Simulating the jittering-jets explosion mechanism: Supernova remnant G11.2-0.3

Resumen Técnico: Simulación del Mecanismo de Explosión por Chorros Inestables en el Remanente de Supernova G11.2-0.3

Planteamiento del Problema
Las explosiones de supernovas de colapso del núcleo (CCSN) se explican teóricamente mediante dos mecanismos principales: el mecanismo impulsado por neutrinos (neutrinos retardados) y el mecanismo de explosión por chorros inestables (JJEM). Mientras que las simulaciones impulsadas por neutrinos tienen dificultades para reproducir las morfologías simétricas respecto a un punto observadas en algunos remanentes de supernovas de colapso del núcleo (CCSNR), el JJEM postula que las variaciones estocásticas en los ejes de los chorros, impulsadas por la convección y la rotación en el núcleo en colapso, pueden generar tales estructuras. El desafío específico abordado en este estudio es la complejidad morfológica del remanente de supernova de colapso del núcleo G11.2-0.3, que exhibe un par de anillos circun-chorro opuestos y una barra distintiva de gas denso perpendicular al eje de los anillos. Simulaciones anteriores de los autores (Akashi & Soker 2026) reprodujeron con éxito los anillos utilizando dos pares de chorros, pero no pudieron explicar la barra perpendicular. Este artículo tiene como objetivo extender el marco del JJEM para explicar ambas características simultáneamente.

Metodología
Los autores realizaron simulaciones hidrodinámicas tridimensionales utilizando el código de refinamiento de malla adaptativa (AMR) euleriano FLASH v4.8. El dominio computacional fue una caja cartesiana ($3.6 \times 10^{10}$ cm) con un modelo estelar inicial que consistía en un progenitor de Wolf–Rayet con envoltura despojada ($15 M_\odot$) con un núcleo interno denso.

Para simular la explosión, los autores lanzaron tres pares de chorros inestables con la siguiente configuración:

1. Primer Par (Chorros Anchos): Lanzados en $t=0$ a lo largo de un eje inclinado $30^\circ$ desde el eje $z$ en el plano $y=0$. Estos fueron los chorros más energéticos ($1.5 \times 10^{51}$ erg por chorro), diseñados para desencadenar la explosión e inflar dos burbujas.
2. Segundo Par (Chorros Anchos): Lanzados en $t=0.5$ s a lo largo del eje $y$, perpendiculares al primer par. Estos chorros ($0.3 \times 10^{51}$ erg por chorro) tenían la intención de interactuar con el material comprimido por el primer par.
3. Tercer Par (Chorros Estrechos): Lanzados en $t=3$ s a lo largo del mismo eje que el primer par. Estos chorros estrechos ($0.32 \times 10^{51}$ erg por chorro) estaban diseñados para penetrar la envoltura en expansión formada por los chorros anteriores.

Las simulaciones omitieron la gravedad y lanzaron los chorros desde un radio de $7 \times 10^8$ cm (en lugar de la superficie de la estrella de neutrones) para gestionar las limitaciones computacionales. La energía total de la explosión fue de aproximadamente $4.24 \times 10^{51}$ erg. Los resultados se analizaron en $t = 6.3$ s, centrándose en mapas de densidad, campos de velocidad e integrales de emisión ($\int \rho^2 dl$) para comparar con datos observacionales.

Contribuciones y Resultados Clave
El estudio reprodujo con éxito las características morfológicas específicas del remanente de supernova G11.2-0.3 a través de la interacción de tres pares de chorros:

• Formación de Anillos: El primer par de chorros anchos infló burbujas que comprimieron el material del núcleo en una envoltura densa en expansión. El tercer par de chorros estrechos penetró esta envoltura, comprimiendo el gas a sus lados para formar dos anillos circun-chorro opuestos. Esto confirmó el mecanismo propuesto en Akashi & Soker (2026).
• Formación de la Barra: La contribución novedosa de este trabajo es la explicación de la brillante barra de rayos X perpendicular a los anillos. El segundo par de chorros anchos, lanzados a lo largo del eje $y$, aceleró y eliminó material del disco ecuatorial denso formado por las burbujas del primer par. Este proceso comprimió el material a lo largo del plano $xz$, creando una estructura de barra densa y con grumos.
• Comparación Morfológica: Los mapas de emisión simulados, vistos con una inclinación de $50^\circ$, coincidieron cualitativamente con las estructuras observadas en rayos X y radio de G11.2-0.3. La simulación reprodujo los dos anillos y la barra central, incluyendo la naturaleza con grumos de la barra y la asimetría entre los anillos (atribuida a que el chorro descendente penetra más profundamente que el chorro ascendente).

Significado y Afirmaciones
Los autores afirman que sus resultados proporcionan apoyo cualitativo al JJEM como el mecanismo de explosión principal para las CCSN, específicamente para remanentes que exhiben morfologías simétricas respecto a un punto. El estudio argumenta que los mecanismos impulsados por neutrinos en competencia no pueden explicar las características simétricas respecto a un punto observadas en G11.2-0.3. Al demostrar que una secuencia de tres pares de chorros puede generar naturalmente tanto los anillos como la barra perpendicular, el artículo sugiere que la compleja morfología de G11.2-0.3 es una huella directa del proceso de explosión por chorros inestables.

Los autores señalan limitaciones, incluyendo la ausencia de gravedad, el calentamiento por neutrinos (tratado como un impulsor secundario en lugar de un desencadenante primario) y la exclusión del eje de chorro este-oeste observado en la nebulosa de viento de púlsar de G11.2-0.3, lo que requeriría un cuarto par de chorros y un estudio separado. Sin embargo, concluyen que la reproducción exitosa de los anillos y la barra fortalece el caso del JJEM frente a los modelos impulsados por neutrinos para esta clase de remanentes de supernova.