Introducción

La forma estacionaria en la que se acreta material proveniente de una gran nube de gas hacia una estrella inmersa en esta misma fue primeramente analizada por Bondi (1952). Bondi consideró que la nube (la cual puede considerarse infinitamente extensa) en su estado incial estaba en reposo con respecto a la estrella. Es claro entonces, que las cantidades hidrodinámicas poseen simetría esférica. Resulta además que para distancias (medidas desde el centro de la estrella) menores que un cierto valor, el flujo es supersónico.

Todas las estrellas, en particular las estrellas recién formadas, arrojan material con velocidades supersónicas (llamado viento estelar). La interacción entre el flujo de acreción descrito por Bondi y el viento estelar produce dos choques hidrodinámicos (un choque para cada flujo) debido a que un flujo resulta ser un obstáculo para el otro y viceversa. Gracias a la simetría del problema, la forma geométrica de estas superficies de discontinuidad es esférica.

Ulrich (1976) modificó ligeramente el modelo de Bondi suponiendo que la nube de gas gira lentamente alrededor de un eje que pasa por el centro de la estrella. Como veremos más adelante, sus resultados muestran que en este caso el flujo de acreción posee simetría cilíndrica. Dado que el modelo rotacional de Ulrich es una pequeña perturbación del modelo no rotacional descrito por Bondi, se espera que para distancias menores que una cierta cantidad, el flujo sea supersónico.

Si consideramos ahora la interacción entre el flujo de acreción rotacional descrito por Ulrich con el flujo del viento estelar, nuevamente por la misma razón que antes, dos choques hidrodinámicos se forman. Es claro que la forma geométrica de estos choques es oblicua y de simétria cilíndrica.

En el trabajo expuesto a continuación analizaremos en detalle la forma geométrica de estos choques, así como la emisión producida por los mismos.

Sergio Mendoza Jun 03, 2002