Arquivo do trabalho - IAG - USP

Revisão Teóricagás chocado com a escala de tempo de destruição devido ao impacto e consequente desenvolvimentodestas instabilidades, t d . Mais precisamente, para termos o colapso, ummodo gravitacionalmente instável (com tempo típico t un ) deve crescer rápido o bastantepara tornar-se não linear dentro da escala de tempo da interação nuvem-choque do RSN(veja por exemplo Nakamura et al. 2006). Seguindo Nakamura et al. a condição paraa não destruição fica: t un < t d , onde t d é umas poucas vezes o tempo de cruzamento,t cc = 2r c /ˆv cs (eq. 2.19 e 2.20), isto é, o tempo que o choque interno leva para cruzar anuvem. Com a ajuda de simulações numéricas que levam em conta os efeitos do resfriamentoradiativo fora do equilíbrio nas interações entre nuvens e RSN, Melioli, de GouveiaDal Pino & Raga (2005) mostraram que o tempo de destruição da nuvem é t d ∼ 4-6 t cc ,quando o resfriamento radiativo está presente. Portanto para termos o colapso esperamosque t un 5t cc . Isto implica um número de Mach:M 60.5 µ7/9 0. (2.43)ζ 2onde ζ ≈ 0.8 é o fator de compressão do choque na direção transversa (Nakamura et al.2006) eµ 0 = m c(G 3 ρ c ) 1/2c 3 sé a massa adimensional da nuvem, e m c é a massa da nuvem. Assim temos:(2.44)Esta relação implica:( ) 1.16 nc,10M 47 rc,10 2.3(2.45)T c,100R RSN,a 45 E0.33 51 Tc,100 0.44 I0.66 5n c,10 rc,101.56para uma interação com um RSN no regime adiabático, epc (2.46)R RSN,r 48.7 E0.33 51 f10 0.2 T0.26 c,100 I0.4 5nc,10 0.7 n0.17 rc,100.93para uma interação com um RSN na fase radiativa.pc (2.47)29