Projecte Ministeri: PID2021-127495NB-I00

Entitat finançadora: MICIN

Investigadors principals: Miguel Ángel Aloy Torás, Martín Obergaulinger
 

Resum:

Quan una estrella massiva esgota el seu combustible nuclear col·lapsa per formar una protoestrella de neutrons (PNS). Aquesta etapa obre diversos camins evolutius: el nucli pot (i) produir una supernova (SN) hidrodinàmica regular, ii) una hipernova en què la rotació i l'energia magnètica proporcionen un impuls addicional que produeix ejeccions de material ràpides i col·limades, o iii ) pot no explotar i deixar un forat negre al lloc d'una estrella de neutrons (NS). Tot i que la dinàmica a l'interior dels nuclis és accessible només per a senyals multimissatger de neutrins i ones gravitacionals (GW), l'estrella moribunda pot brillar extremadament durant mesos en bandes electromagnètiques. La SN també expulsa elements pesants produïts durant l'explosió i els existents a l'embolcall estel·lar, en una geometria complexa que depèn condicions fixades durant l'explosió.

Aquests esdeveniments es troben a la cruïlla de diverses disciplines: evolució estel·lar, dinàmica de fluids en relativitat general, astrofísica d'altes energies i física nuclear i de partícules. Es requereix un treball teòric exhaustiu per comprendre les condicions abans del col·lapse del nucli d'una estrella massiva, els processos al motor que desencadenen l'explosió, la dinàmica del gas expulsat, els romanents compactes que deixen enrere, la producció d'elements pesants i les senyals observables. Aquest projecte utilitzarà un conjunt de mètodes numèrics adaptats a cadascun d'aquests aspectes per observar les supernoves des d'angles diferents i complementaris i avançar en el nostre coneixement sobre com es connecten aquestes fases.

Les suposicions fetes en evolució estel·lar, segons les quals les estrelles tenen simetria esfèrica i es troben en equilibri hidrostàtic, fallen durant l'última fase abans del col·lapse. Per ocupar-nos d'aquests efectes farem servir simulacions magnetohidrodinàmiques tridimensionals de nuclis estel·lars en els minuts previs al col·lapse. L'objectiu és avaluar com la convecció, la rotació i els camps magnètics afecten les condicions per decidir si es produeix una explosió i quin tipus de romanent deixarà. Els punts finals d'aquests models serviran com a valors inicials consistents per al col·lapse subsegüent i la fase primerenca posterior. Des de l'inici del col·lapse, farem servir un altre conjunt de models numèrics que inclourà el transport de neutrins, centrant-se en els pocs segons posteriors a la formació de la PNS. Aquestes simulacions mostraran com es produeixen els camps magnètics de les NS, com es formen els raigs i les característiques de les GW i els neutrins emesos. A partir d'aquests resultats, farem servir mètodes adaptats per seguir la propagació del gas expulsat durant anys i estudiarem la morfologia de la SN, comparant-la amb observacions electromagnètiques. Per fer-ho, i per determinar l'impacte en l'evolució química de l'univers, calcularem els productes nucleosintètics de les explosions. Connectarem les explosions SN amb les propietats de les NS que produeixen, en particular els seus camps magnètics i magnetosferes. Desenvoluparem nous mètodes numèrics per incloure la física complexa a petites escales, la qual exerceix un paper essencial en la transició de PNS a NS, i modelarem l'emissió de NS fortament magnetitzades. Aquest conjunt dobservables posteriors al col·lapse ajudarà a revelar el tipus de progenitor estel·lar que els produeix.