Estrellas Peculiares Tempranas

La discusión de la forma que adopta el material que rodea a la estrella, principalmente en las estrellas Be, tiene gran importancia para determinar las causas de la polarización de la radiación emitida, la región de formación de las líneas espectrales, el tipo de pérdida de masa dominante y su valor; estos procesos dependen de fenómenos físicos identificados, tales como presión de radiación, rotación, campo magnético, oscilaciones, y de otros fenómenos a determinar. Se evalúan los alcances de los efectos geométricos en la solución del problema del Transporte Radiativo y qué casos pueden ser abordados con simetrías axisimétricas.
Estas discusiones se basan en distribuciones de velocidad (y también de temperatura) resultantes de soluciones hidrodinámicas y magnetohidrodinámicas, tanto obtenidas por nosotros como por otros autores.

Se analiza la influencia de las distintas distribuciones de temperatura y velocidad en el viento, sobre los perfiles de líneas calculadas mediante soluciones rigurosas del Transporte Radiativo. Se ha estudiado H, HeI, HeII, MgII y SiIV.
Este modelado es importante para la comprensión de los procesos de calentamiento no-térmico, en la determinación de las temperaturas efectivas de las estrellas centrales, en el análisis de eyecciones discretas de masa relacionadas con variaciones de brillo y en la determinación de la magnitud de los rasgos que el viento -sobre todo la base del viento- imprime en el espectro.

Este es un problema en el que surgen grandes complicaciones de carácter matemático cuando se quiere plantear un modelo físicamente realista. Usamos el método del "comoving-frame" de Kunasz y el "integral-implícito" de Simonneau-Crivellari. Hasta el presente, el MEP es el único grupo que ha implementado la aplicación de este último método.
Uno de los objetivos ha sido analizar el comportamiento de las poblaciones de los niveles de energía para varias especies atómicas de interés astrofísico -HeI, HeII, CIV, SiIV, FeII-.
Hemos desarrollado diversos programas de cálculo para tratar las ecuaciones de equilibrio estadístico.

Realizamos estos cálculos con toda la rigurosidad actualmente posible, enfatizando las relaciones entre el perfil en determinados intervalos de frecuencia y su región de formación.
Hemos señalado que modelos geométricos muy diferentes conducen a perfiles similares, encontrando que el análisis del comportamiento de la Función Fuente es fundamental en la discusión del perfil de línea emergente y su relación con la región de formación.

El estudio de las discontinuidades de Balmer tiene una enorme importancia en el estudio de las estrellas centrales y del material circundante. En el caso en que se distingan las dos discontinuidades, la de la estrella y la de la envoltura, mediante la "Clasificación Espectral BCD" se puede obtener información sobre la temperatura efectiva y la luminosidad de la estrella y la temperatura y la densidad electrónica de la envoltura.
Desde el punto de vista teórico, la formación de un segundo límite de Balmer está relacionado con la formación del límite de Lyman, cuando no se establece balance detallado.

La consideración de los efectos de un campo magnético en las ecuaciones de conservación de momento y de energía conducen, según los escenarios, hacia la determinación de la configuración geométrica del material circunestelar, o a la obtención de una segunda solución lenta, para el viento estelar, o al análisis de la variación local de la gravedad en la fotosfera o a la obtención de balances energéticos que pueden explicar anomalías espectrales.

Consideramos aquí una serie de trabajos en principio heterogéneos, pero todos dirigidos al entendimiento del funcionamiento físico de las distintas regiones de la atmósfera -fotósfera, viento y material circunestelar-, que se relacionan con: posible modificación de abundancias por el fenómeno de rotación, formación de la envoltura circunestelar por eyecciones discretas de materia, justificación de los excesos infrarrojos por emisión free-free de una cromósfera y recombinación dielectrónica en la envoltura templada, formación de componentes discretas, cálculo de coeficientes de absorción incluyendo procesos de ionización por intercambio de carga y recombinación dielectrónica, calentamiento por disipación de ondas de choque suaves, etc.

Es uno de los temas más controvertidos, dado que todos los modelos que reproducen algunos de los fenómentos observados tienen un considerable número de parámetros libres.
El MEP ha analizado y reproducido teóricamente con éxito perfiles de líneas, contínuos, discontinuidades, excesos IR, polarización, secuencias de clasificación espectral y anomalías.
En general, nuestro método de trabajo es probar modelos no-LTE isotermos y en equilibrio radiativo y modelos con estructura cromosférica.

Objetos en diferentes estados de evolución comparten las características de presentar líneas prohibidas y excesos de flujo en la región IR. El primer paso para indagar en la naturaleza de estos objetos es estudiar las características de las estrellas centrales, temperatura efectiva y gravedad superficial, lo que se hace mediante el análisis de la discontinuidad de Balmer y la clasificación BCD.

En esta área nos hemos abocado a circunscribir las posibles relaciones físicas que nos den pautas de los procesos que investigaremos a posteriori; esto nos lleva a rever las hipótesis aceptadas. Se ha modelado una fotósfera en la que la fuerza de Lorentz modifica la gravedad local y, por tanto, modifica las poblaciones atómicas, y donde las componentes prohibidas del HeI se atribuyen al efecto Stark.

Se estudia la formación de líneas de HeII y su sensibilidad a la gravedad superficial. Investigamos cómo es la estructura dinámica de la envoltura, en la que la fuerza de gravedad participa como agente modificador de la intensidad de los perfiles de línea y también dando origen a las peculiaridades observadas. Los modelos calculados son compatibles con la escala de tipos espectrales aceptada.

El modelado semiempírico se realiza en base a las observaciones y datos acumulados en el punto (13.) y sirve de base a nuevos desarrollos teóricos.

Tiene dos aspectos,
a) obtención de espectros en la región visible y cercano IR, en baja y alta resolución
b) análisis de espectros (UV y visible) obtenidos por nosotros en décadas anteriores y espectros extraídos de bases de datos astronómicas.