Arquivo do trabalho - IAG - USP

Conclusõesestabelece que a frente de choque que se propaga dentro da nuvem deve ter energia suficientepara atravessar a nuvem antes de parar em seu interior devido a perdas radiativas(equação 2.51). Deste modo, o choque poderá injetar o máximo de energia no materialda nuvem de forma a comprimi-lo eficientemente. E a terceira condição é que esta mesmafrente de choque não seja forte demais a ponto de destruir a nuvem completamente, fazendocom que o gásse disperse no meio interestelar antes detornar-segravitacionalmenteinstável (equação 2.48). Com isso, construímos diagramas do raio do RSN, R RSN , versusa densidade inicial da nuvem, n c , nos quais essas condições limitam uma zona sombreadano espaço paramétrico, onde a formação de estrelas é possível. A validade desses diagramasfoi ainda testada por meio de simulações numéricas 3D MHD de colisões entre umRSN e uma nuvem (Caps. 2 e 3).Aplicações desses resultados a regiões reais de formação estelar em nossa própriagaláxia revelaram que estas poderiam ter sido induzidas por ondas de choque de SN (porexemplo, as regiões de formação estelar da Grande Concha de CO e da Nuvem Periférica2).A inclusão de campos magnéticos típicos na nuvem leva a uma diminuição da regiãopermitida para formação estelar nos diagramas, porém não muito relevante para as intensidadesmédias observadas em nuvens neutras (da ordem de 6µG). Calculamos tambéma eficiência de formação estelar (sfe) para essas interações entre SNRs e nuvens neutrasdifusas. Notamos que para uma dada densidade inicial de nuvem considerada, n c , a sfeestá bem determinada dentro dos limites estabelecidos pelos vínculos de não destruiçãoda nuvem e de penetração do choque acima descritos. Nos gráficos de sfe observa-se quea presença do campo magnético desloca a área sombreada para raios R RSN menores. Osdiagramas mostraram que o espaço de parâmetros destas interações RSN-nuvem que permitema indução de formação estelar é bem estreito. Em particular, ao aumentarmos aintensidade do campo para 10 µG vemos que a região sombreada fica restrita a valoresde sfe bem menores que o máximo observado em regiões de intensa formação estelar naGaláxia. Isto sugere que o mecanismo de indução de formação estelar pelo impacto deRSNs em nuvens é compatível com as baixas eficiências medidas de formação estelar observadasna Galáxia (em média < 0.3). Além do mais, sua baixa eficiência intrínseca para120