Supernova & uma casca de noz: um estudo sobre a transição da SN 2014c de tipo I para tipo II

Abstract

Supernovae são o estágio final de evolução de estrelas massivas e um fenômenos amplamente estudado na astrofísica. A classificação atual de supernova é baseada em seu espectro existindo dois tipos principais de supernova e: SN tipo I, onde não há presença de linhas de hidrogênio, e SN tipo II, onde linhas de hidrogênio são observadas. Um caso particularmente interessante, que contradiz a atual classificação de supernovae, é a SN 2014c: uma supernova classificada como tipo Ib que, após alguns dias de observação, passou a apresentar linhas de hidrogênio em seu espectro, se tornando uma supernova tipo II. Observações de Margutti, [et al.] (2017) e Milisavljevic, [et al.] (2015) apresentam fortes evidências de que o histórico de perda de massa de uma estrela antes do colapso pode ser muito mais complexo do que atualmente compreendido. Progenitores podem perder suas camadas mais externas antes da explosão, deixando material ao seu redor. A onda de choque de uma supernova viaja muito mais rápido que a velocidade do vento gerado por sua progenitora, criando uma interação entre a onda de choque e o meio próximo à estrela. Linhas de hidrogênio que não foram observadas inicialmente na supernova, foram detectadas após a interação com o meio. Neste trabalho será apresentado simulações da explosão desta supernova e sua interação com uma casca esférica exterior ao progenitor, emitida antes da explosão, mostrando que as simples estimativas analíticas de Margutti, [et al.] (2017) se aproximaram muito do acontecido. Os autores estimam que a onda de choque interagiu com a casca em torno de cem dias depois da explosão. Nas simulações deste trabalho o choque interagiu em torno de 161 dias após a explosão, usando os parâmetros de energia, densidade e posição da casca estimados pelo artigo. Também, o resultado do pós processamento aplicando as equações de transporte radiativo indicam que a curva observada se encaixa bem com a emitida em Bremsstrahlung. O fluxo de rede para a emissão de Bremsstrahlung foi muito próximo do observado, mostrando que a emissão deve ser proveniente da região de frente de choque que está a uma temperatura em torno de 18 keV. Esta simulação também possibilitou o estudo da interação complexa entre o choque da supernova e uma casca de simetria esférica no meio estelar da progenitora.

Supernovae are a phenomenon widely studied in astrophysics, and they represent the final stage of evolution of massive stars. The current classification of supernovae is based on their spectra, since there are two main types of Supernova: SN Type I, where there isno presence of Hydrogen lines, and Type II where Hydrogen lines are observed. A veryinteresting particular case, which contradicts the current classification of Supernovae, is the SN 2014c: a Supernova classified as Type Ib, that after a few hundred days of observation presented Hydrogen lines in its spectra, becoming a Type II Supernova. Observations from Margutti, [et al.] (2017) and Milisavljevic, [et al.] (2015) show strong evidence that the history of mass loss of a star before collapse might be far more complex than understood. Progenitors can lose their outer layers just before explosion, leaving material around its medium. The shock from a Supernova travels much faster than the wind of its progenitor, creating interaction between shock and the medium near the star. Hydrogen lines in the spectrum that were not observed in the beginning of the Supernova, were detected after interaction. We present simulations of the Supernova explosion and its interaction with a outer shell, showing that Margutti, [et al.] (2017) simple analytical estimates were close to what might have happened. The author estimates that the shock have interacted with the outer shell around a hundred days after explosion. In the simulations of this work, using the parameters of energy, density and position of the shell estimated on the paper, the shock from the Supernova interacted in 161 days after the explosion. Also the post processing calculation of the radiation transfer equations shows that the obervations indeed are well fit by Bremsstrahlung emission. The net flux curve for Bremsstrahlung emission was pretty close to the emission detected, showing that the emission should be from the foward shock region with temperature around 18 keV. The simulation also allowed us to study the complex interaction between the Supernova shock and the outer shell in its medium.

