Arquivo do trabalho - IAG - USP

Formação Estelar induzida por Choques de SNvariando entre r c = 1 pc e 20 pc. 1 Os três vínculos delimitam uma região sombreada noespaço de parâmetros onde as condições são apropriadas para o colapso gravitacional domaterial chocado da nuvem. Somente interações nuvem−RSN com condições físicas (r c ,n c , and R RSN ) situadas dentro da região sombreada (entre as linhas sólida, pontilhada etracejada) podem levar à formação estelar. Escolhemos um remanescente de supernovana fase adiabática nestes diagramas, pois possui mais energia do que um com as mesmascaracterísticas na fase radiativa (veja contudo na Figura 3.11 um exemplo de umainteração envolvendo um RSN radiativo). Devemos notar que de acordo com as equações(2.38, 2.39, 2.46, 2.47, 2.51 e 2.52), os vínculos não são muito sensíveis à temperaturainicial da nuvem e isto explica porque escolhemos um único valor característico. Notamosposteriormente que uma nuvem com uma temperatura entre 10−50 K e um raio maiorque 10 pc já é gravitacionalmente instável para uma grande faixa de densidades ( > 5cm −3 quando o campo magnético é desprezado) e não requer em princípio, uma onda dechoque para induzir a formação estelar. Além disso, será mais difícil para uma frente dechoque de um RSN destruir uma nuvem nestas temperaturas.A Figura 1 descreve interações com uma nuvem não magnetizada, como apresentadoem Melioli et al. 2006. Contudo as modificações descritas nas seções 2.3.1−2.3.3no Capítulo anterior resultaram em modificações nos diagramas. Seguem algumas observaçõesem relação a esta Figura:1. No artigo de Melioli et al. (2006) as curvas pontilhadas (azuis) do diagrama foramconstruídas para apenas um valor da função de resfriamento radiativo do materialchocado, isto é Λ(T sh ) ≃ 10 −27 erg cm 3 s −1 o qual é válido para um gás difusocom temperatura 100 K e fração de ionização ≤ 10 −4 . Considerando que o vínculoestabelecido pela curva pontilhada (azul) é sensível a Λ(T sh ) (através da Eq. 2.51)que por sua vez pode variar por duas ordens de magnitude dependendo do valorda fração de ionização do gás da nuvem, graficamos nos diagramas três diferentes1 Notamos que nos diagramasdas Figs. 3.1 e 3.2, e na maioria dos diagramasdeste trabalho, adotamosuma densidade ambiente n = 0.05 cm −3 . Escolhemos esta baixa densidade de forma a tentar reproduzirda melhor forma o meio quente de baixa densidade mais comumente encontrado ao redor de um RSN,principalmente em sua fase adiabática.36