Una radio

Natura volume 617, pagine 477–482 (2023) Citare questo articolo

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Le supernovae di tipo Ia (SNe Ia) sono esplosioni termonucleari di stelle nane bianche degenerate destabilizzate dall'accrescimento di massa da una stella compagna1, ma la natura dei loro progenitori rimane poco conosciuta. Un modo per discriminare tra i sistemi progenitori è attraverso le osservazioni radio; si prevede che una stella compagna non degenerata perda materiale a causa dei venti2 o dell'interazione binaria3 prima dell'esplosione, e i materiali espulsi della supernova che si schiantano contro questo materiale circumstellare vicino dovrebbero provocare un'emissione di radiosincrotrone. Tuttavia, nonostante i grandi sforzi, nessuna supernova di tipo Ia (SN Ia) è mai stata rilevata alle lunghezze d'onda radio, il che suggerisce un ambiente pulito e una stella compagna che è essa stessa una nana bianca degenerata4,5. Qui riportiamo lo studio di SN 2020eyj, una SN Ia che mostra materiale circumstellare ricco di elio, come dimostrato dalle sue caratteristiche spettrali, dall'emissione infrarossa e, per la prima volta in una SN Ia a nostra conoscenza, una controparte radio. Sulla base del nostro modello, concludiamo che il materiale circumstellare probabilmente ha origine da un sistema binario uni-degenerato in cui una nana bianca accumula materiale da una stella donatrice di elio, un canale di formazione spesso proposto per SNe Ia (rif. 6,7) . Descriviamo come il follow-up radiofonico completo di SNe Ia simile a SN 2020eyj possa migliorare i vincoli sui loro sistemi progenitori.

SN 2020eyj è stata rilevata per la prima volta il 7 marzo 2020 UT (data giuliana modificata (MJD) = 58.915,12; vedere la sezione "Osservazioni" in Metodi), a α = 11 h 11 min 47,19 s, δ = 29° 23′ 06,5 "(J2000) . La SN è stata classificata come SN Ia (rif. 8) sulla base di uno spettro a bassa risoluzione ottenuto il 2 aprile 2020, 25 giorni dopo la prima rilevazione. I confronti con gli spettri di tipo Ia e Ibc della letteratura supportano la classificazione SN Ia (vedere la sezione "Classificazione SN Ia" in Metodi e Fig. 1). L’evoluzione insolita della successiva curva di luce ci ha spinto a ottenere un secondo spettro il 20 luglio 2020, 131 giorni dopo la prima rilevazione. Il secondo spettro era molto simile a quelli di tipo Ibn SNe (SNe Ibn), che sono SNe che interagiscono con materiale circumstellare ricco di elio (CSM) e hanno spettri caratterizzati da emissione He i stretta (circa qualche 103 km s−1) linee mentre mostrano poco o nessun H i (rif. 9,10).

Lo spettro di classificazione SEDM di SN 2020eyj, ottenuto circa 12 giorni dopo il picco e mostrato in nero, viene confrontato con il tipo Ia-91T SN 2001V, il tipo Ia–CSM PTF11kx, il tipo Ia SN 2004eo e il tipo Ic SN 1994I. Le fasi sono relative al picco, che, nel caso di SN 2020eyj, ha un’incertezza di un paio di giorni. Diverse importanti caratteristiche di assorbimento sono indicate alle lunghezze d'onda previste. In particolare, lo spettro di SN 2020eyj manca di qualsiasi segno di assorbimento di O i 7.774 Å. Gli spettri sono stati corretti per l'arrossamento MW. Le caratteristiche telluriche sono indicate da cerchi incrociati.

Sulla base degli spettri dominati dall'interazione CSM in ritardo (fase di coda) (Fig. 2), SN 2020eyj rientra nella categoria della rara sottoclasse di SNe Ia che mostra evidenza di interazione CSM nei loro spettri ottici (SNe Ia–CSM; rif. 11). Le strette linee di emissione negli spettri di tali SNe interagenti derivano dall'interazione d'urto tra le SN espulse in rapido movimento e il CSM12 a movimento lento. SNe Ia-CSM sono forti contendenti per il canale di formazione SN Ia single-degenerato (SD) a causa del CSM, che si presume comunemente abbia origine da una stella donatrice non degenerata attraverso venti stellari o di accrescimento. Prima di SN 2020eyj, tutte le SNe Ia–CSM scoperte mostravano prominenti linee di emissione di Balmer e solo deboli caratteristiche di emissione di He11.

Gli spettri di SN 2020eyj nelle fasi tardive (in nero) vengono confrontati con il tipo prototipo Ibn SN 2006jc e il tipo Ia–CSM SN PTF11kx. Gli spettri mostrano caratteristiche comuni a SNe Ia-CSM, come il quasi continuo blueward di 5.700 Å e l'ampia emissione di Ca ii. Le principali caratteristiche dell'emissione SN sono identificate nello spettro superiore. Le righe di emissione in SN 2020eyj mostrano una forte asimmetria, con ali rosse attenuate (Extended Data Fig. 3). Lo spettro inferiore è quello dell'ospite di SN 2020eyj, ottenuto a 679 giorni, circa 300 giorni dopo che la SN era scesa al di sotto del limite di rilevamento dello ZTF. Alcune linee galattiche irrisolte sono contrassegnate. Le fasi sono relative al primo rilevamento, che, nel caso di SN 2006jc, è avvenuto in corrispondenza o dopo il picco. Gli spettri sono stati corretti per l'arrossamento MW. Le caratteristiche telluriche sono indicate da cerchi incrociati.

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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