Impact of stellar rotation on type II supernova progenitor masses from pre-explosion imaging

Titel: Impact van sterrenrotatie op de massa's van Type II-supernova-voorgangers, afgeleid van pre-explosie-beeldvorming

Auteurs: L. Martinez, O. G. Benvenuto, en M. A. De Vito
Publicatie: Astronomy & Astrophysics (2026)

1. Het Probleem

Type II-supernova's (SNe II) zijn de explosieve dood van massieve sterren ($\gtrsim 9 M_\odot$) die hun waterstofmantel behouden. De initiële massa's van deze progenitors worden doorgaans geschat door de waargenomen luminositeit (voor de explosie) om te zetten naar een initiële massa met behulp van modellen voor sterrenontwikkeling.

Een belangrijk knelpunt in de huidige methodologie is dat deze conversie vaak gebaseerd is op niet-roterende sterrenmodellen of modellen met een vaste, gefixeerde rotatiesnelheid (bijv. 40% van de kritieke snelheid). Echter:

• Massieve sterren vertonen een brede verdeling van initiële rotatiesnelheden aan het begin van hun hoofdreeks (ZAMS).
• Rotatie heeft een aanzienlijk effect op de evolutie: het verhoogt het chemisch mengen (door instabiliteiten), wat leidt tot zwaardere heliumkernen, langere brandingsfasen en hogere luminositeiten.
• Dit betekent dat een roterende ster met een bepaalde initiële massa aan het einde van zijn leven helderder is dan een niet-roterende ster met dezelfde massa. Als men dit niet corrigeert, kunnen de afgeleide massa's vertekend zijn.

De vraag die dit artikel beantwoordt is: Wat is de impact van het gebruik van de waargenomen verdeling van initiële rotatiesnelheden op de geschatte initiële massa's van SN II-voorgangers, en verandert dit de conclusies over de bovengrens van deze massa's?

2. Methodologie

De auteurs hebben een robuuste statistische aanpak ontwikkeld om de onzekerheden in de rotatie en de luminositeit te integreren:

• Stalen van Voorgangers: Een steekproef van 21 SN II-voorgangers met gedetecteerde pre-explosie luminositeiten (uit literatuur) werd geselecteerd. Progenitors met alleen bovengrenzen of onzekere identificaties (zoals SN 2020jfo) werden uitgesloten.
• Sterrenmodellen (MESA):
  • Gebruik van de open-source code MESA (versie 24.08.1) voor het berekenen van evolutiemodellen van enkele massieve sterren met zonne-metaliciteit ($Z_\odot = 0.0154$).
  • De modellen lopen van de ZAMS tot aan het uitputten van koolstof in de kern.
  • Rotatie: Er werden modellen berekend voor initiële oppervlaktesnelheden ($v_{ini}$) variërend van 0 tot 600 km/s (in stappen van 50 km/s).
  • Fysica: Inclusief windmassaverlies (Björklund et al. 2023 voor hete sterren, Wen et al. 2024 voor koele RSG's), Ledoux-criterium voor convectie, overshooting, en rotatie-geïnduceerde instabiliteiten (diffusie-benadering) en interne magnetische velden (Spruit-Tayler dynamo).
• Verdeling van Rotatiesnelheden:
  • In plaats van een vaste snelheid te kiezen, gebruikten de auteurs de waargenomen verdeling van projectiesnelheden ($v \sin i$) van jonge O-type sterren (Holgado et al. 2022).
  • Deze waarnemingen werden gedecconvolueerd met de methode van Lucy (1974) om de intrinsieke verdeling van rotatiesnelheden aan het ZAMS te verkrijgen.
• Monte Carlo (MC) Analyse (DBR-methode):
  • Voor elke SN-progenitor werd een "Distribution-Based Rotating" (DBR) benadering gebruikt.
  • Er werden 10.000 MC-trials uitgevoerd per ster.
  • In elke trial werd een luminositeit getrokken uit een Gauss-verdeling (gebaseerd op de waarneming en foutmarges) en een initiële rotatiesnelheid getrokken uit de waargenomen verdeling.
  • Via multidimensionale interpolatie (cKDTree) werd de bijbehorende initiële massa ($M_{ZAMS}$) bepaald uit het roterende modelrooster.
  • Dit werd vergeleken met resultaten van puur niet-roterende modellen.

