Cálculo de modelos de "Zonas de Transición" en estrellas B
Se ha desarrollado un método para el cálculo de modelos de las regiones interiores de las atmósferas extendidas de estrellas B, por el cual se resuelven numéricamente las ecuaciones de impulso y energía, teniendo en cuenta simetría esférica o cilíndrica y rotación. Las pérdidas de energía por radiac...
Guardado en:
| Autores principales: | , , |
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| Formato: | Articulo Comunicacion |
| Lenguaje: | Español |
| Publicado: |
1981
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| Materias: | |
| Acceso en línea: | http://sedici.unlp.edu.ar/handle/10915/111753 |
| Aporte de: |
| Sumario: | Se ha desarrollado un método para el cálculo de modelos de las regiones interiores de las atmósferas extendidas de estrellas B, por el cual se resuelven numéricamente las ecuaciones de impulso y energía, teniendo en cuenta simetría esférica o cilíndrica y rotación. Las pérdidas de energía por radiación se aproximan por los cálculos de Cox y Tucker y para la opacidad se tienen en cuenta las líneas de la región ultravioleta del espectro, que dan origen a esa pérdida de energía. Se obtienen así modelos que muestran diferentes formas de variación de la velocidad y temperatura con la distancia a la estrella. En los mismos, se aprecia que los parámetros considerados no responden a una ley simple de variación. A partir de esos modelos se calculan los perfiles de líneas de absorción y se comparan con algunos observados en la región ultravioleta para estrellas Be. |
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