Arquivo do trabalho - IAG - USP

Revisão TeóricaEm termos dos parâmetros da nuvem antes do choque (condições iniciais) e do RSNesta condição fica (usando as Eqs. 2.26 - 2.28):[ 4yB2] 3/2c,6 1m J,B ≃ 2100 +4.14T c,100n c,10 (y n c,10 ) M 1/2 ⊙ (2.41)Podemos obter R RSN como uma função de n c e assim obter uma condição aproximadapara o colapso gravitacional resolvendo a condição m c ≥ m J,B , onde m c é a massa danuvem, ou:n 2 c,10 r 2 c,10 y 1/3 ≥ 5.63n c,10 T c,100 +0.54B 2 c,6 y (2.42)onde y é dado pela Eq. (2.29). Substituindo y na equação acima e usando as Eqs. (2.22)e (2.30) obtemos numericamente o limite de Jeans, ou um limite superior para R RSN,a ,para o gás chocado de uma nuvem magnetizada devido ao impacto com um RSN noregime adiabático e se substituirmos (2.23) e (2.31) obtemos as mesmas condições parauma interação com um RSN no regime radiativo.Notamos que no limite em que B28π ≪ ρ c2 s a equação acima (2.42) recupera as soluções(2.38) e (2.39), para as fases adiabática e radiativa, respectivamente.2.3.2 Vínculo para a não-destruição da nuvem devido ao impactode um RSNNa ausência de campo magnéticoComo observamos anteriormente se a interação RSN-nuvem é muito forte esta pode levarà completa destruição da nuvem mesmo se o material chocado tiver a priori uma massatotal superior ao limite de Jeans. A estabilidade de uma nuvem contra a destruiçãologo após o impacto de um vento ou um RSN devido ao crescimento das instabilidadesRayleigh-Taylor e Kelvin-Helmholtz foram exploradas por vários autores (veja porexemplo Murray et al. 1993; Poludnenko et al. 2002; Melioli, de Gouveia Dal Pino &Raga 2005, e referências nestes). Para obtermos as condições para que a nuvem chocadanão seja destruída devemos comparar a escala de tempo de queda-livre gravitacional do28