1 “simulaciones numericas de flujos astrofisicos” Raga, Velazquez, Esquivel, Rodriguez (ICN) Canto’ (IA)
2 Ecuaciones de evolucion quimica Ecuaciones de la dinamica de gases (2D, 3D) Ecuaciones de transporte radiativo
3 Dinamica de gases: metodos de diferencias/elementos finitos metodo de MaCormack+corrector de flujo metodos “upstream” (de Godunov): -“flux vector splitting” - Riemann linear - Riemann exacto - segundo orden espacial con “averaging functions” mallas adaptativas
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6 Quimica: “stiff equations” (metodo de Gear y variaciones) Ecuaciones con tasas integradas Paso temporal logaritmico Metodos implicitos y semi-implicitos de bajo orden
7 Transporte radiativo: Metodos de caracteristicas cortas y largas Metodo de ordenadas finitas Metodos de montecarlo hibridos
8 Codigos de malla adaptativa: “coral”: HD 2D+quimica+transporte radiativo (1995) “yguazu”: HD 2D/3D+quimica+transp. rad. (2000) “walicxe”: HD 2D (2009)
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10 Walicxe (f99 + MPI), des. por A. Esquivel
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13 “mira la cola de Mira” Raga, Canto, De Colle, Esquivel, Kajdic, Rodriguez, Velazquez
14 Martin et al. 2007, Nature 448, 780 Tambien: espectro optico de baja resolucion (Halfa, [S II], [N II], [O II]) 1516 +/- 128 A 2267 +/- 365 A
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16 Interaccion de un viento isotropico con un medio ambiente en movimiento relativo Wareing et al. 2007, ApJ 670, L125 Densidad columnar, Delta_t = 50000 yr
17 3D simulation: latitude-dep. wind + streaming environment Wind density : (A/r^2)*20-19 [cos(theta)]^(1/2) Wind velocity : rho*v^2 is latitude-independent Mass loss rate : 7.7e-7 solar masses/yr Polar wind velocity: 10 km/s Velocity of streaming environment: 130 km/s Domain: (1.5,1.5,3.0)e18 cm, 128x128x256, 5-level grid Polar axis: at 70 degrees from flow direction
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22 Conclusiones: Modelo de viento estacionario, con “dependencia latitudinal” Naturalmente produce la estructura de bow shock doble observado en el cometa de Mira No es necesario tener un viento variable para obtener la estructura observada
23 Frenado de la cola de Mira
24 Quimica de la cola de Mira: ?????
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