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Formação Estelar induzida por Choques de SNnulo ou paralelo, como na Figura 3.1. Esta parte dos diagramas com B ⃗ não nulo seráparticularmente importante para compará-los com as simulações numéricas tridimensionaisdas interações nuvem-RSN. Quando consideramos campos magnéticos maiores (5-10µG) existe um encolhimento significativo da região permitida para a formação estelar nosdiagramas (veja a Figura 3.3). Podemos entender isto em termos da razão massa-fluxomagnético da nuvem antes do impacto, dada por N/B = 885(n c,10 r c,10 )/B c,6 , implicandoemB/B cr ∼ 0.7B c,6 /(n c,10 r c,10 ), queémaiordoque 1paran c,10 ≤ 34.8cm −3 en c,10 ≤ 69.6cm −3 para uma nuvem não chocada com B = 5 µG e B = 10 µG da Fig. 3.3, respectivamente,antes da interação.Como na Figura 3.1, os símbolos (isto é, as cruzes e o triângulo) na Fig. 3.2 indicamas condições iniciais consideradas para as interações RSN-nuvens examinadas nassimulações numéricas descritas em Melioli et al. para interações entre RSN e nuvens nãomagnetizadas. Vemos que quando o capo magnético é incluído, tanto as cruzes quantoo triângulo ficam fora do domínio de formação estelar nos diagramas. Isto significa quepara as condições iniciais correspondentes a estes pontos no diagrama a formação estelaré improvável de ocorrer. No artigo de Melioli et al. (Na simulação da figura tal) aaplicação dos resultados do diagrama da Figura 3.1 para uma nuvem não magnetizadacom r c = 10 pc e n c 10 cm −3 à associação estelar jovem de β−Pictoris (veja a regiãopróxima da cruz no painel inferior esquerdo da Fig. 3.1) permite-nos concluir que estaassociação estelar poderia ter se originado de uma interação entre uma nuvem e um RSNcom um raio de aproximadamente 52 pc num passado recente. Contudo, a inclusão deum campo magnético efetivo na nuvem com uma intensidade de somente 1 µG coloca acruz correspondente às condições iniciais para a formação desta associação jovem fora daregião de formação estelar (veja a cruz no painel inferior esquerdo da Fig. 3.2) 2 .2 Devemos lembrar contudo do comentário no parágrafo anterior.40
Formação Estelar induzida por Choques de SN3.2 InteraçãoRSN-nuvem: simulaçõesnuméricasMHDde nuvens magnetizadas e auto-gravitantesComo observado anteriormente, existem diversos estudos numéricos do impacto de frentesde choque em nuvens interestelares (e.g., Sgro 1975; McKee & Cowie 1975; Woodward1976; Nittmann et al. 1982; Tenorio-Tagle & Rozyczka 1986; Hartquist et al. 1986;Bedogni & Woodward1990; MacLowet al. 1994; Klein, McKee &Colella 1994; Andersonet al. 1994; Dai & Woodward 1995; Xu & Stone 1995; Jun, Jones & Norman 1996;Redman, Williams & Dyson 1998; Jun & Jones 1999; Lim & Raga 1999; de Gouveia DalPino 1999; Miniati, Jones & Ryu 1999; Poludnenko, Frank & Blackman 2002; Fragile etal. 2004; Steffen & López 2004, Raga, de Gouveia Dal Pino et al. 2002; Fragile et al.2005; Marcolini et. al 2005; Melioli, de Gouveia Dal Pino & Raga 2005; Nakamura et al.2006) a maioria dos quais estão interessados nos efeitos destas interações na destruiçãoda nuvem. Em particular os estudos que incorporam os efeitos do resfriamento radiativomostram a relevância deste em atrasar a destruição da nuvem e a mistura de seu materialno meio interestelar (e.g., Melioli, de Gouveia Dal Pino & Raga 2005).Para checar a validade das previsões dos diagramas analíticos construídos para interaçõesenvolvendo choques de remanescentes de supernovas e nuvens não magnetizadas,realizamossimulações magneto-hidrodinâmicas3Dcomresfriamentoradiativoseguindoospassos iniciais destas interações. Também levamos em conta os efeitos da auto-gravidadedo gás de modo seguir a evolução do material chocado dentro destas nuvens magnetizadase checar se este sofre colapso gravitacional ou não, em concordância com nossosdiagramas.Para isto empregamos o código de grade Godunov-MHD desenvolvido originalmentepor Kowal & Lazarian (2007), e testado em Falceta-Gonçalves et al. (2008)e Santos-Limaet al. (2010, 2012), que resolve as equações dinâmicas do gás magnetizado em sua formaconservativa como segue (ver Ap. B):∂ρ∂t+∇·(ρv) = 0, (3.1)41
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