Arquivo do trabalho - IAG - USP
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Formação Estelar induzida por Choques de SNassociado a esta nuvem, GSH 138-01-94, que consiste de uma concha de HI com raiode 180 pc expandindo no meio com uma velocidade de 11.8±0.9 km/s e uma idade deaproximadamente 4.3×10 6 anos(Ruffleet al. 2007). DeacordocomRuffleet al. (2007), aformação da estrutura atual e composição química da Nuvem Periférica 2 é possivelmenteum resultado da interação deste RSN com o gás interestelar.Considerando as características do RSN acima (isto é, sua velocidade, raio e umaenergia ∼ 10 51 erg) e usando a Eq. 2.17, podemos estimar uma densidade para o meioambiente n ∼ 0.14 cm −3 . Também assumindo que a massa da nuvem era originalmentedistribuída uniformemente em uma esfera de raio médio ∼ 17.5 pc, encontramos quea densidade da nuvem antes da compressão era n c ∼ 14 cm −3 . Com estas condiçõesiniciais, ainteraçãoRSN-nuvemestariadentrodaregiãodeformaçãoestelarsombreadadodiagrama da Figura 3.11para umRSNcom raioentre ∼31 e102pc na época da interaçãoe um um valor de Λ = 3×10 −27 erg cm 3 s −1 . Podemos tentar limitar ainda mais os valorespossíveis para o raio do RSN assumindo que a interação ocorre em algum momento apóso remanescente tornar-se radiativo e antes de 10 6 anos, que é aproximadamente a idadedas estrelas observadas. Estes limites implicam em R RSN ≃ 46 pc - 84 pc, como indicadopela região dentro da elipse no diagrama da Figura 3.11.3.4 Estimandoaeficiênciadeformação estelardevidoa interações RSN-nuvensA eficiência de formação estelar (SFE - star formation efficiency) expressa a fração degás inicialmente presente na nuvem que transformou-se em estrelas. Em nossa galáxiaa SFE varia entre 0.3, em regiões de intensa formação estelar, e 0.01 em regiões maisdispersas. Isso demonstra que os mecanismos existentes no MIS que induzem a formaçãoestelar devem possuir uma eficiência baixa na Galáxia atualmente, frente aos mecanismosde suporte interno nas nuvens contra o colapso, como os campos magnéticos, e tambémgraças à inexistência de ambientes muito densos e confinados com altas concentraçõesde gás e poeira, como é o caso de galáxias com alta taxa de formação estelar, como nas48
Formação Estelar induzida por Choques de SNgaláxias de ’starburst’.Daanáliserealizada aqui podemostentar estimar a eficiência de formaçãoestelar queainteração entre RSNs e nuvens difusas produzem e comparar com os valores observados deforma a ver a contribuição deste mecanismo na SFE total da Galáxia. Os diagramas construídosneste trabalho fornecem um domínio para a ocorrência de formação estelar atravésdestas interações, em outras palavras, estabelecem as condições em que tais interações isoladaspodem levar a um colapso gravitacional bem sucedido do material comprimido danuvem. Para calcular a SFE global destas interações temos que calcular primeiro suaprobabilidade de ocorrência na Galáxia. Considerando que uma vez formado um RSNirá propagar e comprimir o meio difuso ao redor proporcionando o tipo de interações queestamos examinando, a probabilidade de estas interações ocorrerem deve ser proporcionala:f RSN ≃ N SNII ∆t RSN (R RSN ) A RSN(R RSN )A G(3.5)≃ 10 −1N SNII1.7×10 −2 anos∆t RSN5×10 5 anos(A RSN2.5×10 3 pc 2A G4×10 8 pc 2 ) −1(3.6)onde assumimos um disco galático fino e homogêneo com um raio de 20 kpc para calculara área galática (A G ), e onde N SNII é a taxa de explosões de SNII (e.g. Cappellaro, Evans& Turatto 1999), ∆t RSN (R RSN ) é o tempo de vida e A RSN é a área de um RSN e ambosdependem de R RSN . Desde que nem todo o volume galático é preenchido com nuvens, aquantidade acima deve ser multiplicada pelo fator de preenchimento das nuvens difusasneutras de modo a obtermos uma probabilidade aproximada da ocorrência de interaçõesentre RSN e nuvens. Se considerarmos a quantidade de gás que está concentrada dentrodos complexos de nuvens na fase fria do meio interestelar, o fator de preenchimentodo volume correspondente é f c ≃ 5% (e.g., de Avillez & Breitschwerdt 2005), e então aprobabilidade deocorrência destasinterações será dada porf RSN−c ≃ f RSN ×f c . Podemosescrever raio do remanescente em função do tempo para o caso de expansão adiabática49
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Formação Estelar induzida por Choques de SNassocia<strong>do</strong> a esta nuvem, GSH 138-01-94, que consiste de uma concha de HI com raiode 180 pc expandin<strong>do</strong> no meio com uma velocidade de 11.8±0.9 km/s e uma idade deaproximadamente 4.3×10 6 anos(Ruffleet al. 2007). Deacor<strong>do</strong>comRuffleet al. (2007), aformação da estrutura atual e composição química da Nuvem Periférica 2 é possivelmenteum resulta<strong>do</strong> da interação deste RSN com o gás interestelar.Consideran<strong>do</strong> as características <strong>do</strong> RSN acima (isto é, sua velocidade, raio e umaenergia ∼ 10 51 erg) e usan<strong>do</strong> a Eq. 2.17, podemos estimar uma densidade para o meioambiente n ∼ 0.14 cm −3 . Também assumin<strong>do</strong> que a massa da nuvem era originalmentedistribuída uniformemente em uma esfera de raio médio ∼ 17.5 pc, encontramos quea densidade da nuvem antes da compressão era n c ∼ 14 cm −3 . Com estas condiçõesiniciais, ainteraçãoRSN-nuvemestariadentrodaregiãodeformaçãoestelarsombreada<strong>do</strong>diagrama da Figura 3.11para umRSNcom raioentre ∼31 e102pc na época da interaçãoe um um valor de Λ = 3×10 −27 erg cm 3 s −1 . Podemos tentar limitar ainda mais os valorespossíveis para o raio <strong>do</strong> RSN assumin<strong>do</strong> que a interação ocorre em algum momento apóso remanescente tornar-se radiativo e antes de 10 6 anos, que é aproximadamente a idadedas estrelas observadas. Estes limites implicam em R RSN ≃ 46 pc - 84 pc, como indica<strong>do</strong>pela região dentro da elipse no diagrama da Figura 3.11.3.4 Estiman<strong>do</strong>aeficiênciadeformação estelardevi<strong>do</strong>a interações RSN-nuvensA eficiência de formação estelar (SFE - star formation efficiency) expressa a fração degás inicialmente presente na nuvem que transformou-se em estrelas. Em nossa galáxiaa SFE varia entre 0.3, em regiões de intensa formação estelar, e 0.01 em regiões maisdispersas. Isso demonstra que os mecanismos existentes no MIS que induzem a formaçãoestelar devem possuir uma eficiência baixa na Galáxia atualmente, frente aos mecanismosde suporte interno nas nuvens contra o colapso, como os campos magnéticos, e tambémgraças à inexistência de ambientes muito densos e confina<strong>do</strong>s com altas concentraçõesde gás e poeira, como é o caso de galáxias com alta taxa de formação estelar, como nas48