Arquivo do trabalho - IAG - USP

APÊNDICE A - Supernovas e seus remanescentesmédia no azul de 2×10 10 (L B ) ⊙ encontramos para a taxa de SNs tipo Ie para supernovas tipo IIσ SNI ∼1250 anos(A.4)σ SNII ∼160 anos . (A.5)Vemos assim que a taxa de SN tipo II é maior que a de SN tipo I e portanto, aquelasterão maior influência na geração de turbulência no meio interestelar. Iremos assim nestetrabalho (Cap. 2) explorar a interação destas SNs tipo II com nuvens e verificar suainfluência na formação estelar.A.3 Formação do Remanescente de SNEm uma explosão de supernova (SN) uma estrela ejeta uma massa no meio interestelar(MIS) M ej ≈ 1−10 M ⊙ com velocidade terminal v ej ≈ 10 4 km/s e energia cinética E 0 ≈10 51 erg. Esta massa ejetada expande a velocidade aproximadamente constante (expansãolivre) até encontrar uma massa equivalente de gás interestelar ambiente produzindo umremanescente de supernova (RSN). Isto ocorre num tempo (McCray, 1985)( ) 1/3 Mej 1t 0 ≈ 200 anosM ⊙ n (A.6)1/3onde n é a densidade numérica ambiente em cm −3 , e num raio( )Mej 1R 0 ≈ 2 pc.M ⊙ n 1/3(A.7)Uma onda de choque gerada na superfície de impacto se propaga no gás interestelar.Em algumas vezes o tempo t 0 a massa ejetada é freada e tem a maior parte de sua energiacinética transferida para este choque que continua a expandir varrendo o gás interestelarpor milhares de anos. Sua evolução é caracterizada por duas fases, a adiabática (ou deSedov-Taylor) e a radiativa. Considerando primeiro a fase inicial de expansão do RSNusamos como primeira aproximação que o gás interestelar ambiente nas vizinhanças do130