Modelos 2-D de atmósferas de estrellas tempranas

Abstract

El objetivo principal de este trabajo de tesis es desarrollar modelos matemáticos que permitan describir la estructura de la atmósfera de las estrellas B con líneas de emisión y fuertes excesos infrarrojos. El origen de las líneas en emisión es atribuido a la presencia de una envoltura gaseosa extendida que rodea al objeto central. La formación de esta envoltura está asociada a la eyección de material por parte de la estrella. Los mecanismos comúnmente propuestos para facilitar la eyección de materia al espacio son la fuerza de radiación y la rotación. Sin embargo, la falta de un conocimiento completo acerca de las leyes físicas que gobiernan la atmósfera de estas estrellas dificulta la construcción de modelos autoconsistentes, por lo que es necesario recurrir al modelado semiempírico. Generalmente, la atmósfera de las estrellas con alta rotación, como es el caso de las estrellas Be, presenta un fuerte apartamiento de la simetría esférica y el modelado de estos objetos requiere introducir una descripción multi-dimensional. El presente trabajo de tesis consistió en estudiar la formación del espectro de radiación continua en atmósferas con simetría acimutal y estimar los parámetros físicos que caracterizan al medio circunestelar. Para ello desarrollamos un código de cálculo que permite modelar una atmósfera considerando una fotosfera, rodeada por una envoltura extendida, caracterizada por la presencia de un viento modulado por la rotación estelar. Este código describe la dependencia con la latitud de las variables físicas del medio y resuelve el transporte de radiación para sistemas con simetría axial. Propusimos distintas distribuciones de densidad de masa, velocidad y temperatura para representar el medio circunestelar e investigamos el efecto que las mismas producen sobre la radiación emergente, en especial en la región del infrarrojo y en las proximidades del salto de Balmer. Encontramos que la radiación infrarroja y la discontinuidad de Balmer, producidas por la contribución de la estrella y su envoltura, dependen de la dirección en la cual la estrella es observada, siendo además sensibles a la estructura térmica del viento estelar. Asimismo, analizamos cómo la deformación rotacional modifica el espectro continuo de radiación. En el caso de un objeto visto de ecuador, la apariencia de la discontinuidad de Balmer se ve afectada por el contraste de densidad, que se define como el cociente entre la densidad ecuatorial y la polar. Este efecto está controlado por Ω, el cociente entre las velocidades de rotación ecuatorial y crítica. La distribución espectral de energía teórica muestra una disminución de la radiación en el espectro de alta energía y un incremento de la emisión en la región infrarroja. En una estrella vista de polo, hallamos que al aumentar el valor del parámetro íl crece el exceso infrarrojo, mientras que la altura del salto de Balmer permanece invariable. Una vez estudiadas las propiedades de los modelos, confrontamos los flujos computados con nuestro código con observaciones fotométricas de estrellas Be. Encontramos un muy buen acuerdo entre la teoría y la observación. Hallamos que las distribuciones de energía continua pueden ser interpretadas en términos de una distribución de densidad de masa, para el viento, consistente con una ley de velocidad del tipo β (ley característica de los vientos impulsados por radiación), con β ~ 1, y con una tasa de rotación estelar Ω ~ 0.7. La mayoría de las estrellas Be estudiadas pueden ser modeladas con un viento isotérmico. En el caso particular de 12 Vul, encontramos un ajuste razonable cuando consideramos la presencia de capas con temperaturas más altas que la temperatura efectiva del objeto central, próximas a la fotosfera, y regiones externas más frías. Dentro de la muestra de estrellas preseleccionadas resta un grupo de objetos cuyos ajustes presentan discrepancias en ciertas regiones espectrales, las cuales son discutidas en este trabajo. Finalmente, adaptamos el código desarrollado para resolver la ecuación de transporte radiativo en simetría axial para el caso de estrellas supergigantes. Aquí empleamos resultados numéricos derivados de la teoría hidrodinámica de vientos estelares impulsados por radiación y modulados por rotación. Las ecuaciones hidrodinámicas para valores de Ω >0.7 predicen la existencia de un viento estelar con dos regímenes de velocidad diferente: un flujo rápido de materia en la dirección polar y otro lento en la dirección ecuatorial. Sobre la base de estas soluciones hidrodinámicas, calculamos el espectro teórico emergente para dos estrellas supergigantes y lo comparamos con las observaciones fotométricas de las mismas. En uno de los casos encontramos un buen ajuste entre los flujos sintéticos y observados, en el otro el ajuste presenta algunas discrepancias. Concluimos que, para poder decidir sobre cuál es el grado de importancia que tiene el considerar la modulación del viento por la rotación en las estrellas supergigantes, es necesario realizar un estudio más exhaustivo sobre una muestra más amplia de estrellas.