3. Belangrijkste Resultaten

• Verschuiving naar Lagere Massa's:
  • Over het algemeen leiden de DBR-modellen (met rotatie) tot systematisch lagere geschatte initiële massa's dan niet-roterende modellen voor dezelfde waargenomen luminositeit.
  • Reden: Rotatie verhoogt de luminositeit van een ster door chemisch mengen. Een ster die roterend is, is dus helderder dan een niet-roterende ster van dezelfde massa. Als men een heldere ster observeert en dit toekent aan een roterend model, is de benodigde initiële massa lager dan bij een niet-roterend model.
  • De verschuiving is echter klein: typisch tussen 0,2 en 1,1 $M_\odot$.
• Statistische Overeenkomst:
  • De verdelingen van de afgeleide massa's overlappen sterk. De Hellinger-afstand tussen de verdelingen van niet-roterende en DBR-modellen is slechts 0,06 (waarbij 0 identiek is en 1 volledig verschillend).
  • De mediane waarden van de DBR-modellen liggen binnen de 1$\sigma$ onzekerheid van de niet-roterende modellen.
• Bovengrens van de Massa:
  • De auteurs bepaalden de bovengrens van de initiële massa ($M_{up}$) voor SN II-voorgangers.
  • Niet-roterende modellen: $M_{up} = 20.8^{+2.8}_{-1.3} M_\odot$.
  • DBR-modellen (met rotatieverdeling): $M_{up} = 20.4^{+2.3}_{-1.9} M_\odot$.
  • Het verschil is kleiner dan de statistische onzekerheid. De bovengrens blijft dus stabiel rond de 20-21 $M_\odot$.
• Lage Luminositeit Probleem:
  • Voor een aantal progenitors (bijv. SN 2008bk, 2022acko) liggen de waargenomen luminositeiten onder de minimumwaarde van de modellen. Dit leidt tot een ophoping van de massa-verdeling bij de ondergrens van 9 $M_\odot$. Dit wijst op beperkingen in de huidige modellen voor de evolutie van zeer lage-massa CCSN-progenitors of mogelijke Electron-Capture Supernova's (ECSN).

4. Discussie en Significatie

• Het RSG-probleem:
  • Het "RSG-probleem" verwijst naar het feit dat er weinig SN II-voorgangers worden gevonden met initiële massa's boven ~18-20 $M_\odot$, terwijl modellen suggereren dat sterren tot ~25-30 $M_\odot$ als RSG's zouden moeten exploderen.
  • De resultaten van dit artikel bevestigen dat de bovengrens rond de 20,4 $M_\odot$ ligt (met een 95% betrouwbaarheidsinterval tot 28,5 $M_\odot$). Dit plaatst de statistische significantie van het RSG-probleem op ongeveer 2$\sigma$.
  • De conclusie is dat het meenemen van rotatie geen fundamentele oplossing biedt voor het RSG-probleem; de discrepantie blijft bestaan binnen de huidige onzekerheden.
• Invloed van Binair Interactie:
  • De auteurs onderzochten ook het effect van "massa-gainers" in binaire systemen (sterren die massa en impulsmoment opnemen en daardoor kritiek gaan roteren). Zelfs met een bijdrage van 14% aan de populatie van dergelijke sterren, bleef de geschatte massa voor een voorbeeldster (SN 2025pht) binnen de 1$\sigma$ van de niet-roterende schatting.
• Metalliciteit:
  • De analyse is beperkt tot zonne-metaliciteit. Lagere metaliciteit zou leiden tot lagere windmassaverlies en hogere eindluminositeiten, wat de afgeleide massa's zou kunnen beïnvloeden. Dit wordt als toekomstig werk aangewezen.

5. Conclusie

De kernconclusie van het artikel is dat sterrenrotatie, wanneer rekening wordt gehouden met de waargenomen verdeling van initiële snelheden, slechts een bescheiden impact heeft op de schatting van de initiële massa's van SN II-voorgangers uit pre-explosie-beelden.

• Hoewel rotatie de evolutie en luminositeit beïnvloedt, zijn de verschillen in de afgeleide massa's kleiner dan de typische observatie- en model-onzekerheden.
• Het gebruik van complexe roterende modellen met een verdeling van snelheden is niet strikt noodzakelijk om aanzienlijk nauwkeurigere massa-schattingen te verkrijgen dan met de traditionele niet-roterende modellen, zolang de huidige observatiekwaliteit en modelonzekerheden bestaan.
• De bestaande niet-roterende modellen blijven dus een geldig en voldoende instrument voor het schatten van SN II-voorganger-massa's binnen de huidige beperkingen.