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Nature 617권, 477~482페이지(2023)이 기사 인용

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Ia형 초신성(SNe Ia)은 동반성으로부터의 대량 강착으로 인해 불안정해진 퇴화된 백색 왜성의 열핵폭발이지만, 그 조상의 본질은 아직 잘 알려져 있지 않습니다. 전구 시스템을 구별하는 방법은 전파 관찰을 통해서입니다. 비축퇴 동반성은 폭발하기 전에 바람2 또는 쌍성 상호작용3을 통해 물질을 잃을 것으로 예상되며, 초신성 분출물이 근처의 항성 주위 물질과 충돌하여 전파 싱크로트론 방출이 발생합니다. 그러나 광범위한 노력에도 불구하고 전파 파장에서 Ia형 초신성(SN Ia)은 발견되지 않았으며, 이는 깨끗한 환경과 그 자체가 퇴화된 백색 왜성인 동반성을 시사합니다4,5. 여기에서 우리는 헬륨이 풍부한 항성주위 물질을 보여주는 SN Ia인 SN 2020eyj에 대한 연구에 대해 보고합니다. 이는 스펙트럼 특징, 적외선 방출, 그리고 우리가 아는 한 SN Ia에서 처음으로 무선 대응 물질로 입증됩니다. 우리의 모델링을 바탕으로, 우리는 항성주위 물질이 아마도 SNe Ia의 형성 채널로 종종 제안되는 헬륨 공여별로부터 백색왜성이 물질을 부착하는 단일축퇴쌍성계에서 유래할 것이라고 결론을 내렸습니다(참조 6,7). . 우리는 SN 2020eyj와 유사한 SNe Ia의 포괄적인 무선 후속 조치가 어떻게 전구 시스템의 제약을 개선할 수 있는지 설명합니다.

SN 2020eyj는 2020년 3월 7일 UT(수정된 율리우스력 날짜(MJD) = 58,915.12; 방법의 '관찰' 섹션 참조)에 α = 11시간 11분 47.19초, δ = 29° 23′ 06.5″(J2000)에서 처음 발견되었습니다. . SN은 첫 번째 감지 후 25일 후인 2020년 4월 2일에 얻은 저해상도 스펙트럼을 기반으로 SN Ia(참조 8)로 분류되었습니다. 문헌의 유형 Ia 및 Ibc 스펙트럼과의 비교는 SN Ia 분류를 뒷받침합니다(방법 및 그림 1의 'SN Ia 분류' 섹션 참조). 후기 광 곡선의 비정상적인 진화로 인해 우리는 첫 번째 탐지 후 131일 만인 2020년 7월 20일에 두 번째 스펙트럼을 얻었습니다. 두 번째 스펙트럼은 헬륨이 풍부한 항성주위 물질(CSM)과 상호작용하고 좁은(약 103km s−1) He i 방출을 특징으로 하는 스펙트럼을 갖는 SNe인 Ibn SNe(SNe Ibn) 유형의 스펙트럼과 매우 유사했습니다. H i가 거의 또는 전혀 표시되지 않는 라인(참조 9,10).

피크 후 약 12일 후에 얻은 SN 2020eyj의 SEDM 분류 스펙트럼은 검정색으로 표시되며 Ia-91T SN 2001V 유형, Ia–CSM PTF11kx 유형, Ia SN 2004eo 유형 및 Ic SN 1994I 유형과 비교됩니다. 단계는 정점을 기준으로 하며, SN 2020eyj의 경우 며칠 정도 불확실성이 있습니다. 몇 가지 중요한 흡수 특징이 예상 파장에 표시됩니다. 특히 SN 2020eyj의 스펙트럼에는 O i 7,774 Å 흡수의 흔적이 없습니다. MW 적색화에 대해 스펙트럼이 수정되었습니다. 텔루릭 특징은 교차된 원으로 표시됩니다.

후기 시간(꼬리 단계) CSM 상호 작용이 지배하는 스펙트럼(그림 2)을 기반으로 하여 SN 2020eyj는 광학 스펙트럼에서 CSM 상호 작용의 증거를 보여주는 SNe Ia의 드문 하위 클래스 범주에 속합니다(SNe Ia–CSM, 참조 11). 이러한 상호 작용하는 SNe의 스펙트럼에서 좁은 방출 선은 빠르게 움직이는 SN 방출물과 느리게 움직이는 CSM12 사이의 충격 상호 작용으로 인해 발생합니다. SNe Ia-CSM은 CSM으로 인해 단일 축퇴(SD) SN Ia 형성 채널에 대한 강력한 경쟁자이며, 이는 일반적으로 항성풍 또는 강착풍을 통해 비축퇴 공여자 별에서 유래한 것으로 가정됩니다. SN 2020eyj 이전에 발견된 모든 SNe Ia-CSM은 눈에 띄는 발머 방출 선과 약한 He 방출 특징을 나타냈습니다11.

후기 단계(검은색)의 SN 2020eyj의 스펙트럼은 원형 Ibn SN 2006jc 유형 및 Ia–CSM SN PTF11kx 유형과 비교됩니다. 스펙트럼 쇼는 5,700Å의 청색 준연속체 및 넓은 Ca ii 방출과 같은 SNe Ia-CSM에 공통적인 특징을 나타냅니다. 주요 SN 방출 특징은 상단 스펙트럼에서 식별됩니다. SN 2020eyj의 방출선은 빨간색 날개가 약화되어 강한 비대칭성을 보여줍니다(확장 데이터 그림 3). 하단 스펙트럼은 SN이 ZTF의 검출 한계 아래로 희미해진 지 약 300일 후인 679일에 얻은 SN 2020eyj의 호스트입니다. 일부 해결되지 않은 은하선이 표시되어 있습니다. 단계는 SN 2006jc의 경우 최고점 또는 그 이후에 발생한 첫 번째 감지를 기준으로 합니다. MW 적색화에 대해 스펙트럼이 수정되었습니다. 텔루릭 특징은 교차된 원으로 표시됩니다.

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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