Parámetros físicos de supernovas ricas en hidrógeno

Abstract

Las propiedades físicas de los progenitores de supernovas son fundamentales para comprender la evolución de las estrellas masivas e interpretar la diversidad de las supernovas en términos de las características de sus progenitores. Por este motivo, el objetivo principal de esta tesis es analizar las propiedades de los progenitores de supernovas ricas en hidrógeno (supernovas de tipo II, SNs II) comparando modelos con observaciones de una gran base de datos de excelente calidad y cobertura temporal. Para tal propósito hemos calculado modelos de estrellas supergigantes rojas al momento del colapso nuclear utilizando un código de evolución estelar, variando la masa inicial de los progenitores. Luego, computamos la explosión de estos progenitores a través de simulaciones hidrodinámicas, variando la energía de la explosión y la cantidad de 56Ni presente en el material expulsado por la explosión, junto con su distribución espacial. Para comparar nuestros modelos con las observaciones, hemos aplicado una estrategia estadística basada en métodos de Markov Chain Monte Carlo que facilita la estimación de los parámetros físicos de SNs II mediante el ajuste simultáneo de la curva de luz bolométrica y la evolución de la velocidad fotosférica a nuestros modelos. Debido que el código hidrodinámico utilizado computa la evolución temporal de la luminosidad bolométrica, hemos calculado curvas de luz bolométricas para las 74 SNs II de nuestra muestra. Además, caracterizamos estas curvas de luz a través de la medición de varios observables, encontrando un amplio rango y un continuo de valores para todos ellos. Las curvas de luz bolométricas, junto con la evolución temporal de las velocidades fotosféricas, han sido utilizadas para derivar propiedades físicas de los progenitores y de la explosión para 53 SNs II de nuestra muestra. Encontramos que el material expulsado durante la explosión varía entre 7.9 y 14.8 masas solares, la energía de la explosión entre 0.15 y 1.40 foe y la cantidad de 56Ni entre 0.006 y 0.069 masas solares. El modelado de la distribución de las masas iniciales de los progenitores dentro de una submuestra, caracterizada por la excelente cobertura temporal de las observaciones y un buen acuerdo de los modelos respecto a las observaciones, indica una distribución más empinada que una función de masa inicial para estrellas masivas tipo Salpeter. Esta incompatibilidad está dada por la gran cantidad encontrada de progenitores de baja masa (dentro del rango de las estrellas masivas). Esto podría implicar que los progenitores más masivos pierden una mayor cantidad de masa durante su evolución que lo predicho por la evolución estelar aislada. Finalmente, analizamos correlaciones entre parámetros físicos y observables. Hemos encontrado correlaciones entre la masa de la envoltura rica en hidrógeno y la duración de la fase de plateau. Además, las SNs II más luminosas se expanden más rápidamente, tienen curvas de luz que declinan más rápido, una mayor cantidad de 56Ni y son consistentes con explosiones más energéticas. Concluimos que la energía de la explosión es el parámetro físico que más contribuye a la diversidad observada de las SNs II -bajo la suposición de modelos de progenitores aislados- aunque la inclusión de modelos evolucionados con una mayor pérdida de masa produce un incremento significativo de la fuerza de algunas correlaciones. Estas diferencias muestran el impacto de tener diferentes tratamientos para la evolución de los progenitores, pero también que son necesarios modelos evolutivos no convencionales -con mayor pérdida de masa- para un completo entendimiento de la diversidad de las SNs II.