Characterizing the properties of supernova progenitors and their circumstellar environments

Abstract

Supernovae are characterized as the most powerful phenomena in the Universe.Over the last two decades, as transient surveys are increasing in areal coverage andprecision, new types of supernovae are continuously being discovered. This in turncreates the need to understand the progenitor channels of all these objects. Newmethods of studying and analysing them has to be implemented to uncover theirhidden structures and their evolution. In the current doctoral dissertation, we aimto investigate the peculiar photometric signs, such as the bumpy light curves mostlyin all Types of SNe with a duration that varies from less than a day to days, whichhave a particularly evident presence in the observational photometric data and sec-ondly to probe the spectroscopic evolution of new paradigms of exotic transientslike superluminous supernovae. For these reasons, the thesis is divided into twodistinct parts according to the fields studied and the techniques applied: A. Early high-cadence observations of supernovae: revealing features of vari-ability and identifying their diversity.High-cadence photometry on the early evolutionary stage of supernova lightcurves has the potential to provide a better understanding of nearly every aspectof SNe, from their explosion physics to their progenitors and the circumstellar environment. Given the increasing rate of discovery of bright supernovae before their maximum brightness from modern time-domain optical surveys, we have the opportunity to capture their intraday behaviour near the time of their explosions. We present results of monitoring the optical light curves of 9 bright SNe, primarily using the 2.3m Aristarchos telescope and 1.2m Kryoneri telescope. The supernovae were observed over several nights during the early and late evolution with a cadenceof 30 − 120 s and high precision differential aperture photometry was derived. Differential light curves with respect to all comparison stars available on each night, aswell as reconstructed light curves after implementing the Trend Filtering Algorithm(TFA; Kovács, Bakos, and Noyes, 2005) are presented. We derive the decline slope of each supernova on each night and quantify the precision of our photometry and variability in the light curves, after accounting for sources of systematic error.B. Probing the compositional structure of hydrogen-poor superluminous su-pernovae.The observations of a new regime of high luminosity explosions the past twodecades led to a new class of supernovae, the so-called superluminous SNe (SLSNe).Thanks to modern time-domain optical surveys, which are discovering supernovaein every stage of their evolution, we have the unique opportunity to capture theirspectroscopic evolution of H-poor superluminous supernovae class, SLSNe-I, beforeand after the maximum light. We present a homogeneous analysis of 183 visual-wavelength spectra of 25 SLSNe-I observed by the ePESSTO and ePESSTO+ surveystogether with additional literature spectra obtained between 2014 and 2019. Thespectra extend from as early as −50 to +300 days relative to the time of maximum,with the majority of the data taken during the photospheric phase. Mean spectra are constructed for two main spectroscopic epochs of SLSNe and key features are identified and linked to their parent ions using the spectral synthesis code TARDIS. 11 features have been identified in the early epoch (< 20 − 25 days post maximum) and7 features have been identified for the late epoch (>25 days post maximum). Pseudo-equivalent widths (pseudo-EWs) and line velocity measurements are made for eachof the features. Templates for the time evolution of the weighted mean quantitiesof pseudo-EWs and velocities are constructed both for the individual SNe and forthe statistical average of the sample. Pearson correlation matrices are computed forthese templates between all the spectral features. To quantify the significance of ourestimations, bootstrap resampling and Fisher’s z conversion methods were adopted.At early times, our sample spectra are dominated by carbon, which is apparent inmost features either as the dominant element or contributing at a smaller fraction.Alongside with oxygen, they likely compose the outermost layers of the SN ejecta,resulting in numerous correlations with features that display this parent ion as oneof the line identifiers. If this is the case and carbon contributes most of the absorp-tion features, then it is largely responsible for the shape and width of the excitationareas, which quantitatively validates previous studies. At later phases, a correla-tion between the pseudo-EW’s of Si II at 6348 Å, C II at 7238 Å and O I at 7777 Å,leads to the assumption that the time evolution of the abundances of these featuresin the internal layers of the SLSNe-I ejecta might follow the same behaviour underthe simple case of a homogeneous slab of uniform temperature. We present a semi-quantitative graph demonstrating the compositional structure of the SLSN-I ejecta.We find no clear subdivision of SLSNe-I regarding their spectroscopic properties inthe early and late epoch, but we place limits on the transitional phase when the earlyspectrum passes into the later stage at +5 ± 2 days after the photometric peak.

