[en] Core-collapse supernovae are among the most studied phenomena in astrophysics, yet observations alone cannot fully unveil their complexities. Even with advancements like the James Webb Space Telescope, these events remain rare. Numerical simulations, particularly magneto-hydrodynamic codes with detailed neutrino treatment, are invaluable for probing the initial stages of explosions obscured by the outer layers of the progenitor star. However, the computational cost of these simulations is high, necessitating simplifications to achieve long-term evolution up to shock breakout and beyond. Nevertheless, such extended simulations enable comparisons with observations, providing insights into explosion properties and their dependence on progenitor star characteristics. This thesis examines red supergiant progenitor models to identify systematics in the explosion properties. Specifically, it analyzes the morphology, explosion energies, nickel-56 yields, and clump structures in the ejecta. Initial results reveal relationships among explosion energies, nickel-56 yields, and progenitor star properties. Quantities related to the proto-neutron star, such as masses, radii, kick velocities, and angular momenta, are also studied and compared with existing literature. The analysis continues with simulations extended to 10 days after the explosion, focusing on Rayleigh-Taylor instabilities at the (C+O)/He and He/H interfaces, with the former showing the strongest instability growth. This influences large-scale radial mixing of nickel-56 and other elements in the ejecta. The models, grouped into three classes based on similar instability growth and mixing behavior, reveal that reverse shock interactions can suppress Rayleigh-Taylor instabilities, altering the ejecta morphology. A linear relationship between nickel-56 mixing and the progenitor's radial density profile is also established. Finally, simulations are extended to one year after the explosion explore the hydrodynamic effects of nickel-56 radioactive decay and long-term morphological changes. A detailed study of elemental distributions provides insights into observations and aids in interpreting supernova data.

[es] Las supernovas por colapso del núcleo son uno de los fenómenos más estudiados en astrofísica, pero las observaciones por sí solas no pueden revelar completamente sus complejidades. Incluso con avances como el Telescopio Espacial James Webb, estos eventos siguen siendo poco frecuentes. Las simulaciones numéricas, en particular los códigos magnetohidrodinámicos con un tratamiento detallado de los neutrinos, son invaluables para investigar las etapas iniciales de las explosiones, que están ocultas por las capas externas de la estrella progenitora. Sin embargo, el costo computacional de estas simulaciones es elevado, lo que obliga a realizar simplificaciones para lograr una evolución a largo plazo hasta la ruptura del choque y más allá. No obstante, dichas simulaciones extendidas permiten comparaciones con observaciones, proporcionando información sobre las propiedades de la explosión y su dependencia de las características de la estrella progenitora. Esta tesis examina modelos de progenitores supergigantes rojos para identificar sistemáticas en las propiedades de la explosión. Específicamente, se analizan la morfología, las energías de explosión, los rendimientos de níquel-56 y las estructuras de grumos en los restos expulsados. Los resultados iniciales revelan relaciones entre las energías de explosión, los rendimientos de níquel-56 y las propiedades de la estrella progenitora. También se estudian cantidades relacionadas con la protoestrella de neutrones, como masas, radios, velocidades de impulso (kick) y momentos angulares, y se comparan con la literatura existente. El análisis continúa con simulaciones extendidas hasta 10 días después de la explosión, enfocándose en las inestabilidades de Rayleigh-Taylor en las interfaces (C+O)/He y He/H, siendo la primera la que muestra el mayor crecimiento de inestabilidades. Esto influye en la mezcla radial a gran escala del níquel-56 y otros elementos en los restos. Los modelos, agrupados en tres clases según comportamientos similares de crecimiento de inestabilidades y mezcla, revelan que las interacciones con el choque inverso pueden suprimir las inestabilidades de Rayleigh-Taylor, alterando la morfología de los restos expulsados. También se establece una relación lineal entre la mezcla del níquel-56 y el perfil de densidad radial del progenitor. Finalmente, las simulaciones se extienden hasta un año después de la explosión para explorar los efectos hidrodinámicos de la desintegración radiactiva del níquel-56 y los cambios morfológicos a largo plazo. Un estudio detallado de las distribuciones elementales proporciona información valiosa para interpretar observaciones y comprender mejor los datos de supernovas.