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Reconexão Magnética Turbulenta10.10.01sfe SNRC0.00110 410 510.10.0110 60 20 40 60 80 100 120 140R SNR pc10.10.01sfe SNRC20 40 60 80 100 120 1400.00110 410 5sfe SNRC0.00110 410 510 60 20 40 60 80 100 120 140R SNR pc10 6R SNR pcFigura 3.12: Gráficos da eficiência de formação estelar como uma função do raio doRSN no regime adiabático para vários valores da densidade da nuvem representados pelaslinhas contínuas avermelhadas (de cima para baixo: 10, 20, 40, 60, 80, 100, 150, 200,300, 400, 500, 600, 700, 800, 900 cm −3 ) para uma interação com uma nuvem com: (a)B c = 0 (painel superior); (b) B c = 1 µG (painel inferior à esquerda); e (c) B c = 10 µG(painel inferior à direita). As outras condições iniciais são r c = 10 pc, T c = 100 K, eΛ = 5×10 −26 erg cm 3 s −1 . O meio ambiente possui n = 0.05 cm −3 . O dois vínculos, istoé, a condição de não destruição da nuvem (linha sólida verde) e a condição de penetraçãodo choque (linha pontilhada azul) delimitam a região permitida para a formação estelarnestes diagramas da SFE versus R RSN . A linha contínua (preta) vertical representa o raiode transição do RSN do regime adiabático para o radiativo tal que somente os valoresde R RSN no lado esquerdo desta linha são relevantes nestes diagramas (veja o texto paradetalhes).66
Reconexão Magnética Turbulenta10.10.01sfe SNRC0.00110 410 510.10.0110 60 50 100 150 200R SNR pc10.10.01sfe SNRC0 50 100 150 2000.00110 410 5sfe SNRC0.00110 410 510 60 50 100 150 200R SNR pc10 6R SNR pcFigura 3.13: O mesmo que na Figura 3.12, mas agora considerando a interação com umRSN na fase radiativa. Nestes diagramas somente os valores de R RSN no lado direito dalinha vertical preta são relevantes nesta fase.67
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