Η παρούσα διατριβή, στο αντικείμενο της Παρατηρησιακής Αστροφυσικής, εστιάζεται στην αναζήτηση των ιδιοτήτων των Υπερκαινοφανών αστέρων και του μεσοαστρικού περιβάλλοντός τους με σκοπό την αποκάλυψη των βασικών παραμέτρων που απεικονίζουν τις εκρήξεις τους αλλά και τους πιθανούς προγεννήτορες τους και επικεντρώθηκε σε δύο κύριους άξονες. Ο πρώτος άξονας σχετίζεται με την αναζήτηση φωτομετρικής μεταβλητότητας στο νεαρό εξελικτικό στάδιο των Υπερκαινοφανών αστέρων, δηλαδή στο στάδιο από τη στιγμή της έκρηξής τους μέχρι και τη μέγιστη λαμπρότητά τους. Ο δεύτερος άξονας αναφέρεται στη μελέτη εξωτικών φαινομένων, όπως οι Υπέρλαμπροι Υπερκαινοφανείς αστέρες με σκοπό την αποκάλυψη τυχόντων υποκατηγοριών τους αλλά και των μηχανισμών εκρήξεών τους. Πιο αναλυτικά στην παρούσα διδακτορική διατριβή μελετήθηκαν τα παρακάτω προβλήματα: Α. Πρώτη συστηματική Υψηλής Ακρίβειας μελέτη αμπρών Υπερκαινοφανών Αστέρων: μεθοδολογία για τον εντοπισμό μεταβλητότητας στο στάδιο πριν τη μέγιστη λαμπρότητά τους. Ο συνεχώς αυξανόμενος ρυθμός των ανακαλύψεων των λαμπρών Υπερκαινοφανών αστέρων πριν τη μέγιστη λαμπρότητά τους έχει ανοίξει νέους ορίζοντες στη φυσική των Υπερκαινοφανών, που μας επιτρέπει να ερευνήσουμε τα πιθανά κανάλια των προγεννητόρων τους, το μεσοαστρικό περιβάλλον τους καθώς και τη φυσική των εκρήξεών τους. Ακόμα και αν πολλοί Υπερκαινοφανείς αστέρες (π.χ. 2012cg, 2013dy, iPTF14atg, iPTF16abc; Marion et al. 2016, Zheng et al. 2013, Kromer et al. 2016, Miller et al. 2017) έχουν παρουσιάσει ιδιαιτερότητες στις νεαρές καμπύλες φωτός τους και στην φασματοσκοπική εξέλιξή τους (αρχική UV excess, γραμμές απορρόφησης άνθρακα), οι περισσότερες φωτομετρικές μελέτες ερευνούν την συμπεριφορά των Υπερκαινοφανών σε χρονικές κλίμακες ημερών ή βδομάδων και η συμπεριφορά τους σε μικρότερες χρονικές κλίμακες ωρών η ακόμα και λεπτών παραμένει ανεξερεύνητη είτε πριν την φωτομετρική κορύφωσή τους είτε μετέπειτα. Για τους παραπάνω λόγους, πραγματοποιήθηκαν υψηλής ακρίβειας φωτομετρικές παρατηρήσεις με σκοπό την εξερεύνηση της συμπεριφοράς τους σε μικρές κλίμακες και την αναζήτηση ενδείξεων μεταβλητότητας η οποία δεν έχει μελετηθεί συστηματικά από προηγούμενες φωτομετρικές μελέτες. Ακολουθώντας τις ενδείξεις ταχείας μεταβλητότητας του Υπερκαινοφανή αστέρα SN 2014J, ο οποίος παρουσίασε μεταβολές σε επίπεδο 0.02-0.05mag σε χρονικά εύρη 15-60 λεπτών (Bonanos & Boumis 2016), πραγματοποιήθηκε υψηλής ακρίβειας φωτομετρική συστηματική