Emisión temprana de la Supernova 2016gkg

El objetivo de esta tesis es analizar las propiedades de la emisión temprana de la supernova 2016gkg mediante el desarrollo de un método que permite calcular la curva de luz bolométrica. El mismo podrá ser aplicado en el futuro a otras supernovas que cuenten con cobertura de datos en la fase de enfriamiento, que es la que señala el tamaño del progenitor y su estructura externa. El objetivo último será aportar al estudio de la evolución de estrellas masivas, progenitoras de supernovas, y de los procesos de pérdida de masa, que son fundamentales en estas estrellas. Este estudio se realizó en base a datos fotométricos con una cobertura temporal y en longitud de onda pocas veces alcanzada anteriormente. Estos datos nos permitieron estudiar las propiedades cualitativas de la curva de luz. Se transformaron las magnitudes observadas a flujos específicos, calculando también las longitudes de onda efectivas y los puntos cero del sistema de cada filtro. Seguidamente se construyeron las distribuciones espectrales de energía. A fin de obtener la curva de luz bolométrica, se desarrolló un algoritmo que ajusta un cuerpo negro a las distribuciones espectrales de energía que permitió obtener parámteros de temperatura y tamaño angular del cuerpo negro para diferentes épocas de observación. Se obtuvo también el radio del cuerpo negro y se estudió la evolución de estos parámetros con el tiempo. Integrando el cuerpo negro se obtuvo la luminosidad bolométrica para cada época de observación y se construyó la curva de luz bolométrica. Observamos que el ajuste de cuerpo negro no fue una buena aproximación para todas las épocas, debido principalmente a la falta de datos infrarrojos. Como alternativa se calculó la curva de luz bolométrica a través de la integración de los datos en el rango observado, sumando contribuciones de extrapolaciones de flujo al ultravioleta y al infrarrojo. Fuimos capaces de caracterizar la curva de luz bolométrica y compararla con otras curvas bolométricas de supernovas del mismo tipo, particularmente en la fase de enfriamiento a fin de obtener información acerca de su progenitor. Por último se calcularon las correcciones bolométricas y se obtuvieron relaciones entre éstas y los colores ópticos, que se podrán aplicar en el futuro al cálculo de curvas de luz bolométricas de otras supernovas que no cuenten con amplia cobertura de datos.Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísica

Emisión temprana de la supernova 2016gkg

Con un descubrimiento sin precedentes, la supernova (SN) Tipo IIb 2016gkg, fue detectada pocotiempo después de la explosión. Esto resultó en una amplia cobertura temporal y fotométrica e hizo posible el primer modelado consistente de la curva de luz de una SN desde la salida de la onda de choque de la superficie estelar. La información contenida en la evolución del flujo durante las primeras horas y días de la explosión es crucial para determinar parámetros físicos de la SN y su estrella progenitora. Esto nos motivó a desarrollar un método de cálculo de la curva de luz bolométrica, prestándole especial atención a la fase temprana. Presentamos aquí las luminosidades bolométricas obtenidas en comparación con las de otras SNs del mismo tipo. Estudiamos, además, las relaciones entre las correcciones bolométricas y el color para las etapas tempranas, que serán de utilidad en el futuro para aplicar a otras SNs.Fil: Ertini, Keila Yael. Universidad Nacional de La Plata; Argentina. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto de Astrofísica La Plata. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Instituto de Astrofísica La Plata; ArgentinaFil: Folatelli, Gaston. Universidad Nacional de La Plata; Argentina. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto de Astrofísica La Plata. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Instituto de Astrofísica La Plata; Argentin

SN 2013ai: a link between Hydrogen-rich and Hydrogen-poor Core-collapse Supernovae

