Formación de líneas en atmósferas extendidas en expansión

El problema que nosotros deseamos estudiar está vinculado con la interpretación de los espectros de las estrellas Be. Estas estrellas revelan una enorme variedad de fenómenos (rápida rotación, pulsaciones no radiales, líneas de emisión en Ha, polarización lineal, exceso IR y de radio, vientos estelares de alta temperatura y baja densidad, etc), por lo cual resulta difícil atribuir el origen de todos estos fenómenos a la acción de un sólo parámetro (por ejemplo, la rotación). Los modelos clásicos de atmósferas estelares no son suficientes para explicar un espectro de líneas en emisión. Entonces, para poder explicar los fenómenos observados debemos recurrir al concepto de atmósferas extendidas e incluir campos de velocidades. Esto implica resolver, autoconsistentemente, las ecuaciones de movimiento, conservación de energía, continuidad, y transporte radiativo. Pero dada la complejidad física y matemática del problema, aún no son viables estas soluciones simultáneamente. Por lo tanto, nos vemos limitados a analizar las atmósferas desde un punto de vista puramente cinemático. Es decir, debemos especificar las leyes de velocidad y temperatura, puesto que estas distribuciones todavía no pueden ser derivadas de cálculos teóricos consistentes con la teoría de la radiación. Hasta el momento, todos, los modelos que intentan relacionar directamente las propiedades físicas de un plasma con las estructuras espectrales observadas en estrellas con atmósferas extendidas, son en mayor o menor grado modelos ad-hoc. En el marco de esta metodología hemos desarrollado modelos teóricos de atmósferas extendidas con simetría esférica, con la finalidad de predecir el espectro observado. Material digitalizado en SEDICI gracias a la Biblioteca de la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Doctor en Astronomía