SN 2023rve: A Type II Supernova with No Nebular Oxygen

Resumen Técnico de SN 2023rve: Una Supernova de Tipo II sin Oxígeno Nebular

Problema y Contexto
Las supernovas de tipo II (SNe II) se originan a partir de estrellas masivas que retienen envolturas de hidrógeno, sin embargo, existe una discrepancia entre las predicciones teóricas (que sugieren que los progenitores de hasta ~25 $M_\odot$ deberían producir SNe II) y las detecciones directas de progenitores (que típicamente encuentran estrellas en el rango de 8–17 $M_\odot$), conocido como el "problema de la RSG". Además, la diversidad en las curvas de luz y la evolución espectral de las SNe II no se comprende completamente, particularmente respecto al papel del material circunestelar (CSM) y los mecanismos físicos detrás de eventos de baja luminosidad o explosiones de "caída de retorno" (fallback) donde los eyectos pueden caer de regreso sobre un remanente compacto. Un diagnóstico crítico para la masa del progenitor y la nucleosíntesis es la presencia de emisión de oxígeno nebular ([O I] $\lambda\lambda$6300, 6364) en tiempos tardíos; su ausencia en un sistema de progenitor masivo plantea un desafío significativo para los modelos actuales.

Metodología
Los autores presentan un estudio fotométrico y espectroscópico multibanda exhaustivo de SN 2023rve, descubierta en NGC 1097.

• Observaciones: El estudio utiliza datos de la red de la Observatorio Las Cumbres (LCO) para fotometría de alta cadencia durante 485 días, junto con espectroscopía de los Telescopios Faulkes, VLT, Keck y SALT.
• Distancia y Enrojecimiento: La distancia a la galaxia anfitriona se constreñyó utilizando la relación de Tully-Fisher y se verificó independientemente mediante el Método de la Fotosfera en Expansión (EPM). La extinción de la galaxia anfitriona se estimó utilizando la absorción de Na I D y comparaciones de la evolución del color con una muestra de SNe II similares.
• Análisis de la Curva de Luz: Se construyó una curva de luz pseudo-bolométrica para estimar la masa de $^{56}$Ni sintetizada comparando la cola radiactiva con la SN 1987A.
• Modelado Hidrodinámico: Los autores emplearon el código SNEC (SuperNova Explosion Code) para modelar la curva de luz. Esto implicó un proceso de dos pasos: primero, variando la masa del progenitor y la energía de la explosión para ajustar la fase de meseta (plateau); segundo, variando la densidad del CSM y su extensión radial para ajustar el ascenso temprano y la pendiente de la meseta.
• Análisis Espectral: Se analizaron los espectros nebulares (días 362, 422 y 485) en busca de características de líneas de emisión, específicamente buscando [O I], [Ca II] y He I. Los anchos de línea y las velocidades se midieron para distinguir entre los eyectos de la SN y la contaminación de la galaxia anfitriona.

Resultos Clave

• Propiedades Fotométricas: SN 2023rve alcanzó una magnitud absoluta máxima en la banda $V$ de $-17.11 \pm 0.46$ mag. Exhibió una duración de la meseta de aproximadamente 135 días con una tasa de declive de $0.90 \pm 0.02$ mag/50 días, situándose entre los eventos típicos de tipo IIP y IIL.
• Parámetros del Progenitor y la Explosión: El modelado hidrodinámico de la curva de luz sugiere un progenitor de masa intermedia con una masa de la Secuencia Principal de Edad Cero (ZAMS) de $\sim 16 M_\odot$. La energía de la explosión se infirió como baja, de $0.27 \times 10^{51}$ ergs. El modelo también indica un componente de CSM denso con una extensión radial de $2900 R_\odot$ y un parámetro de densidad de $10^{18}$ g cm$^{-1}$.
• Masa de Níquel: El análisis de la curva de luz pseudo-bolométrica arrojó una baja masa de $^{56}$Ni sintetizada de $0.0064 \pm 0.0026 M_\odot$.
• Anomalías Espectroscópicas:
  • Ausencia de Oxígeno: El resultado más sorprendente es la ausencia completa de la emisión prohibida de [O I] $\lambda\lambda$6300, 6364 en los espectros nebulares, a pesar de la presencia de fuertes emisiones de H$\alpha$ y Ca II. Una comparación con una muestra de 26 otras SNe II reveló que solo otros dos objetos (SN 2015C y SN 2007od) carecen de firmas de oxígeno en épocas similares, y ambos poseen velocidades de expansión mayores que SN 2023rve.
  • Bajas Velocidades: Las velocidades de los eyectos, particularmente en la fase nebular, son notablemente bajas, incluso menores que las de las SNe II de baja luminosidad conocidas como SN 2005cs.
  • Helio y CSM: Se detectaron líneas de He I de ancho intermedio a lo largo de la fase nebular. Las características identificadas como "Cachito" (inicialmente Si II, posteriormente H$\alpha$ de alta velocidad) proporcionan evidencia de la interacción entre los eyectos de la SN y una densa capa de CSM.

Significado e Interpretación
El artículo argumenta que la combinación de una baja energía de explosión, una meseta prolongada, una pequeña masa de níquel sintetizada y la ausencia sin precedentes de emisión de oxígeno nebular en un sistema con un progenitor de $\sim 16 M_\odot$ es consistente con una explosión de caída de retorno (fallback). En este escenario, una fracción de los eyectos internos, ricos en oxígeno, no logra alcanzar la velocidad de escape y cae de regreso sobre el remanente compacto recién formado, suprimiendo la emisión de oxígeno.

Los autores también discuten explicaciones alternativas para el oxígeno faltante, incluyendo:

1. Formación de Polvo: La condensación de polvo en los eyectos internos podría absorber o dispersar los fotones de oxígeno, un mecanismo respaldado por la evidencia de polvo en SN 2023rve y SN 2007od.
2. Mezcla: Si el oxígeno está bien mezclado con el calcio en los eyectos internos, el calcio podría convertirse en el refrigerante dominante, reduciendo el flujo de [O I].
3. Interacción con el CSM: La interacción continua con una densa capa de CSM podría alterar el estado de ionización y la profundidad óptica de los eyectos internos.

La detección de líneas de He I de ancho intermedio sigue siendo ambigua respecto a su origen (eyectos de la SN vs. interacción con el CSM). El estudio concluye que SN 2023rve resalta la diversidad de los resultados de las SNe II y subraya la necesidad de un seguimiento espectroscópico sistemático en tiempos tardíos para comprender los mecanismos físicos que gobiernan las supernovas de colapso de núcleo, particularmente aquellas que involucran fallback o una pérdida de masa significativa.