We present a study of the optical and near-infrared (NIR) spectra of SN 2013ai along with its light curves. These data range from discovery until 380 days after explosion. SN 2013ai is a fast declining Type II supernova (SN II) with an unusually long rise time, 18.9 2.7 days in the V-band, and a bright V-band peak absolute magnitude of -18.7 0.06 mag. The spectra are dominated by hydrogen features in the optical and NIR. The spectral features of SN 2013ai are unique in their expansion velocities, which, when compared to large samples of SNe II, are more than 1,000 km s-1 faster at 50 days past explosion. In addition, the long rise time of the light curve more closely resembles SNe IIb rather than SNe II. If SN 2013ai is coeval with a nearby compact cluster, we infer a progenitor zero-age main-sequence mass of ∼17 M o˙. After performing light-curve modeling, we find that SN 2013ai could be the result of the explosion of a star with little hydrogen mass, a large amount of synthesized 56Ni, 0.3-0.4 M o˙, and an explosion energy of 2.5-3.0 1051 erg. The density structure and expansion velocities of SN 2013ai are similar to those of the prototypical SN IIb, SN 1993J. However, SN 2013ai shows no strong helium features in the optical, likely due to the presence of a dense core that prevents the majority of γ-rays from escaping to excite helium. Our analysis suggests that SN 2013ai could be a link between SNe II and stripped-envelope SNe.Fil: Davis, Scott. University of California; Estados UnidosFil: Pessi, Priscila Jael. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto de Astrofísica La Plata. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Instituto de Astrofísica La Plata; ArgentinaFil: Fraser, M.. University College Dublin; IrlandaFil: Ertini, Keila Yael. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto de Astrofísica La Plata. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Instituto de Astrofísica La Plata; ArgentinaFil: Martinez, Veronica Laura. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto de Astrofísica La Plata. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Instituto de Astrofísica La Plata; ArgentinaFil: Hoeflich, Peter. Florida State University; Estados UnidosFil: Hsiao, Eric. Florida State University; Estados UnidosFil: Folatelli, Gaston. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto de Astrofísica La Plata. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Instituto de Astrofísica La Plata; ArgentinaFil: Ashall, Chris. University of Hawaii at Manoa; Estados UnidosFil: Phillips, Mark. Carnegie Observatories. Las Campanas Observatory; ChileFil: Anderson, J. P.. European Southern Observatory Chile; ChileFil: Bersten, Melina Cecilia. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto de Astrofísica La Plata. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Instituto de Astrofísica La Plata; ArgentinaFil: Englert, B.. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas; ArgentinaFil: Fisher, A.. Florida State University; Estados UnidosFil: Benetti, S.. Osservatorio Astronomico di Padova; ItaliaFil: Simaz Bunzel, Adolfo. Provincia de Buenos Aires. Gobernación. Comisión de Investigaciones Científicas. Instituto Argentino de Radioastronomía. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto Argentino de Radioastronomía; ArgentinaFil: Burns, Christopher R.. Observatories of the Carnegie Institution for Science; Estados UnidosFil: Chen, T. W.. Stockholm University; SueciaFil: Contreras, Carlos. 9Carnegie Observatories. Las Campanas Observatory; ChileFil: Elias Rosa, N.. Osservatorio Astronomico di Padova; ItaliaFil: Falco, E.. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics; Estados UnidosFil: Galbany, Lluís. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics; Estados UnidosFil: Kirshner, Robert. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics; Estados UnidosFil: Kumar, S.. Florida State University; Estados UnidosFil: Lu, J.. Florida State University; Estados UnidosFil: Lyman, D.. University of Warwick; Reino UnidoFil: Marion, G. H.. University of Warwick; Reino UnidoFil: Mattila, S.. University of Turku; FinlandiaFil: Maund, J.. University of Sheffield; Reino UnidoFil: Morrell, Nidia Irene. Carnegie Observatories. Las Campanas Observatory; ChileFil: Serón, J.. University of Sheffield; Reino UnidoFil: Stritzinger, Maximilian. Aarhus University; DinamarcaFil: Shahbandeh, Melissa. Florida State University; Estados UnidosFil: Sullivan, Mark. Aarhus University; DinamarcaFil: Suntzeff, N. B.. Texas A&M University; Estados UnidosFil: Young, D. R.. Texas A&M University; Estados Unido

The double-peaked Type Ic supernova 2019cad: another SN 2005bf-like object

We present the photometric and spectroscopic evolution of supernova (SN) 2019cad during the first ∼100 d from explosion. Based on the light-curve morphology, we find that SN 2019cad resembles the double-peaked Type Ib/c SN 2005bf and the Type Ic PTF11mnb. Unlike those two objects, SN 2019cad also shows the initial peak in the redder bands. Inspection of the g-band light curve indicates the initial peak is reached in ∼8 d, while the r-band peak occurred ∼15 d post-explosion. A second and more prominent peak is reached in all bands at ∼45 d past explosion, followed by a fast decline from ∼60 d. During the first 30 d, the spectra of SN 2019cad show the typical features of a Type Ic SN, however, after 40 d, a blue continuum with prominent lines of Si II λ6355 and C II λ6580 is observed again. Comparing the bolometric light curve to hydrodynamical models, we find that SN 2019cad is consistent with a pre-SN mass of 11 M⊙, and an explosion energy of 3.5 × 10⁵¹ erg. The light-curve morphology can be reproduced either by a double-peaked ⁵6⁶Ni distribution with an external component of 0.041 M⊙, and an internal component of 0.3 M⊙ or a double-peaked ⁵⁶Ni distribution plus magnetar model (P ∼ 11 ms and B ∼ 26 × 10¹⁴ G). If SN 2019cad were to suffer from significant host reddening (which cannot be ruled out), the ⁵⁶Ni model would require extreme values, while the magnetar model would still be feasible.Instituto de Astrofísica de La Plat

