SN2023ixf: ultraviolet-to-infrared radiative-transfer modeling of the nebular-phase evolution until 1000 days

Problema
SN 2023ixf é uma supernova do Tipo II próxima, originada de uma progenitora supergigante vermelha (RSG), caracterizada por interação precoce e persistente com material circumestelar (CSM). Embora estudos anteriores tenham restringido a evolução fotosférica e as propriedades da progenitora, persiste uma disparidade significativa nas massas da progenitora inferidas (variando de 11 a 20 $M_\odot$) e nos parâmetros de explosão, devido a degenerescências fundamentais na modelagem da curva de luz. Além disso, a transição de uma fase nebular alimentada por decaimento para uma fase dominada por interação, acoplada ao início da formação de poeira, apresenta desafios complexos para a modelagem de transferência radiativa. Modelos de arquivo existentes frequentemente basearam-se em progenitoras RSG padrão e negligenciaram a influência da potência de interação ou da poeira, falhando em explicar a evolução espectral específica e a atenuação de fluxo observadas em SN 2023ixf até 1000 dias.

Metodologia
Os autores apresentam modelagem de transferência radiativa em não equilíbrio termodinâmico local (non-LTE) de SN 2023ixf, de 112 a 998 dias após a explosão, utilizando o código CMFGEN. O estudo utiliza o modelo de ejecta x6p0, estabelecido anteriormente por Dessart et al. (2026) para corresponder à fase fotosférica, o que corresponde a uma progenitora de 15 $M_\odot$ parcialmente despojada, produzindo 7–8 $M_\odot$ de ejecta, energia cinética de 1,2 $\times$ 10$^{51}$ erg e 0,05 $M_\odot$ de $^{56}$Ni. Este ejecta é acrescido de uma casca densa fria (CDS) de 0,2 $M_\odot$ a 8000 km s$^{-1}$.

Componentes metodológicos-chave incluem:

• Tratamento da Potência de Interação: Duas abordagens foram testadas: injetar elétrons de alta energia (potência de choque) diretamente na CDS, e injetar raios X em toda a região do ejecta externo e da CDS.
• Modelagem de Poeria: A formação de poeira foi introduzida a partir de $\sim$200 dias. Os modelos consideram poeira no ejecta interno (abaixo de 3000 km s$^{-1}$) e dentro da CDS, utilizando uma mistura de grãos ricos em Si e ricos em C (razão 1:4,5) com raios de 0,1 $\mu$m. Um componente de poeira externo e frio foi adicionado no pós-processamento para corresponder à emissão no infravermelho médio (MIR).
• Restrições Observacionais: Os modelos foram comparados a um conjunto de dados abrangente que abrange UV (HST), óptico, infravermelho próximo (NIR) e MIR (JWST) de 112 a 998 dias. Os espectros foram rebinados para uma resolução fixa de 300 km s$^{-1}$ (ou degradados para $\sim$3000 km s$^{-1}$ para comparações no MIR).

Contribuições e Resultados Principais

• Evolução Nebular e Interação: O estudo confirma que a interação com o CSM persiste durante toda a fase nebular, alimentando o fluxo UV em todos os momentos e dominando o fluxo óptico após $\sim$600 dias. A velocidade da CDS desacelera de 8000 km s$^{-1}$ aos 112 dias para $\sim$6500 km s$^{-1}$ aos 998 dias, sugerindo um acúmulo de massa de várias décimas de $M_\odot$.
• Formação de Poeira e Atenuação: Para corresponder à curva de luz observada na banda V e à distribuição de energia espectral, a formação de poeira é necessária a partir de $\sim$200 dias.
  • Localização: A poeira forma-se primeiro na CDS e subsequentemente no ejecta interno.
  • Evolução da Massa: A massa de poeira inferida no ejecta interno aumenta de $1 \times 10^{-6} M_\odot$ aos 208 dias para $100 \times 10^{-6} M_\odot$ aos 620 dias. A massa de poeira da CDS segue uma tendência similar, atingindo $100 \times 10^{-6} M_\odot$ aos 620 dias.
  • Componente Externa: Um componente de poeira externo e opticamente fino (massa $\sim$3 $\times$ 10$^{-4} M_\odot$) é necessário para reproduzir a emissão no MIR, pois a poeira interna sozinha é insuficiente.
• Características Espectrais:
  • UV: O fluxo UV é pouco afetado pela poeira, mas é fortemente influenciado pelo bloqueio de linhas de Fe e pela estrutura da CDS. A intensidade de Ly $\alpha$ e Mg ii $\lambda\lambda$ 2795, 2802 é altamente sensível ao tratamento da potência de choque; injetar potência como raios X aumenta Ly $\alpha$ e suprime Mg ii em relação à injeção de elétrons, correspondendo melhor às observações.
  • Óptico/IR: Os modelos reproduzem os perfis largos e quadrados de H$\alpha$ e He i 1,083 $\mu$m, característicos da interação com CDS. No entanto, os modelos têm dificuldade em corresponder à largura e intensidade exatas de He i 1,083 $\mu$m e superestimam certas linhas metálicas no IR (por exemplo, [Ne ii] 12,810 $\mu$m), indicando possivelmente diferenças no agrupamento ou nos rendimentos metálicos não capturados pela estrutura unidimensional de camadas embaralhadas.
• Comparação com SN 1993J: Apesar de tipos de progenitores diferentes (Tipo II vs. Tipo IIb), SN 2023ixf compartilha similaridades espectrais com SN 1993J entre 1 e 3 anos, particularmente a dominância de linhas largas e quadradas. No entanto, SN 2023ixf é mais fraca e mais fria, carecendo de fortes linhas de [O iii] e [N ii], provavelmente devido a maiores massas de CDS e ejecta e a uma extinção significativa por poeira.

Significado
O artigo demonstra que um modelo consistente de transferência radiativa, incorporando uma progenitora parcialmente despojada, interação com CSM e formação evolutiva de poeira, pode reproduzir com sucesso a evolução multiespectral de SN 2023ixf da fase fotosférica até a fase nebular tardia. O estudo destaca que:

1. A poeira é crítica para explicar o rápido desvanecimento da curva de luz óptica após 200 dias, não apenas a fuga de raios gama.
2. A potência de interação domina o UV e eventualmente a saída óptica, fazendo com que a SN apareça como um híbrido de emissão alimentada por decaimento e por interação.
3. Sensibilidade do modelo: O tratamento da potência de choque (elétrons vs. raios X) altera significativamente o espectro UV previsto, particularmente a razão entre Ly $\alpha$ e Mg ii, enfatizando a necessidade de observações UV de alta resolução para restringir a estrutura da CDS e os mecanismos de injeção de potência.
4. Restrições à progenitora: Os resultados suportam uma massa de progenitora de $\sim$15 $M_\odot$ com um envelope parcialmente despojado, resolvendo algumas das degenerescências encontradas em estudos anteriores que ignoraram interação ou poeira.

Os autores concluem que, embora seus modelos 1D forneçam uma correspondência satisfatória às observações, discrepâncias nas larguras de linha e em intensidades específicas de linhas metálicas sugerem que trabalhos futuros devem incorporar hidrodinâmica multidimensional para resolver melhor a estrutura 3D da CDS, o agrupamento e a evolução dinâmica da região de interação.