Arquivo do trabalho - IAG - USP

Formação Estelar induzida por Choques de SNnuvem auto-gravitante, como descreveremos a seguir, e verificamos que a análise numéricaé consistente com os resultados previstos pelos diagramas. Enquanto a inclusão de umcampo magnético homogêneo aproximadamente perpendicular à velocidade de impactodo RSN com uma intensidade ∼ 1 µG dentro da nuvem resulta somente em uma pequenadiminuição do domínio paramétrico de formação estelar no diagrama relativo aosem campo magnético, um campo magnético mais forte (∼ 10 µG) causa uma diminuiçãosignificativa, como esperado. Embora derivados de considerações analíticas simples estesdiagramas fornecem uma ferramenta útil para identificar locais onde a formação estelarpoderia ser desencadeada pelo impacto de uma onda de choque de uma supernova (SN).AplicaçõesdestesaalgumasregiõesdenossaGaláxia(porexemplo, agrandeconchadeCOna direção de Cassiopeia, e a Nuvem Periférica 2 na direção da constelação de Escorpião)revelaram que a formação de estrelas nestes locais poderiam ter sido induzidas por ondasde choque de RSNs para valores específicos da densidade inicial da nuvem neutra e doraio do RSN. Finalmente, avaliamos a eficiência de formação estelar (sfe) para este tipo deinteração e encontramos que é geralmente menor do que os valores observados em nossaGaláxia (sfe ∼ 0.01−0.3). Este resultado sugere que o mecanismo investigado, emborapoderoso para induzir a formação de estruturas, turbulência supersônica e eventualmente,formação estelar local, não parece ser suficiente para impelir a formação estelar global emgaláxias normais com formação estelar, nem mesmo quando o campo magnético nas nuvensneutras é desprezado. Os resultados aqui reportados foram publicados em Leão etal. 2009 (veja copia do artigo no Ap. C)3.1 Diagramas para a Formação EstelarOs três vínculos derivados nas Secções 2.3.1, 2.3.2, e 2.3.3 do Capítulo 2 para nuvens nãomagnetizadas e magnetizadas interagindo com RSNs na fase adiabática ou na radiativadestas são graficados juntos em um diagrama do raio do RSN em função da densidadeinicial da nuvem (antes de ser chocada) para diferentes valores de seu raio. As Figuras3.1 e 3.2 mostram exemplos destes diagramas para nuvens não magnetizadas e magnetizadascom B = 1 µG, respectivamente, com uma temperatura inicial T c = 100 K e raio35