Exposición Tesis. Martes 10 de marzo de 2026, a las 11:00, Saló de Graus Lise Meitner, Facultat de Física, bloque C. Av Vicent Andrés Estellés, 19. 46100 Burjassot (Campus de Burjassot-UV), tendrá lugar la lectura de la Tesis Doctoral realizada por Adam Griffiths, bajo la dirección de los doctores Miguel Angel Aloy Torás y Martin Obergaulinguer, profesores de este departamento.
Título:
The last five minutes of evolution of magnetic fields and rotation of massive stars
Resumen:
Las estrellas masivas son las progenitoras de las explosiones energéticas conocidas como supernovas de colapso del núcleo. Las estrellas masivas que giran y poseen campos magnéticos, como ocurre con muchas de ellas, pueden producir explosiones magnetorrotacionales aún más potentes, responsables de algunos de los eventos más energéticos del Universo. Es en estas explosiones donde se sintetizan muchos de los elementos pesados que componen nuestro Universo. El núcleo que colapsa forma finalmente una estrella de neutrones o un agujero negro. Las primeras pueden pertenecer a la clase de las magnetoestrellas, que poseen los campos magnéticos más fuertes que se conocen, mientras que los segundos pueden estudiarse mediante observaciones de ondas gravitacionales de fusiones de agujeros negros, lo que permite inferir la distribución de masas de su población. Por lo tanto, comprender el destino de las estrellas masivas es una cuestión clave en astrofísica y, en el contexto de estrellas rotantes y magnetizadas, sigue siendo un ámbito solo parcialmente explorado.
Las simulaciones del colapso del núcleo se realizan con cálculos magnetohidrodinámicos (MHD) multidimensionales, que requieren condiciones iniciales adecuadas. Para estudiar los progenitores de estos eventos, los investigadores utilizan códigos de evolución estelar para evolucionar estrellas masivas desde su nacimiento hasta el colapso. Debido a que estos códigos deben abarcar una amplia gama de escalas espaciales y temporales, suelen estar limitados a cálculos unidimensionales y dependen de prescripciones teóricas y observacionales para aproximar procesos inherentemente multidimensionales, como la convección, la rotación y la magnetización.
Los progenitores de colapso del núcleo utilizados habitualmente en la investigación de supernovas solo pueden proporcionar estimaciones aproximadas de la localización, intensidad y geometría del campo magnético, generalmente basadas en cálculos de inestabilidades locales. Para avanzar en nuestra comprensión de las propiedades internas de estrellas masivas rotantes y magnetizadas antes del colapso, hemos simulado por primera vez progenitores MHD completamente multidimensionales en los minutos previos al colapso del núcleo.
Para lograrlo, incorporamos los efectos de la inestabilidad magnetorrotacional en el código de evolución estelar GENEC e implementamos varios ingredientes clave necesarios para alcanzar las condiciones del colapso. A partir de los progenitores unidimensionales que generamos —junto con modelos adicionales calculados con MESA tomados de Aguilera-Dena2020— realizamos un mapeo cuidadoso de las instantáneas hidrostáticas a las condiciones iniciales del código MHD Aenus-ALCAR. Para esta tarea desarrollamos un algoritmo que preserva el equilibrio hidrostático, basado en Zingale2002. Las regiones convectivas son turbulentas en el momento del mapeo, pero si se inicializan con velocidad cero, aparece un periodo transitorio hasta que se restablece la turbulencia. Para reducir este periodo, construimos campos de velocidad iniciales con perturbaciones en regiones convectivas y reconstruimos un perfil rotacional multidimensional que reflejase mejor el estado evolutivo estelar. Con esta metodología generamos dos progenitores multidimensionales rotantes y magnetizados, evolucionados durante varios minutos antes del colapso.
Estas simulaciones nos permiten responder preguntas clave sobre los campos magnéticos internos de estos objetos, así como otros aspectos importantes relacionados con la combustión nuclear en la capa de silicio, la dinámica de la contracción del núcleo y la interacción entre convección, rotación y campos magnéticos. Encontramos que tanto las regiones convectivas como las radiativas albergan campos magnéticos intensos, con las zonas convectivas mostrando una amplificación significativa debida a movimientos turbulentos. De forma destacada, observamos que los campos magnéticos pueden sobrevivir en las capas convectivas y que su topología difiere sustancialmente de la que se predice en las regiones radiativas. Este resultado contrasta con los modelos de evolución estelar, que suelen describir campos magnéticos únicamente en zonas radiativas.
El interior estelar de nuestros modelos presenta así campos magnéticos con longitudes de coherencia mucho mayores, creando conexiones magnéticas directas dentro de las capas individuales y entre capas vecinas. Estas geometrías son fundamentales para la dinámica de la explosión y afectan de forma notable a las propiedades del objeto compacto que se forma en el centro de la estrella colapsante. Además, encontramos que la estructura del campo magnético es sensible al comportamiento de la convección y de la rotación en los minutos finales antes del colapso, particularmente a la velocidad de rotación y la intensidad de los movimientos convectivos. Nuestros resultados proporcionan orientaciones preliminares para los modelos de evolución estelar, especialmente en lo relativo al tratamiento de la teoría de la longitud de mezcla y los perfiles de rotación durante las fases avanzadas de combustión, lo que podría permitir descripciones unidimensionales más precisas de los progenitores del colapso.
Finalmente, nuestros modelos servirán como condiciones iniciales para una nueva generación de simulaciones de explosiones magnetorrotacionales y contribuirán al avance en nuestro conocimiento de los objetos compactos, los estallidos de rayos gamma y las explosiones de supernova. Nuestro objetivo es aprovechar estos resultados para mejorar la modelización de la rotación y de los campos magnéticos en los códigos de evolución estelar y desarrollar prescripciones efectivas que permitan generar condiciones iniciales más precisas para simulaciones multidimensionales del colapso sin necesidad de evolucionar en tres dimensiones los minutos previos al colapso.
