Arquivo do trabalho - IAG - USP

Formação Estelar induzida por Choques de SNconsiderarmos uma nuvem com a densidade e o raio acima (∼ 50 pc) no momento deuma possível interação com o RSN no regime adiabático podemos localizar este sistemano diagrama de formação estelar dentro da região sombreada como indicado na Figura3.9, se o RSN possuía um raio entre 2.5−72 pc (à época da interação) e uma densidadedo meio ambiente n ≃ 1 cm −3 . Contudo, quando incluímos o campo magnético na nuvemde 1 µG, a faixa possível de raios para o RSN reduz-se a R RSN ∼ 7.8 −72 pc se o raiomáximo for calculado usando uma função de resfriamento Λ = 3 × 10 −27 erg cm 3 s −1 .Para o valor médio Λ = 5×10 −26 erg cm 3 s −1 , o raio máximo possível do RSN reduz-sea 38.4 pc. Considerando que o raio atual do RSN evoluído é provavelmente da ordem de50 pc, a faixa acima de condições iniciais para a interação é bastante plausível.O remanescente de supernova de Vela possui uma fina concha de HI, quase esférica,expandindo a uma velocidade de ∼ 30 km/s. Ao invés de estar impactando uma nuveminterestelar, este remanescente está expandindo em um ambiente relativamente denso comevidência de formação de algumas estruturas. Assumindo que Vela está a uma distânciade ∼ 300 pc do Sol, o raio de sua concha é da ordem de 21 pc. A densidade do meioambiente é ∼ 1 a 2 cm −3 e a energia inicial da SN era por volta de 1 − 2.5 × 10 51 erg(Dubner et al. 1998). Estas condições iniciais correspondem ao quadrado no diagrama daFigura 3.9, o qual encontra-se forada região sombreada oque éconsistente comaausênciade nuvens densas, glóbulos ou estrelas recém nascidas nas vizinhanças deste RSN.A região de formação estelar nas vizinhanças da Nuvem Periférica 2 é um possívelexemplo de uma interação de um RSN na fase radiativa com uma nuvem (veja Figura3.10). Esta é de fato uma nuvem molecular gigante com um diâmetro de ∼ 30−40 pc.É um dos complexos de nuvens mais distantes do centro da Via Láctea (d ≃ 22 − 28kpc; Ruffle et al. 2007) e por esta razão encontra-se em uma região onde a pressãodo gás é extremamente pequena e a presença de agentes de formação estelar, como asperturbações devidas aos braços espirais, é improvável. Isto deveria ser um indicativo deque este complexo de nuvens é estável, exceto pela recente detecção de duas associaçõesde estrelas T-Tauri com idades de ∼ 10 6 anos (Kobayashi & Tokunaga 2000, Yasui etal. 2006). A Nuvem Periférica 2 possui uma temperatura de 20 K, uma densidade den H2 ∼ 10 4 cm −3 , e uma massa estimada de ∼ 10 4 M ⊙ . Existe um RSN velho e grande47