Um rádio

Nature volume 617, páginas 477–482 (2023) Citar este artigo

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As supernovas do tipo Ia (SNe Ia) são explosões termonucleares de estrelas anãs brancas degeneradas desestabilizadas pela acreção de massa de uma estrela companheira1, mas a natureza de seus progenitores permanece pouco compreendida. Uma maneira de discriminar entre sistemas progenitores é por meio de observações de rádio; espera-se que uma estrela companheira não degenerada perca material por meio de ventos2 ou interação binária3 antes da explosão, e o ejeto de supernova colidindo com esse material circunstelar próximo deve resultar em emissão de rádio síncrotron. No entanto, apesar dos esforços extensivos, nenhuma supernova do tipo Ia (SN Ia) foi detectada em comprimentos de onda de rádio, o que sugere um ambiente limpo e uma estrela companheira que é ela própria uma estrela anã branca degenerada4,5. Aqui relatamos o estudo de SN 2020eyj, um SN Ia mostrando material circunstelar rico em hélio, conforme demonstrado por suas características espectrais, emissão infravermelha e, pela primeira vez em um SN Ia, pelo que sabemos, uma contraparte de rádio. Com base em nossa modelagem, concluímos que o material circunstelar provavelmente se origina de um sistema binário degenerado único no qual uma anã branca acumula material de uma estrela doadora de hélio, um canal de formação frequentemente proposto para SNe Ia (refs. 6,7) . Descrevemos como o acompanhamento de rádio abrangente de SNe Ia semelhante a SN 2020eyj pode melhorar as restrições em seus sistemas progenitores.

SN 2020eyj foi detectado pela primeira vez em 7 de março de 2020 UT (data Juliana modificada (MJD) = 58.915,12; consulte a seção 'Observações' em Métodos), em α = 11 h 11 min 47,19 s, δ = 29° 23′ 06,5″ (J2000) . O SN foi classificado como SN Ia (ref. 8) com base em um espectro de baixa resolução obtido em 2 de abril de 2020, 25 dias após a primeira detecção. Comparações com espectros de tipo Ia e Ibc da literatura suportam a classificação SN Ia (consulte a seção 'Classificação SN Ia' em Métodos e Fig. 1). A evolução incomum da curva de luz posterior nos levou a obter um segundo espectro em 20 de julho de 2020, 131 dias após a primeira detecção. O segundo espectro foi muito semelhante aos do tipo Ibn SNe (SNe Ibn), que são SNe que interagem com material circunstelar rico em hélio (CSM) e possuem espectros caracterizados por emissões He i estreitas (aproximadamente alguns 103 km s-1). linhas mostrando pouco ou nenhum H i (refs. 9,10).

O espectro de classificação SEDM de SN 2020eyj, obtido cerca de 12 dias após o pico e mostrado em preto, é comparado com o tipo Ia-91T SN 2001V, tipo Ia–CSM PTF11kx, tipo Ia SN 2004eo e tipo Ic SN 1994I. As fases são relativas ao pico, que - no caso do SN 2020eyj - tem uma incerteza de alguns dias. Várias características de absorção importantes são indicadas nos comprimentos de onda esperados. Notavelmente, o espectro de SN 2020eyj carece de qualquer sinal de absorção de O i 7,774 Å. Os espectros foram corrigidos para o avermelhamento do MW. As feições telúricas são indicadas por círculos cruzados.

Com base nos espectros dominados pela interação CSM de tempo tardio (fase caudal) (Fig. 2), SN 2020eyj se enquadra na categoria da subclasse rara de SNe Ia que mostra evidências de interação CSM em seus espectros ópticos (SNe Ia–CSM; ref. 11). As linhas de emissão estreitas nos espectros de tal interação SNe surgem da interação de choque entre o material ejetado SN em movimento rápido e o CSM12 em movimento lento. SNe Ia–CSM são fortes concorrentes para o canal de formação SN Ia degenerado único (SD) por conta do CSM, que é comumente assumido como originário de uma estrela doadora não degenerada através de ventos estelares ou de acreção. Antes de SN 2020eyj, todos os SNe Ia-CSM descobertos exibiam proeminentes linhas de emissão de Balmer e apenas fracas características de emissão de He11.

Os espectros de SN 2020eyj nas fases tardias (em preto) são comparados com o tipo prototípico Ibn SN 2006jc e o tipo Ia–CSM SN PTF11kx. Os espectros mostram características comuns a SNe Ia–CSM, como o quasi-continuum blueward de 5.700 Å e ampla emissão de Ca ii. As principais características de emissão de SN são identificadas no espectro superior. As linhas de emissão em SN 2020eyj mostram forte assimetria, com asas vermelhas atenuadas (Dados Estendidos Fig. 3). O espectro inferior é do host de SN 2020eyj, obtido em 679 dias, cerca de 300 dias após o SN ter diminuído abaixo do limite de detecção do ZTF. Algumas linhas de galáxias não resolvidas estão marcadas. As fases são relativas à primeira detecção, que - no caso do SN 2006jc - foi no pico ou depois dele. Os espectros foram corrigidos para o avermelhamento do MW. As feições telúricas são indicadas por círculos cruzados.

