ENGRAVE follow-up of a type IIb supernova spatially coincident with the sub-threshold gravitational wave trigger S250818k

Résumé technique : Suivi ENGRAVE d'une supernova de type IIb spatialement coïncidente avec le déclencheur d'ondes gravitationnelles sous le seuil S250818k

Énoncé du problème
Au cours de la quatrième campagne d'observation (O4) du réseau LIGO-Virgo-KAGRA (LVK), un candidat d'ondes gravitationnelles (OG) de faible signification, S250818k, a été identifié avec une probabilité de classification de fusion d'étoiles à neutrons binaires (BNS) de 29 % et une grande région de localisation (949 deg² à 90 % de crédibilité). Le Zwicky Transient Facility (ZTF) a découvert une transitoire optique, SN 2025ulz, au sein de cette région environ 2,7 heures après le déclenchement. La transitoire présentait une décroissance initiale rapide et un spectre sans caractéristiques, des caractéristiques qui imitaient initialement une kilonova (KN) ou un scénario de « superkilonova » impliquant des étoiles à neutrons de masse sub-solaire. Le défi scientifique principal était de classifier définitivement SN 2025ulz pour déterminer s'il s'agissait d'un véritable contrepartie électromagnétique de l'événement OG ou d'une coïncidence fortuite, en la distinguant spécifiquement de la population contaminante de jeunes supernovae pouvant imiter les signatures de KN.

Méthodologie
La Collaboration ENGRAVE (Contreparties électromagnétiques des sources d'ondes gravitationnelles au Very Large Telescope) a mené une campagne d'observation multi-longueurs d'onde étendue utilisant le Very Large Telescope (VLT) de l'ESO et d'autres installations.

• Imagerie : L'imagerie optique et infrarouge proche (NIR) a été réalisée à l'aide de VLT/FORS2 (bandes R, I, z), VLT/HAWK-I (bande K) et NOT/ALFOSC (bande r). Celles-ci ont été complétées par des observations du télescope spatial Hubble (HST) (F336W, F606W, F110W, F160W) pour construire des modèles de référence profonds pour la soustraction de la galaxie hôte. L'imagerie par différence a été exécutée à l'aide des pipelines ECSNOoPY et HOTPANTS pour isoler le flux de la transitoire.
• Spectroscopie : Un suivi spectral a été obtenu à l'aide de VLT/X-shooter (UVB, VIS, NIR), VLT/FORS2 (grisme 300I) et VLT/MUSE (unité de champ intégral). Les données MUSE étaient cruciales pour résoudre spatialement la transitoire par rapport à sa galaxie hôte, permettant l'extraction de spectres propres en modélisant et en soustrayant le fond de l'hôte à l'aide de multiples méthodes d'aperture et d'anneau.
• Observations radio : La source a été surveillée aux longueurs d'onde radio à l'aide du VLA, de MeerKAT, de uGMRT et d'e-MERLIN pour rechercher des signatures de rémanence ou des contraintes sur l'inclinaison du jet.
• Analyse : Des courbes de lumière ont été construites et l'évolution des couleurs analysée. La classification spectrale a été effectuée à l'aide de SNID-SAGE. La modélisation des courbes de lumière a comparé deux scénarios : un modèle de kilonova à deux composantes (incluant le refroidissement de la coquille) et un modèle de supernova de type IIb (refroidissement par choc plus désintégration radioactive). Des taux volumétriques ont été calculés pour évaluer la probabilité d'un alignement fortuit.

Résultats clés

• Classification spectroscopique : Les spectres précoces (20 août) étaient largement dépourvus de caractéristiques. Cependant, les spectres MUSE obtenus les 24 et 28 août ont révélé un profil P-Cygni Hα large et proéminent ainsi que des caractéristiques Hβ. L'analyse SNID-SAGE a fourni une classification à haute confiance de SN 2025ulz comme une supernova de type IIb (correspondant spécifiquement aux phases précoces de SN 2011dh et SN 2016gkg). Le décalage vers le rouge de la galaxie hôte a été affiné à $z = 0,0849 \pm 0,0004$.
• Évolution de la courbe de lumière : La transitoire a présenté un effacement initial rapide suivi d'un rééclaircissement vers un second pic à $\sim$15–20 jours. Ce comportement de « queue de refroidissement par choc » est caractéristique des supernovae de type IIb avec des enveloppes étendues, mais n'est pas prédit par les modèles de kilonova standard, qui montrent généralement un effacement monotone.
• Contraintes radio : Les observations radio ont détecté une densité de flux constante cohérente avec la formation d'étoiles dans la galaxie hôte (SFR $\sim 1,3 M_\odot$ an$^{-1}$), sans aucune preuve de variabilité ou de rémanence transitoire. Les limites supérieures ont exclu une rémanence de type GW170817 dans des angles de vue de $\theta \lesssim 12,5^\circ$.
• Modélisation :
  • Ajustement Kilonova : Un modèle KN à deux composantes n'a ajusté que les 4 premiers jours de données mais nécessitait des paramètres non physiques (par exemple, des masses d'éjecta et des opacités incompatibles avec les attentes de fusion BNS) et n'a pas réussi à expliquer le rééclaircissement ultérieur.
  • Ajustement Supernova : Un modèle de supernova de type IIb (refroidissement par choc + désintégration radioactive) a décrit avec succès l'ensemble de la courbe de lumière jusqu'à 60 jours. Les paramètres dérivés comprenaient une masse d'éjecta de $2,2 M_\odot$, une masse de $^{56}$Ni de $0,14 M_\odot$, et un temps d'explosion environ 1,6 jour avant le déclenchement OG.
• Galaxie hôte : L'hôte est une galaxie à métallicité modérément sub-solaire ($12 + \log(\text{O/H}) \approx 8,51$) avec un taux de formation d'étoiles de $1,6 \pm 0,5 M_\odot$ an$^{-1}$.

Conclusions et signification
L'article conclut que SN 2025ulz est une supernova de type IIb qui s'est produite dans une coïncidence temporelle et spatiale fortuite avec le candidat OG de faible signification S250818k. La classification est robuste sur la base des caractéristiques spectroscopiques, de la morphologie de la courbe de lumière et des contraintes sur le temps d'explosion qui sont incompatibles avec le déclencheur OG. Le scénario de « superkilonova » est fortement défavorisé par les données et le rasoir d'Occam.

Les auteurs soulignent une implication significative pour les futures recherches de contreparties OG : les jeunes supernovae de type IIb sont des contaminants majeurs dans les recherches de kilonovae. Environ 30 à 50 % des supernovae de type IIb présentent des queues de refroidissement par choc qui imitent le déclin initial rapide et les spectres sans caractéristiques des kilonovae. Les auteurs estiment une probabilité d'environ 30 % qu'un tel intrus apparaisse dans une région de localisation OG typique (comme S250818k) purement par hasard. Cela souligne la nécessité d'un suivi spectroscopique rapide pour distinguer les contaminants des véritables kilonovae, en particulier à l'ère des relevés à haute cadence comme Rubin/LSST, où de tels alignements fortuits deviendront fréquents. L'étude renforce le fait que les queues de refroidissement par choc figurent parmi les contaminants les plus proéminents dans les recherches de kilonovae.