Type II supernovae from the Carnegie Supernova Project-I: II. Physical parameter distributions from hydrodynamical modelling

• Autores: Martínez, Laureano; Bersten, Melina C.; Anderson, Joseph; Hamuy, Mario; González-Gaitán, S.; Förster, Francisco; Orellana, Mariana Dominga; Stritzinger, Maximilian; Phillips, Mark; Gutiérrez, Claudia; Burns, C.; Contreras, C.; de Jaeger, T.; Ertini, Keila; Folatelli, Gastón; Galbany, L.; Hoeflich, Peter; Hsiao, E. Y.; Morrell, Nidia I.; Pessi, Priscila J.; Suntzeff, N. B.
• Año de publicación: 2022
• Idioma: inglés
• Tipo de recurso: artículo
• Materia: Astronomía; Supernovae: General; Stars: Evolution; Stars: Massive; Astronomía
• Institución: Universidad Nacional de Río Negro

Fil: Martinez, Laureano. Instituto de Astrofísica de La Plata, CONICET-UNLP; Argentina
Fil: Martinez, Laureano. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata, Paseo del Bosque S/N, B1900FWA, La Plata, Argentina.
Fil: Bersten, Melina. Instituto de Astrofísica de La Plata, CONICET-UNLP; Argentina.
Fil: Anderson, Joseph. European Southern Observatory, Alonso de Córdova 3107, Casilla 19, Santiago, Chile
Fil: Hamuy, Mario. Vice President and Head of Mission of AURA-O in Chile, Avda. Presidente Riesco 5335 Suite 507, Santiago, Chile
Fil: González-Gaitán, S. CENTRA-Centro de Astrofísica e Gravitaçäo and Departamento de Física, Instituto Superio Técnico, Universidade de Lisboa, Avenida Rovisco Pais, 1049-001 Lisboa, Portugal
Fil: Phillips, Mark M. Carnegie Observatories, Las Campanas Observatory, Casilla 601, La Serena, Chile
Fil: Gutiérrez, Claudia. Finnish Centre for Astronomy with ESO (FINCA), FI-20014 University of Turku, Finland.
Fil: Gutiérrez, Claudia. Tuorla Observatory, Department of Physics and Astronomy, FI-20014 University of Turku, Finland.
Fil: Gutiérrez, Claudia. Department of Physics and Astronomy, University of Southampton, Southampton, SO17 1BJ, UK.
Fil: Burns, C. Observatories of the Carnegie Institution for Science, 813 Santa Barbara St., Pasadena, CA 91101, USA
Fil: Contreras, C. Carnegie Observatories, Las Campanas Observatory, Casilla 601, La Serena, Chile
Fil: de Jaeger, T. Institute for Astronomy, University of Hawaii, 2680 Woodlawn Drive, Honolulu, HI 96822, USA
Fil: de Jaeger, T. Department of Astronomy, University of California, 501 Campbell Hall, Berkeley, CA 94720-3411, USA.
Fil: Ertini, Keila. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata, Paseo del Bosque S/N, B1900FWA,. La Plata, Argentina.
Fil: Ertini, Keila. Instituto de Astrofísica de La Plata (IALP), CCT-CONICET-UNLP. Paseo del Bosque S/N, B1900FWA, La Plata, Argentina.
Fil: Folatelli, Gastón. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata, Paseo del Bosque S/N, B1900FWA,. La Plata, Argentina.
Fil: Folatelli, Gastón. Instituto de Astrofísica de La Plata (IALP), CCT-CONICET-UNLP. Paseo del Bosque S/N, B1900FWA, La Plata, Argentina.
Fil: Förster, Francisco. Millennium Institute of Astrophysics, Chile.
Fil: Förster, Francisco. Department of Astronomy, Faculty of Physical and Mathematical Sciences, University of Chile
Fil: Galbany, L. Institute of Space Sciences (ICE, CSIC), Campus UAB, Carrer de Can Magrans, s/n, E-08193 Barcelona, Spain.
Fil: Hoeflich, P. Department of Physics, Florida State University, 77 Chieftan Way, Tallahassee, FL 32306, USA
Fil: Hsiao, E. Y. Department of Physics, Florida State University, 77 Chieftan Way, Tallahassee, FL 32306, USA
Fil: Morrell, Nidia I. Carnegie Observatories, Las Campanas Observatory, Casilla 601, La Serena, Chile
Fil: Orellana, Mariana. Universidad Nacional de Río Negro. Río Negro, Argentina.
