Arquivo do trabalho - IAG - USP

Formação Estelar induzida por Choques de SNmostraram que uma equação de pressão politrópica pode ser usada como primeira aproximaçãocom índices politrópicos efetivos γ eff ∼ 0.8 − 1.4, dependendo das condiçõeslocais. No entanto o não colapso verificado na simulação acima poderia ainda ser devidoao aumento na energia magnética.No artigo de Melioli et al., onde o resfriamento radiativo foi levado em conta apropriadamente,com o cálculo implícito do resfriamento radiativo através da equação deconservação de energia, mas sem considerar o campo magnético ou a auto-gravidade, asimulação hidrodinâmica (Fig. 4 daquele artigo) sugere que a nuvem evapora. Com aintrodução do campo magnético (Fig. 3.4) o aumento da pressão magnética nos últimosestágiosdaevoluçãodanuvemprevineocolapso,comoprevistopelodiagramadeformaçãoestelar da Fig. 3.2.A Figura 3.5 mostra a distribuição de vários parâmetros físicos para o modelo daFig. 3.4 em t = 1.8 × 10 6 anos. A densidade de coluna é N > 10 20 cm −2 no núcleo.Como comentado anteriormente, vemos que no núcleo denso formado durante o colapsoinicial há um aumento das pressões do gás e magnética com uma temperatura máxima deT > 10 4 K, enquanto que a densidade de energia magnética é uma ordem de magnitudemaior do que no meio ao redor. O grande aumento da pressão do gás é provavelmenteo principal responsável pela reexpansão da nuvem e isto é altamente dependente do resfriamentoradiativo. Em uma situação mais realista a escala de tempo do resfriamentot cool ∼ kT/nΛ(T) seria mais curta do que a escala de tempo de colapso t g ∼ (Gρ) −1 , oque significa que a temperatura do núcleo seria menor do que 10 4 K. Todavia, o campomagnético tem também um papel importante em estabilizar a nuvem e suportá-la contrao colapso, como discutido mais abaixo na Fig. 3.7.A Figura 3.6 mostra o corte central da distribuição de densidade e vetores do campomagnético para o modelo da Tabela 3.1 para uma nuvem com n c = 100 cm −3 , r c = 10 pce B = 1µG, e um RSN com R RSN = 25 pc. A evolução neste caso é similar ao modeloanterior. Contudo após t = 1.2 × 10 6 anos, à medida que a nuvem colapsa a pressãomagnética não é capaz de contra-balancear a gravidade e a nuvem continua contraindo.A densidade maior da nuvem neste caso causa um resfriamento radiativo eficiente domaterial comprimido pelo choque na nuvem o que mantém a energia térmica baixa. Então44