Arquivo do trabalho - IAG - USP

Formação Estelar induzida por Choques de SN∂ρv∂t+∇·[ρvv+) (p+ B2I− 1 ]8π 4π BB = −ρ∇Φ, (3.2)∂B∂t−∇×(v×B) = 0, (3.3)com ∇·B = 0, onde ρ, v e p são a densidade, velocidade e pressão do plasma, respectivamente,B é o campo magnético e∇ 2 Φ = 4πGρ . (3.4)As equações são resolvidas usando um esquema de Godunov de segunda ordem, comum resolvedor de Riemann HLLD para considerar apropriadamente as velocidades característicasMHD (Ap. B). Para o termo de auto-gravidade usamos o resolvedor PoissonFACR (Fourier Analysis Cyclic Reduction) em cada passo de tempo. Em Melioli et al.(2006), dada a importância do resfriamento radiativo atrás dos choques seus efeitos foramconsiderados explicitamente nas simulações hidrodinâmicas lá apresentadas. No presentetrabalho, como objetivo maior nas simulações é estudar o papel do campo magnéticoe da auto-gravidade na evolução da nuvem resolvemos as equações sob a suposição deresfriamento radiativo forte.O grupo de equações acima é completado pela equação de estado p ∝ ρ γ , definindoseum índice politrópico γ eff = 1.2 efetivo para simular o forte resfriamento radiativo.Note que para um gás ideal monoatômico adiabático esse índice é 5/3, enquanto quepara um gás ideal isotérmico este índice é 1. Logo, o valor acima caracteriza um gáscom resfriamento radiativo quase tão eficiente quanto um gás isotérmico para o qual oresfriamento é instantâneo.O domínio computacional possui dimensões de 100 pc × 100 pc × 100 pc, correspondendoa uma grade fixa de 256 3 pontos de rede. Um RSN, gerado pela explosão deuma SN com energia E 0 = 10 51 erg, é inicialmente injetado no canto inferior esquerdodo domínio. Vários testes foram realizados com diferentes densidades iniciais da nuvem(n c ), raios (r c ), e distâncias entre o RSN e a superfície da nuvem (R RSN ). As condiçõesiniciais são descritas na Tabela 3.1. Selecionamos duas destas simulações para mostrarem detalhes a seguir.42