La supernova SN 2024afyu : une clé pour les explosions par instabilité de paire
Contexte
Les supernovae à instabilité de paire (PISN) sont un mécanisme de mort des étoiles très massives prédit depuis longtemps mais jamais confirmé de manière univoque. À côté de cet article, les archives contiennent des études de supernovae avec des courbes de lumière inhabituelles, des enveloppes d'hélium et des signaux de neutrinos, mais la plupart s'expliquent par des sources d'énergie alternatives : interaction avec le milieu circumstellaire, magnétars ou accrétion sur un trou noir. SN 2024afyu se distingue par le fait que ses spectres tardifs contiennent des raies difficiles à reproduire sans une quantité anormalement élevée de soufre et de silicium, ce qui pointe directement vers une explosion thermonucléaire d'un cœur massif.
Méthodes
Les auteurs ont rassemblé un ensemble de données sans précédent : 48 époques spectroscopiques allant de 48 jours avant l'explosion à 554 jours après, obtenues avec huit télescopes, dont Keck, LBT et le Nordic Optical Telescope. La photométrie couvre une gamme allant de l'ultraviolet au proche infrarouge. La technique clé a été l'identification des raies d'émission [S II] à 4070 Å et 1.03 μm, qui proviennent du même niveau supérieur, ce qui permet de vérifier l'identification par le rapport des luminosités. Ensuite, en utilisant les formules LTE, ils ont estimé la masse et la température du soufre, en comparant avec les modèles PISN et les supernovae à effondrement de cœur ordinaires.
Résultats
La masse de soufre dans l'éjecta est d'environ 3 masses solaires, soit deux à trois ordres de grandeur de plus que dans les supernovae à effondrement de cœur typiques. La température de la zone de soufre est estimée entre 3670 et 3750 K, ce qui est cohérent avec les modèles PISN mais pas avec les supernovae ordinaires. La masse de nickel-56, estimée à partir de la luminosité tardive, se situe entre 0.4 et 1.0 masse solaire. La courbe de lumière de SN 2024afyu est plus large et plus lente que celle des supernovae ordinaires, et sa magnitude absolue au pic, Mr = −18.9 mag, en fait la plus faible parmi les candidates PISN. Les spectres montrent une combinaison unique de raies [Ca II] fortes sans raies d'oxygène associées, ce qui n'a jamais été observé auparavant.
Implications
Ce travail s'inscrit dans la recherche générale des PISN, mais se distingue des autres études en s'appuyant non pas sur la luminosité ou la forme de la courbe de lumière, mais sur une analyse spectrale détaillée de l'abondance des éléments. C'est la première supernova dont les raies de soufre et de silicium sont si fortes qu'elles exigent des masses réalisables uniquement dans une explosion par instabilité de paire. Cette approche réduit la dépendance aux hypothèses des modèles sur le mécanisme d'injection d'énergie et offre un test plus direct de la nucléosynthèse.
Développements futurs
Le sujet pourrait évoluer vers une modélisation plus détaillée du transfert radiatif, en tenant compte du mélange des éléments et de différentes métallicités. De nouveaux calculs PISN pour la gamme de masses des progéniteurs de 70 à 130 masses solaires aideraient à préciser quelles combinaisons de paramètres reproduisent les spectres observés de SN 2024afyu. Des observations dans l'infrarouge moyen seront également nécessaires pour tester l'hypothèse de formation de poussière.
Impact
Les résultats influenceront l'interprétation d'autres supernovae à longue durée de vie et les critères de sélection des candidates PISN dans les futurs relevés du ciel, comme le LSST.
Prochaines étapes
La prochaine étape consistera à obtenir des spectres plus tardifs de SN 2024afyu pour suivre l'évolution de l'ionisation et l'apparition éventuelle de nouvelles raies, ainsi qu'à rechercher des données d'archives sur l'activité pré-explosion.
Problèmes ouverts clés
Ce travail est directement lié au problème non résolu de l'identification des supernovae à instabilité de paire et à la question de la limite supérieure de masse des étoiles qui peuvent être complètement détruites sans former de trou noir.
Les raies [S II] à 4070 Å et 1.03 μm proviennent du même niveau d'énergie, donc leur rapport de luminosité doit être strictement fixe. Le rapport observé de 1.41 à 1.44 a presque exactement coïncidé avec la valeur théorique de 1.55, ce qui a constitué un argument solide en faveur de l'identification.
Chiffres clés
- masse de soufre: ~3 masses solaires
- masse de nickel-56: 0.4–1.0 masse solaire
- temps de montée de la luminosité: 85 jours
- magnitude absolue au pic: Mr = −18.9 mag
- température de la zone de soufre: 3670–3750 K