Two years of shock interaction tracing three phases of evolution: the explosion of a Type IIn supernova, SN 2019vxm

Resumen Técnico: Dos años de interacción de choque trazando tres fases de evolución en SN 2019vxm

Problema y Contexto
Las supernovas de tipo IIn son una subclase rara de eventos de colapso de núcleo caracterizados por la interacción de los eyectos con material circunestelar (CSM) denso. Aunque son conocidas por su alta luminosidad y diversos perfiles evolutivos, una comprensión integral de sus progenitores y mecanismos de pérdida de masa requiere una gran muestra de eventos bien estudiados. SN 2019vxm (ASASSN-19acc), descubierta en diciembre de 2019, presenta un caso único de una supernova de interacción de larga duración. Estudios previos habían modelado su curva de luz temprana o discutido su asociación con un brote de rayos gamma, pero faltaba un análisis multilongitud de onda que abarcara dos años post-explosión. Este artículo aborda la necesidad de caracterizar la línea de tiempo evolutiva completa de SN 2019vxm, centrándose específicamente en la transición de las fases dominadas por la interacción hacia las firmas de polvo en tiempos tardíos, y para restringir las propiedades físicas de los eyectos y el CSM.

Metodología
Los autores presentan un conjunto de datos exhaustivo que comprende fotometría multilongitud de onda y espectroscopía óptica que abarca más de dos años (desde ~16 hasta ~716 días post-explosión).

• Observaciones: La fotometría óptica se obtuvo mediante el telescopio Himalayan Chandra (HCT) de 2 m con el instrumento HFOSC. Los datos del infrarrojo cercano (NIR) se recolectaron utilizando el telescopio Kanata con la cámara HONIR. Los datos de UV y ópticos de fase temprana se recuperaron de los archivos de Swift/UVOT. Las búsquedas de pérdida de masa pre-explosión se realizaron utilizando datos del sistema Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System (ATLAS).
• Espectroscopía: Los espectros ópticos se obtuvieron con el HCT usando dos rejillas (Gr7 y Gr8), cubriendo el rango de 3500–9250 Å.
• Técnicas de Análisis:
  • Fotometría: Las curvas de luz se construyeron en bandas UVOIR. Las luminosidades pseudo-bolométricas se calcularon integrando el flujo sobre 1600–23064 Å.
  • Distribución Espectral de Energía (SED): Las SED se modelaron utilizando componentes de cuerpo negro simples y dobles para separar la emisión de la fotósfera de la posible emisión de polvo.
  • Modelado de Curvas de Luz: Las curvas de luz UV-ópticas se modelaron utilizando MOSFiT (un código de inferencia bayesiana) empleando el modelo de interacción de CSM para restringir la masa del CSM ($M_{CSM}$), la masa de los eyectos ($M_{ej}$) y los perfiles de densidad.
  • Análisis Espectral: Los perfiles de línea (específicamente H$\alpha$ y H$\beta$) se descompusieron en componentes estrechos, intermedios y anchos para rastrear la evolución de la velocidad y la asimetría. Los decrementos de Balmer se calcularon para inferir las propiedades de dispersión.

Resultos Clave

1. Evolución Fotométrica: SN 2019vxm es una supernova de ascenso lento ($\sim$45.9 días en la banda R) y declive lento, alcanzando una magnitud absoluta de $\approx$ -20.3 mag. La energía total radiada se estima en $5.23 \times 10^{50}$ erg, situándola entre los eventos de tipo IIn más energéticos. La curva de luz exhibe tres fases distintas:
   • Ascenso: Dominado por la emisión UV.
   • Declive Somero: Una fase de tipo meseta (hasta ~400 días) impulsada por la interacción del CSM.
   • Declive Pronunciado: Una fase post-400 días donde el flujo óptico cae rápidamente mientras la emisión IR aumenta significamente, indicando una transición hacia un régimen dominado por el IR.
2. Parámetros Físicos:
   • Masa del CSM: El modelado de la curva de luz (independiente de supuestos específicos de perfil de densidad) y la comparación con modelos teóricos de transferencia radiativa (HERACLES) sugieren un CSM masivo de 3–8 $M_\odot$.
   • Masa de los Eyectos: Derivada del flujo del componente ancho de H$\alpha$, la masa mínima de los eyectos se estima en $\sim$3.88 $M_\odot$. Esto es consistente con los modelos de curva de luz pero es menor que algunas estimaciones previas, lo que sugiere un despojo significativo de la envoltura del progenitor.
   • Polvo: El modelado de la SED en épocas tardías ($t > 400$ días) revela un exceso de IR que se ajusta mejor a un componente de polvo con temperaturas de $\sim$1500 K ubicado a un radio de $\sim$4 $\times$ 10$^{16}$ cm.
3. Evolución Espectral y Asimetría:
   • Fase Temprana: Los espectros están dominados por líneas de emisión estrechas e intermedias de la CSM y la Capa Densa Fría (CDS), con perfiles simétricos.
   • Fase Intermedia: Surgen perfiles de línea asimétricos, caracterizados por alas simétricas pero con una supresión del flujo rojo. Esta asimetría se atribuye a la dispersión de fotones por un medio ópticamente grueso.
   • Fase Tardía: El lado rojo de la línea H$\alpha$ está fuertemente suprimido y el perfil se vuelve cada vez más desplazado al azul. El decremento de Balmer aumenta significamente ($\sim$10), indicando una extinción dependiente de la longitud de onda.
   • Líneas Nebulares: No se detectan líneas nebulares incluso en épocas tardías, lo que implica que los eyectos permanecen densos o están fuertemente oscurecidos.

Significancia y Reivindicaciones
El artículo sostiene que SN 2019vxm sirve como un caso de estudio crítico para comprender la evolución tardía de las supernovas de interacción. Los autores destacan tres contribuciones específicas:

• Fases Evolutivas: El estudio delinea claramente tres fases evolutivas, demostrando que la transición de una meseta óptica dominada por la interacción a un declive dominado por el IR es una característica distintiva de este objeto, probablemente impulsada por la aparición de polvo.
• Influencia del Polvo: La combinación del desvanecimiento óptico, el aumento del brillo en el IR y la naturaleza específica de la asimetría de la línea (supresión del flujo rojo) proporcionan evidencia sólida de la presencia de polvo. Los autores argumentan que este polvo podría ser preexistente en el CSM o formado recientemente, aunque la alta temperatura fotosférica ($\sim$5000 K) hace poco probable la formación de polvo in-situ en los eyectos internos en la época observada.
• Restricciones del Progenitor: La masa de CSM derivada de 3–8 $M_\odot$ y la masa de los eyectos de $\sim$3.88 $M_\odot$ sugieren un progenitor masivo (probablemente $\sim$40 $M_\odot$) que experimentó una pérdida de masa significativa antes de la explosión, potencialmente a través de mecanismos eruptivos o interacción binaria, aunque no se detectaron brotes precursores en los 4 años previos al descubrimiento.

Los autores concluyen que, si bien no se puede distinguir definitivamente el origen exacto del polvo (preexistente vs. recién formado) con los datos actuales, los fenómenos observados son consistentes con un entorno polvoriento y denso que rodea a la supernova, el cual oscurece los eyectos y altera la distribución espectral de energía observada.