Electron-capture Supernova Candidates from Light Curves: Implications for Their Progenitors and Explosion Properties

Résumé technique : Candidats de supernovae par capture électronique à partir des courbes de lumière

Problématique et motivation
Les supernovae à effondrement de cœur (CCSN) sont généralement classées en deux catégories : les supernovae à effondrement de cœur de fer (FeCCSNe) et les supernovae par capture électronique (ECSNe). Les ECSNe sont théoriquement issues d'étoiles de la branche asymptotique géante super (super-AGB) possédant des cœurs d'oxygène-néon-magnésium (ONeMg) qui s'effondrent en raison de la capture électronique par le Mg et le Ne. Bien que les simulations fondées sur les premiers principes prédisent des explosions réussies avec de faibles énergies ($\sim 10^{50}$ erg) et de faibles rendements en $^{56}$Ni, la confirmation observationnelle est restée insaisissable. Outre l'historique SN 1054 (Nébuleuse du Crabe) et le récent candidat SN 2018zd, les détections sécurisées d'ECSNe sont rares. Un défi majeur consiste à distinguer les ECSNe des FeCCSNe de faible masse, qui partagent des morphologies de courbes de lumière de type II riches en hydrogène similaires. Des études antérieures utilisant le recensement de l'Univers Local du Zwicky Transient Facility (ZTF) n'ont trouvé aucun nouveau candidat sûr en utilisant des diagnostics basés sur la couleur, ce qui motive une recherche plus large et systématique pour contraindre le taux d'occurrence, les propriétés des progéniteurs et la physique de l'explosion des ECSNe.

Méthodologie
Les auteurs ont mené une recherche systématique de candidats ECSN parmi les supernovae de type II (SNe II) provenant de deux sources : une compilation de la littérature comprenant 36 SNe II bien observées et un échantillon de sondage public ZTF de 62 SNe II, soit un total de 98 objets.

1. Critères de sélection : L'étude a employé un diagnostic basé sur la couleur proposé par Sato et al. (2024). Cette méthode utilise l'indice de couleur ($g-r$ ou $B-V$) mesuré à la moitié de la durée du plateau ($t_{PT}/2$). Les modèles théoriques indiquent que les ECSNe présentent des plateaux systématiquement plus bleus que les FeCCSNe en raison des enveloppes étendues et de faible densité des progéniteurs super-AGB. Les candidats satisfaisant des limites linéaires spécifiques dans le plan couleur-$t_{PT}$ ont été sélectionnés.
2. Classification :
   • Candidats "Or" (Gold) : Objets satisfaisant aux critères de couleur et possédant des spectres autour de $t_{PT}/2$ qui ne montrent aucune raie d'émission étroite, excluant ainsi une forte interaction avec le milieu circumstellaire (CSM) (qui peut artificiellement bleuir une SN).
   • Candidats "Argent" (Silver) : Objets satisfaisant aux critères de couleur mais dépourvus de spectres autour de $t_{PT}/2$, laissant ouverte la possibilité d'une contamination par interaction avec le CSM.
3. Modélisation : Les auteurs ont comparé les courbes de lumière multicolores observées à des modèles de rayonnement-hydrodynamique générés par le code STELLA. Les modèles utilisaient des structures de progéniteurs super-AGB avec des cœurs ONeMg, faisant varier des paramètres tels que la masse de l'enveloppe ($M_{env}$), l'énergie d'explosion ($E_{exp}$), le taux de perte de masse ($\dot{M}$) et les profils de densité du CSM. Le processus d'ajustement impliquait une recherche dans un large espace de paramètres suivie d'un raffinement local, excluant la phase de queue des calculs $\chi^2$ pour se concentrer sur les propriétés du plateau tout en ajustant la masse de $^{56}$Ni en fonction de la luminosité de la queue.

Résultats clés

• Identification de candidats : L'étude a identifié dix candidats. Trois ont été classés comme or (ASASSN-14ha, SN 2018zd, SN 2023axu) et sept comme argent (SNe 2019amt, 2019lkx, 2019nzy, 2019pkh, 2021cwe, 2021hse, 2022mxv).
• Propriétés de l'explosion :
  • Candidats Or : Les énergies d'explosion déduites varient de $(0,4 - 1,7) \times 10^{50}$ erg, ce qui est cohérent avec les prédictions des premiers principes. Les taux de perte de masse déduits sont de $3 \times 10^{-3} - 3 \times 10^{-2} M_{\odot} \text{an}^{-1}$, nettement supérieurs aux taux prédits pour la phase initiale de la super-AGB, suggérant une perte de masse accrue dans les $\sim 10-20$ dernières années avant l'explosion.
  • Candidats Argent : L'inclusion de ces candidats étend la plage d'énergie à $(0,4 - 2,7) \times 10^{50}$ erg. Cependant, certains candidats argent présentent des queues brillantes et des caractéristiques de courbe de lumière suggérant une potentielle interaction avec le CSM ou des sources d'énergie alternatives (par exemple, le spin-down d'un pulsar), introduisant une incertitude dans leur classification.
• Taux d'occurrence :
  • En utilisant les candidats or robustes de l'échantillon de la littérature, le ratio d'occurrence des ECSN parmi les SNe II est estimé à $3,0^{+10,6}_{-2,9}\%$ (interprété comme une limite inférieure).
  • En utilisant les candidats argent de l'échantillon ZTF, le ratio est estimé à $15,7^{+17,3}_{-12,7}\%$ (interprété comme une limite supérieure).
  • Ces ratios se traduisent par une occurrence d'ECSN parmi toutes les CCSN de $1,8 - 9,2\%$ et un taux volumétrique de $(1,2 - 6,1) \times 10^3 \text{Gpc}^{-3} \text{an}^{-1}$.
• Contraintes sur les progéniteurs : Les taux d'occurrence déduits impliquent une fenêtre de masse initiale pour les progéniteurs d'ECSN de $0,1 \lesssim \Delta M_{ECSN} \lesssim 0,7 M_{\odot}$ (en supposant une IMF de Salpeter et une limite ECSN/FeCCSN de $8-10 M_{\odot}$). L'absence de progéniteurs avec des enveloppes très massives ou de très faible masse dans l'échantillon suggère qu'une perte de masse étendue est un facteur critique lors de l'étape évolutive finale.

Signification et affirmations
L'article affirme fournir les premières contraintes robustes et systématiques sur la population d'ECSN en utilisant un large échantillon de SNe II. En combinant les diagnostics photométriques et la modélisation de rayonnement-hydrodynamique, les auteurs infèrent des énergies d'explosion et des taux de perte de masse des progéniteurs qui s'alignent sur les attentes théoriques pour des explosions de faible énergie provenant d'étoiles super-AGB. Les taux d'occurrence dérivés suggèrent que les ECSN constituent une fraction non négligeable des événements de effondrement de cœur.

Cependant, les auteurs maintiennent une position modeste concernant l'identification définitive des candidats argent. Ils déclarent explicitement que sans suivi spectroscopique autour du milieu du plateau, il est impossible d'exclure la contamination par des SNe II avec une forte interaction CSM qui imitent les couleurs bleues des ECSNe. Par conséquent, les taux d'occurrence dérivés et les fenêtres de masse des progéniteurs sont présentés comme des limites inférieures et supérieures plutôt que comme des valeurs précises. L'étude conclut qu'un suivi spectroscopique des candidats autour de $t_{PT}/2$ est essentiel pour identifier de manière robuste les ECSNe et affiner ces contraintes statistiques.