Радио

Nature, том 617, страницы 477–482 (2023 г.) Процитировать эту статью

4905 Доступов

534 Альтметрика

Подробности о метриках

Сверхновые типа Ia (SNe Ia) представляют собой термоядерные взрывы выродившихся звезд-белых карликов, дестабилизированных аккрецией массы от звезды-компаньона1, но природа их прародителей остается малоизученной. Способ различения систем-прародителей - это радионаблюдения; Ожидается, что невырожденная звезда-компаньон потеряет материал из-за ветров2 или двойного взаимодействия3 перед взрывом, а выброс сверхновой, врезающийся в близлежащий околозвездный материал, должен привести к радиосинхротронному излучению. Однако, несмотря на обширные усилия, ни одна сверхновая типа Ia (SN Ia) никогда не была обнаружена в радиодиапазоне, что предполагает чистую окружающую среду и звезду-компаньона, которая сама является выродившимся белым карликом4,5. Здесь мы сообщаем об исследовании SN 2020eyj, SN Ia, демонстрирующей богатое гелием околозвездное вещество, о чем свидетельствуют ее спектральные характеристики, инфракрасное излучение и, насколько нам известно, впервые у SN Ia радиоаналог. На основе нашего моделирования мы приходим к выводу, что околозвездное вещество, вероятно, происходит из одновырожденной двойной системы, в которой белый карлик аккрецирует материал от звезды-донора гелия, часто предполагаемого канала образования SNe Ia (ссылки 6,7). . Мы описываем, как всестороннее радионаблюдение за SN 2020eyj-подобными SNe Ia может улучшить ограничения на их системы-прародители.

SN 2020eyj была впервые обнаружена 7 марта 2020 года UT (модифицированная юлианская дата (MJD) = 58 915,12; см. раздел «Наблюдения» в «Методах») в время α = 11 ч 11 мин 47,19 с, δ = 29 ° 23′ 06,5 ″ (J2000). . СН была классифицирована как СН Ia (ссылка 8) на основании спектра низкого разрешения, полученного 2 апреля 2020 года, через 25 дней после первого обнаружения. Сравнение со спектрами типов Ia и Ibc из литературы подтверждает классификацию SN Ia (см. раздел «Классификация SN Ia» в разделе «Методы» и на рис. 1). Необычная эволюция более поздней кривой блеска побудила нас получить второй спектр 20 июля 2020 года, через 131 день после первого обнаружения. Второй спектр был очень похож на SNe типа Ibn (SNe Ibn), которые представляют собой СН, которые взаимодействуют с богатым гелием околозвездным материалом (CSM) и имеют спектры, характеризующиеся узким (примерно несколько 103 км/с) излучением He i. линии, практически не показывая H i (ссылки 9,10).

Классификационный спектр SEDM SN 2020eyj, полученный примерно через 12 дней после пика и показанный черным цветом, сравнивается с типом Ia-91T SN 2001V, типом Ia–CSM PTF11kx, типом Ia SN 2004eo и типом Ic SN 1994I. Фазы указаны относительно пика, который – в случае SN 2020eyj – имеет неопределенность в пару дней. На ожидаемых длинах волн отмечено несколько важных особенностей поглощения. Примечательно, что в спектре SN 2020eyj отсутствуют какие-либо признаки поглощения O i 7,774 Å. В спектрах исправлено покраснение МВ. Теллурические особенности обозначены перечеркнутыми кружками.

На основании поздних (хвостовой фазы) спектров с преобладанием CSM-взаимодействия (рис. 2) SN 2020eyj попадает в категорию редкого подкласса SNe Ia, которые демонстрируют доказательства взаимодействия CSM в своих оптических спектрах (SNe Ia–CSM, ссылка 11). Узкие эмиссионные линии в спектрах таких взаимодействующих сверхновых возникают в результате ударного взаимодействия между быстродвижущимися выбросами сверхновой и медленно движущимся CSM12. SNe Ia–CSM являются сильными претендентами на канал формирования одновырожденной (SD) SN Ia из-за CSM, который, как обычно предполагается, возникает из невырожденной звезды-донора посредством звездных или аккреционных ветров. До SN 2020eyj все обнаруженные SNe Ia–CSM демонстрировали выраженные бальмеровские эмиссионные линии и лишь слабые эмиссионные особенности He11.

Спектры SN 2020eyj на поздних фазах (черным цветом) сравниваются с прототипным типом Ibn SN 2006jc и типом Ia–CSM SN PTF11kx. В спектрах наблюдаются особенности, общие для SNe Ia–CSM, такие как квазиконтинуум в синем направлении 5700 Å и широкая эмиссия Ca ii. Основные особенности излучения СН выделены в верхнем спектре. Эмиссионные линии SN 2020eyj демонстрируют сильную асимметрию с ослабленными красными крыльями (расширенные данные, рис. 3). Нижний спектр — это хозяин SN 2020eyj, полученный на 679 день, примерно через 300 дней после того, как SN стала ниже предела обнаружения ZTF. Отмечены некоторые неразрешенные линии галактик. Фазы относятся к первому обнаружению, которое – в случае SN 2006jc – было на пике или после него. В спектрах исправлено покраснение МВ. Теллурические особенности обозначены перечеркнутыми кружками.

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>

Блог