Two years of shock interaction tracing three phases of evolution: the explosion of a Type IIn supernova, SN 2019vxm

Sintesi Tecnica: Due anni di interazione d'urto che tracciano tre fasi di evoluzione in SN 2019vxm

Problema e Contesto
Le supernovae di tipo IIn sono una rara sottoclasse di eventi di collasso del nucleo caratterizzati dall'interazione tra l'ejecta e il materiale circumstellare (CSM) denso. Sebbene siano note per la loro alta luminosità e i diversi profili evolutivi, una comprensione completa dei loro progenitori e dei meccanismi di perdita di massa richiede un ampio campione di eventi ben studiati. SN 2019vxm (ASASSN-19acc), scoperto nel dicembre 2019, presenta un caso unico di supernova interagente a lunga durata. Studi precedenti avevano modellato la curva di luce precoce o discusso la sua associazione con un burst di raggi gamma, ma mancava un'analisi multi-lunghezza d'onda che coprisse due anni post-esplosione. Questo articolo affronta la necessità di caratterizzare l'intera cronologia evolutiva di SN 2019vxm, concentrandosi specificamente sulla transizione dalle fasi dominate dall'interazione alle firme di polvere tardive, e di vincolare le proprietà fisiche dell'ejecta e del CSM.

Metodologia
Gli autori presentano un dataset completo composto da fotometria multi-lunghezza d'onda e spettroscopia ottica che copre oltre due anni (da circa 16 a circa 716 giorni post-esplosione).

• Osservazioni: La fotometria ottica è stata ottenuta con il telescopio Himalayan Chandra (HCT) da 2 m con lo strumento HFOSC. I dati nel vicino infrarosso (NIR) sono stati raccolti con il telescopio Kanata con la camera HONIR. I dati UV e ottici della fase precoce sono stati recuperati dagli archivi Swift/UVOT. Le ricerche di perdita di massa pre-esplosione sono state condotte utilizzando i dati del sistema Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System (ATLAS).
• Spettroscopia: Gli spettri ottici sono stati ottenuti con l'HCT utilizzando due grism (Gr7 e Gr8), coprendo l'intervallo 3500–9250 Å.
• Tecniche di Analisi:
  • Fotometria: Le curve di luce sono state costruite nelle bande UVOIR. Le luminosità pseudo-bolometriche sono state calcolate integrando il flusso su 1600–23064 Å.
  • Distribuzione Spettrale di Energia (SED): Le SED sono state modellate utilizzando componenti di corpo nero singole e duali per separare l'emissione fotoferica da una potenziale emissione di polvere.
  • Modellazione della Curva di Luce: Le curve di luce UV-ottiche sono state modellate utilizzando MOSFiT (un codice di inferenza bayesiana) impiegando il modello di interazione CSM per vincolare la massa del CSM ($M_{CSM}$), la massa dell'ejecta ($M_{ej}$) e i profili di densità.
  • Analisi Spettrale: I profili delle linee (specificamente H$\alpha$ e H$\beta$) sono stati scomposti in componenti strette, intermedie e larghe per tracciare l'evoluzione della velocità e l'asimmetria. I decrementi di Balmer sono stati calcolati per inferire le proprietà di scattering.

Risultati Chiave

1. Evoluzione Fotometrica: SN 2019vxm è una supernova a salita lenta ($\sim$45,9 giorni in banda R) e declino lento, raggiungendo una magnitudine assoluta di $\approx$ -20,3 mag. L'energia totale irradiata è stimata in $5,23 \times 10^{50}$ erg, collocandola tra gli eventi di Tipo IIn più energetici. La curva di luce presenta tre fasi distinte:
   • Salita: Dominata dall'emissione UV.
   • Declino Superficiale: Una fase simile a un plateau (fino a ~400 giorni) guidata dall'interazione del CSM.
   • Declino Ripido: Una fase post-400 giorni in cui il flusso ottico scende rapidamente mentre l'emissione IR aumenta significativamente, indicando una transizione verso un regime dominato dall'IR.
2. Parametri Fisici:
   • Massa del CSM: La modellazione della curva di luce (indipendente da specifiche assunzioni sul profilo di densità) e il confronto con modelli teorici di trasferimento radiativo (HERACLES) suggeriscono un CSM massiccio di 3–8 $M_\odot$.
   • Massa dell'Ejecta: Derivata dal flusso della componente larga di H$\alpha$, la massa minima dell'ejecta è stimata in $\sim$3,88 $M_\odot$. Questo è coerente con i modelli della curva di luce ma inferiore ad alcune stime precedenti, suggerendo un significativo stripping dell'involucro del progenitore.
   • Polvere: La modellazione della SED a epoche tardive ($t > 400$ giorni) rivela un eccesso IR che è meglio descritto da una componente di polvere con temperature di $\sim$1500 K situata a un raggio di $\sim$4 $\times$ 10$^{16}$ cm.
3. Evoluzione Spettrale e Asimmetria:
   • Fase Precoce: Gli spettri sono dominati da linee di emissione strette e intermedie provenienti dal CSM e dal guscio denso e freddo (CDS), con profili simmetrici.
   • Fase Intermedia: Emergono profili di linea asimmetrici, caratterizzati da ali simmetriche ma con una soppressione del flusso rosso. Questa asimmetria è attribuita allo scattering di fotoni da parte di un mezzo otticamente spesso.
   • Fase Tardiva: Il lato rosso della linea H$\alpha$ è fortemente soppresso e il profilo diventa sempre più blueshifted. Il decremento di Balmer aumenta significativamente ($\sim$10), indicando un'estinzione dipendente dalla lunghezza d'onda.
   • Linee Nebulari: Non vengono rilevate linee nebulari nemmeno nelle fasi tardive, il che implica che l'ejecta rimanga denso o sia pesantemente oscurato.

Significatività e Rivendicazioni
L'articolo sostiene che SN 2019vxm funga da caso di studio critico per comprendere l'evoluzione tardiva delle supernovae interagenti. Gli autori evidenziano tre contributi specifici:

• Fasi Evolutive: Lo studio delinea chiaramente tre fasi evolutive, dimostrando che la transizione da un plateau ottico dominato dall'interazione a un declino dominato dall'IR è una caratteristica distinta di questo oggetto, probabilmente guidata dall'emergere della polvere.
• Influenza della Polvere: La combinazione di sbiadimento ottico, aumento dell'IR e la natura specifica dell'asimmetria della linea (soppressione del flusso rosso) fornisce una forte evidenza della presenza di polvere. Gli autori sostengono che questa polvere potrebbe essere preesistente nel CSM o di nuova formazione, sebbene l'alta temperatura fotoferica ($\sim$5000 K) renda improbabile la formazione di polvere in situ nell'ejecta interno all'epoca osservata.
• Vincoli sul Progenitore: La massa del CSM derivata di 3–8 $M_\odot$ e la massa dell'ejecta di $\sim$3,88 $M_\odot$ suggeriscono un progenitore massiccio (probabilmente $\sim$40 $M_\odot$) che ha subito una significativa perdita di massa prima dell'esplosione, potenzialmente attraverso meccanismi eruttivi o interazione binaria, sebbene non siano stati rilevati outburst precursori nei 4 anni precedenti la scoperta.

Gli autori concludono che, sebbene l'origine esatta della polvere (preesistente vs. di nuova formazione) non possa essere distinta definitivamente con i dati attuali, i fenomeni osservati sono coerenti con un ambiente denso e polveroso che circonda la supernova, il quale oscura l'ejecta e altera la distribuzione spettrale di energia osservata.