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

Sintesi Tecnica: SN 2021bnw, una Supernova Superluminosa ricca di Elio

Enunciato del Problema
Le supernove superluminose (SLSNe) sono eventi transienti con magnitudini assolute di picco superiori a −20 mag. Sebbene molte siano alimentate dallo spin-down di magnetar o dal decadimento radioattivo, i meccanismi specifici che guidano le SLSNe ricche di elio (He-SLSNe) rimangono dibattuti. SN 2021bnw è una He-SLSN vicina caratterizzata da una curva di luce (LC) ampia che si estende per 140 giorni e una magnitudine di picco di −20,5 mag. Un'alimentazione puramente radioattiva tramite decadimento di $^{56}$Ni richiederebbe una massa di nichel fisicamente irrealistica (14 $M_\odot$), implicando un'origine da supernova da instabilità di coppia (PISN). Tuttavia, la LC osservata declina rapidamente dopo il picco e manca della coda ad alta luminosità e lenta evoluzione caratteristica delle PISNe. Viceversa, un'origine da supernova da instabilità di coppia pulsazionale (PPISN) è messa in discussione dalle specifiche vincoli energetici e di massa derivati dai dati. Lo studio mira a determinare il meccanismo di alimentazione e la natura della progenitrice di SN 2021bnw modellando la sua curva di luce pseudo-bolometrica.

Metodologia
Gli autori hanno impiegato simulazioni idrodinamiche di trasferimento radiativo utilizzando il codice STELLA per modellare l'interazione tra gli ejecta della supernova e la materia circumstellare (CSM), integrati con riscaldamento radioattivo.

• Modelli degli Ejecta: I profili degli ejecta sono stati scalati da un template idrodinamico di una stella di elio da 90 $M_\odot$ (modello He90 di Heger & Woosley 2002). Gli autori hanno testato masse degli ejecta comprese tra 15 e 90 $M_\odot$. La composizione era prevalentemente ossigeno, elio, carbonio, silicio e zolfo.
• Modelli della CSM: Gli ejecta erano circondati da una CSM di tipo vento ($\rho \propto r^{-2}$) con composizione ricca di elio (rapporto He:C:O di 5:3:2), motivata dalle caratteristiche spettrali nel vicino infrarosso (NIR) osservate 87 giorni dopo il picco. Le masse della CSM sono state variate tra 1 e 22,2 $M_\odot$.
• Fonti Energetiche: Le simulazioni includevano l'energia cinetica dell'esplosione, l'energia di interazione tra ejecta e CSM e il riscaldamento radioattivo dal decadimento di $^{56}$Ni e $^{56}$Co. Non è stata simulata alcuna iniezione di energia aggiuntiva durante la fase principale dell'esplosione.
• Analisi delle Epoche Precoci: Per spiegare i punti dati iniziali (circa 38 giorni prima del picco) che superavano la luminosità della stella progenitrice, gli autori hanno testato modelli che coinvolgono una CSM compatta e un guscio in espansione rappresentante un'esplosione pre-supernova.

Risultati Chiave

1. Parametri di Esplosione Migliori: La curva di luce osservata è meglio riprodotta da una combinazione di interazione con la CSM e decadimento radioattivo. I modelli ottimali richiedono:

   • Massa degli Ejecta: 15–22,5 $M_\odot$.
   • Massa della CSM: ~7 $M_\odot$.
   • Energia Cinetica: 4–5 foe ($10^{51}$ erg).
   • Nichel Radioattivo: 1,7 $M_\odot$ di $^{56}$Ni.
   • Interazione: La collisione degli ejecta da 15–22,5 $M_\odot$ con la CSM da 7 $M_\odot$ alimenta i primi ~80 giorni della curva di luce. I 1,7 $M_\odot$ di $^{56}$Ni sono necessari per sostenere la luminosità e prolungare la curva di luce fino al giorno 140.

2. Anomalia della Curva di Luce Iniziale: I punti dati iniziali (pre-picco) non possono essere spiegati dai principali modelli di interazione ejecta-CSM. Gli autori propongono che questi punti rappresentino un'esplosione preliminare avvenuta ~18 giorni prima dell'esplosione terminale. Questo è modellato come un guscio in espansione con una massa di 0,5–1 $M_\odot$ e un'energia cinetica di 0,7–1 foe, sottoposto a raffreddamento adiabatico.

3. Vincoli sulla Progenitrice:

   • La massa totale di ejecta più CSM è stimata tra 22 e 30 $M_\odot$.
   • Utilizzando le relazioni di evoluzione stellare (Heger & Woosley 2002) e tenendo conto della perdita di massa, la massa iniziale della progenitrice sulla Sequenza Principale all'Età Zero (ZAMS) è stimata essere non inferiore a 61 $M_\odot$ (e probabilmente inferiore a 120 $M_\odot$).
   • L'energia dell'esplosione (4–5 foe) e l'elevata resa di $^{56}$Ni (1,7 $M_\odot$) sono coerenti con uno scenario di collasso del nucleo magnetorotazionale (MRCC), potenzialmente coinvolgente un meccanismo di collapsar, piuttosto che un collasso standard guidato da neutrini.

Esclusione della PPISN
Gli autori si oppongono a un'origine PPISN per SN 2021bnw basandosi su diversi fattori:

• Limite di Massa: La massa totale derivata (ejecta + CSM) scende al di sotto del limite inferiore tipico per le progenitrici PPISN (nuclei di elio da 34–48,5 $M_\odot$).
• Fisica del Residuo: I modelli PPISN standard nell'intervallo di massa rilevante lasciano tipicamente dietro di sé un buco nero massiccio (30–40 $M_\odot$) senza significativa espulsione di massa o produzione di $^{56}$Ni.
• Requisiti Energetici: Raggiungere l'energia cinetica richiesta (4–5 foe) e la massa degli ejecta in uno scenario realistico di collasso del nucleo con un residuo massiccio è problematico per i modelli PPISN standard.
• Produzione di Nichel: La necessità di 1,7 $M_\odot$ di $^{56}$Ni contraddice gli scenari PPISN che generalmente non producono tali grandi quantità di nichel radioattivo.

Significato e Affermazioni
Il documento conclude che SN 2021bnw è molto probabilmente il risultato di un'esplosione da collasso del nucleo di una stella massiccia (ZAMS $\ge$ 61 $M_\odot$) favorita da effetti magnetorotazionali. L'evento è stato alimentato dall'interazione degli ejecta con un guscio massiccio e ricco di elio della CSM e da una quantità sostanziale di $^{56}$Ni sintetizzato. Lo studio evidenzia che, sebbene le attuali simulazioni MRCC producano tipicamente masse di $^{56}$Ni inferiori (0,5–1,14 $M_\odot$), future simulazioni 3D ad alta risoluzione e schemi di trasporto dei neutrini migliorati potrebbero colmare questo divario. Gli autori affermano esplicitamente che, sebbene lo scenario MRCC sia la spiegazione più plausibile, le dinamiche specifiche necessarie per produrre 1,7 $M_\odot$ di $^{56}$Ni in una progenitrice di tale massa rimangono una domanda aperta per futuri studi sulla nucleosintesi esplosiva. Il documento non afferma di provare definitivamente il meccanismo MRCC, ma lo presenta come il modello preferito rispetto alle alternative PISN o PPISN, dati i dati e i vincoli di modellazione attuali.