7 $M_\odot$.
   • Energía Cinética: 4–5 foe ($10^{51}$ erg).
   • Níquel Radiactivo: 1.7 $M_\odot$ de $^{56}$Ni.
   • Interacción: La colisión de los ejectos de 15–22.5 $M_\odot$ con la CSM de 7 $M_\odot$ impulsa los primeros ~80 días de la curva de luz. Los 1.7 $M_\odot$ de $^{56}$Ni son necesarios para mantener la luminosidad y extender la curva de luz hasta el día 140.

2. Anomalía en la Curva de Luz Temprana: Los puntos de datos iniciales (pre-pico) no pueden explicarse mediante los modelos principales de interacción ejectos-CSM. Los autores proponen que estos puntos representan una pre-erupción que ocurre ~18 días antes de la explosión terminal. Esto se modela como una cáscara en expansión con una masa de 0.5–1 $M_\odot$ y una energía cinética de 0.7–1 foe, que experimenta enfriamiento adiabático.

3. Restricciones del Progenitor:

   • La masa total de ejectos más CSM se estima en 22–30 $M_\odot$.
   • Utilizando relaciones de evolución estelar (Heger & Woosley 2002) y teniendo en cuenta la pérdida de masa, se estima que la masa inicial de la secuencia principal de edad cero (ZAMS) del progenitor es no menor de 61 $M_\odot$ (y probablemente inferior a 120 $M_\odot$).
   • La energía de explosión (4–5 foe) y el alto rendimiento de $^{56}$Ni (1.7 $M_\odot$) son consistentes con un escenario de colapso del núcleo magnetorrotacional (MRCC), que potencialmente involucra un mecanismo de colapsar, en lugar del colapso estándar impulsado por neutrinos.

Exclusión de PPISN
Los autores argumentan en contra de un origen PPISN para SN 2021bnw basándose en varios factores:

• Límite de Masa: La masa total derivada (ejectos + CSM) cae por debajo del límite inferior típico para los progenitores de PPISN (núcleos de helio de 34–48.5 $M_\odot$).
• Física del Remanente: Los modelos estándar de PPISN en el rango de masa relevante típicamente dejan atrás un agujero negro masivo (30–40 $M_\odot$) sin eyección significativa de masa ni producción de $^{56}$Ni.
• Requerimientos de Energía: Lograr la energía cinética requerida (4–5 foe) y la masa de ejectos en un escenario realista de colapso del núcleo con un remanente masivo es problemático para los modelos estándar de PPISN.
• Producción de Níquel: La necesidad de 1.7 $M_\odot$ de $^{56}$Ni contradice los escenarios de PPISN, que generalmente no producen tales cantidades grandes de níquel radiactivo.

Significado y Afirmaciones
El artículo concluye que SN 2021bnw es muy probablemente el resultado de una explosión de colapso del núcleo de una estrella masiva (ZAMS $\ge$ 61 $M_\odot$) ayudada por efectos magnetorrotacionales. El evento fue impulsado por la interacción de los ejectos con una cáscara masiva y rica en helio de CSM y una cantidad sustancial de $^{56}$Ni sintetizado. El estudio destaca que, aunque las simulaciones actuales de MRCC típicamente producen masas de $^{56}$Ni más bajas (0.5–1.14 $M_\odot$), futuras simulaciones 3D de alta resolución y esquemas mejorados de transporte de neutrinos podrían cerrar esta brecha. Los autores declaran explícitamente que, aunque el escenario de MRCC es la explicación más plausible, las dinámicas específicas requeridas para producir 1.7 $M_\odot$ de $^{56}$Ni en un progenitor de tal masa elevada siguen siendo una pregunta abierta para futuros estudios de nucleosíntesis explosiva. El artículo no afirma probar definitivamente el mecanismo de MRCC, sino que lo presenta como el modelo preferido sobre las alternativas PISN o PPISN, dados los datos y las restricciones de modelado actuales.