Analytical Solutions for Radiation-Driven Winds in Massive Stars. I. The Fast Regime

Araya, I.; Curé, M.; Cidale, L. S.

doi:10.1088/0004-637x/795/1/81

Cited by 8 publications

(34 citation statements)

References 23 publications

(47 reference statements)

Supporting

Mentioning

Contrasting

Unclassified

Order By: Relevance

“…Alternative formulations of the radiation force (Müller & Vink 2008) can also be expressed in terms of the m-CAK lineforce parameters (Araya et al 2014).…”

Section: The Hydrodynamical Wind Modelmentioning

confidence: 99%

The Wind of Rotating B Supergiants. I. Domains of Slow and Fast Solution Regimes

Venero

Curé

Cidale

et al. 2016

ApJ

Self Cite

View full text Add to dashboard Cite

In the scenario of rotating radiation-driven wind theory for massive stars, three types of stationary hydrodynamic solutions are currently known: the classical ( fast) m-CAK solution, the Ω-slow solution that arises for fast rotators, and the so-called δ-slow solution if high values of the δ line-force parameter are allowed independently of the rotation speed. Compared to the fast solution, both "slow solutions" have lower terminal velocities. As the study of the parameter domain for the slow solution is still incomplete, we perform a comprehensive analysis of the distinctive flow regimes for B supergiants that emerge from a fine grid of rotation values, Ω, and various ionization conditions in the wind(δ) parameter. The wind ionization defines two domains: one for fast outflowing winds and the other for slow expanding flows. Both domains are clear-cut by a gap, where a kink/plateau structure of the velocity law could exist for a finite interval of δ. The location and width of the gap depend on T eff and Ω. There is a smooth and continuous transition between the Ω-slow and δ-slow regimes, a single Ω δ-slow regime. We discuss different situations where the slow solutions can be found and the possibility of a switch between fast and slow solutions in B supergiant winds. We compare the theoretical terminal velocity with observations of B and A supergiants and find that the fast regime prevails mostly for early B supergiants while the slow wind regime matches better for A and B mid-and late-type supergiants.

show abstract

“…Alternative formulations of the radiation force (Müller & Vink 2008) can also be expressed in terms of the m-CAK lineforce parameters (Araya et al 2014).…”

Section: The Hydrodynamical Wind Modelmentioning

confidence: 99%

The Wind of Rotating B Supergiants. I. Domains of Slow and Fast Solution Regimes

Venero

Curé

Cidale

et al. 2016

ApJ

Self Cite

View full text Add to dashboard Cite

show abstract

“…To obtain a reliable expression for the line-acceleration we use the radiative transfer code CMFGEN. We then use the Lambert Wfunction (Corless et al 1993(Corless et al , 1996Müller & Vink 2008;Araya et al 2014), which is a mathematical function that arises as a solution of the wind's stationary equation of motion (see Appendix A for a formal definition of Lambert W -function) to obtain a new self-consistent velocity profile no longer based in the β-law formalism.…”

Section: Introductionmentioning

confidence: 99%

New Solutions to Line-Driven Winds of Hot Massive Stars

Gormaz-Matamala¹,

Curé²,

Cidale

et al. 2016

Proc. IAU

View full text Add to dashboard Cite

In the frame of radiation driven wind theory (Castor et al.1975), we present self-consistent hydrodynamical solutions to the line-force parameters (k, α, δ) under LTE conditions. Hydrodynamic models are provided by HydWind (Curé 2004). We evaluate these results with those ones previously found in literature, focusing in different regions of the optical depth to be used to perform the calculations. The values for mass-loss rate and terminal velocity obtained from our calculations are also presented.We also examine the line-force parameters for the case when large changes in ionization throughout the wind occurs (δ-slow solutions, Curé et al.2011).

show abstract

“…De esta manera, se encontró que las ecuaciones hidrodinámicas para vientos impulsados por rotación, que son fuertemente no lineales, pueden originar más de un tipo de soluciones. Curé & Rial (2004) estudiaron las características topológicas de la nueva solución y Araya et al (2014) presentaron expresiones analíticas aproximadas para la aplicación de las soluciones.…”

Section: Los Vientos Estelares En Las Estrellas Masivasunclassified

“…Usando las expresiones para la aceleración en las líneas espectrales dada por Villata (1992), y la metodología propuesta por Müller & Vink (2008), Araya et al (2014) presentaron expresiones analíticas útiles para modelar las soluciones hidrodinámicas rápidas, de modo que el uso de las mismas no implique la resolución completa de las ecuaciones ni la disponibilidad de los códigos de cálculo necesarios.…”

Section: (B)unclassified

“…(b) Parámetros globales del viento: El régimen rápido se asemeja, en gran parte del viento, a una ley β de velocidades (Araya et al 2014). Por lo tanto, la expectativa es que los perfiles de línea derivados de la solución rápida sean consistentes con los análisis previos basados en la ley β para el ajuste de perfiles observados.…”

Section: Análisis De Los Perfiles De Línea Para Las Diferentes Soluciunclassified

See 1 more Smart Citation

Vientos impulsados por radiación en estrellas supergigantes B en rotación

Venero¹

View full text Add to dashboard Cite

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.

show abstract

Analytical Solutions for Radiation-Driven Winds in Massive Stars. I. The Fast Regime

Cited by 8 publications

References 23 publications

The Wind of Rotating B Supergiants. I. Domains of Slow and Fast Solution Regimes

The Wind of Rotating B Supergiants. I. Domains of Slow and Fast Solution Regimes

New Solutions to Line-Driven Winds of Hot Massive Stars

Vientos impulsados por radiación en estrellas supergigantes B en rotación

Contact Info

Product

Resources

About