παρατήρηση σε κλίμακα λεπτών-ωρών των καμπυλών φωτών τριών Υπερκαινοφανών αστέρων Τύπου Ιa και δύο Υπερκαινοφανών αστέρων Τύπου ΙΙ σε χρονική διάρκεια ημερών πριν αλλά και κατά τη διάρκεια της μέγιστης λαμπρότητά τους με το τηλεσκόπιο 2.3μ Αρίσταρχος στο αστεροσκοπείο του Χελμού και το 1.2μ τηλεσκόπιο στο αστεροσκοπείο του ρυονερίου (Paraskeva et al. 2020). Διαφορικές φωτομετρικές τεχνικές εφαρμόστηκαν, χρησιμοποιώντας βέλτιστα «apertures» μέσω του πακέτου VAPHOT υπό το πρόγραμμα IRAF, φωτομετρία PSF μέσω του πακέτου DAOPHOT και η τεχνική αφαίρεσης εικόνων μέσω του ISIS και παρουσιάστηκαν ανακατασκευασμένες καμπύλες φωτός μετά τη διόρθωση των επιδράσεων του «seeing» αλλά και τη διόρθωση τους από τον κόκκινο και άσπρο θόρυβο μέσω της διαδικασίας Trend Filtering Algorithm (TFA) του προγράμματος VARTOOLS. Το TFA επέφερε τα καλύτερα δυνατά αποτελέσματα, κατορθώνοντας φωτομετρική ακρίβεια της τάξης των 0.01-0.04mag. Δεν εντοπίστηκαν διακριτές ταλαντώσεις σε εύρος μεγαλύτερο των 0.05mag σε κανένα από τους παρατηρούμενους στόχους Υπερκαινοφανών αστέρων στα φίλτρα VR, R και . Η ημερήσια ανοδική κλίση μετρήθηκε μεταξύ -0.37-0.36mag/ημέρα σε όλα τα φίλτρα. Επίσης χρησιμοποιήθηκαν «template fittings» από καμπύλες φωτός στους Υπερκαινοφανείς αστέρες SN 2018gv, SN 2018hgc και SN 2018hhn για να κατηγοριοποιηθούν σε Τύπους αλλά και για να υπολογιστεί η χρονική στιγμή της μέγιστης λαμπρότητά τους. Για πρώτη φορά υπολογίστηκαν οι χρονικές στιγμές μεγίστου λαμπρότητας για τον Υπερκαινοφανή αστέρα SN 2018zd με την εφαρμογή μιας πολυωνυμικής συνάρτησης στην καμπύλη φωτός, καθώς και για τον Υπερκαινοφανή αστέρα SN 2018hhn.Παράλληλα έχουν συλλεχτεί υψηλής ακρίβειας δεδομένα με το Swift telescope, με το 0.5μ pt5m τηλεσκόπιο και το 2.3μ τηλεσκόπιο Αρίσταρχος που θα αποτελέσουν δεδομένα μελλοντικής ανάλυσης.Β. Ανακαλύπτοντας τη δομή σύνθεσης των Υπέρλαμπρων Υπερκαινοφανών αστέρων Τύπου Ι , υπό την αιγίδα της συνεργασίας ePESSTO+. Οι παρατηρήσεις ενός νέου Τύπου εκρήξεων υψηλής λαμπρότητας και ενέργειας οδήγησε σε μία νέα κατηγορία Υπερκαινοφανών αστέρων, των λεγόμενων Υπέρλαμπρων Υπερκαινοφανών αστέρων (superluminous supernovae – SLSNe). Οι προκείμενες πηγές ασυνήθιστης υψηλής λαμπρότητας χαρακτηρίζονται από της μακράς διάρκειας φωτομετρική εξέλιξη μέχρι την μέγιστη λαμπρότητά τους (~ 70 μέρες), την υψηλή λαμπρότητα μεγίστου (-21.5mag) και τις υψηλές ενέργειες - αρκετές φορές 1051 περισσότερο από κάθε άλλον Υπερκαινοφανή