Espectroscopía nebular de la supernova 2016gkg

Abstract

Esta tesis se enmarca en el estudio de las supernovas y sus respectivos progenitores. Se aborda su estudio a través de la llamada "espectroscopía nebular" de una supernova particular, la SN 2016gkg. La espectroscopía nebular de supernovas brinda información valiosa sobre las zonas cercanas al antiguo núcleo estelar, dado que el material se encuentra lo suficientemente diluido para permitir el escape de los fotones de las zonas más internas de la explosión. Su denominación proviene de la aparición de fuertes líneas de emisión correspondientes a transiciones prohibidas en el espectro, consecuencia de la baja densidad del material. Las observaciones con las que se trabajó en esta tesis fueron tomadas con el Telescopio Gemini Sur durante el mes de Agosto de 2017, aproximadamente 320 días después del máximo de la supernova. El instrumento utilizado fue GMOS-S. La reducción se llevó a cabo con el software IRAF, con el paquete "gemini". Se realizaron las correcciones usuales por Bias y Flats, y se calibró en longitud de onda y en flujo usando arcos de Cobre-Argón y una estrella estándar fotométrica respectivamente. El espectro obtenido presenta las líneas de emisión usuales de una supernova de tipo IIb. Se aprecia una fuerte emisión del doblete del oxígeno correspondiente a la transición prohibida \doblete, así como la presencia de hidrógeno. También se encuentran emisiones más débiles de hierro, calcio, sodio y magnesio. Algo que llama la atención y que se estudia en detalle es el perfil de línea del doblete del oxígeno, que encontramos compuesto por dos componentes diferenciadas: una ancha y una angosta superpuestas. Se realiza un ajuste detallado de esta línea del espectro, en conjunto con H alpha. Este estudio nos da información sobre posibles asimetrías en la explosión. El espectro obtenido en esta tesis resultó en una contribución al artículo Kuncarayakti et al. 2020, del cual el director y la estudiante han sido coautores. Por otro lado, en base al modelado de espectros nebulares disponibles en la literatura se realiza una estimación de la masa del progenitor. El procedimiento empleado, detallado en el trabajo de Jerkstrand et al. 2014, se basa en el flujo del doblete del oxígeno, a partir del cual se estima una masa mínima de oxígeno que debe estar presente para causar dicha emisión. Una vez obtenida una estimación para la masa mínima de oxígeno empleamos las determinaciones de producción de oxígeno por Nomoto et al. 1997, Rauscher et al. 2002 y Limongi&Chieffi 2003 para arribar a una estimación de la masa inicial del progenitor.