Circumstellar interaction models for the early bolometric light curve of SN 2023ixf

SNe II show growing evidence of interaction with CSM surrounding their progenitor stars as a consequence of enhanced mass loss during the last years of the progenitor´s life. We present an analysis of the progenitor mass-loss history of SN2023ixf, a nearby SN II showing signs of interaction. We calculate the early-time bolometric light curve (LC) for SN2023ixf based on the integration of the observed flux covering UV, optical and NIR bands, and black-body extrapolations for the unobserved flux. Our calculations spot the sudden increase to maximum luminosity and temperature, in addition to the subsequent fall, displaying an evident peak. This is the first time that this phase can be precisely estimated for a SN II showing interesting characteristics as: 1) slope changes during the rise to maximum luminosity; and 2) a very sharp peak with a maximum luminosity of ∼3e45 erg/s. We use the bolometric LC of SN2023ixf to test the calibrations of bolometric corrections against colours from the literature. In addition, we include SN2023ixf into some of the available calibrations to extend their use to earlier epochs. Comparison of the observed bolometric LC to SN II explosion models with CSM interaction suggests a progenitor mass-loss rate of 3e−3 Msun/yr confined to 12000 Rsun and a wind acceleration parameter of beta=5. This model reproduces the early bolometric LC, expansion velocities, and the epoch of disappearance of interacting lines in the spectra. This model indicates that the wind was launched ∼80yr before the explosion. If the effect of the wind acceleration is not taken into account, the enhanced wind must have developed over the final months to years prior to the SN, which may not be consistent with the lack of outburst detection in pre-explosion images over the last ∼20yr before explosion.Fil: Martinez, Laureano. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto de Astrofísica La Plata. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Instituto de Astrofísica La Plata; Argentina. Universidad Nacional de Río Negro; ArgentinaFil: Bersten, Melina Cecilia. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto de Astrofísica La Plata. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Instituto de Astrofísica La Plata; ArgentinaFil: Folatelli, Gaston. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto de Astrofísica La Plata. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Instituto de Astrofísica La Plata; ArgentinaFil: Orellana, Mariana Dominga. Universidad Nacional de Río Negro; Argentina. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas; ArgentinaFil: Ertini, Keila Yael. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto de Astrofísica La Plata. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Instituto de Astrofísica La Plata; Argentin

The progenitor of SN 2023ixf from hydrodynamical modeling

Context. The supernova (SN) 2023ixf is among the nearest Type II SNe discovered in recent decades. As such, there is a wealth of observational data of both the event itself and of the associated object identified in pre-explosion images. This has enabled variety of studies aimed at determining the SN properties and the nature of the putative progenitor star. Modeling the light curve is a powerful method to derive the physical properties independently of direct progenitor analyses. Aims. We investigate the physical nature of SN 2023ixf based on a hydrodynamical modeling of its bolometric light curve and expansion velocities during the complete photospheric phase. Methods. A grid of one dimensional (1D) explosions was calculated for evolved stars of different masses. We derived the properties of SN 2023ixf and its progenitor by comparing our models with the observations. Results. The observations at t & 20 days are aptly reproduced by the explosion of a star with zero-age main sequence mass of MZAMS = 12 M , an explosion energy of 1.2 × 1051 erg, and a nickel mass of 0.05 M . This indicates that SN 2023ixf was a normal event. Our modeling suggests a limit of MZAMS < 15 M , thereby favouring the low-mass range among the results from pre-explosion observations.Fil: Bersten, Melina Cecilia. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto de Astrofísica La Plata. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Instituto de Astrofísica La Plata; Argentina. University of Tokyo; JapónFil: Orellana, Mariana Dominga. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas; Argentina. Universidad Nacional de Río Negro. Sede Andina; ArgentinaFil: Folatelli, Gaston. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto de Astrofísica La Plata. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Instituto de Astrofísica La Plata; Argentina. University of Tokyo; JapónFil: Martinez, Laureano. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto de Astrofísica La Plata. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Instituto de Astrofísica La Plata; Argentina. Universidad Nacional de Río Negro. Sede Andina; ArgentinaFil: Piccirilli, María Pía. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto de Astrofísica La Plata. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Instituto de Astrofísica La Plata; ArgentinaFil: Regna, Tomás Agustín. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto de Astrofísica La Plata. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Instituto de Astrofísica La Plata; ArgentinaFil: Román Aguilar, Lili Michelle. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto de Astrofísica La Plata. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Instituto de Astrofísica La Plata; ArgentinaFil: Ertini, Keila Yael. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto de Astrofísica La Plata. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Instituto de Astrofísica La Plata; Argentin

