Helium superluminous SN 2021bnw : an explosion of a massive star with a pre-outburst

Résumé technique : SN superluminale à hélium 2021bnw

Énoncé du problème
Les supernovas superluminaires (SLSNe) sont des événements transitoires dont les magnitudes absolues de pic dépassent −20 mag. Bien que beaucoup soient alimentées par le ralentissement d'un magnétar ou par la désintégration radioactive, les mécanismes spécifiques à l'origine des SLSNe riches en hélium (He-SLSNe) restent débattus. SN 2021bnw est une He-SLSN proche caractérisée par une courbe de lumière (LC) large s'étendant sur 140 jours et une magnitude de pic de −20,5 mag. Un alimentage purement radioactif via la désintégration de $^{56}$Ni nécessiterait une masse de nickel physiquement invraisemblable (14 $M_\odot$), impliquant une origine de supernova à instabilité de paire (PISN). Cependant, la LC observée décline rapidement après le pic et manque de la queue à haute luminosité et à évolution lente caractéristique des PISNe. Inversement, une origine de supernova à instabilité de paire pulsationnelle (PPISN) est remise en question par les contraintes spécifiques d'énergie et de masse dérivées des données. L'étude vise à déterminer le mécanisme d'alimentation et la nature du progéniteur de SN 2021bnw en modélisant sa courbe de lumière pseudo-bolométrique.

Méthodologie
Les auteurs ont employé des simulations hydrodynamiques de transfert radiatif utilisant le code STELLA pour modéliser l'interaction entre les éjectas de la supernova et la matière circumstellaire (CSM), complétées par un chauffage radioactif.

• Modèles d'éjectas : Les profils d'éjectas ont été mis à l'échelle à partir d'un modèle hydrodynamique d'une étoile à hélium de 90 $M_\odot$ (modèle He90 de Heger & Woosley 2002). Les auteurs ont testé des masses d'éjectas allant de 15 à 90 $M_\odot$. La composition était principalement constituée d'oxygène, d'hélium, de carbone, de silicium et de soufre.
• Modèles de CSM : Les éjectas étaient entourés d'une CSM de type vent ($\rho \propto r^{-2}$) avec une composition riche en hélium (rapport He:C:O de 5:3:2), motivée par les caractéristiques spectrales dans le proche infrarouge observées 87 jours après le pic. Les masses de CSM ont été variées entre 1 et 22,2 $M_\odot$.
• Sources d'énergie : Les simulations incluaient l'énergie cinétique de l'explosion, l'énergie d'interaction entre les éjectas et la CSM, et le chauffage radioactif issu de la désintégration de $^{56}$Ni et de $^{56}$Co. Aucune injection d'énergie supplémentaire n'a été simulée durant la phase principale de l'explosion.
• Analyse des époques précoces : Pour expliquer les points de données précoces (environ 38 jours avant le pic) qui dépassaient la luminosité de l'étoile progénitrice, les auteurs ont testé des modèles impliquant une CSM compacte et une coquille en expansion représentant une éruption pré-supernova.

Résultats clés

1. Paramètres d'explosion du meilleur ajustement : La courbe de lumière observée est mieux reproduite par une combinaison d'interaction CSM et de désintégration radioactive. Les modèles optimaux nécessitent :

   • Masse d'éjectas : 15–22,5 $M_\odot$.
   • Masse de CSM : ~7 $M_\odot$.
   • Énergie cinétique : 4–5 foe ($10^{51}$ erg).
   • Nickel radioactif : 1,7 $M_\odot$ de $^{56}$Ni.
   • Interaction : La collision des éjectas de 15–22,5 $M_\odot$ avec la CSM de 7 $M_\odot$ alimente les ~80 premiers jours de la courbe de lumière. Les 1,7 $M_\odot$ de $^{56}$Ni sont nécessaires pour maintenir la luminosité et prolonger la courbe de lumière jusqu'au jour 140.

2. Anomalie de la courbe de lumière précoce : Les points de données initiaux (pré-pic) ne peuvent être expliqués par les modèles principaux d'interaction éjectas-CSM. Les auteurs proposent que ces points représentent une pré-éruption survenant environ 18 jours avant l'explosion terminale. Ceci est modélisé comme une coquille en expansion d'une masse de 0,5–1 $M_\odot$ et d'une énergie cinétique de 0,7–1 foe, subissant un refroidissement adiabatique.

3. Contraintes sur le progéniteur :

   • La masse totale des éjectas plus la CSM est estimée à 22–30 $M_\odot$.
   • En utilisant les relations d'évolution stellaire (Heger & Woosley 2002) et en tenant compte de la perte de masse, la masse initiale de la séquence principale à zéro âge (ZAMS) du progéniteur est estimée à au moins 61 $M_\odot$ (et probablement inférieure à 120 $M_\odot$).
   • L'énergie d'explosion (4–5 foe) et le rendement élevé en $^{56}$Ni (1,7 $M_\odot$) sont cohérents avec un scénario de collapse de cœur magnéto-rotationnel (MRCC), impliquant potentiellement un mécanisme de collapsar, plutôt qu'avec un collapse standard piloté par les neutrinos.

Exclusion de la PPISN
Les auteurs s'opposent à une origine PPISN pour SN 2021bnw sur la base de plusieurs facteurs :

• Limite de masse : La masse totale dérivée (éjectas + CSM) tombe en dessous de la limite inférieure typique pour les progéniteurs PPISN (cœurs d'hélium de 34–48,5 $M_\odot$).
• Physique du résidu : Les modèles PPISN standards dans la gamme de masse pertinente laissent généralement derrière eux un trou noir massif (30–40 $M_\odot$) sans éjection de masse significative ni production de $^{56}$Ni.
• Exigences énergétiques : Atteindre l'énergie cinétique requise (4–5 foe) et la masse d'éjectas dans un scénario de collapse de cœur réaliste avec un résidu massif est problématique pour les modèles PPISN standards.
• Production de nickel : La nécessité de 1,7 $M_\odot$ de $^{56}$Ni contredit les scénarios PPISN qui ne produisent généralement pas de telles quantités de nickel radioactif.

Signification et affirmations
L'article conclut que SN 2021bnw est très probablement le résultat d'une explosion de collapse de cœur d'une étoile massive (ZAMS $\ge$ 61 $M_\odot$) assistée par des effets magnéto-rotationnels. L'événement a été alimenté par l'interaction des éjectas avec une coquille massive et riche en hélium de CSM et par une quantité substantielle de $^{56}$Ni synthétisé. L'étude souligne que, bien que les simulations MRCC actuelles produisent généralement des masses de $^{56}$Ni plus faibles (0,5–1,14 $M_\odot$), de futures simulations 3D haute résolution et des schémas de transport de neutrinos améliorés pourraient combler cet écart. Les auteurs déclarent explicitement que, bien que le scénario MRCC soit l'explication la plus plausible, les dynamiques spécifiques requises pour produire 1,7 $M_\odot$ de $^{56}$Ni dans un progéniteur de si haute masse restent une question ouverte pour les futures études de nucléosynthèse explosive. L'article ne prétend pas prouver définitivement le mécanisme MRCC mais le présente comme le modèle préféré par rapport aux alternatives PISN ou PPISN compte tenu des données et des contraintes de modélisation actuelles.