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http://inaoe.repositorioinstitucional.mx/jspui/handle/1009/698| The impact of the stellar distribution on the feedback of super star clusters | |
| SERGIO MARTINEZ GONZALEZ | |
| SERGIY SILICH GUILLERMO TENORIO TAGLE | |
| Acceso Abierto | |
| Atribución-NoComercial-SinDerivadas | |
| Hydrodynamics Fluid dynamics Astronomy Astronomy computing Astrophysical fluid dynamics Astrophysical plasma Differential | |
| The thermalization of the kinetic energy provided by massive stars via stellar winds
and supernova explosions inside young and coeval super star clusters (SSCs) causes
the ejection of powerful gaseous outflows, the stellar cluster winds. These outflows
affect significantly the interstellar medium of the host galaxy and can be detected in the
optical, infrared and X-rays bands.
The original stationary solution for an adiabatic spherically symmetric cluster wind
was proposed by Chevalier & Clegg (1985) and subsequently developed with numerical
calculations by Cantó et al. (2000), Raga et al. (2001) and Rockefeller et al. (2005).
The importance of radiative cooling in star cluster driven winds have been recognized
by Silich et al. (2003). The radiative wind model has been discussed then in a series
of papers (Silich et al., 2004, 2007; Tenorio-Tagle et al., 2007; W ϋ nsch et al., 2008;
W ϋ nsch et al., 2011).
However, until now several significant simplifications have been made for the solution
of the hydrodynamic equations. One of such simplifications is that the stars are
homogeneously distributed within a star cluster volume with radius Rsc whereas observations
demonstrate that stellar profiles are best fit with King models (Mengel et al.,
2002).
Several attempts have beenmade in order to improve the model. Rodríguez-González et al.
(2007) presented a model for winds driven by star clusters with a power-law stellar density
distribution. However, the wind central density is infinite in this model in contrast
to observations.
Ji et al. (2006) considered an exponential stellar density distribution in a one-dimensional
numeric approach. However, none of these two models have taken into account the impact
of radiative cooling on the star cluster driven wind hydrodynamics.
The major aim of this thesis is to develop a semi-analytic method which allows to
solve the set of 1D hydrodynamic equations with account of the radiative gas cooling
and obtain the distribution of the hydrodynamic variables (expansion velocity, wind
temperature, particle number density, thermal pressure and ram pressure) for winds
driven by star clusters with a more realistic stellar density distribution.
For a homogeneous stellar density distribution, the singular point, i.e. the radius
at which the wind becomes supersonic, must be located at the star cluster surface
(Chevalier & Clegg, 1985). La termalización de la energía cinética provista por estrellas masivas vía vientos estelares y explosiones de supernova dentro de súper cúmulos estelares (SSCs) jóvenes y coetáneos provoca la eyección de poderosos flujos gaseosos, los vientos de los cúmulos estelares. Estos flujos afectan significativamente el medio interestelar de la galaxia anfitriona y pueden ser detectados en las bandas energéticas óptica, infrarroja y de rayos-X. La solución estacionaria original para el modelo adiabático de viento esféricamente simétrico fue propuesta por Chevalier & Clegg (1985) y posteriormente desarrollada con los cálculos numéricos de Cantó et al. (2000), Raga et al. (2001) y Rockefeller et al. (2005). La importancia del enfriamiento radiativo para los vientos producidos por cúmulos estelares fue reconocida por Silich et al. (2003). El modelo radiativo del viento de cúmulos estelares ha sido discutido desde entonces en una serie de artículos (Silich et al., 2004, 2007; Tenorio-Tagle et al., 2007;W ϋ nsch et al., 2008;W ϋ nsch et al., 2011). Sin embargo, hasta ahora varias simplificaciones significativas se han usado para resolver las ecuaciones de hidrodinámica. Una de estas simplificaciones es que las estrellas se encuentran distribuidas homogéneamente dentro de un volumen del cúmulo estelar de radio Rsc a pesar de que las observaciones demuestran que los perfiles de densidad de estrellas en cúmulos estelares reales es mejor reproducida por los modelos de King (Mengel et al., 2002). Se han hecho varios intentos para mejorar el modelo en lo que a esto respecta. Rodríguez-González et al. (2007) presentaron un modelo de vientos producidos por cúmulos estelares con una distribución de densidad estelar que sigue una ley de potencia. No obstante que en estos modelos la densidad central es infinita en contraste con las observaciones. Ji et al. (2006) abordaron el problema considerando una distribución de densidad estelar exponencial con un enfoque numérico unidimensional. Empero, ninguno de estos modelos ha incluido el enfriamiento radiativo en la hidrodinámica de los vientos producidos por cúmulos estelares. | |
| Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica | |
| 2011-11 | |
| Tesis de maestría | |
| Inglés | |
| Estudiantes Investigadores Público en general | |
| Martinez-Gonzalez S. | |
| ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA | |
| Versión aceptada | |
| acceptedVersion - Versión aceptada | |
| Aparece en las colecciones: | Maestría en Astrofísica |
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