Radio and X-ray Observations of the Transitional Supernova 2019yvr: Insights into the Progenitor Mass-Loss History

Résumé technique : Observations radio et rayons X de la supernova de transition 2019yvr

Énoncé du problème
Les dernières étapes évolutives des progéniteurs d'étoiles massives menant aux supernovas à enveloppe dépouillée (SESNe) demeurent une question ouverte, particulièrement concernant le moment et l'ampleur du dépouillement de l'enveloppe. Bien que les SESNe constituent environ 30 % des supernovas à effondrement de cœur (CCSNe), les mécanismes pilotant la perte de masse — qu'il s'agisse de vents puissants de type Wolf-Rayet ou d'interactions binaires — font débat. Un sous-ensemble spécifique de SESNe, comme la SN 2019yvr, présente un comportement « transitionnel », évoluant d'un spectre de type Ib (riche en hélium, pauvre en hydrogène) vers un spectre de type IIn (riche en hydrogène, induit par l'interaction) environ 100 jours après l'explosion. Cette transition implique que les éjectas ont rencontré une matière circumstellaire (CSM) dense et riche en hydrogène tardivement dans l'évolution de l'explosion. Le problème central abordé est de savoir si cette transition est pilotée par une augmentation spectaculaire et soudaine du taux de perte de masse (comme observé pour la SN 2014C) ou par une histoire de perte de masse plus graduelle et complexe, restée indétectée dans les spectres optiques précoces.

Méthodologie
Les auteurs présentent une analyse multi-longueurs d'onde de la SN 2019yvr utilisant cinq années de données radio et de rayons X afin de contraindre le profil de densité de la CSM et l'histoire de la perte de masse.

• Observations radio : L'étude a utilisé 11 époques de données provenant du Giant Meterwave Radio Telescope (GMRT) et 5 époques du Karl G. Jansky Very Large Array (VLA), couvrant des fréquences de 0,4 GHz à 26,5 GHz sur une période de 18 à 1784 jours après l'explosion. La réduction des données a impliqué l'auto-étalonnage et l'extraction de flux via des pipelines tels que CAPTURE et les outils standards du VLA.
• Observations de rayons X : L'équipe a analysé les données de Swift-XRT (plus de 30 époques jusqu'à 4 ans après l'explosion) ainsi qu'une observation unique de Chandra à 42 jours. En raison de la galaxie hôte (NGC 4666) étant un AGN brillant en rayons X, les auteurs ont employé des données Swift pré-explosion pour modéliser et soustraire la contribution de l'hôte, isolant ainsi le flux de la supernova.
• Modélisation : Les données radio ont été ajustées à l'aide de modèles d'auto-absorption synchrotron (SSA) et d'absorption par libre-libre (FFA) basés sur le formalisme de Chevalier (1 l998). Les auteurs ont effectué des ajustements par la méthode de Monte Carlo par chaînes de Markov (MCMC) sur l'ensemble du jeu de données, ainsi que des ajustements par loi de puissance brisée à époque unique pour dériver le rayon du choc ($R$), le champ magnétique ($B$) et la vitesse du choc ($V_{sh}$). Les données de rayons X ont été analysées pour distinguer les mécanismes d'émission thermique et non thermique, en utilisant les contraintes issues des paramètres de choc dérivés de la radio.

Résultats clés

1. Évolution radio et profil de la CSM : Les courbes de lumière radio sont le mieux ajustées par un modèle d'auto-absorption synchrotron (SSA). Le profil de densité de la CSM dérivé suit $\rho \propto r^{-1,65 \pm 0,25}$, ce qui est plus faible que le profil de vent standard en $r^{-2}$. Cela suggère une perte de masse qui diminuait dans les années précédant l'explosion, variant de $\sim 3 \times 10^{-5}$ à $1 \times 10^{-5} M_\odot \text{an}^{-1}$ (en supposant une vitesse de la CSM de 100 km/s).
2. Dynamique du choc : La vitesse du choc dérivée de la radio était exceptionnellement élevée aux premiers stades, dépassant 30 000 km/s à 52 jours après l'explosion. Cette vitesse élevée soutient l'hypothèse d'un progéniteur compact (rayon $\sim 20 R_\odot$), cohérent avec les réanalyses optiques ultérieures du candidat progéniteur. Le choc a décéléré jusqu'à $\sim 17 000$ km/s à 419 jours.
3. Histoire de la perte de masse : Les données combinées radio et rayons X sondent la CSM s'étendant de $< 10^{16}$ cm à $\sim 20 \times 10^{16}$ cm. Crucialement, les données excluent un saut de densité de la CSM spectaculaire associé à l'émergence de l'émission d'hydrogène optique à $\sim 100$ jours. Contrairement à la SN 2014C, qui a montré une augmentation de densité de plusieurs ordres de grandeur, la SN 2019yvr ne montre qu'une légère augmentation (facteur de 2 à 3) du taux de perte de masse inféré alors que les éjectas rencontrent le matériau perdu plus loin avant l'explosion.
4. Contraintes de rayons X : La détection Chandra à 42 jours a produit une luminosité de $L_X \approx 1,03 \times 10^{39}$ erg s$^{-1}$. L'émission est déterminée comme étant thermique (probablement issue d'un choc inverse adiabatique) plutôt que synchrotron ou Compton inverse, fournissant une estimation de la perte de masse cohérente avec les résultats radio ($\sim 1,4 \times 10^{-4} M_\odot \text{an}^{-1}$, sous réserve d'incertitudes de modèle).

Signification et affirmations
L'article affirme que la SN 2019yvr présente un chemin évolutif distinct par rapport à d'autres supernovas de transition comme la SN 2014C. La principale signification réside dans la démonstration qu'une transition des spectres de type Ib vers de type IIn optiques ne nécessite pas nécessairement une augmentation catastrophique et soudaine de la perte de masse (telle qu'une éjection d'enveloppe commune) immédiatement avant l'explosion. Au lieu de cela, la CSM riche en hydrogène dans la SN 2019yvr existait probablement à une densité constante et modérée ($\sim 10^{-5} M_\odot \text{an}^{-1}$) pendant des centaines d'années avant l'explosion.

Les auteurs proposent deux scénarios potentiels pour expliquer l'apparition tardive des caractéristiques de l'hydrogène sans saut de densité :

1. Effets géométriques/d'épaisseur optique : L'hydrogène pouvait être caché derrière la photosphère ou distribué de manière asymétrique, ne devenant visible qu'à mesure que le choc se propageait.
2. Stratification de la composition : La CSM interne pourrait être pauvre en hydrogène (riche en hélium) tandis que la CSM externe était riche en hydrogène, impliquant que le progéniteur a perdu son enveloppe d'hydrogène des milliers d'années auparavant, suivie d'une phase de perte de masse pauvre en hydrogène, puis d'un retour à une perte de masse riche en hydrogène ou de l'exposition de l'enveloppe d'un compagnon.

L'étude conclut qu'une surveillance à haute cadence en radio et en rayons X est essentielle pour distinguer ces histoires de perte de masse complexes, car les spectres optiques seuls peuvent être trompeurs concernant la véritable densité et la composition de l'environnement circumstellaire. Les résultats suggèrent que le mécanisme de « dépouillement » dans les SESNe peut être plus diversifié, les interactions binaires pouvant potentiellement jouer un rôle important dans la création des environnements CSM spécifiques observés dans les objets de transition.