Electron-capture Supernova Candidates from Light Curves: Implications for Their Progenitors and Explosion Properties

Resumo Técnico: Candidatos a Supernovas de Captura de Elétrons a partir de Curvas de Luz

Problema e Motivação
As supernovas de colapso de núcleo (CCSNe) são geralmente categorizadas em supernovas de colapso de núcleo de ferro (FeCCSNe) e supernovas de captura de elétrons (ECSNe). As ECSNe são teorizadas como originadas de estrelas de super-ramo assimptótico gigante (super-AGB) com núcleos de oxigênio-neon-magnésio (ONeMg) que colapsam devido à captura de elétrons por Mg e Ne. Embora simulações baseadas em primeiros princípios prevejam explosões bem-sucedidas com baixas energias ($\sim 10^{50}$ erg) e baixos rendimentos de $^{56}$Ni, a confirmação observacional tem sido elusiva. Além da histórica SN 1054 (Nebulosa do Caranguejo) e do candidato recente SN 2018zd, detecções seguras de ECSNe são escassas. Um desafio primário é distinguir ECSNe de FeCCSNe de baixa massa, que compartilham morfologias de curvas de luz do Tipo II semelhantes e ricas em hidrogênio. Estudos anteriores utilizando o levantamento Zwicky Transient Facility (ZTF) Census of the Local Universe não encontraram novos candidatos seguros usando diagnósticos baseados em cor, motivando uma busca mais ampla e sistemática para restringir a taxa de ocorrência, propriedades de progenitores e a física da explosão das ECSNe.

Metodologia
Os autores conduziram uma busca sistemática por candidatos a ECSN entre supernovas do Tipo II (SNe II) de duas fontes: uma compilação da literatura de 36 SNe II bem observadas e uma amostra de levantamento público do ZTF de 62 SNe II, totalizando 98 objetos.

1. Critérios de Seleção: O estudo empregou um diagnóstico baseado em cor proposto por Sato et al. (2024). Este método utiliza o índice de cor ($g-r$ ou $B-V$) medido na metade da duração do platô ($t_{PT}/2$). Modelos teóricos indicam que as ECSNe exibem platôs sistematicamente mais azuis do que as FeCCSNe devido aos envelopes de baixa densidade e estendidos dos progenitores super-AGB. Candidatos que satisfazem limites lineares específicos no plano cor-$t_{PT}$ foram selecionados.
2. Classificação:
   • Candidatos Gold (Ouro): Objetos que satisfazem os critérios de cor e possuem espectros por volta de $t_{PT}/2$ que não mostram linhas de emissão estreitas, descartando assim uma forte interação com o meio circunestelar (CSM) (que pode deslocar artificialmente a cor para o azul).
   • Candidatos Silver (Prata): Objetos que satisfazem os critérios de cor, mas carecem de espectros por volta de $t_{PT}/2$, deixando aberta a possibilidade de contaminação por interação com CSM.
3. Modelagem: Os autores compararam curvas de luz multicoloridas observadas contra modelos de radiação-hidrodinâmicos gerados pelo código STELLA. Os modelos utilizaram estruturas de progenitores super-AGB com núcleos ONeMg, variando parâmetros como massa do envelope ($M_{env}$), energia de explosão ($E_{exp}$), taxa de perda de massa ($\dot{M}$) e perfis de densidade de CSM. O processo de ajuste envolveu uma busca de amplo espaço de parâmetros seguida por um refinamento local, excluindo a fase de cauda dos cálculos de $\chi^2$ para focar nas propriedades do platô enquanto ajustava a massa de $^{56}$Ni com base na luminosidade da cauda.

Principais Resultados

• Identificação de Candidatos: O estudo identificou dez candidatos. Três foram classificados como gold (ASASSN-14ha, SN 2018zd, SN 2023axu) e sete como silver (SNe 2019amt, 2019lkx, 2019nzy, 2019pkh, 2021cwe, 2021hse, 2022mxv).
• Propriedades da Explosão:
  • Candidatos Gold: As energias de explosão inferidas variam de $(0,4 - 1,7) \times 10^{50}$ erg, consistentes com as previsões de primeiros princípios. As taxas de perda de massa inferidas são de $3 \times 10^{-3} - 3 \times 10^{-2} M_{\odot} \text{ano}^{-1}$, significativamente superiores às taxas previstas para a fase inicial super-AGB, sugerindo uma perda de massa aumentada nos últimos $\sim 10-20$ anos antes da explosão.
  • Candidatos Silver: Incluir estes candidatos estende a faixa de energia para $(0,4 - 2,7) \times 10^{50}$ erg. No entanto, alguns candidatos silver exibem caudas brilhantes e características de curva de luz que sugerem potencial interação com CSM ou fontes de energia alternativas (ex: spin-down de pulsar), introduzindo incerteza em sua classificação.
• Taxas de Ocorrência:
  • Usando os candidatos gold robustos da amostra da literatura, a razão de ocorrência de ECSN entre SNe II é estimada em $3,0^{+10,6}_{-2,9}\%$ (interpretada como um limite inferior).
  • Usando os candidatos silver da amostra do ZTF, a razão é estimada em $15,7^{+17,3}_{-12,7}\%$ (interpretada como um limite superior).
  • Estas razões traduzem-se em uma ocorrência de ECSN entre todas as CCSNe de $1,8 - 9,2\%$ e uma taxa volumétrica de $(1,2 - 6,1) \times 10^3 \text{Gpc}^{-3} \text{ano}^{-1}$.
• Restrições do Progenitor: As taxas de ocorrência inferidas implicam uma janela de massa inicial para progenitores de ECSN de $0,1 \lesssim \Delta M_{ECSN} \lesssim 0,7 M_{\odot}$ (assumindo uma IMF de Salpeter e um limite ECSN/FeCCSN de $8-10 M_{\odot}$). A falta de progenitores com envelopes muito massivos ou de muito baixa massa na amostra sugere que a perda de massa extensa é um fator crítico no estágio evolutivo final.

Significância e Alegações
O artigo afirma fornecer as primeiras restrições sistemáticas robustas sobre a população de ECSN usando uma grande amostra de SNe II. Ao combinar diagnósticos fotométricos com modelagem de radiação-hidrodinâmica, os autores inferem energias de explosão e taxas de perda de massa de progenitores que se alinham com as expectativas teóricas para explosões de baixa energia de estrelas super-AGB. As taxas de ocorrência derivadas sugerem que as ECSNe constituem uma fração não desprezível dos eventos de colapso de núcleo.

No entanto, os autores mantêm uma postura modesta quanto à identificação definitiva dos candidatos silver. Eles afirmam explicitamente que, sem o acompanhamento espectroscópico por volta do meio do platô, é impossível descartar a contaminação por SNe II com forte interação com CSM que mimetizam as cores azuis das ECSNe. Consequentemente, as taxas de ocorrência derivadas e as janelas de massa dos progenitores são apresentadas como limites inferiores e superiores, em vez de valores precisos. O estudo conclui que o acompanhamento espectroscópico de candidatos por volta de $t_{PT}/2$ é essencial para identificar robustamente as ECSNe e refinar estas restrições estatísticas.