Efectos de la pérdida de masa episódica en estrellas supergigantes rojas (RSG) y sobre el gas de su alrededor

Abstract

Una supernova ha sido un fenómeno de gran interés desde su descubrimiento, siendo su origen uno de los aspectos de mayor interés de estudio. En el artículo de Meynet et al. (2015) se mencionan algunas propiedades de estrellas que explotan como SN. Aunque en el esquema clásico se asume que las estrellas progenitoras de SN-HP son aquellas cuya masa inicial es mayor a 23-25 M, observaciones de Smartt et al. (2009) revelan que estrellas con masas menores de hasta 15-17 son progenitores de SN-HP, es decir, estrellas de menor masa que hasta las ahora consideradas tienen un final explosivo. ¿Es acaso la pérdida de masa durante la etapa de supergigante roja (RSG) la responsable de que ocurra esto? Es esta pregunta la principal motivación de nuestro trabajo. Estudiamos la evolución de la estrella y el envolvente de gas como función de la tasa de pérdida de masa en el tiempo, esto se hizo generando modelos de estrellas de 15 y 17 masas solares (límite inferior) respectivamente, variando las tasas de pérdidas de masa. También simulamos la evolución de la interacción entre la materia expulsada mediante vientos estelares con el medio circunestelar. Para ello, en el capítulo 2 Marco teórico, se hace una introducción sobre los conocimientos básicos de astrofísica y física estelar, esto es, la descripción física de las estrellas desde su nacimiento y durante su evolución, así como los diferentes caminos evolutivos que pueden seguir según sean las características estelares hasta su muerte. También se hace un resumen de las ecuaciones más importantes de evolución y viento estelar. Si bien no hay un consenso en la literatura actual sobre las causas de la pérdida de masa en la etapa de gigante roja, se sabe que contribuyen el intercambio binario, las grandes eyecciones de masa y los vientos estelares en esta sección se explica qué se conoce actualmente sobre estas pérdidas y cómo se presentan en las estrellas. siguiendo en el capítulo 3, Metodología, se incluye el trabajo propiamente técnico, es decir, el trabajo con los códigos de simulación que se utilizaron: BEC y ZEUS. Se hace una breve descripción de cada uno de ellos, pero sin dejar de incluir todos los pasos que se siguieron para realizar las simulaciones y obtener los resultados. El principal propósito de este capítulo es que pueda verse de forma clara el trabajo que se hizo, que se pueda reproducir el estudio y se obtengan resultados similares. Para continuar en el capítulo 4 Resultados, se muestran los resultados que obtuvimos. Para mayor completez del capítulo lo dividimos en tablas de datos y resultados gráficos. Las tablas muestran las principales características de los modelos como sus tiempos de vida, temperaturas finales, etc. Y gráficamente tenemos por un lado los diagramas Hertzsprung-Russell obtenidos graficando los resultados en el programa "Qtiplot" y por otro los diagramas de vientos estelares realizados en "MatLab", que es un programa capaz de llevar a un ambiente gráfico datos guardados de forma matricial. Y finalmente en el capítulo 5, Análisis y conclusiones, presentaremos la discusión que se hizo sobre los resultados, las interpretaciones de los datos y gráficos. Se dan de forma concisa las resoluciones más importantes de nuestro estudio para finalmente poder hablar de los posibles estudios y nuevos cuestionamientos que surgen a raíz de los resultados obtenidos aquí.