Models of stellar winds from X-ray bursts

Abstract

The study of stellar winds (SW) in the context of X-ray bursts (XRB) performed in this thesis has two main motivating issues. The first is whether or not the heavy elements produced from nucleosynthesis in XRBs can escape the neutron star (NS) gravity through the SW and contribute significantly to Galactic abundances. The special interest is set on some light p-nuclei (92,94Mo, 96,98Ru) that are under-produced in every other astrophysical scenario, with respect to inferred abundances. The second relates to the determination of the equation of state (EoS) of neutron-degenerate matter. Independent measurements of NS radii and masses are required to constrain available EoS theoretical models. In this regard, predictions of observable features in NS envelopes during SW are important.

A non-relativistic SW model was successfully implemented, with some improvements with respect to previous works, like the use of modern opacity tables and treatment of the critical point. Its study also required developing novel numerical methods (robust root-finding) and other useful algorithms (Battleship-like grid search). The SW model was first applied to a generic NS scenario, as a way to test its implementation, characterize possible solutions and explore the parameter space. For this, a rather flexible but sensible choice of inner boundary condition at the wind base was imposed. Even with such a generic choice of inner boundary conditions, the simulations showed some remarkable features and common patterns. Most notably, some photospheric magnitudes showed a high correlation, namely $1/r ~ T^2 ~ \rho$, independently of the NS radii at which the wind base condition was imposed. These correlations are independent from model parameters too, so they are expected to appear in every scenario. They seem to derive from the choice of boundary conditions at the photosphere, and the fact that photospheric luminosity takes on values very close to Eddington luminosity, for every choice of parameters. Another set of correlations found involves both wind parameters and photospheric magnitudes as well. Since wind parameters are determined by physical conditions at the wind base, these correlations effectively link observable magnitudes to the physics of the innermost parts of the envelope, close to its interface with the NS core. This could lead to a technique that allows to indirectly determine the radius of the NS, independently from its mass, from observable magnitudes.

A study in a more realistic XRB scenario was also performed, by linking the SW model to a series of XRB hydrodynamic models. For this, we developed a technique that successfully matched different wind profiles to the conditions given during the evolution of each burst, with a quasi-stationary approach. This allowed us to construct a time evolution of wind profiles and to quantify the mass-loss of each isotope synthesized in the XRB. The ejected material contained a small fraction of our light p-nuclei of interest. However, an estimation of their significance regarding Galactic abundances showed that an unreasonable number of XRB sources like the one analyzed (corresponding to a typical XRB episode) was required to account for the expected abundances. Therefore, we concluded that XRB sources are unlikely to constitute the sole explanation of their origin. Nevertheless, given that the models analyzed showed a large difference in the ejected mass of these p-nuclei, we cannot assure that a future study, with overall larger metallicity, will not show a more significant contribution. Upon analyzing the observable magnitudes during the wind phase, the correlations previously discussed were found to hold. This is a promising result regarding the issue of NS radii determination. However, further study is required to determine whether these results are affected by the inclusion of relativistic corrections or detailed radiative transfer.

El estudio de vientos estelares (SW) en el contexto de erupciones de rayos X (XRB) realizado en esta tesis tiene dos motivaciones. La primera es saber si los elementos pesados producidos por nucleosíntesis en XRBs pueden escapar de la gravedad de la estrella de neutrones (NS) a través del SW y contribuir significativamente a las abundancias Galácticas. El interés se centra en algunos núcleos-p ligeros (92,94Mo, 96,98Ru) que están subproducidos en los demás escenarios astrofísicos, con respecto a abundancias inferidas. La segunda se relaciona con la determinación de la ecuación de estado (EoS) de la materia neutrónica degenerada. Se requieren mediciones independientes de radios y masas de NS para restringir los modelos teóricos de EoS disponibles. En este sentido, las predicciones de características observables en NS durante los SW son importantes. Se implementó con éxito un modelo de SW no relativista, con algunas mejoras respecto a trabajos anteriores, como el uso de tablas de opacidad modernas y tratamiento del punto crítico. Esto además requirió el desarrollo de métodos numéricos novedosos y otros algoritmos útiles. El modelo de SW se aplicó primero a un escenario de NS genérico, para probar su implementación, caracterizar posibles soluciones y explorar el espacio de parámetros. Para esto, se impuso una condición de contorno bastante flexible pero sensata en la base del viento. Estas primeras simulaciones mostraron algunas características notables y patrones comunes. Algunas magnitudes fotosféricas mostraron una alta correlación, a saber, $1/r ~ T^2 ~ \rho$, independientemente del radio en que se impusiera la condición de base del viento o de los parámetros del modelo, por lo que se espera que aparezcan en todos los escenarios. Parecen derivar de las condiciones de contorno en la fotosfera y del hecho de que la luminosidad allí toma valores muy cercanos a la de Eddington. Otras correlaciones encontradas involucran tanto parámetros del viento como magnitudes fotosféricas. Como los parámetros del viento están determinados por las condiciones en la base del viento, estas correlaciones vinculan las magnitudes observables con la física de las partes más internas de la envoltura, cerca del núcleo de la NS. Esto daría lugar a una técnica que permita determinar el radio de la NS, independientemente de su masa, a partir de magnitudes observables. Se realizó también un estudio en un escenario de XRB más realista, vinculando el modelo de SW a una serie de modelos hidrodinámicos de XRB. Para ello, desarrollamos una técnica que empalma con éxito diferentes perfiles de viento con las condiciones dadas durante la evolución de cada XRB, en aproximación cuasi-estacionaria. Esto nos permitió construir una evolución temporal de los perfiles de viento y cuantificar la masa eyectada de cada isótopo sintetizado en el XRB. El material eyectado contenía una pequeña fracción de los núcleos-p ligeros de interés. Sin embargo, una estimación de su relevancia para las abundancias Galácticas mostró que se requería un número poco razonable de fuentes de XRB como la analizada (que corresponde a un caso típico) para obtener las abundancias esperadas. Por lo tanto, concluimos que es poco probable que los XRB constituyan la principal explicación de su origen. Sin embargo, dado que los modelos analizados mostraron una gran diferencia en la masa expulsada de estos núcleos-p, no podemos asegurar que un estudio futuro, con mayor metalicidad, no muestre una contribución más significativa. Al analizar las magnitudes observables durante la fase de viento, se encontró que las correlaciones discutidas anteriormente se mantenían. Este es un resultado prometedor con respecto a la determinación de radios de NS. Sin embargo, se requieren más estudios para determinar si estos resultados se ven afectados por la inclusión de correcciones relativistas o transferencia radiativa detallada.