Arquivo do trabalho - IAG - USP

Revisão Teóricat cc,r ∼ 4.3×10 r 5 c,10 RRSN,50 2.5 n0.5 c,10 n0.41I 5 f10 0.5 E0.8 51anos (2.20)Depois que o choque atinge o centro da nuvem ele rebate e na ausência de efeitos deauto-gravidade, a nuvem comprimida começa a reexpandir. Teremos das equações acimaum número de Mach para o choque propagante na nuvem não magnetizada dado poronde c s =M = ˆv cs(2.21)γ 1/2 c s[ ] 1/2k B T cµm Héavelocidade dosom nanuvem não chocada. Assim, paraainteraçãocom um RSN na fase adiabática, teremosM a ≈ 40.3E 0.551 I 5T 0.5c,100 R1.5 RSN,50 n0.5 c,10onde T c,100 é a temperatura da nuvem em unidades de 100 K, e(2.22)M r ≈ 44.1f10 0.5 E0.8 51 I 5nc,10 0.5 Tc,100 0.5 R 2.5RSN,50 n0.41 (2.23)para a interação ocorrendo com um RSN na fase radiativa, onde n é a densidade do meioambiente. A densidade da nuvem, n c,sh , após a interação com o RSN pode ser encontradausando as relações de Rankine-Hugoniot para um choque forte radiativo (Draine& McKee, 1993). Como neste caso o tempo de resfriamento radiativo é bem menor doque as escalas de tempo dinâmicas do sistema podemos assumir que a onda de choqueque se propaga dentro da nuvem é aproximadamente isotérmica para o gás chocado atemperaturas menores que 10 4 K. Temos então, para uma nuvem não magnetizada (Leão2007):n c,sh,a ∼ 1.6×104R 3 RSN,50para o caso do remanescente de supernova na fase adiabática, eE 51 I 2 5T c,100cm −3 (2.24)n c,sh,r ∼ 1.9×104R 5 RSN,50para o caso do remanescente de supernovas na fase radiativa.23E 1.651 I 2 5 f 10T c,100 n 0.82 cm −3 (2.25)