Exposicións Tesis. Dimarts 10 de març de 2026, a les 11:00, Saló de Graus Lise Meitner, Facultat de Física, bloque C. Av Vicent Andrés Estellés, 19. 46100 Burjassot (Campus de Burjassot-UV), tindrà lloc la lectura de la Tesi Doctoral realitzada per Adam Griffiths, sota la direcció dels doctors Miguel Angel Aloy Torás i Martin Obergaulinguer, professors d'aquest departament.
Titol:
The last five minutes of evolution of magnetic fields and rotation of massive stars
Resum:
Les estreles massives són les progenitores de les explosions energètiques conegudes com a supernoves de col·lapse del nucli. Les estreles massives que giren i presenten camps magnètics, com passa en moltes d’elles, poden produir explosions magnetorotacionals encara més potents, responsables d’alguns dels fenòmens més energètics de l’Univers. És en estes explosions on es sintetitzen molts dels elements pesats que formen el nostre Univers. El nucli que col·lapsa acaba formant una estrella de neutrons o un forat negre. Les primeres poden pertànyer a la classe de les magnetoestreles, que presenten els camps magnètics més intensos coneguts, mentre que els segons poden estudiar-se mitjançant observacions d’ones gravitacionals de fusió de forats negres, cosa que permet inferir la distribució de masses de la seua població. Per tant, comprendre el destí de les estreles massives és una qüestió fonamental en astrofísica i, en el context d’estreles rotants i magnetitzades, continua sent un camp només parcialment explorat.
Les simulacions del col·lapse del nucli es duen a terme amb càlculs magnetohidrodinàmics (MHD) multidimensionals, que requerixen condicions inicials adequades. Per a estudiar els progenitors d’estos esdeveniments, els investigadors utilitzen codis d’evolució estel·lar que permeten evolucionar estreles massives des del seu naixement fins al col·lapse. Atés que estos codis han d’abastar una amplia varietat d’escales espacials i temporals, solen estar limitats a càlculs unidimensionals i es basen en prescripcions teòriques i observacionals que aproximen processos intrínsecament multidimensionals, com ara la convecció, la rotació i la magnetització.
Els progenitors de col·lapse del nucli utilitzats habitualment en la investigació de supernoves només poden oferir estimacions aproximades de la localització, intensitat i geometria del camp magnètic, generalment basades en càlculs d’inestabilitats locals. Per a avançar en la comprensió de les propietats internes d’estreles massives rotants i magnetitzades abans del col·lapse, hem simulat per primera vegada progenitors MHD plenament multidimensionals en els minuts previs al col·lapse del nucli.
Per a aconseguir-ho, incorporàrem els efectes de la inestabilitat magnetorotacional en el codi d’evolució estel·lar GENEC i implementàrem diversos ingredients fonamentals necessaris per a reproduir les condicions del col·lapse. A partir dels progenitors unidimensionals que generàrem —juntament amb altres models calculats amb MESA procedents de Aguilera-Dena2020— realitzàrem un acurat procés de mapatge de les instantànies hidrostàtiques cap a les condicions inicials del codi MHD Aenus-ALCAR. Per a esta tasca, desenvolupàrem un algorisme basat en Zingale2002 que preserva l’equilibri hidrostàtic. Les regions convectives són turbulentes en el moment del mapatge, però si s’inicialitzen amb velocitat zero, apareix un període transitori fins que la turbulència es restablix. Per a reduir-lo, construírem camps de velocitat inicials amb pertorbacions en les regions convectives i reconstruírem un perfil de rotació multidimensional que reflectira millor l’estat evolutiu de l’estrela. Amb esta metodologia generàrem dos progenitors multidimensionals rotants i magnetitzats, evolucionats durant diversos minuts abans del col·lapse.
Les simulacions ens permeten respondre preguntes clau sobre els camps magnètics interns d’estos objectes, així com altres aspectes importants relacionats amb la combustió nuclear en la capa de silici, la dinàmica de la contracció del nucli i la interacció entre convecció, rotació i camps magnètics. Trobàrem que tant les regions convectives com les radiatives alberguen camps magnètics intensos, i que les zones convectives mostren una amplificació significativa deguda als moviments turbulents. De manera notable, observàrem que els camps magnètics poden sobreviure en les capes convectives i que la seua topologia diferix substancialment de la que es prediu en les zones radiatives. Este resultat contrasta amb els models d’evolució estel·lar, que solen descriure camps magnètics només en zones radiatives.
L’interior estel·lar dels nostres models presenta camps magnètics amb longituds de coherència molt més grans, creant connexions magnètiques directes tant dins de les capes individuals com entre capes veïnes. Estes geometries són fonamentals per a la dinàmica de l’explosió i influïxen notablement en les propietats de l’objecte compacte que es forma en el centre de l’estrela col·lapsant. A més, observàrem que l’estructura del camp magnètic és sensible al comportament de la convecció i de la rotació en els minuts finals abans del col·lapse, especialment a la velocitat de rotació i a la força dels moviments convectius. Els nostres resultats oferixen orientacions preliminars per als models d’evolució estel·lar, especialment pel que fa al tractament de la teoria de la longitud de mescla i dels perfils de rotació durant les fases avançades de combustió, cosa que podria permetre descriure amb més precisió els progenitors del col·lapse en models unidimensionals.
Finalment, els nostres models serviran com a condicions inicials per a una nova generació de simulacions d’explosions magnetorotacionals i contribuiran al desenvolupament del nostre coneixement sobre els objectes compactes, els esclats de rajos gamma i les explosions de supernova. El nostre objectiu és aplicar estos resultats per a millorar la descripció de la rotació i dels camps magnètics en els codis d’evolució estel·lar i desenvolupar prescripcions efectives que permeten generar condicions inicials més precises per a simulacions multidimensionals del col·lapse sense necessitat d’evolucionar en tres dimensions els minuts previs al col·lapse.
