Proyecto Ministerio: PID2021-127495NB-I00

Entidad financiadora: MICIN

Investigadores principales: Miguel Ángel Aloy Torás, Martín Obergaulinger
 

Resumen:

Cuando una estrella masiva agota su combustible nuclear colapsa para formar una proto-estrella de neutrones (PNS). Esta etapa abre varios caminos evolutivos: el núcleo puede (i) producir una supernova (SN) hidrodinámica regular, ii) una hipernova en la que la rotación y la energía magnética proporcionan un impulso adicional que produce eyecciones de material rápidas y colimadas, o iii) puede no explotar y dejar un agujero negro en lugar de una estrella de neutrones (NS). Si bien la dinámica en el interior de los núcleos es accesible solo para señales multimensajero de neutrinos y ondas gravitacionales (GW), la estrella moribunda puede brillar extremadamente durante meses en bandas electromagnéticas. La SN también expulsa elementos pesados producidos durante la explosión y los existentes en la envoltura estelar, en una geometría compleja que depende condiciones fijadas durante la explosión.

Estos eventos se encuentran en la encrucijada de varias disciplinas: evolución estelar, dinámica de fluidos en relatividad general, astrofísica de altas energías y física nuclear y de partículas. Se requiere un trabajo teórico exhaustivo para comprender las condiciones antes del colapso del núcleo de una estrella masiva, los procesos en el motor que desencadenan la explosión, la dinámica del gas expulsado, los remanentes compactos que dejan atrás, la producción de elementos pesados y las señales observables. Este proyecto utilizará un conjunto de métodos numéricos adaptados a cada uno de esos aspectos para observar las supernovas desde ángulos diferentes y complementarios y avanzar en nuestro conocimiento sobre cómo se conectan dichas fases.

Las suposiciones hechas en evolución estelar, según las cuales las estrellas poseen simetría esférica y se encuentran en equilibrio hidrostático, fallan durante la última fase antes del colapso. Para ocuparnos de esos efectos emplearemos simulaciones magnetohidrodinámicas tridimensionales de núcleos estelares en los minutos previos al colapso. El objetivo es evaluar cómo la convección, la rotación y los campos magnéticos afectan a las condiciones para decidir si se produce una explosión y qué tipo de remanente dejará. Los puntos finales de esos modelos servirán como valores iniciales consistentes para el colapso subsiguiente y la fase temprana posterior al mismo. Desde el inicio del colapso, emplearemos otro conjunto de modelos numéricos que incluirá el transporte de neutrinos, centrándose en los pocos segundos posteriores a la formación de la PNS. Estas simulaciones mostrarán cómo se producen los campos magnéticos de las NS, cómo se forman los chorros y las características de las GW y los neutrinos emitidos. A partir de esos resultados, emplearemos métodos adaptados para seguir la propagación del gas expulsado durante años y estudiaremos la morfología de la SN, comparándola con observaciones electromagnéticas. Para ello, y para determinar el impacto en la evolución química del universo, calcularemos los productos nucleosintéticos de las explosiones. Conectaremos las explosiones SN con las propiedades de las NS que producen, en particular sus campos magnéticos y magnetosferas. Desarrollaremos nuevos métodos numéricos para incluir la física compleja a pequeñas escalas, la cual desempeña un papel esencial en la transición de PNS a NS, y modelaremos la emisión de NS fuertemente magnetizadas. Este conjunto de observables posteriores al colapso ayudará a revelar el tipo de progenitor estelar que los produce.