1015 cm) from the binary system at the time of explosion. Notably, PTF11kx cemented SNe Ia–CSM as a bona fide SN Ia subclass by virtue of a delay of about 60 days, allowing for an indisputable SN Ia classification before CSM interaction15. SN 2020eyj follows a similar evolution as PTF11kx, initially showing a typical SN Ia bell-shaped light curve (Fig. 3) and a spectrum consistent with a SN Ia of the 91T subgroup17 without clear evidence for CSM interaction (Fig. 1). Then, at 50 days after first detection, the g-band light curve of SN 2020eyj diverges from a steady decline into a plateau that lasts for roughly 200 days. Such an evolution and colour change is not expected for a normal SN Ia (Fig. 3) but is driven by the emergence of spectral features associated with CSM interaction (see ‘Light-curve analysis’ section in Methods). We interpret the start of the plateau at 50 days as the epoch when CSM interaction starts to contribute substantially or even dominate the light curve of SN 2020eyj. Assuming a SN ejecta velocity of 104 km s−1 (ref. 18), the delay corresponds to an inner boundary to the CSM of about 4 × 1015 cm. Except for the presence of He emission lines, the late-time spectra of SN 2020eyj are typical for the SN Ia–CSM class, with prominent broad Ca ii emission from the near-infrared (NIR) triplet and without any sign of O iλ7774 emission (Fig. 2). The compact and star-forming host galaxy of SN 2020eyj (see ‘Host galaxy’ section in Methods) is also consistent with those of other SNe Ia–CSM11./p>10 M⊙) stars9,19,20, which are unlikely to be in a binary system with a white dwarf (WD), as they would undergo core collapse long before the WD formed. A merger involving a degenerate He WD donor star is also disfavoured, because in such merger models, only a small amount of unburned He (about 0.03 M⊙ (ref. 21)) is present close to (≲1012 cm) the WD (ref. 22), whereas the CSM around SN 2020eyj resides at >1015 cm. Instead, a strong candidate for the donor star in the SN 2020eyj progenitor system is a non-degenerate He star (initial mass 1–2 M⊙, for example, ref. 23). WD + He star systems can be formed by means of binary evolution24 and this SD channel for SNe Ia has garnered recent interest because the very restrictive limits placed by radio non-detections and deep optical imaging25 that exclude most H-rich donor star models still allow for low-CSM-density WD + He star systems25,26. The possible detection in pre-explosion Hubble Space Telescope imaging of the progenitor system of the type Iax (SNe Ia similar to SN 2002cx (ref. 27)) SN 2012Z, a blue compact source interpreted as a He-star donor28, has further strengthened this hypothesis, although the thermonuclear nature of type Iax SNe is debated29./p>1,000 days) will allow to discriminate between the rapid drop-off of the shell model and a shallower decline expected in the case of a wind-like CSM./p>

10) and Superfit matches are all of type Ia (Fig. 1) and include normal SNe Ia such as SN 2004eo (ref. 93) and 91T-like SNe such as SN 2001V (ref. 94). The best matching SN of type Ibc (rlap = 8) is the type Ic SN 1994I (refs. 95,96,97,98). The phases corresponding to the matched SNe Ia are all post-peak, ranging from 12 days to about 50 days post-maximum, whereas the matching SN Ibc spectra are all within a few days from peak. The phase of the SEDM spectrum of SN 2020eyj is 12 days post-maximum, which corroborates the SN Ia classification./p>300 days), slowly evolving light-curve tail such as that observed in SN 2020eyj. It is worth noting that there have been suggestions in the literature that some SNe Ibn may come from thermonuclear explosions, hidden by a dense CSM109. The discovery of SN 2020eyj seemingly supports that notion./p> −18 mag. SN 2020eyj exploded in a markedly low-luminosity star-forming dwarf galaxy with an absolute r-band magnitude of only Mr = −15.8 mag (not corrected for host attenuation). However, the modelling of the host-galaxy SED and the Balmer decrement show non-negligible attenuation of 0 < E(B − V) < 0.55 mag (3σ confidence interval from host SED modelling) or 0.2 < E(B − V) < 1 mag (3σ confidence interval from the Balmer decrement), which would alleviate the apparent extremeness of the host galaxy./p>10−7 M⊙ yr−1) do not lead to SNe Ia but rather to accretion-induced collapse of the WD (refs. 136,137), although alternative wind models have been suggested to overcome this problem138./p>10−7 M⊙ yr−1, in which half of the accreted matter remains on the WD (ref. 36), V445 Pup is considered to be a prime candidate progenitor for the SD He + WD SN Ia progenitor channel./p> 7.1. Lower n values are not expected31 and the densities required in our ISM models are much higher than normal ISM densities. Moreover, for the n = 13, ϵB = 0.01 model, in which ne = 450 cm−3, the modelled flux for the first epoch undershoots by 2σ (Fig. 4). In summary, our radio observations and their modelling argue strongly against an ISM scenario, which arises from a DD progenitor system. Furthermore, the observed strong helium lines are also at odds with an ISM scenario150. We therefore conclude that SN 2020eyj did not result from the thermonuclear runaway of a WD in a DD progenitor system, leaving the SD scenario as the only viable alternative./p>

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