Arquivo do trabalho - IAG - USP

Formação Estelar induzida por Choques de SNo colapso simplesmente carrega as linhas de campo magnético o que aumenta a densidadede energia magnética, porém este aumento não é suficiente para parar o colapso. Esteresultado é consistente com as previsões do diagrama de formação estelar. As condiçõesiniciais do sistema, na Fig. 3.6, correspondem ao símbolo da estrela no painel inferioresquerdo da Fig. 3.2, o qual encontra-se dentro da região sombreada permitida para aformação estelar.Como comentado anteriormente, a estabilidade de uma nuvem suportada por pressãomagnética pode ser quantificada pela razão massa-fluxo magnético, M/Φ ≃ N/B, ondeN é a densidade colunar da nuvem (e.g., Crutcher 1999, 2005a, b, c, 2008). Calculamosesta razão massa-fluxo para as nuvens simuladas acima em vários passos de tempo. Osresultados são mostrados na Figura 3.7. Os círculos abertos representam a densidadede coluna máxima para cada instante como uma função do campo magnético médio aolongo de uma dada linha de visada (com máximo N). Notamos que para o modelo comn c = 10 cm −3 , r c = 10 pc e R RSN = 50 pc (da Fig. 3.4), a nuvem começa a colapsar logoapós a interação com o RSN. A densidade de coluna aumenta e atinge o regime instável.A nuvem se contrai e a energia total aumenta. Tanto a densidade de energia internaquanto a magnética inibem um colapso posterior e assim a nuvem reexpande. Apesar dea reexpansão ser provavelmente não totalmente realista, como discutido anteriormente,o estágio final é uma nuvem estável. Para o caso de n c = 100 cm −3 , r c = 10 pc, edR RSN = 25 pc, o mesmo processo ocorre inicialmente. Contudo o aumento das densidadesde energia interna e magnética não são suficientes para evitar o contínuo colapso.Os outros modelos simulados da Tabela 3.1 apresentaram resultados que são tambémconsistentes com os diagramas de formação estelar. O primeiro modelo da tabela é umsistema puramente hidrodinâmico, sem campo magnético, cujas condições iniciais correspondemà cruz no painel inferior direito da Fig. 3.1. Conforme descrito na Tabela3.1, a simulação numérica da evolução desta interação RSN-nuvem incluindo os efeitosde auto-gravidade leva ao colapso gravitacional da nuvem, o que está de acordo com aprevisão do diagrama. Quando o campo magnético de 1 µG é incluído num sistema comas mesmas condições iniciais, a simulação numérica MHD mostra que a pressão magnéticaprevine o colapso da nuvem (veja Tabela 3.1). Este modelo é representado pela cruz no45