Variabilidad en el viento de estrellas supergigantes B

Abstract

La teoría m-CAK es la teoría estándar para modelar los vientos impulsados por radiación de las estrellas masivas. En esta teoría, se describe la fuerza de radiación por medio de una expresión no-lineal de tres parámetros: k, α y δ. En particular, el parámetro δ, que introduce posibles cambios en la ionización del medio, puede generar dos tipos de soluciones diferentes para las ecuaciones hidrodinámicas de vientos con simetría esférica o baja rotación. Estas soluciones se llaman “rápidas” y “δ-lentas”, las cuales poseen velocidades terminales muy diferentes. Las soluciones rápidas y lentas están separadas entre sí por una región (llamada brecha) en el espacio del parámetro δ, en la que, hasta el momento, no se han encontrado soluciones estacionarias. En este trabajo utilizamos el código hidrodinámico dependiente del tiempo llamado ZEUS-3D para resolver la ecuación de movimiento siguiendo la evolución temporal de una dada solución inicial, para encontrar soluciones pertenecientes al espacio de parámetros cuyo dominio se localiza en la brecha. Una característica importante de estas nuevas soluciones es que presentan un quiebre o kink, es decir, presentan un cambio abrupto en el gradiente de velocidad. Esta discontinuidad en las soluciones para los vientos en la región de la brecha, podría dar cuenta de algunas características de variabilidad que presentan las estrellas tempranas en sus espectros UV. Particularmente, una de ellas es la presencia de las componentes discretas en absorción que se observan en los perfiles de tipo P Cygni en estrellas masivas. Para evaluar esta posibilidad, resolvemos la ecuación de transporte radiativo para medios en movimiento y analizamos los perfiles de línea sintéticos para Si IV.