¿Por qué hay una caída de densidad en los vientos estelares de las estrellas magnéticas de tipo O?

Recientemente asistí a una charla sobre emisiones de rayos X de vientos estelares de estrellas tipo O, y se exploró un artículo que a su vez hacía referencia a ud-Doula et al. (2014) .

Esencialmente, las estrellas de tipo O pueden mostrar una fuerte emisión de rayos X debido a los choques radiales en sus vientos estelares. En general, los vientos son isotrópicos, por lo que se supone que la emisión es esféricamente simétrica, despreciando los efectos rotacionales. Sin embargo, ciertas estrellas de tipo O (p. ej., NGC 1624-2) tienen fuertes campos magnéticos; esto significa que los flujos de salida se canalizan en haces bastante estrechos dentro de unos pocos radios estelares, que finalmente se extienden.

La emisión de rayos X se caracteriza por un parámetro X T X

X T X ≡ ρ 2 Exp ⁡ ( − T X / T )
para densidad ρ y temperatura T , con un umbral de temperatura de T X . Las simulaciones ubican la mayoría de las emisiones en un lugar bastante angosto cerca de la estrella, porque si bien se experimentan altas temperaturas a lo largo de un haz que se extiende hacia afuera desde la estrella, la densidad cae rápidamente, como se muestra en la Figura 4:

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De izquierda a derecha: densidad logarítmica, temperatura logarítmica y emisión de rayos X.

¿Por qué la densidad cae tan rápidamente? Esperaría que la canalización de una mayor parte del viento en un haz pequeño condujera a un perfil de densidad radial bastante constante a lo largo de él, como es el caso con el gráfico de temperatura.

Esto no está relacionado con la pregunta, pero agregaré que la temperatura no es realmente constante. Las simulaciones 1D y 2D de simetría esférica muestran un comportamiento variable debido a los choques repetidos dentro del viento, y espero que lo mismo sea cierto aquí.

Respuestas (2)

¿Conservación de la masa?

En un viento en estado estable, la tasa de pérdida de masa a través de cada capa es la misma.

d METRO d t = − 4 π r 2 ρ ( r ) v ( r ) ,
donde ρ y v sería la densidad y la velocidad de un viento esféricamente simétrico, con una tasa de pérdida de masa fija METRO ˙ .

Por lo tanto, para una velocidad de viento fija, espera que la densidad caiga como el cuadrado del radio en el viento esféricamente simétrico, y me parece que un poco fuera de los bucles de campo cerrado, la simetría esférica se recupera aproximadamente.

Esto por sí solo no explicaría la fuerte caída en la densidad observada, pero el otro factor es que un viento impulsado por la radiación se acelera con el radio cuando está cerca de la estrella, lo que exacerba la disminución de la densidad. Típicamente, v aumentaría por un factor de unos pocos entre, digamos, 1,5 y 5 veces el radio. Multiplicando esto por un r − 2 factor daría un factor ∼ 100 disminución de la densidad en general.

El comportamiento de la temperatura es mucho más complejo, regido por los procesos de calentamiento y enfriamiento y la expansión del gas.

Me siento un poco tonto por no tener en cuenta la velocidad; gracias.

La primera respuesta ofrece un buen resumen de la caída de densidad general que se ve en todas las direcciones, pero dado que dice que la temperatura es bastante constante, parece que podría estar preguntando sobre la densidad en el plano donde chocan los vientos. ¿Es eso lo que quieres decir? Si es así, creo que el problema es que ninguna de esas figuras muestra el campo de velocidad. Lo que está viendo no es un "rayo", es una sección transversal de un disco axialmente simétrico. El viento es canalizado hacia abajo desde las regiones polares por las líneas de campo, pero la circunferencia del disco aumenta en proporción a r, y puede haber cierta aceleración centrífuga porque la estrella está girando. Entonces esas podrían ser la causa de la caída de densidad con el radio. También está esa capa de alta densidad que parece muy oscura, y algo, si no todo, podría terminar cayendo sobre la estrella.

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