Arquivo do trabalho - IAG - USP

Introduçãode regiões HII, e instabilidade magneto-rotacional, mas sua importância relativa é aindaincerta (Joung & Mac Low, 2006; Ballesteros-Paredes, 2006; Mac Low, 2009).Aprimeira parte desta tese (Capítulos 2 e 3) será dedicada ao estudo de um desses mecanismos,considerado um dos principais agentes para induzir turbulência e cujo papel naformação estelar é ainda controverso. Explosões de supernova produzem fortes ondas dechoque que atingem nuvens moleculares, comprimindo-as e algumas vezes destruindo-as,mas a compressão pelos choques pode também induzir a formação estelar local (Elmegreen& Lada 1977; veja também Nakamura & Li 2005 e referências internas). Existemtrabalhos analíticos e numéricos extensos explorando o papel das SNs na geração de turbulênciasupersônica e estruturas multifásicas no MIS (e.g., Cox & Smith 1974; McKee& Cowie 1975; McKee & Ostriker 1977; Kornreich & Scalo 2000; Mac Low & Klessen2004; Vazquez-Semadeni et al. 2000; de Avillez & Breitschwerdt 2005) e mesmo em escalagalática, na geração de ”outflows”em grandeescala como chafarizes e ventos galáticos(e.g., de Gouveia Dal Pino & Medina-Tanco 1999; de Avillez 2000; Heckman et al. 2001;de Avillez & Berry 2001; Melioli et al. 2008, 2009, de Gouveia Dal Pino et al. 2009,2010). É provável que o efeito coletivo das SNs seja o fator dominante da turbulênciasupersônica observada na Galáxia (Norman & Ferrara, 1996; Mac Low & Klessen 2004),no entanto, é possível que ele iniba a formação estelar global em vez de induzi-la (Joung &Mac Low 2006). Aqui, ao invés de examinar os efeitos globais de várias explosões SNs naevolução do MIS e MCs, exploraremos os efeitos locais dessas interações analiticamente etambém por meio de simulações numéricas tridimensionais magneto-hidrodinâmicas (3DMHD). Em Melioli et al. (2006), foi dado um primeiro passo nesta direção examinando-seinterações envolvendo um remanescente de supernova (RSN) e uma nuvem não magnetizadae aplicando-se os resultados a uma região de formação estelar onde a associaçãoestelar jovem de β Pictoris se formou. Em Leão (2007), as bases desse estudo foramdescritas em detalhe e estendidas a nuvens magnetizadas. No Cap. 3, apresentaremossimulações 3D MHD destas interações que confirmam os resultados do estudo analítico eestenderemos essa análise a outras regiões de formação estelar com indicação de interaçõesrecentes com frentes de choque de SN (por exemplo, Nuvem Periférica 2 (the Edge Cloud2), Yasui et al. 2006, Ruffle et al. 2007; e a”GrandeConcha deCO”, Reynoso & Mangum3