¿Cómo son las estrellas y la explosión que generan las supernovas ricas en H?

• Autor: Steve Jurado.
• Institucion: Universidad de Antioquia, Colombia.
• Etiquetas: Supernovas, Hidrogeno.

Steve es un estudiante de noveno semestre del pregrado de astronomía de la Universidad de Antioquia (Colombia). A Steve le encanta el estudio de la evolución estelar y el medio interestelar tanto teórico como observacional, especialmente desde el ámbito espectroscópico. Steve realizó su investigación como parte del RECA Program Internship 2021 bajo la supervisión de la Dra. Claudia P. Gutiérrez de la Universidad de Turku (Finlandia) y el Dr. Santiago González-Gaitán de CENTRA (Portugal). Los resultados se presentaron en el Simposio RECA Internship 2021.

Las supernovas (SNs) representan el final más frecuente de las estrellas con masas mayores a 8 masas solares, siendo unos de los eventos más energéticos del Universo, liberando tanta energía como la producida por el Sol durante toda su vida (puedes ver este Astrobito sobre la cantidad de energía liberada por las SNs y lo peligrosas que pueden ser) en tan solo un breve instante de tiempo. Ellas se pueden dividir principalmente en dos grupos: SNs tipo I y SNs tipo II, siendo estas últimas el resultado de algunas estrellas masivas mayores a 8M_☉ (puedes ver este Astrobito sobre cómo el remanente de las SNs nos dan información acerca de sus progenitores y las clases de progenitores ). La principal diferencia observacional entre estos dos grupos es la cantidad de hidrógeno que se encuentra en sus envolturas más externas antes de la explosión, por lo tanto las SNs tipo I son pobres en hidrógeno y las SNs tipo II son ricas en hidrógeno. 

A su vez las SNs tipo II cuentan con 5 subclases principales (puedes ver este Astrobito sobre la clasificación de las SNs). Nosotros nos centramos en el estudio fotométrico de las curvas de luz (LCs) de las SNs II-Plateau (SNs II-P) y las SNs II-Lineal (SNs II-L). Históricamente para estas dos subclases se habían establecido que presentaban características muy diferentes en sus LCs, pero trabajos recientes demuestran que hay un continuo en la distribución. Por lo anterior, en lo que queda del artículo nos referiremos a las SNs II-P y SNs II-L indistintamente como SNs.

Uno de los problemas con que se encuentran los investigadores al momento de estudiar las LCs de estas clases de SNs es que presentan características muy diversas debido a la variedad de las propiedades de sus estrellas progenitoras, por lo tanto se hace necesario caracterizar minuciosamente tanto las estrellas progenitoras como la explosión que genera cada una de las SNs. Este ha sido el foco principal de nuestra investigación.

Una manera de lograr este objetivo es tratar de comparar modelos teóricos que simulan las estrellas progenitoras, las explosiones y las LCs respectivas de la SNs con las observaciones.

Los modelos teóricos usados para generar las estrellas progenitoras, las explosiones y las LCs emplean simulaciones hidrodinámicas. Las simulaciones asumen una masa de hidrógeno de 15M_☉ y 500R_☉ en el radio de la estrella al final de su evolución, una energía de inyección necesaria para generar la explosión de SN con valores de 0.5foe hasta 1.5foe (1 foe ≡ 10⁵¹ erg), la masa de níquel en la estrella antes de la explosión con valores de 0.03M_☉, 0.05M_☉ y 0.07M_☉ y la mezcla (mixing) de níquel en la estrella antes de la explosión dentro de un volumen de radio porcentual con valores de 20% hasta 100% para obtener finalmente las LCs.

Las LCs de las SNs pueden dividirse en tres partes: una fase ópticamente gruesa, donde la magnitud varía muy poco con el tiempo y ocurre los primeros ~100 días, también conocida como “la meseta”, la fase de transición que sucede después de la fase de meseta con una duración de ~30 días y finalmente la fase ópticamente delgada que ocurre a los ~130 días, también conocida como cola radioactiva.

En particular, la fase de transición ha sido la menos estudiada y consideramos que puede estar ligada con algunos de los parámetros utilizados por los modelos teóricos para generar las LCs, como puede ser el caso del mixing de níquel. Es en esta fase de transición donde se ha centrado nuestro análisis fotométrico en las LCs de las SNs.

Se tienen en cuenta 5 parámetros para realizar el ajuste analítico sobre las LCs (sin considerar la fase de meseta)

– t_PT: tiempo medio de la fase de  transición. 

– a_o: altura de la fase de transición.

– w_o: ancho de la fase de transición. 

– p_o: pendiente de la fase de transición.

– m_o: magnitud obtenida cuando t  = t_PT

Para realizar nuestro trabajo teníamos más de 20 LCs de SNs en los filtros de Jhonson  (UBVRI), de bajo corrimiento al rojo y bien muestreadas con telescopios terrestres. Las estudiamos a través de los parámetros observacionales de ajustes propuestos en la literatura, con el fin de ver cómo estos afectan la fase de transición. También estudiamos 18 LCs obtenidas a partir de modelos teóricos que serían comparadas con la muestra observada, logrando así derivar sus parámetros físicos adecuados.

Usamos dos métodos para realizar los ajustes. El primero fue emplear estadística frecuentista, usando la prueba de χ² para localizar los mejores parámetros, el segundo fue utilizar estadística bayesiana usando Markov chain Monte Carlo, donde los rangos de la distribución uniforme para los valores de los priors de cada parámetro fueron los obtenidos de la estadística frecuentista. Este último método fue más preciso (usando el percentil 50 como el valor de ajuste y los percentiles 84 y 16 como los errores) y lo implementamos como parte de una nueva propuesta para realizar ajustes a las LCs. Un ejemplo comparativo entre ambos métodos se puede observar en la figura 1 para una de las SNs mejor muestreadas de nuestro conjunto de datos, la SN 2017eaw.

Para el estudio de las LCs generadas con los modelos teóricos anteriormente mencionados, realizamos de nuevo un ajuste basado en estadística frecuentista. Comparamos los resultados de los parámetros de las LCs de los datos observados con los obtenidos de las curvas teóricas, un ejemplo se puede observar en la figura 2.

Algunos parámetros corresponden muy bien entre los modelos y las observaciones, por ejemplo, los rangos t_PT de los modelos cubren bien los observados (aunque hay algunas supernovas con valores fuera del rango) y la relación con p₀ nos indica de una muy buena relación. Pero hay otros parámetros como el a₀  y su relación con t_PT en los cuales la comparación se queda corta. Esto significa que el rango de parámetros estudiado en los modelos no es suficiente. 

Solo exploramos un total de 18 modelos teóricos, con solo una masa y radio de estrella que colapsa, se hace entonces necesario continuar la investigación con un mayor número de modelos. Encontramos que los siguientes resultados para los parámetros de ajuste: t_PT∈[60,140] con pico máximo a los 110 días,  a_o∈[1,3] con pico máximo en 1.5mag, w₀∈[1,8] con pico máximo de 4 días y m₀∈[13,21] con pico máximo en 19mag, restringiendo entonces los valores para la fase de transición.

Un estudio morfológico sobre las LCs de los datos observados para las SNs, da cuenta que estas presentan altas energías, bajas masas de níquel y bajos mixing de níquel.

Este articulo hace parte de una serie de entradas que muestran los resultados del los proyectos de investigacion realizados en el programa se pasantias de la red Colombiana de estudiantes en astronomia (RECA). Este program se llevo acabo entre Mayo y Agosto del 2021.