Conclusiones

La interacción del viento estelar con el flujo de acreción con rotación descrito por Ulrich (1976) da origen a dos choques hidrodinámicos fuertes (uno para cada flujo). Bajo la suposición de que ambos choques son fuertes y que ocupan la misma posición espacial, como hemos visto, el problema queda descrito por dos parámetros libres: $\lambda = \dot M_w v_w / \dot M v_k$ y $\eta =\lambda v_k^2 / v_w^2$. Sin embargo, para estrellas de baja masa y de formación reciente, la descripción del problema, como se ha visto en el capítulo 3, está caracterizada principalmente por el parámetro $\lambda$.

La suposición de capa delgada post-choque del flujo del viento estelar, implícita en el párrafo anterior, es válida para la condición $\lambda \leq 1/2$, donde se alcanza la situación estacionaria. Cuando $\lambda > 1/2$ los choques no convergen hacia una configuración estacionaria, sino que crecen de manera ilimitada obteniendo un aspecto esférico, a tiempos suficientemente grandes, y la suposición de capa delgada únicamente es válida para tiempos suficientemente pequeños.

Para valores típicos de estrellas de baja masa y de formación reciente, como hemos visto en el capítulo 4, el problema queda descrito por el valor $\lambda = 10$. Para este mismo caso, el flujo de emisión a tiempos suficientemente grandes ( $\sim 2.5\times 10^5$años) toma el valor constante $S_\nu = 3.37 mJy$.

Cabe hacer notar que el trabajo aquí expuesto es un primer paso para analizar la interacción del flujo de acreción rotacional descrito por Ulrich, con el viento estelar. Trabajos posteriores deberían incluir la presión producida por fuerzas centrífugas para balancear las ec.(2.1) y (3.2), así como un detallado análisis de la zona post-choque para cada flujo.