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

技术摘要：基于光变曲线的电子捕获超新星候选体

问题与动机
核心塌缩超新星（CCSNe）通常分为铁核塌缩超新星（FeCCSNe）和电子捕获超新星（ECSNe）。理论上，ECSNe 源自具有氧-氖-镁（ONeMg）核心的超渐近巨星支（super-AGB）恒星，这些核心由于镁和氖的电子捕获而发生塌缩。尽管第一性原理模拟预测了成功的爆炸过程，且具有较低的能量（$\sim 10^{50}$ erg）和较低的 $^{56}$Ni 产量，但观测确认一直难以实现。除了具有历史意义的 SN 1054（蟹状星云）和最近的候选体 SN 2018zd 外，可靠的 ECSN 检测非常稀少。一个主要的挑战是如何将 ECSNe 与低质量的 FeCCSNe 区分开来，因为两者具有相似的富氢 II 型光变曲线形态。以往利用 Zwicky Transient Facility (ZTF) 本地宇宙普查的研究未能通过基于颜色的诊断发现新的可靠候选体，这促使了更广泛、系统的搜索，以约束 ECSNe 的发生率、原星性质和爆炸物理机制。

方法论
作者对来自两个来源的 II 型超新星（SNe II）进行了系统性的 ECSN 候选体搜索：一个包含 36 个观测良好的 SNe II 的文献汇编，以及一个包含 62 个 SNe II 的公开 ZTF 调查样本，总计 98 个天体。

1. 筛选标准： 研究采用了由 Sato 等人 (2024) 提出的基于颜色的诊断方法。该方法利用在平台期中点（$t_{PT}/2$）测得的颜色指数（$g-r$ 或 $B-V$）。理论模型表明，由于 super-AGB 原星具有低密度、扩展的包层，ECSNe 的平台期表现出系统性的更蓝特征。满足颜色-$t_{PT}$ 平面内特定线性边界的天体被选中。
2. 分类：
   • 金级候选体（Gold Candidates）： 满足颜色标准且在 $t_{PT}/2$ 时刻的光谱不显示窄发射线的天体，从而排除了强星周介质（CSM）相互作用（这可能人为地使 SN 变蓝）的可能性。
   • 银级候选体（Silver Candidates）： 满足颜色标准但缺乏 $t_{PT}/2$ 时刻光谱的天体，这使得存在 CSM 相互作用污染的可能性仍然存在。
3. 建模： 作者将观测到的多色光变曲线与使用 STELLA 代码生成的辐射流体动力学模型进行对比。模型利用了具有 ONeMg 核心的 super-AGB 原星结构，并改变了诸如包层质量（$M_{env}$）、爆炸能量（$E_{exp}$）、质量损失率（$\dot{M}$）和 CSM 密度剖面等参数。拟合过程涉及两步法：首先是宽参数空间搜索，随后是局部精细化，在计算 $\chi^2$ 时排除了尾部阶段，以便专注于平台期属性，同时根据尾部亮度调整 $^{56}$Ni 的质量。

关键结果

• 候选体识别： 研究识别出十个候选体。其中三个被归类为金级（ASASSN-14ha, SN 2018zd, SN 2023axu），七个为银级（SNe 2019amt, 2019lkx, 2019nzy, 2019pkh, 2021cwe, 2021hse, 2022mxv）。
• 爆炸性质：
  • 金级候选体： 推断的爆炸能量范围为 $(0.4 - 1.7) \times 10^{50}$ erg，与第一性原理预测一致。推断的质量损失率在 $3 \times 10^{-3} - 3 \times 10^{-2} M_{\odot} \text{yr}^{-1}$ 之间，显著高于早期 super-AGB 阶段预测的速率，表明在爆炸前的最后 $\sim 10-20$ 年内存在增强的质量损失。
  • 银级候选体： 包括这些候选体后，能量范围扩展至 $(0.4 - 2.7) \times 10^{50}$ erg。然而，部分银级候选体表现出明亮的尾部和光变曲线特征，暗示可能存在 CSM 相互作用或其他能量来源（例如脉冲星自转能降），这引入了分类的不确定性。
• 发生率：
  • 利用来自文献样本的可靠金级候选体，估计 ECSN 在 SNe II 中的发生比例为 $3.0^{+10.6}_{-2.9}\%$（解释为下限）。
  • 利用来自 ZTF 样本的银级候选体，估计比例为 $15.7^{+17.3}_{-12.7}\%$（解释为上限）。
  • 这些比例转化为所有 CCSNe 中的 ECSN 发生率为 $1.8 - 9.2\%$，体积发生率为 $(1.2 - 6.1) \times 10^3 \text{Gpc}^{-3} \text{yr}^{-1}$。
• 原星约束： 推断的发生率意味着 ECSN 原星的初始质量窗口为 $0.1 \lesssim \Delta M_{ECSN} \lesssim 0.7 M_{\odot}$（假设采用 Salpeter IMF 且 ECSN/FeCCSN 边界为 $8-10 M_{\odot}$）。样本中缺乏具有极高质量或极低质量包层的原星，表明广泛的质量损失是最终演化阶段的关键因素。

意义与主张
本文声称通过使用大型 SNe II 样本，提供了对 ECSN 群体首次可靠且系统的约束。通过结合光度诊断与辐射流体动力学建模，作者推断出的爆炸能量和原星质量损失率与 super-AGB 星低能量爆炸的理论预期相符。推导出的发生率表明 ECSNe 在核心塌缩事件中占据了不可忽视的比例。

然而，作者对银级候选体的确定性保持了谨慎态度。他们明确指出，如果没有在平台期中期进行光谱随访，就无法排除具有强 CSM 相互作用的 SNe II 模仿 ECSNe 蓝色特征的可能性。因此，推导出的发生率和原星质量窗口被视为下限和上限，而非精确值。研究结论认为，在 $t_{PT}/2$ 时刻进行光谱随访对于可靠识别 ECSNe 并完善这些统计约束至关重要。