Vientos impulsados por radiación en estrellas supergigantes B en rotación

En las estrellas tempranas, la transferencia de momento del campo radiación al material que compone sus atmósferas, es el mecanismo principal que impulsa a sus intensos vientos estelares. Esta transferencia se produce, preponderantemente, en las transiciones atómicas que originan a las líneas espectrales. A partir de esta idea se ha desarrollado la teoría de vientos impulsados por radiación en líneas espectrales, que ha brindado notables avances en la interpretación de las observaciones y aportado importantes herramientas de diagnóstico, tales como la relación Momento del Viento - Luminosidad, que permite determinar distancias galácticas y extragalácticas a estrellas masivas por medios espectroscópicos. La teoría describe a la fuerza de radiación que impulsa al viento, por medio de tres parámetros básicos (k, α y δ), relacionados con la capacidad del medio para absorber momento y el estado de excitación/ionización del material. La incorporación de la rotación a las ecuaciones hidrodinámicas que describen la velocidad y la densidad a lo largo del viento, genera tres clases diferentes de soluciones: las soluciones rápidas, descritas por la teoría estándar, y dos tipos de soluciones lentas llamadas Ω lenta y δ lenta , que caracterizan a vientos más densos, con velocidades terminales más bajas que los de régimen rápido. La solución Ω lenta se presenta en estrellas en alta rotación, mientras que la solución δ lenta surge para ciertas condiciones de ionización del viento. En esta tesis se estudia la distribución de estas soluciones en el espacio de parámetros de la fuerza de radiación, para estrellas supergigantes B con diferentes tasas rotacionales. El objetivo de este análisis es delimitar los dominios de las soluciones, con el fin de deri- var las condiciones físicas imperantes en los vientos complejos de estas estrellas. Se busca, además, evaluar la aplicabilidad de estas soluciones para modelar los vientos, con el fin de reducir las discrepancias que se encuentran entre las predicciones de la teoría estándar y las observaciones. Para desarrollar el estudio se usan dos códigos de cálculo: el código HYDWIND, para obtener las soluciones a partir de las ecuaciones hidrodinámicas, en combinación con el có- digo FASTWIND, que resuelve el transporte de radiación en medios en movimiento fuera de equilibrio termodinámico local. Para adaptar el código FASTWIND, se incorpora un tra- tamiento novedoso de las inversiones de poblaciones atómicas tanto en la aproximación de Sobolev con continuo, como en el marco de referencia solidario al medio (comoving frame). Ambas contribuciones permiten mejorar la operatividad de FASTWIND, en especial, para las estrellas supergigantes B tardías. Usando ambos códigos se calculan líneas espectrales originadas en el viento y se analiza la dependencia de la forma de sus perfiles para las distintas soluciones mencionadas. Como corolario, se ajusta los perfiles sintéticos para las soluciones lentas a perfiles observados de supergigantes B, demostrando la aplicabilidad de estas soluciones. Para finalizar, se revisan las relaciones más relevantes de la teoría estándar, para evaluar la importancia de las soluciones lentas en los vientos rotantes de las estrellas tempranas.