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

Sintesi Tecnica: Candidati a Supernova per Cattura Elettronica da Curve di Luce

Problema e Motivazione
Le supernovae a collasso nucleare (CCSNe) sono generalmente categorizzate in supernovae a collasso del nucleo di ferro (FeCCSNe) e supernovae per cattura elettronica (ECSNe). Le ECSNe sono teorizzate come derivanti da stelle super-asintotiche di ramo gigante (super-AGB) con nuclei di ossigeno-neonio-magnesio (ONeMg) che collassano a causa della cattura elettronica da parte di Mg e Ne. Sebbene le simulazioni basate sui primi principi prevedano esplosioni di successo con energie basse ($\sim 10^{50}$ erg) e rese di $^{56}$Ni ridotte, la conferma osservativa è stata elusiva. Oltre alla storica SN 1054 (Nebulosa Granchio) e al recente candidato SN 2018zd, le rilevazioni sicure di ECSNe sono scarse. Una sfida primaria è distinguere le ECSNe dalle FeCCSNe di bassa massa, che condividono morfologie simili di curve di luce di tipo II ricche di idrogeno. Studi precedenti che hanno utilizzato il Census of the Local Universe del Zwicky Transient Facility (ZTF) non hanno trovato nuovi candidati sicuri utilizzando diagnostici basati sul colore, motivando una ricerca più ampia e sistematica per vincolare il tasso di occorrenza, le proprietà dei progenitori e la fisica dell'esplosione delle ECSNe.

Metodologia
Gli autori hanno condotto una ricerca sistematica di candidati ECSN tra le supernovae di tipo II (SNe II) provenienti da due fonti: una compilazione bibliografica di 36 SNe II ben osservate e un campione di survey ZTF pubblico di 62 SNe II, per un totale di 98 oggetti.

1. Criteri di Selezione: Lo studio ha impiegato un diagnostico basato sul colore proposto da Sato et al. (2024). Questo metodo utilizza l'indice di colore ($g-r$ o $B-V$) misurato a metà della durata del plateau ($t_{PT}/2$). I modelli teorici indicano che le ECSNe esibiscono plateau sistematicamente più blu rispetto alle FeCCSNe a causa degli involucri estesi e a bassa densità dei progenitori super-AGB. Sono stati selezionati candidati che soddisfano specifici confini lineari nel piano colore-$t_{PT}$.
2. Classificazione:
   • Candidati Gold (Oro): Oggetti che soddisfano i criteri di colore e possiedono spettri intorno a $t_{PT}/2$ che non mostrano linee di emissione strette, escludendo così una forte interazione con il mezzo circumstellare (CSM) (che può causare un falso spostamento verso il blu di una SN).
   • Candidati Silver (Argento): Oggetti che soddisfano i criteri di colore ma mancano di spettri intorno a $t_{PT}/2$, lasciando aperta la possibilità di contaminazione da interazione CSM.
3. Modellazione: Gli autori hanno confrontato le curve di luce multicolore osservate con modelli radio-idrodinamici generati con il codice STELLA. I modelli utilizzavano strutture di progenitori super-AGB con nuclei ONeMg, variando parametri quali la massa dell'involucro ($M_{env}$), l'energia di esplosione ($E_{exp}$), il tasso di perdita di massa ($\dot{M}$) e i profili di densità del CSM. Il processo di fitting ha comportato un approccio in due fasi: una ricerca ampia nello spazio dei parametri seguita da un raffinamento locale, escludendo la fase di coda dai calcoli $\chi^2$ per concentrarsi sulle proprietà del plateau, regolando al contempo la massa di $^{56}$Ni in base alla luminosità della coda.

Risultati Chiave

• Identificazione dei Candidati: Lo studio ha identificato dieci candidati. Tre sono stati classificati come gold (ASASSN-14ha, SN 2018zd, SN 2023axu) e sette come silver (SNe 2019amt, 2019lkx, 2019nzy, 2019pkh, 2021cwe, 2021hse, 2022mxv).
• Proprietà dell'Esplosione:
  • Candidati Gold: Le energie di esplosione inferite variano da $(0.4 - 1.7) \times 10^{50}$ erg, coerentemente con le previsioni dei primi principi. I tassi di perdita di massa inferiti sono $3 \times 10^{-3} - 3 \times 10^{-2} M_{\odot} \text{yr}^{-1}$, significativamente più alti dei tassi previsti per la fase iniziale super-AGB, suggerendo una perdita di massa potenziata negli ultimi $\sim 10-20$ anni prima dell'esplosione.
  • Candidati Silver: L'inclusione di questi candidati estende l'intervallo di energia a $(0.4 - 2.7) \times 10^{50}$ erg. Tuttavia, alcuni candidati silver esibiscono code brillanti e caratteristiche della curva di luce che suggeriscono una potenziale interazione CSM o altre sorgenti di energia (ad esempio, lo spin-down di una pulsar), introducendo incertezza nella loro classificazione.
• Tassi di Occorrenza:
  • Utilizzando i robusti candidati gold dal campione bibliografico, il rapporto di occorrenza delle ECSN tra le SNe II è stimato in $3.0^{+10.6}_{-2.9}\%$ (interpretato come un limite inferiore).
  • Utilizzando i candidati silver dal campione ZTF, il rapporto è stimato al $15.7^{+17.3}_{-12.7}\%$ (interpretato come un limite superiore).
  • Questi rapporti si traducono in un'occorrenza di ECSN tra tutte le CCSNe del $1.8 - 9.2\%$ e in un tasso volumetrico di $(1.2 - 6.1) \times 10^3 \text{Gpc}^{-3} \text{yr}^{-1}$.
• Vincoli sui Progenitori: I tassi di occorrenza inferiti implicano una finestra di massa iniziale per i progenitori di ECSN di $0.1 \lesssim \Delta M_{ECSN} \lesssim 0.7 M_{\odot}$ (assumendo una IMF di Salpeter e un confine ECSN/FeCCSN tra $8-10 M_{\odot}$). La mancanza di progenitori con involucri molto massicci o molto leggeri nel campione suggerisce che una perdita di massa estesa sia un fattore critico nella fase evolutiva finale.

Significatività e Rivendicazioni
L'articolo sostiene di fornire i primi vincoli robusti e sistematici sulla popolazione di ECSN utilizzando un ampio campione di SNe II. Combinando i diagnostici fotometrici con la modellazione radio-idrodinamica, gli autori inferiscono energie di esplosione e tassi di perdita di massa dei progenitori che si allineano con le aspettative teoriche per esplosioni a bassa energia da stelle super-AGB. I tassi di occorrenza derivati suggeriscono che le ECSN costituiscano una frazione non trascurabile degli eventi di collasso nucleare.

Tuttavia, gli autori mantengono una posizione modesta riguardo l'identificazione definitiva dei candidati silver. Essi dichiarano esplicitamente che, senza un follow-up spettroscopico intorno alla metà del plateau, è impossibile escludere la contaminazione da SNe II con forte interazione CSM che imitano i colori blu delle ECSNe. Di conseguenza, i tassi di occorrenza e le finestre dei progenitori derivati sono presentati come limiti inferiori e superiori piuttosto che come valori precisi. Lo studio conclude che il follow-up spettroscopico dei candidati intorno a $t_{PT}/2$ è essenziale per identificare robustamente le ECSNe e affinare questi vincoli statistici.