Fil: Orellana, Mariana. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Tećnicas (CONICET), Argentina.
Fil: Pessi, Priscila J. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata, Paseo del Bosque S/N, B1900FWA,. La Plata, Argentina.
Fil: Pessi, Priscila J. European Southern Observatory, Alonso de Córdova 3107, Casilla 19, Santiago, Chile
Fil: Suntzeff, N. B. George P. and Cynthia Woods Mitchell Institute for Fundamental Physics and Astronomy, Department of Physics and Astronomy, Texas A\&M University, College Station, TX 77843
Linking supernovae to their progenitors is a powerful method to further our understanding of the physical origin of their observed differences, while at the same time to test stellar evolution theory. In this second study of a series of three papers where we characterise type II supernovae (SNe II) to understand their diversity, we derive progenitor properties (initial and ejecta masses, and radius), explosion energy, Nickel mass, and its degree of mixing within the ejecta for a large sample of SNe II. This data set was obtained by the Carnegie Supernova Project-I and is characterised by a high cadence of their optical and near-infrared light curves and optical spectra homogeneously observed and processed. A large grid of hydrodynamical models and a fitting procedure based on Markov chain Monte Carlo (MCMC) methods were used to fit the bolometric light curve and the evolution of the photospheric velocity of 53 SNe II. We infer ejecta masses between 7.9 and 14.8 solar masses, explosion energies between 0.15 and 1.40 foe, and Ni masses between 0.006 and 0.069 solar masses. We define a subset of 24 SNe (the gold sample) with well-sampled bolometric light curves and expansion velocities for which we consider the results more robust. Most SNe II in the gold sample (88%) are found with ejecta masses in the range of 8 - 10 solar masses, coming from low zero-age main-sequence masses (9 - 12 solar masses). The modelling of the initial-mass distribution of the gold sample gives an upper mass limit of 21.3 +3.8 -0.4 solar masses and a much steeper distribution than that for a Salpeter massive-star initial mass function (IMF). This IMF incompatibility is due to the large number of low-mass progenitors found - when assuming standard stellar evolution. This may imply that high-mass progenitors lose more mass during their lives than predicted. However, a deeper analysis of all stellar evolution assumptions is required to test this hypothesis.
Vincular las supernovas a sus progenitores es un método poderoso para mejorar nuestra comprensión del origen físico de sus diferencias observadas, y al mismo tiempo para probar la teoría de la evolución estelar. En este segundo estudio de una serie de tres artículos en los que caracterizamos las supernovas de tipo II (SNe II) para comprender su diversidad, derivamos las propiedades de los progenitores (masas iniciales y de eyección, y radio), energía de explosión, masa de níquel y su grado de mezcla. dentro de la eyección de una gran muestra de SNe II. Este conjunto de datos fue obtenido por el Carnegie Supernova Project-I y se caracteriza por una alta cadencia de sus curvas de luz óptica e infrarroja cercana y espectros ópticos homogéneamente observados y procesados. Se utilizó una gran red de modelos hidrodinámicos y un procedimiento de ajuste basado en métodos de cadena de Markov Monte Carlo (MCMC) para ajustar la curva de luz bolométrica y la evolución de la velocidad fotosférica de 53 SNe II. Inferimos masas de eyección entre 7,9 y 14,8 masas solares, energías de explosión entre 0,15 y 1,40 foe y masas de Ni entre 0,006 y 0,069 masas solares. Definimos un subconjunto de 24 SNe (la muestra dorada) con curvas de luz bolométricas bien muestreadas y velocidades de expansión para las que consideramos que los resultados son más sólidos. La mayoría de los SNe II en la muestra de oro (88%) se encuentran con masas de eyección en el rango de 8 a 10 masas solares, provenientes de masas de secuencia principal de baja edad cero (9 a 12 masas solares). El modelado de la distribución de masa inicial de la muestra de oro da un límite de masa superior de 21,3 +3,8 -0,4 masas solares y una distribución mucho más inclinada que la de una función de masa inicial (FMI) de estrella masiva de Salpeter. Esta incompatibilidad IMF se debe a la gran cantidad de progenitores de baja masa encontrados, al asumir una evolución estelar estándar. Esto puede implicar que los progenitores de gran masa pierden más masa durante su vida de lo previsto. Sin embargo, se requiere un análisis más profundo de todos los supuestos de evolución estelar para probar esta hipótesis.