Electron-capture Supernova Candidates from Light Curves: Implications for Their Progenitors and Explosion Properties

Resumen Técnico: Candidatos a Supernovas de Captura de Electrones a partir de Curvas de Luz

Problema y Motivación
Las supernovas de colapso de núcleo (CCSNe) se categorizan generalmente en supernovas de colapso de núcleo de hierro (FeCCSNe) y supernovas de captura de electrones (ECSNe). Se teoriza que las ECSNe surgen de estrellas de super-rama gigante asintótica (super-AGB) con núcleos de oxígeno-neón-magnesio (ONeMg) que colapsan debido a la captura de electrones por parte del Mg y el Ne. Aunque las simulaciones de primeros principios predicen explosiones exitosas con energías bajas ($\sim 10^{50}$ erg) y rendimientos bajos de $^{56}$Ni, su confirmación observacional ha sido esquiva. Aparte de la histórica SN 1054 (Nebulosa del Cangrejo) y el candidato reciente SN 2018zd, las detecciones seguras de ECSNe son escasas. Un desafío principal es distinguir las ECSNe de las FeCCSNe de baja masa, que comparten morfologías de curvas de luz de Tipo II ricas en hidrógeno similares. Estudios previos utilizando el Censo del Universo Local del Zwicky Transient Facility (ZTF) no encontraron nuevos candidatos seguros utilizando diagnósticos basados en colores, lo que motivó una búsqueda más amplia y sistemática para constreñir la tasa de ocurrencia, las propiedades de los progenitores y la física de la explosión de las ECSNe.

Metodología
Los autores realizaron una búsqueda sistemática de candidatos a ECSN entre supernovas de Tipo II (SNe II) de dos fuentes: una compilación de la literatura de 36 SNe II bien observadas y una muestra de encuesta pública de ZTF de 62 SNe II, sumando un total de 98 objetos.

1. Criterios de Selección: El estudio empleó un diagnóstico basado en colores propuesto por Sato et al. (2024). Este método utiliza el índice de color ($g-r$ o $B-V$) medido a la mitad de la duración de la meseta ($t_{PT}/2$). Los modelos teóricos indican que las ECSNe exhiben mesetas sistemáticamente más azules que las FeCCSNe debido a las envolturas extendidas y de baja densidad de los progenitores super-AGB. Se seleccionaron candidatos que satisfacían límites lineales específicos en el plano color-$t_{PT}$.
2. Clasificación:
   • Candidatos Oro (Gold): Objetos que satisfacen los criterios de color y poseen espectros alrededor de $t_{PT}/2$ que no muestran líneas de emisión estrechas, descartando así una fuerte interacción con el medio circunestelar (CSM) (que puede desplazar artificialmente el color hacia el azul de una SN).
   • Candidatos Plata (Silver): Objetos que satisfacen los criterios de color pero carecen de espectros alrededor de $t_{PT}/2$, dejando abierta la posibilidad de contaminación por interacción con el CSM.
3. Modelado: Los autores compararon curvas de luz multicolor observadas contra modelos de radiación-hidrodinámicos generados mediante el código STELLA. Los modelos utilizaron estructuras de progenitores super-AGB con núcleos ONeMg, variando parámetros como la masa de la envoltura ($M_{env}$), la energía de la explosión ($E_{exp}$), la tasa de pérdida de masa ($\dot{M}$) y los perfiles de densidad del CSM. El proceso de ajuste involucró un enfoque de dos pasos: una búsqueda de espacio de parámetros amplio seguida de un refinamiento local, excluyendo la fase de cola de los cálculos de $\chi^2$ para centrarse en las propiedades de la meseta mientras se ajustaba la masa de $^{56}$Ni basándose en la luminosidad de la cola.

Resultados Clave

• Identificación de Candidatos: El estudio identificó diez candidatos. Tres fueron clasificados como oro (ASASSN-14ha, SN 2018zd, SN 2023axu) y siete como plata (SNe 2019amt, 2019lkx, 2019nzy, 2019pkh, 2021cwe, 2021hse, 2022mxv).
• Propiedades de la Explosión:
  • Candidatos Oro: Las energías de explosión inferidas oscilan entre $(0.4 - 1.7) \times 10^{50}$ erg, consistentes con las predicciones de primeros principios. Las tasas de pérdida de masa inferidas son de $3 \times 10^{-3} - 3 \times 10^{-2} M_{\odot} \text{yr}^{-1}$, significativamente más altas que las tasas predichas para la fase temprana de super-AGB, lo que sugiere una pérdida de masa aumentada en los últimos $\sim 10-20$ años antes de la explosión.
  • Candidatos Plata: La inclusión de estos candidatos extiende el rango de energía a $(0.4 - 2.7) \times 10^{50}$ erg. Sin embargo, algunos candidatos plata exhiben colas brillantes y características de curva de luz que sugieren una potencial interacción con el CSM o fuentes de energía alternativas (por ejemplo, el spin-down de un púlsar), lo que introduce incertidumbre en su clasificación.
• Tasas de Ocurrencia:
  • Utilizando los candidatos oro robustos de la muestra de la literatura, se estima la razón de ocurrencia de ECSN entre las SNe II en $3.0^{+10.6}_{-2.9}\%$ (interpretado como un límite inferior).
  • Utilizando los candidatos plata de la muestra de ZTF, la razón se estima en $15.7^{+17.3}_{-12.7}\%$ (interpretado como un límite superior).
  • Estas razones se traducen en una ocurrencia de ECSN entre todas las CCSNe de $1.8 - 9.2\%$ y una tasa volumétrica de $(1.2 - 6.1) \times 10^3 \text{Gpc}^{-3} \text{yr}^{-1}$.
• Restricciones del Progenitor: Las tasas de ocurrencia inferidas implican una ventana de masa inicial para los progenitores de ECSN de $0.1 \lesssim \Delta M_{ECSN} \lesssim 0.7 M_{\odot}$ (asumiendo una IMF de Salpeter y un límite ECSN/FeCCSN de $8-10 M_{\odot}$). La falta de progenitores con envolturas muy masivas o de muy baja masa en la muestra sugiere que la pérdida de masa extensa es un factor crítico en la etapa evolutiva final.

Significancia y Afirmaciones
El artículo afirma proporcionar las primeras restricciones robustas y sistemáticas sobre la población de ECSN utilizando una gran muestra de SNe II. Al combinar diagnósticos fotométricos con modelado de radiación-hidrodinámico, los autores infieren energías de explosión y tasas de pérdida de masa de los progenitores que se alinean con las expectativas teóricas para explosiones de baja energía de estrellas super-AGB. Las tasas de ocurrencia derivadas sugieren que las ECSNe constituyen una fracción no despreciable de los eventos de colapso de núcleo.

Sin embargo, los autores mantienen una postura modesta respecto a la identificación definitiva de los candidatos plata. Expresan explícitamente que sin un seguimiento espectroscópico alrededor de la mitad de la meseta, es imposible descartar la contaminación por SNe II con fuerte interacción con el CSM que imitan los colores azules de las ECSNe. Por consiguiente, las tasas de ocurrencia derivadas y las ventanas de masa de los progenitores se presentan como límites inferiores y superiores en lugar de valores precisos. El estudio concluye que el seguimiento espectroscópico de los candidatos alrededor de $t_{PT}/2$ es esencial para identificar robustamente las ECSNe y refinar estas restricciones estadísticas.