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

Technische Samenvatting: Helium Superluminous SN 2021bnw

Probleemstelling
Superluminous supernova's (SLSNe) zijn transienten met piek absolute magnituden die −20 mag overschrijden. Hoewel veel worden aangedreven door magnetar-spin-down of radioactief verval, blijven de specifieke mechanismen die heliumrijke SLSNe (He-SLSNe) aandrijven, onderwerp van debat. SN 2021bnw is een nabije He-SLSN gekenmerkt door een brede lichtkromme (LC) die 140 dagen beslaat en een piekmagnituide van −20,5 mag. Zuivere radioactieve aandrijving via $^{56}$Ni-verval zou een onfysisch grote nikkelmassa (14 $M_\odot$) vereisen, wat wijst op een oorsprong als een paar-instabiliteitssupernova (PISN). Echter, de waargenomen LC daalt snel na de piek en mist de traag evoluerende, hoog-luminositeitstaart die kenmerkend is voor PISNe. Omgekeerd wordt een oorsprong als pulsatieve paar-instabiliteitssupernova (PPISN) uitgedaagd door de specifieke energie- en massabeperkingen die uit de data zijn afgeleid. De studie heeft tot doel het aandrijvingsmechanisme en de aard van de progenitor van SN 2021bnw te bepalen door modellering van zijn pseudo-bolometrische lichtkromme.

Methodologie
De auteurs gebruikten hydrodynamische stralingstransport-simulaties met de STELLA-code om de interactie tussen supernova-ejecta en omringende materie (CSM) te modelleren, aangevuld met radioactieve verwarming.

• Ejecta-modellen: De ejectaprofielen waren geschaald vanuit een hydrodynamisch sjabloon van een 90 $M_\odot$ heliumster (He90-model van Heger & Woosley 2002). De auteurs testten ejectamassa's variërend van 15 tot 90 $M_\odot$. De samenstelling bestond voornamelijk uit zuurstof, helium, koolstof, silicium en zwavel.
• CSM-modellen: De ejecta waren omgeven door een windachtige CSM ($\rho \propto r^{-2}$) met een heliumrijke samenstelling (He:C:O-verhouding van 5:3:2), gemotiveerd door NIR-spectrale kenmerken die 87 dagen na de piek werden waargenomen. CSM-massa's varieerden tussen 1 en 22,2 $M_\odot$.
• Energiebronnen: De simulaties omvatten kinetische energie van de explosie, interactie-energie tussen ejecta en CSM, en radioactieve verwarming door verval van $^{56}$Ni en $^{56}$Co. Er werd geen extra energie-injectie gesimuleerd tijdens de hoofdexplosiefase.
• Vroege epochanalyse: Om vroege datapunten (ongeveer 38 dagen voor de piek) die de luminositeit van de progenitorster overtroffen te verklaren, testten de auteurs modellen met een compacte CSM en een expanderende schil die een pre-supernova-uitbarsting voorstelt.

Belangrijkste Resultaten

1. Beste-explosieparameters: De waargenomen lichtkromme wordt het beste gereproduceerd door een combinatie van CSM-interactie en radioactief verval. De optimale modellen vereisen:

   • Ejectamassa: 15–22,5 $M_\odot$.
   • CSM-massa: ~7 $M_\odot$.
   • Kinetische energie: 4–5 foe ($10^{51}$ erg).
   • Radioactief nikkel: 1,7 $M_\odot$ $^{56}$Ni.
   • Interactie: De botsing van de 15–22,5 $M_\odot$ ejecta met de 7 $M_\odot$ CSM drijft de eerste ~80 dagen van de lichtkromme aan. De 1,7 $M_\odot$ $^{56}$Ni is vereist om de luminositeit te handhaven en de lichtkromme tot dag 140 te verlengen.

2. Vroege lichtkromme-anomalie: De initiële datapunten (voor de piek) kunnen niet worden verklaard door de hoofd-ejecta-CSM-interactiemodellen. De auteurs stellen voor dat deze punten een pre-uitbarsting vertegenwoordigen die ongeveer 18 dagen voor de terminale explosie plaatsvond. Dit wordt gemodelleerd als een expanderende schil met een massa van 0,5–1 $M_\odot$ en kinetische energie van 0,7–1 foe, die ondergaat adiabatische afkoeling.

3. Progenitor-beperkingen:

   • De totale massa van ejecta plus CSM wordt geschat op 22–30 $M_\odot$.
   • Met behulp van ster-evolutierelaties (Heger & Woosley 2002) en rekening houdend met massaverlies, wordt de initiële Zero-Age Main Sequence (ZAMS)-massa van de progenitor geschat op niet minder dan 61 $M_\odot$ (en waarschijnlijk onder de 120 $M_\odot$).
   • De explosie-energie (4–5 foe) en de hoge $^{56}$Ni-opbrengst (1,7 $M_\odot$) zijn consistent met een magnetorotatoire kerninstortings (MRCC) scenario, mogelijk met een collapsar-mechanisme, in plaats van standaard neutrino-gedreven instorting.

Uitsluiting van PPISN
De auteurs pleiten tegen een PPISN-oorsprong voor SN 2021bnw op basis van verschillende factoren:

• Massagrens: De afgeleide totale massa (ejecta + CSM) valt onder de typische ondergrens voor PPISN-progenitors (34–48,5 $M_\odot$ heliumkernen).
• Restantfysica: Standaard PPISN-modellen in het relevante massabereik laten doorgaans een massief zwart gat (30–40 $M_\odot$) achter zonder significante massa-ejectie of $^{56}$Ni-productie.
• Energie-eisen: Het bereiken van de vereiste kinetische energie (4–5 foe) en ejectamassa in een realistisch kerninstortingsscenario met een massief restant is problematisch voor standaard PPISN-modellen.
• Nikkelproductie: De noodzaak van 1,7 $M_\odot$ $^{56}$Ni staat in tegenspraak met PPISN-scenario's die doorgaans geen dergelijke grote hoeveelheden radioactief nikkel produceren.

Betekenis en Claims
Het artikel concludeert dat SN 2021bnw zeer waarschijnlijk het resultaat is van een kerninstortingsexplosie van een massieve ster (ZAMS $\ge$ 61 $M_\odot$) ondersteund door magnetorotatoire effecten. Het evenement werd aangedreven door de interactie van de ejecta met een massieve, heliumrijke CSM-schil en een aanzienlijke hoeveelheid gesynthetiseerd $^{56}$Ni. De studie benadrukt dat, hoewel huidige MRCC-simulaties doorgaans lagere $^{56}$Ni-massa's opleveren (0,5–1,14 $M_\odot$), toekomstige hoog-resolutie 3D-simulaties en verbeterde neutrino-transportschema's deze kloof kunnen dichten. De auteurs stellen expliciet dat, hoewel het MRCC-scenario de meest plausibele verklaring is, de specifieke dynamiek die nodig is om 1,7 $M_\odot$ $^{56}$Ni te produceren in een dergelijke hoog-massaprogenitor een open vraag blijft voor toekomstige studies naar explosieve nucleosynthese. Het artikel claimt niet het MRCC-mechanisme definitief te bewijzen, maar presenteert het als het voorkeursmodel boven PISN- of PPISN-alternatieven, gezien de huidige data en modelleringbeperkingen.