Arquivo do trabalho - IAG - USP

APÊNDICE A - Supernovas e seus remanescentesutilizarmos a hipótese de gás isotérmico, como fizemos em todo este trabalho. A hipóteseisotérmica, embora bastante conveniente e rápida para mimetizar os efeitos das perdas radiativasde um gás, pode em muitas situações “subestimar”os reais efeitos destas. Porém,como em estudos de formação estelar o resfriamento radiativo é um ingrediente fundamentalna dinâmica e evolução do gás, a sua inclusão de modo mais realista deve serconsiderada. Essa implementação será realizada no mesmo código 3D MHD-Godunovque empregamos nesta tese. Utilizaremos para tal, rotinas que já foram utilizadas emoutros estudos pelo grupo (e.g. de Gouveia Dal Pino & Benz 1993; Melioli & de GouveiaDal Pino 2004; Melioli et al. 2005; 2006; 2008; 2009) .Finalmente, a comparação do mecanismo de indução de formação estelar por SNs comoutros processos potencialmente importantes, como ondas de choque de ventos estelares eondas de choque espirais de larga escala nos permitirá obter as eficiências relativas dessesoutros mecanismos.Iremos ainda estender os estudos de nuvens turbulentas (Caps. 4 e 5) considerandodiferentes vertentes. Por um lado, iremos explorar os efeitos do transporte de fluxomagnético por reconexão turbulenta também na evolução de nuvens inicialmente semestrelas embebidas, isto é, sem a ação de um campo gravitacional externo, a fim de avaliarsomente os efeitos da auto-gravidade isoladamente sobre o transporte. Por outrolado, iremos efetuar uma avaliação mais precisa do coeficiente de difusão por reconexãomagnética turbulenta. Como observado no Cap. 4, essa avaliação não será simples, poisdepende de uma formulação mais robusta da teoria de turbulência MHD em geral, a qualestá ainda em construção, e constituirá portanto, um grande desafio para os próximosanos.124