Arquivo do trabalho - IAG - USP

Conclusõessideramos massas estelares M ⋆ ∼ 41M ⊙ , e 100 < n 0 < 140 cm −3 , quando consideramosmassas estelares M ⋆ ∼ 27M ⊙ , implicando uma massa total da nuvem (gás + estrelas)M tot 120M ⊙ . Ofatodetermosobtidoumaespaçoparamétricolimitadoparaaformaçãodesses caroços super-críticos é também uma baixa eficiência de formação estelar (sfe) observadana Galáxia.Os resultados dos estudos descritos nos Caps. 4 e 5 foram em parte publicados em deGouveia Dal Pino et al. (2012) e estão apresentados na íntegra em artigo recentementesubmetido para publicação (Leão et al. 2012). Cópia destes encontram-se nos ApêndicesD e E, respectivamente.6.3 PerspectivasPretendemos dar continuidade aos estudos dos processos de formação estelar induzidapor choques de SNs (Caps. 2 e 3) e outros agentes físicos do meio interestelar, para confrontaçãocom as observações. Em particular, simulações numéricas magneto-hidrodinâmicasdessas interações incluindo os efeitos da auto-gravidade, tal como fizemos no estudode nuvens turbulentas no Cap. 5, serão realizadas. Isto permitirá seguir o colapso gravitacionaldo caroço da nuvem por tempos bem maiores dentro do domínio computacional.Além disso, o emprego de resoluções numéricas ainda mais altas e de uma nova versão donosso código numérico 3D MHD-Godunov incluindo rede adaptativa (veja página de GrzegorzKowal - daphne.iag.usp.br/gitweb), permitirão acompanhar a evolução do materialchocado dentro das nuvens e observar inclusive se há transporte de fluxo magnético porreconexão turbulenta devido à turbulência induzida pelo choque. Note-se que nesse caso,o mecanismo de turbulência induzido na nuvem é real (e não somente turbulência injetadaartificialmente na nuvem, como adotado no estudo do Cap. 5). Esta é inicialmentesupersônica, mas a compressão pelo choque, como vimos (Cap. 3), acarreta a formação deestruturas densas no material varrido pelo choque, particularmente no caroço da nuvem,e em alguns casos este torna-se gravitacionalmente instável e colapsa.Outro ingrediente importante que será considerado na continuação de nossos estudosde formação estelar, é a inclusão das perdas radiativas do gás, ao invés de simplesmente123