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

Resumo Técnico: SN 2021bnw Superluminosa de Hélio

Enunciação do Problema
As supernovas superluminosas (SLSNe) são eventos transitórios com magnitudes absolutas de pico superiores a −20 mag. Embora muitas sejam alimentadas pela desaceleração de magnetars ou por decaimento radioativo, os mecanismos específicos que impulsionam as SLSNe ricas em hélio (He-SLSNe) permanecem debatidos. SN 2021bnw é uma He-SLSN próxima, caracterizada por uma curva de luz (CL) ampla, abrangendo 140 dias, e uma magnitude de pico de −20,5 mag. O poderamento puramente radioativo via decaimento de $^{56}$Ni exigiria uma massa de níquel fisicamente impossível (14 $M_\odot$), implicando uma origem em supernova de instabilidade de pares (PISN). No entanto, a CL observada declina rapidamente após o pico e carece da cauda de alta luminosidade e evolução lenta, característica das PISNe. Por outro lado, uma origem em supernova de instabilidade de pares pulsacional (PPISN) é desafiada pelas restrições específicas de energia e massa derivadas dos dados. O estudo visa determinar o mecanismo de poderamento e a natureza do progenitor de SN 2021bnw, modelando sua curva de luz pseudo-bolométrica.

Metodologia
Os autores empregaram simulações hidrodinâmicas de transferência radiativa utilizando o código STELLA para modelar a interação entre os ejectos da supernova e a matéria circumestelar (CSM), complementadas por aquecimento radioativo.

• Modelos de Ejectos: Os perfis de ejectos foram escalados a partir de um modelo hidrodinâmico de uma estrela de hélio de 90 $M_\odot$ (modelo He90 de Heger & Woosley 2002). Os autores testaram massas de ejectos variando de 15 a 90 $M_\odot$. A composição era predominantemente oxigênio, hélio, carbono, silício e enxofre.
• Modelos de CSM: Os ejectos foram envoltos por uma CSM tipo vento ($\rho \propto r^{-2}$) com composição rica em hélio (razão He:C:O de 5:3:2), motivada por características espectrais no infravermelho próximo observadas 87 dias após o pico. As massas de CSM variaram entre 1 e 22,2 $M_\odot$.
• Fontes de Energia: As simulações incluíram energia cinética da explosão, energia de interação entre ejectos e CSM, e aquecimento radioativo do decaimento de $^{56}$Ni e $^{56}$Co. Nenhuma injeção adicional de energia foi simulada durante a fase principal da explosão.
• Análise de Épocas Iniciais: Para explicar os pontos de dados iniciais (aproximadamente 38 dias antes do pico) que excediam a luminosidade da estrela progenitora, os autores testaram modelos envolvendo uma CSM compacta e uma casca em expansão representando uma erupção pré-supernova.

Principais Resultados

1. Parâmetros de Explosão de Melhor Ajuste: A curva de luz observada é melhor reproduzida por uma combinação de interação com CSM e decaimento radioativo. Os modelos ótimos exigem:

   • Massa de Ejectos: 15–22,5 $M_\odot$.
   • Massa de CSM: ~7 $M_\odot$.
   • Energia Cinética: 4–5 foe ($10^{51}$ erg).
   • Níquel Radioativo: 1,7 $M_\odot$ de $^{56}$Ni.
   • Interação: A colisão dos ejectos de 15–22,5 $M_\odot$ com a CSM de 7 $M_\odot$ alimenta os primeiros ~80 dias da curva de luz. Os 1,7 $M_\odot$ de $^{56}$Ni são necessários para sustentar a luminosidade e estender a curva de luz até o dia 140.

2. Anomalia na Curva de Luz Inicial: Os pontos de dados iniciais (pré-pico) não podem ser explicados pelos principais modelos de interação ejectos-CSM. Os autores propõem que esses pontos representam uma pré-erupção ocorrendo ~18 dias antes da explosão terminal. Isso é modelado como uma casca em expansão com massa de 0,5–1 $M_\odot$ e energia cinética de 0,7–1 foe, sofrendo resfriamento adiabático.

3. Restrições ao Progenitor:

   • A massa total de ejectos mais CSM é estimada em 22–30 $M_\odot$.
   • Usando relações de evolução estelar (Heger & Woosley 2002) e contabilizando a perda de massa, a massa inicial da sequência principal de idade zero (ZAMS) do progenitor é estimada em não inferior a 61 $M_\odot$ (e provavelmente abaixo de 120 $M_\odot$).
   • A energia da explosão (4–5 foe) e o alto rendimento de $^{56}$Ni (1,7 $M_\odot$) são consistentes com um cenário de colapso do núcleo magnetorotacional (MRCC), potencialmente envolvendo um mecanismo de colapsar, em vez do colapso padrão impulsionado por neutrinos.

Exclusão de PPISN
Os autores argumentam contra uma origem PPISN para SN 2021bnw com base em vários fatores:

• Limite de Massa: A massa total derivada (ejectos + CSM) cai abaixo do limite inferior típico para progenitores de PPISN (núcleos de hélio de 34–48,5 $M_\odot$).
• Física do Remanescente: Modelos padrão de PPISN na faixa de massa relevante tipicamente deixam para trás um buraco negro massivo (30–40 $M_\odot$) sem ejeção significativa de massa ou produção de $^{56}$Ni.
• Requisitos de Energia: Alcançar a energia cinética necessária (4–5 foe) e a massa de ejectos em um cenário realista de colapso do núcleo com um remanescente massivo é problemático para modelos padrão de PPISN.
• Produção de Níquel: A necessidade de 1,7 $M_\odot$ de $^{56}$Ni contradiz cenários de PPISN, que geralmente não produzem tais grandes quantidades de níquel radioativo.

Significância e Alegações
O artigo conclui que SN 2021bnw é muito provavelmente o resultado de uma explosão de colapso do núcleo de uma estrela massiva (ZAMS $\ge$ 61 $M_\odot$) auxiliada por efeitos magnetorotacionais. O evento foi alimentado pela interação dos ejectos com uma casca massiva e rica em hélio de CSM e por uma quantidade substancial de $^{56}$Ni sintetizado. O estudo destaca que, embora as simulações atuais de MRCC tipicamente produzam massas de $^{56}$Ni mais baixas (0,5–1,14 $M_\odot$), futuras simulações 3D de alta resolução e esquemas aprimorados de transporte de neutrinos podem preencher essa lacuna. Os autores afirmam explicitamente que, embora o cenário MRCC seja a explicação mais plausível, as dinâmicas específicas necessárias para produzir 1,7 $M_\odot$ de $^{56}$Ni em tal progenitor de alta massa permanecem uma questão em aberto para futuros estudos de nucleossíntese explosiva. O artigo não afirma provar definitivamente o mecanismo MRCC, mas o apresenta como o modelo preferido em relação às alternativas PISN ou PPISN, dados os dados e restrições de modelagem atuais.