SN2023ixf: ultraviolet-to-infrared radiative-transfer modeling of the nebular-phase evolution until 1000 days

Problema
SN 2023ixf es una supernova de tipo II cercana originada en una progenitora de supergigante roja (RSG), caracterizada por una interacción temprana y persistente con el material circunestelar (CSM). Aunque estudios previos han restringido su evolución fotosférica y las propiedades de la progenitora, persiste una disparidad significativa en las masas de progenitoras inferidas (que oscilan entre 11 y 20 $M_\odot$) y en los parámetros de explosión debido a degeneraciones fundamentales en el modelado de curvas de luz. Además, la transición de una fase nebular impulsada por desintegración a una fase dominada por la interacción, acoplada con el inicio de la formación de polvo, presenta desafíos complejos para el modelado de transferencia radiativa. Los modelos nebulares de archivo existentes a menudo se basaron en progenitoras RSG estándar y omitieron la influencia de la potencia de interacción o del polvo, fallando en explicar la evolución espectral específica y la atenuación del flujo observada en SN 2023ixf hasta los 1000 días.

Metodología
Los autores presentan un modelado de transferencia radiativa en no equilibrio termodinámico local (no-LTE) de SN 2023ixf desde los 112 hasta los 998 días posteriores a la explosión utilizando el código CMFGEN. El estudio utiliza el modelo de eyección x6p0, establecido previamente por Dessart et al. (2026) para coincidir con la fase fotosférica, que corresponde a una progenitora de 15 $M_\odot$ parcialmente despojada, produciendo 7–8 $M_\odot$ de eyección, una energía cinética de 1.2 $\times$ 10$^{51}$ erg y 0.05 $M_\odot$ de $^{56}$Ni. Esta eyección se complementa con una cáscara densa fría (CDS) de 0.2 $M_\odot$ a 8000 km s$^{-1}$.

Los componentes metodológicos clave incluyen:

• Tratamiento de la Potencia de Interacción: Se probaron dos enfoques: la inyección de electrones de alta energía (potencia de choque) directamente en la CDS, y la inyección de rayos X a través de las regiones de la eyección externa y la CDS.
• Modelado del Polvo: La formación de polvo se introdujo a partir de los $\sim$200 días. Los modelos consideran el polvo en la eyección interna (por debajo de 3000 km s$^{-1}$) y dentro de la CDS, utilizando una mezcla de granos ricos en Si y ricos en C (relación 1:4.5) con radios de 0.1 $\mu$m. Se añadió un componente de polvo externo y frío en el post-procesamiento para coincidir con la emisión en el infrarrojo medio (MIR).
• Restricciones Observacionales: Los modelos se compararon con un conjunto de datos exhaustivo que abarca UV (HST), óptico, infrarrojo cercano (NIR) y MIR (JWST) desde los 112 hasta los 998 días. Los espectros se rebinaron a una resolución fija de 300 km s$^{-1}$ (o degradados a $\sim$3000 km s$^{-1}$ para comparaciones en MIR).

Contribuciones y Resultados Clave

• Evolución Nebular e Interacción: El estudio confirma que la interacción con el CSM persiste durante toda la fase nebular, impulsando el flujo UV en todo momento y dominando el flujo óptico después de los $\sim$600 días. La velocidad de la CDS se desacelera de 8000 km s$^{-1}$ a los 112 días a $\sim$6500 km s$^{-1}$ a los 998 días, sugiriendo una acumulación de masa de varias décimas de $M_\odot$.
• Formación de Polvo y Atenuación: Para coincidir con la curva de luz observada en banda V y la distribución de energía espectral, se requiere formación de polvo a partir de los $\sim$200 días.
  • Ubicación: El polvo se forma primero en la CDS y posteriormente en la eyección interna.
  • Evolución de la Masa: La masa de polvo inferida en la eyección interna aumenta de $1 \times 10^{-6} M_\odot$ a los 208 días a $100 \times 10^{-6} M_\odot$ a los 620 días. La masa de polvo de la CDS sigue una tendencia similar, alcanzando $100 \times 10^{-6} M_\odot$ a los 620 días.
  • Componente Externa: Se requiere un componente de polvo externo y ópticamente delgado (masa $\sim$3 $\times$ 10$^{-4} M_\odot$) para reproducir la emisión en MIR, ya que el polvo interno por sí solo es insuficiente.
• Características Espectrales:
  • UV: El flujo UV no se ve afectado significativamente por el polvo, pero está fuertemente influenciado por el bloqueo de líneas de Fe y la estructura de la CDS. La intensidad de Ly $\alpha$ y Mg ii $\lambda\lambda$ 2795, 2802 es altamente sensible al tratamiento de la potencia de choque; inyectar potencia como rayos X aumenta Ly $\alpha$ y suprime Mg ii en comparación con la inyección de electrones, coincidiendo mejor con las observaciones.
  • Óptico/IR: Los modelos reproducen los perfiles anchos y cuadrados de H$\alpha$ y He i 1.083 $\mu$m característicos de la interacción con la CDS. Sin embargo, los modelos tienen dificultades para coincidir con el ancho y la intensidad exactos de He i 1.083 $\mu$m y sobreestiman ciertas líneas metálicas en el IR (por ejemplo, [Ne ii] 12.810 $\mu$m), lo que podría indicar diferencias en el agrupamiento o en los rendimientos metálicos no capturados por la estructura de capas mezcladas 1D.
• Comparación con SN 1993J: A pesar de los diferentes tipos de progenitores (Tipo II vs. Tipo IIb), SN 2023ixf comparte similitudes espectrales con SN 1993J entre 1 y 3 años, particularmente el dominio de líneas anchas y cuadradas. Sin embargo, SN 2023ixf es más tenue y fría, careciendo de líneas fuertes de [O iii] y [N ii], probablemente debido a mayores masas de CDS y eyección y a una extinción significativa por polvo.

Significancia
El artículo demuestra que un modelo de transferencia radiativa consistente, que incorpora una progenitora parcialmente despojada, interacción con CSM y formación de polvo evolutiva, puede reproducir con éxito la evolución multiespectral de SN 2023ixf desde la fase fotosférica hasta la fase nebular tardía. El estudio destaca que:

1. El polvo es crítico para explicar el desvanecimiento rápido de la curva de luz óptica después de los 200 días, no solo la fuga de rayos $\gamma$.
2. La potencia de interacción domina la salida UV y eventualmente la óptica, haciendo que la SN aparezca como un híbrido de emisión impulsada por desintegración e interacción.
3. Sensibilidad del modelo: El tratamiento de la potencia de choque (electrones vs. rayos X) altera significativamente el espectro UV predicho, particularmente la relación entre Ly $\alpha$ y Mg ii, enfatizando la necesidad de observaciones UV de alta resolución para restringir la estructura de la CDS y los mecanismos de inyección de potencia.
4. Restricciones de la progenitora: Los resultados apoyan una masa de progenitora de $\sim$15 $M_\odot$ con una envoltura parcialmente despojada, resolviendo algunas de las degeneraciones encontradas en estudios previos que ignoraron la interacción o el polvo.

Los autores concluyen que, aunque sus modelos 1D proporcionan una coincidencia satisfactoria con las observaciones, las discrepancias en los anchos de línea y en las intensidades específicas de líneas metálicas sugieren que el trabajo futuro debe incorporar hidrodinámica multidimensional para resolver mejor la estructura 3D de la CDS, el agrupamiento y la evolución dinámica de la región de interacción.