Las supernovas son la etapa final de la evolución de las estrellas masivas y un fenómeno ampliamente estudiado en astrofísica. La clasificación actual de las supernovas se basa en su espectro y existen dos tipos principales de supernovas: SN tipo I, donde no hay presencia de líneas de hidrógeno, y SN tipo II, donde se observan líneas de hidrógeno. Un caso particularmente interesante, que contradice la clasificación actual de supernovas, es SN 2014c: una supernova clasificada como tipo Ib que, tras unos días de observación, comenzó a mostrar líneas de hidrógeno en su espectro, convirtiéndose en una supernova tipo II. Las observaciones de Margutti, [et al.] (2017) y Milisavljevic, [et al.] (2015) presentan fuerte evidencia de que la historia de la pérdida de masa de una estrella antes del colapso puede ser mucho más compleja de lo que se entiende actualmente. Los progenitores pueden desprenderse de sus capas más externas antes de la explosión, dejando material a su alrededor. La onda de choque de una supernova viaja mucho más rápido que la velocidad del viento generado por su padre, creando una interacción entre la onda de choque y el medio cercano a la estrella. Las líneas de hidrógeno que no se observaron inicialmente en la supernova se detectaron después de la interacción con el medio. En este trabajo se presentarán simulaciones de la explosión de esta supernova y su interacción con una capa esférica exterior a la progenitora, emitida antes de la explosión, mostrando que las estimaciones analíticas simples de Margutti, [et al.] (2017) estuvo muy cerca de lo sucedido. Los autores estiman que la onda de choque interactuó con el proyectil alrededor de cien días después de la explosión. En las simulaciones de este trabajo el choque interactuó alrededor de 161 días después de la explosión, utilizando los parámetros de energía, densidad y posición del proyectil estimados por el artículo. Además, los resultados del posprocesamiento aplicando las ecuaciones de transporte radiativo indican que la curva observada se ajusta bien a la emitida en Bremsstrahlung. El flujo de red para la emisión de Bremsstrahlung fue muy cercano al observado, lo que demuestra que la emisión debe provenir de la región del frente de choque que se encuentra a una temperatura de alrededor de 18 keV. Esta simulación también permitió estudiar la compleja interacción entre el choque de la supernova y un caparazón con simetría esférica en el medio estelar de la progenitora.

Les supernovae sont l'étape finale de l'évolution des étoiles massives et un phénomène largement étudié en astrophysique. La classification actuelle des supernova est basée sur son spectre et il existe deux principaux types de supernova et : SN type I, où il n'y a pas de présence de raies d'hydrogène, et SN type II, où des raies d'hydrogène sont observées. Un cas particulièrement intéressant, qui contredit la classification actuelle des supernovae, est SN 2014c : une supernova classée de type Ib qui, après quelques jours d'observation, a commencé à montrer des raies d'hydrogène dans son spectre, devenant une supernova de type II. Les observations de Margutti, [et al.] (2017) et Milisavljevic, [et al.] (2015) présentent des preuves solides que l'histoire de la perte de masse d'une étoile avant l'effondrement peut être beaucoup plus complexe que ce que l'on comprend actuellement. Les progéniteurs peuvent perdre leurs couches les plus externes avant l'explosion, laissant de la matière autour d'eux. L'onde de choc d'une supernova se déplace beaucoup plus vite que la vitesse du vent généré par son parent, créant une interaction entre l'onde de choc et le milieu proche de l'étoile. Des raies d'hydrogène qui n'étaient pas initialement observées dans la supernova ont été détectées après l'interaction avec le milieu. Dans ce travail, des simulations de l'explosion de cette supernova et de son interaction avec une coquille sphérique à l'extérieur du progéniteur, émise avant l'explosion, seront présentées, montrant que les estimations analytiques simples de Margutti, [et al.] (2017) est venu très près de ce qui s'est passé. Les auteurs estiment que l'onde de choc a interagi avec l'obus une centaine de jours après l'explosion. Dans les simulations de ce travail, le choc a interagi environ 161 jours après l'explosion, en utilisant les paramètres d'énergie, de densité et de position de l'obus estimés par l'article. De plus, les résultats du post-traitement appliquant les équations de transport radiatif indiquent que la courbe observée correspond bien à celle émise dans Bremsstrahlung. Le flux de réseau pour l'émission de Bremsstrahlung était très proche de celui observé, montrant que l'émission doit provenir de la région du front de choc qui est à une température d'environ 18 keV. Cette simulation a également permis d'étudier l'interaction complexe entre le choc de supernova et une coquille à symétrie sphérique dans le milieu stellaire du progéniteur.