SN 2024iss: A Double-peaked Type IIb Supernova with Evidence of Circumstellar Interaction

Résumé technique de SN 2024iss : Une supernova de type IIb à double pic avec des preuves d'interaction circumstellaire

Problématique et contexte
Les supernovae de type IIb (SNe IIb) représentent une sous-classe de transition entre les événements de type II et de type Ib, caractérisées par de fortes signatures d'hydrogène initiales qui s'estompent en quelques semaines, suivies de l'émergence de raies d'hélium. Bien que les systèmes progéniteurs des SNe IIb soient généralement compris comme impliquant des étoiles massives aux enveloppes partiellement dépouillées, les mécanismes pilotant ce dépouillement (vent stellaire d'étoile isolée vs interaction binaire) et la diversité résultante des propriétés d'enveloppe restent des sujets d'investigation active. Des études antérieures ont classé les SNe IIb en sous-types « étendus » (eIIb) et « compacts » (cIIb) basés sur la prominence de l'émission de refroidissement de choc précoce et les propriétés X associées. Cependant, l'échantillon de SNe IIb disposant d'une couverture complète, précoce, en optique et en rayons X, reste limité, entravant une compréhension complète de la relation entre l'enveloppe de la progénitrice, le milieu circumstellaire (CSM) et l'historique de perte de masse.

Méthodologie
Les auteurs présentent une analyse multi-longueurs d'onde de SN 2024iss, découverte le 12 mai 2024 dans la galaxie naine WISEA J125906.48+284842.6 à une distance de 13,4 Mpc. L'étude utilise :

• Photométrie optique/UV : Des observations à haute cadence depuis la découverte (environ 0,44 jour après l'explosion) jusqu'aux 100 premiers jours via des installations incluant Tsinghua-NAOC, Lijiang 2.4m, LCO, Swift/UVOT et ATLAS.
• Spectroscopie optique : 51 spectres de l'époque +1,3 à +87 jours obtenus via un réseau mondial de télescopes (ex: Xinglong 2.16m, Lick 3m, Gemini North, TNG).
• Observations de rayons X : Un suivi rapide utilisant l'Einstein Probe (EP-FXT), Swift/XRT et NuSTAR du jour +1,5 au jour +34.
• Modélisation :
  • Le premier pic de la courbe de lumière (refroidissement de choc) a été ajusté à l'aide du modèle de refroidissement de choc semi-analytique de Sapir & Waxman (2017) pour contraindre le rayon et la masse de l'enveloppe.
  • Le second pic a été modélisé à l'aide d'un formalisme de type Arnett pour dériver la masse de $^{56}$Ni, la masse des éjectas et l'énergie d'explosion.
  • L'émission de rayons X a été analysée à l'aide d'un modèle de bremsstrahlung thermique (libre-libre) et de techniques de mesure de l'émission (EM) pour contraindre la densité du CSM et les taux de perte de masse.

Résultats clés

1. Morphologie de la courbe de lumière : SN 2024iss présente une courbe de lumière à double pic proéminente. Le premier pic (refroidissement de choc) a atteint $M_V = -17,33 \pm 0,26$ mag à $\sim$2,4 jours. Le second pic, alimenté par la désintégration de $^{56}$Ni, a atteint $M_V = -17,43 \pm 0,26$ mag à $\sim$18,7 jours. Le taux de déclin du second pic ($\Delta m_{15}(V) = 1,13$ mag) est plus rapide que la moyenne pour les SNe IIb.
2. Évolution spectrale : Les spectres précoces montrent une vitesse photosphérique de $\sim$19 400 km s$^{-1}$ (à partir de H$\alpha$ au jour 3,82). Les raies de l'hydrogène Balmer persistent au moins jusqu'au jour +87, indiquant des éjectas riches en hydrogène. Les caractéristiques de l'hélium émergent vers le jour 5,3.
3. Contraintes sur l'enveloppe de la progénitrice : La modélisation du refroidissement de choc suggère une enveloppe d'hydrogène étendue avec une masse de $M_{\text{env}} = 0,11 \pm 0,04$ M$_{\odot}$ et un rayon de $R_{\text{env}} = 244 \pm 43$ R$_{\odot}$.
4. Paramètres d'explosion : L'ajustement par le modèle d'Arnett indique une masse de $^{56}$Ni synthétisée de $0,117 \pm 0,013$ M$_{\odot}$ et une masse d'éjecta relativement faible de $M_{\text{ej}} = 1,272 \pm 0,343$ M$_{\odot}$, correspondant à une énergie d'explosion de $E_k \approx 0,43 \times 10^{51}$ erg.
5. Interaction circumstellaire : Les observations de rayons X révèlent un rayonnement de bremsstrahlung thermique brillant. Les données sont cohérentes avec un taux de perte de masse de $\dot{M} \approx 1,6 \times 10^{-5}$ M$_{\odot}$ an$^{-1}$ (en supposant une vitesse de vent de 10 km s$^{-1}$), comparable à SN 1993J.
6. Structure du CSM : La faible densité de colonne d'hydrogène neutre ($N_H < 8 \times 10^{19}$ cm$^{-2}$) suggère que le CSM est compact, confiné dans un rayon de $R \lesssim 1,3 \times 10^{14}$ cm. Cela implique qu'une éjection de masse significative s'est produite dans les $\sim$4 ans précédant l'explosion.

Signification et conclusions
L'article positionne SN 2024iss comme un objet de transition entre les sous-types étendus (eIIb) et compacts (cIIb) des supernovae de type IIb. Son rayon d'enveloppe et son taux de perte de masse s'alignent sur les prédictions théoriques corrélant les rayons plus grands des progéniteurs avec des taux de perte de masse plus élevés. Les propriétés observationnelles, particulièrement la faible masse des éjectas et la présence d'un CSM dense et confiné, soutiennent un scénario d'interaction binaire comme mécanisme dominant pour le dépouillement de l'enveloppe. Plus précisément, les données sont compatibles avec un scénario où la progénitrice (probablement une supergéante jaune avec une masse ZAMS de 9–11 M$_{\odot}$) a subi une perte de masse éruptive ou un transfert de masse de type Cas B tardif peu avant l'explosion terminale. Cette étude démontre que la combinaison d'observations optiques et de rayons X rapides fournit des contraintes puissantes sur l'historique de perte de masse de la progénitrice et sur les conditions physiques de l'environnement circumstellaire immédiat.