Revisão Teórica2.2.1 A inclusão <strong>do</strong> campo magnético na nuvemComo menciona<strong>do</strong> anteriormente (Cap. 1), medições Zeeman indicam que as razõesmassa-fluxo magnético em núcleos densos de nuvens moleculares são próximas ou poucomaiores <strong>do</strong> que o valor crítico (e.g., Crutcher 1999, 2005, 2008), enquanto que nuvens neutrasdifusas são subcríticas. Em outras palavras, o campo magnético médio típico destasnuvens (∼ 6µG - 10µG) é maior <strong>do</strong> que o valor mínimo (B cr ≃ 2πG 1/2 N, onde N é a densidadesuperficial da nuvem) necessário para a pressão magnética equilibrar a gravidade,de mo<strong>do</strong> que a nuvem isolada em principio não deve colapsar gravitacionalmente (Heiles& Troland, 2005; Crutcher et al., 2010b). O impacto com um RSN irá comprimir o campomagnético atrás <strong>do</strong> choque aumentan<strong>do</strong>-o ainda mais. Isto devera afetar a evolução <strong>do</strong>material choca<strong>do</strong> e portanto, suas condições para o colapso gravitacional. Em particular,o campo magnético tenderá a reduzir a força <strong>do</strong> impacto.Vamos considerar uma nuvem difusa neutra magnetizada. Por simplicidade, vamosadmitir que seu campo magnético é inicialmente uniforme e, para maximizar os efeitos <strong>do</strong>campotambémassumiremos queesteéinicialmentenormalàvelocidadedepropagação<strong>do</strong>choque <strong>do</strong> RSN no momento <strong>do</strong> impacto. Os campos magnéticos devem estar distribuí<strong>do</strong>sde forma randômica, o que significa que somente uma fração de sua força será de fatonormal à velocidade <strong>do</strong> choque e trabalhará contra o impacto. Veremos a seguir quequan<strong>do</strong> tomamosumvalorefetivo paraocampomagnéticodanuvem B c ≃ 1µG,seuefeitosobre os diagramas de formação estelar não é tão relevante. Contu<strong>do</strong>, quan<strong>do</strong> escolhemosvalores ∼ 5−10 µG, o <strong>do</strong>mínio permiti<strong>do</strong> para a formação estelar nos diagramas diminuiconsideravelmente.As relações de Rankine-Hugoniot para um choque forte radiativo em presença decampo magnético (com M ≥ 10) (veja por exemplo Draine & McKee 1993), sãoT c,sh = T c (2.26)n c,sh,B = y n c (2.27)24
Revisão TeóricaB c,sh = y B c (2.28)4y =2M −2 +M −2A +[(2M−2 +M −2A )2 +8M −2 (2.29)A ]1/2onde T c,sh , n c,sh,B e B c,sh são a temperatura, densidade e o campo magnético <strong>do</strong> gás danuvem chocada, respectivamente, M é o número de Mach da<strong>do</strong> pelas Eqs. (2.22) e (2.23)para um RSN na fase adiabática e para um na fase radiativa, respectivamente, e M A é onúmero de Mach Afvénico. Para uma interação com um RSN na fase adiabática, usan<strong>do</strong>a equação (2.16), M A torna-seM A,a = ˆv csv A= 68.5E 1/251 I 5B c,6 R 3/2RSN,50(2.30)onde v A é a velocidade de Alfvén na nuvem, B c,6 é o campo magnético da nuvem antes<strong>do</strong> choque em unidades de 10 −6 G e I 5 é o fator I (eq. 2.10) calcula<strong>do</strong> para R RSN /r c = 5.Para uma interação com um RSN na fase radiativa, usan<strong>do</strong> Eq. (2.17), M A é da<strong>do</strong> por:M A,r = 75f 1/210 E 0.851 I 5B c,6 R 5/2RSN,50 n0.41 (2.31)Substituin<strong>do</strong> (2.30) e (2.22) na Eq. (2.27), obtemos a densidade <strong>do</strong> gás choca<strong>do</strong> na nuvemmagnetizada após a interação com o RSN adiabático:onden c,sh,B,a ∼4×10 4 E 51 n c,10 I52 [ √F + F2 +G ] (2.32)R 3 RSN,50F = 1.2 T c,100 n c,10 +0.21 B 2 c,6eG = 1700 B2 c,6 E 51 I 2 5R 3 RSN,50Usan<strong>do</strong> (2.31) e (2.23), obtemos a densidade <strong>do</strong> gás choca<strong>do</strong> na nuvem após a interaçãocom um RSN na fase radiativa:25
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