Arquivo do trabalho - IAG - USP
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22.08.2015 Views

Revisão TeóricaE no caso de um RSN no regime radiativo encontramos:R RSN,r 108E51 0.32 I 2/55 f 1/510pc (2.52)n 1/3c,10 n 0.16 (r c,10 Λ 27 )2/15onde Λ 27 é a função de resfriamento (Λ) em unidades de 10 −27 erg.cm 3 s −1 , que é o valoraproximado para T c = 100 K e uma fração de ionização 10 −4 .Na presença de campo magnéticoQuando consideramos a presença de um campo magnético na nuvem normal à velocidadedo choque nossas estimativas para a conservação do choque implicam aproximadamenteem:52k B T c,sh (0)µm H+ 1 2 v2 sh(0)+B 2 c,sh (0)4πµm H n c,sh (0)≃ 5 2k B T c,sh (t st )µm H+ 1 2 v2 sh (t st)+ Λ[T c,sh(t st )] n c,sh (t st )µm Ht st+ B c,sh(t st ) 24πµm H n c,sh (t st )(2.53)Onde novamente o lado esquerdo dá a energia total atrás do choque na nuvem imediatamenteapós o impacto com a temperatura, densidade e campo magnético iniciais domaterial chocado da nuvem sendo aproximadamente dados pelos valores adiabáticos. Olado direito dá a energia total atrás do choque total em t st quando v sh diminui parav sh (t st ) 2 ≃ γc 2 s + v2 A . Neste tempo, n c,sh(t st ), T c,sh (t st ), e B c,sh (t st ) são obtidos a partirdas relações de Rankine-Hugoniot para um choque radiativo magnetizado (eqs. 2.26 a2.28), para y ≃ 1, de modo que novamente Λ[T sh (t st )] ≃ Λ(T c ). A substituição destascondições na equação acima resulta aproximadamente na mesma estimativa para t st quena Eq. (2.50) para o caso não magnetizado e, portanto, os mesmos limites superioresR RSN de forma que o choque varra a nuvem tanto quanto possível antes de ser parado32

Revisão Teórica(Eqs. 2.51 e 2.52). Isto é devido ao fato de que para os campos observados nestas nuvens(∼ 10 −4 −10 −6 G), os termos de energia magnética na Eq. (2.53) são desprezíveis quandocomparados aos outros.No próximo capítulo, agruparemos esses vínculos em diagramas que determinarão oespaçoparamétriconoqualaformaçãoestelarinduzidaporinteraçõesentreRSNsenuvensinterestelares é viável ou não. Veremos que esse espaço é bem limitado. Derivaremostambém a eficiência de formação estelar devida a esse processo.33

Revisão Teórica(Eqs. 2.51 e 2.52). Isto é devi<strong>do</strong> ao fato de que para os campos observa<strong>do</strong>s nestas nuvens(∼ 10 −4 −10 −6 G), os termos de energia magnética na Eq. (2.53) são desprezíveis quan<strong>do</strong>compara<strong>do</strong>s aos outros.No próximo capítulo, agruparemos esses vínculos em diagramas que determinarão oespaçoparamétriconoqualaformaçãoestelarinduzidaporinteraçõesentreRSNsenuvensinterestelares é viável ou não. Veremos que esse espaço é bem limita<strong>do</strong>. Derivaremostambém a eficiência de formação estelar devida a esse processo.33

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