SN 2021gno: a calcium-rich transient with double-peaked light curves

We present extensive ultraviolet (UV) and optical photometric and optical spectroscopic follow-up of supernova (SN) 2021gno by the ‘Precision Observations of Infant Supernova Explosions’ (POISE) project, starting less than 2 d after the explosion. Given its intermediate luminosity, fast photometric evolution, and quick transition to the nebular phase with spectra dominated by [Ca II] lines, SN 2021gno belongs to the small family of Calcium-rich transients. Moreover, it shows double-peaked light curves, a phenomenon shared with only four other Calcium-rich events. The projected distance from the centre of the host galaxy is not as large as other objects in this family. The initial optical light-curve peaks coincide with a very quick decline of the UV flux, indicating a fast initial cooling phase. Through hydrodynamical modelling of the bolometric light curve and line velocity evolution, we found that the observations are compatible with the explosion of a highly stripped massive star with an ejecta mass of and a 56Ni mass of 0.024 M⊙. The initial cooling phase (first light-curve peak) is explained by the presence of an extended circumstellar material comprising ∼ with an extension of ⁠. We discuss if hydrogen features are present in both maximum-light and nebular spectra, and their implications in terms of the proposed progenitor scenarios for Calcium-rich transients.Fil: Ertini, Keila Yael. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto de Astrofísica La Plata. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Instituto de Astrofísica La Plata; ArgentinaFil: Folatelli, Gaston. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto de Astrofísica La Plata. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Instituto de Astrofísica La Plata; ArgentinaFil: Martinez, Laureano. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto de Astrofísica La Plata. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Instituto de Astrofísica La Plata; ArgentinaFil: Bersten, Melina Cecilia. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto de Astrofísica La Plata. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Instituto de Astrofísica La Plata; Argentina. University of Tokyo; JapónFil: Anderson, J. P.. European Southern Observatory Chile.; Chile. Millennium Institute of Astrophysics; ChileFil: Ashall, Chris. Virginia Tech University; Estados UnidosFil: Baron, Edward. Oklahoma State University; Estados UnidosFil: Bose, S.. Ohio State University; Estados UnidosFil: Brown, P. J.. Texas A&M University; Estados UnidosFil: Burns, C.. The Observatories of the Carnegie Institution for Science; Estados UnidosFil: DerKacy, J. M.. Oklahoma State University; Estados Unidos. Virginia Tech University; Estados UnidosFil: Ferrari, Lucía. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto de Astrofísica La Plata. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Instituto de Astrofísica La Plata; ArgentinaFil: Galbany, Lluís. Institut d’Estudis Espacials de Catalunya; España. Consejo Superior de Investigaciones Científicas; EspañaFil: Hsiao, Eric. Florida State University; Estados UnidosFil: Kumar, S.. Florida State University; Estados UnidosFil: Lu, J.. Florida State University; Estados UnidosFil: Mazzali, P.. Liverpool John Moores University; Reino UnidoFil: Morrell, Nidia Irene. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto de Astrofísica La Plata. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Instituto de Astrofísica La Plata; ArgentinaFil: Orellana, Mariana Dominga. Universidad Nacional de Río Negro. Sede Andina; Argentina. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas; ArgentinaFil: Pessi, Priscila Jael. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto de Astrofísica La Plata. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Instituto de Astrofísica La Plata; ArgentinaFil: Phillips, M. M.. Carnegie Observatories, Las Campanas Observatory; ChileFil: Piro, A. L.. Carnegie Observatories, Las Campanas Observatory; ChileFil: Polin, A.. Carnegie Observatories, Las Campanas Observatory; ChileFil: Shahbandeh, M.. Florida State University; Estados UnidosFil: Shappee, B. J.. University of Hawai‘i at Manoa; Estados UnidosFil: Harvey, L.. University of Dublin; IrlandaFil: Nicholl, M.. University Of Birmingham;Fil: Paraskeva, E.. University of California; Estados UnidosFil: Young, D. R.. Queen’s University Belfast; Reino UnidoFil: Englert, B.. No especifíca