αστέρα. Διάφορες υποκατηγορίες έχουν προταθεί όπως τα φαινόμενα που είναι παρόμοια με τα πρωτότυπα PTF12dam and SN2011ke ή τα αργής ή ταχείας φωτομετρικής ύφεσης μετά του μέγιστου λαμπρότητας τους γεγονότα, αλλά κανένα από τα εν λόγω δεν έχει υιοθετηθεί καθώς απουσιάζει ο συνδετικός κρίκος. Ο στόχος της συγκεκριμένης μελέτης συναντάται στην αναζήτηση τυχούσας διαίρεσης των Υπέρλαμπρων Υπερκαινοφανών αστέρων σε υποκατηγορίες, την αποκάλυψη της συνθετικής δομής των στοιχείων των εκρήξεων και στην ποσοτική διαφοροποίηση δύο εποχών. Γι’ αυτόν το λόγο μελετήθηκαν οι Υπέρλαμπροι Υπερκαινοφανείς αστέρες Τύπου , δηλαδή όσοι δεν εμφανίζουν το στοιχείο του υδρογόνου στο φάσμα τους, πριν και μετά τη μέγιστη λαμπρότητά τους. Αναλύθηκαν 183 φάσματα 26 διαφορετικών Υπέρλαμπρων Υπερκαινοφανών αστέρων που είχαν παρατηρηθεί από το ePESSTO και ePESSTO+ μεταξύ του 2014 και του 2019. Τα φάσματα παρατηρήθηκαν από -51 μέρες έως και +623 μέρες όσον αφορά τη χρονική στιγμή του μεγίστου λαμπρότητας της φωτομετρικής τους εξέλιξης με την πλειοψηφία των δεδομένων να έχουν συλλεχθεί κατά τη διάρκεια της φωτοσφαιρικής εποχής. Τα μέσα φάσματα υπολογίστηκαν για δύο εποχές. Η νεαρή εποχή (early epoch) που ορίζεται ως η εποχή που εμφανίζει το χαρακτηριστικό W προφίλ που αναφέρεται σε γραμμές απορρόφησης και η μετέπειτα εποχή (late epoch) που προσομοιάζει τους Υπερκαινοφανείς αστέρες Τύπου Ιc καθώς παρόμοια προφίλ γραμμών απορρόφησης και εκπομπής διαφαίνονται στη φασματική τους εξέλιξης. Τα χαρακτηριστικά σχήματα που έχουν προκληθεί από γραμμές απορρόφησης αντιστοιχήθηκαν στα χημικά στοιχεία από τα οποία προκαλούνται μέσω προσομοίωσης φασμάτων με το πρόγραμμα TARDIS. Βασικές διαγνωστικές μετρήσεις πραγματοποιήθηκαν όπως ο υπολογισμός των pseudo- equivalent widths και των ταχυτήτων για όλα τα χαρακτηριστικά σχήματα που βρέθηκαν στα φάσματα ολόκληρου του δείγματοςτων Υπερλαμπρων Υπερκαινοφανών αστέρων. Στατιστικές τεχνικές όπως ο συσχετισμός Pearson υιοθετήθηκαν για πρώτη φορά και υπολογίστηκαν για τις παραπάνω διαγνωστικές μετρήσεις προκειμένου να εξεταστούν τυχούσες ομοιότητες στην εξέλιξή τους. Για να υπολογιστεί η σημαντικότητα των μετρήσεων μας, η μέθοδος bootstrap καθώς και η μετατροπή Fisher z εφαρμόστηκαν ώστε να υπολογιστούν τα διαστήματα εμπιστοσύνης. Η μέθοδος Principal Component Analysis (PCA) είναι το επόμενο βήμα για τη μελέτη γραμμικών συσχετίσεων, προκειμένου μεγάλων διαστάσεων δεδομένα να απεικονιστούν σε διαγράμματα 2D ή 3D.