Arquivo do trabalho - IAG - USP

More documents

Recommendations

Info

Revisão Teóricaonden c,sh,B,r ∼4×10 4 E 1.651 n c,10 f 10 I 2 5R 5 RSN,50 n0.82[ H + √ H 2 +J ] (2.33)H = 1 T c,100 n c,10 +0.18 B 2 c,6eJ = 1430 B2 c,6 E 1.651 f 10 I 2 5R 5 RSN,50 n0.82Quando 1 ≪ M A ≪ M 2 , as equações acima tornam-se (e.g., Leão 2007):en c,sh,a = 2 1/2 M A n c ∼ 970 n c,10E 1/251 I 5B c,6 R 3/2RSN,50cm −3 (2.34)n c,sh,r = 2 1/2 M A n c ∼ 1060 n c,10f 1/210 E 0.851 I 5B c,6 R 5/2RSN,50 n0.41 cm −3 (2.35)No limite 1 ≪ M 2 ≪ M A , o que implica um campo magnético dinamicamente desprezívelatrás do choque, recuperamos as equações sem campo magnético apresentadas na secçãoanterior.2.3 Condições para indução do colapso gravitacionalna nuvemPodemos agora derivar as condições para a indução da instabilidade gravitacional na nuvemdevido à interação com um RSN. Um primeiro vínculo determinará o limite da massade Jeans para o material comprimido da nuvem. Um segundo estabelecerá a condiçãona qual a frente de choque do RSN não será forte o suficiente para destruir a nuvemcompletamente (e fazer com que o gás disperse no meio interestelar antes de se tornargravitacionalmente instável). O terceiro vínculo estabelecerá a extensão de penetração dafrente de choque antes de perder sua energia. O choque deve ter energia suficiente paracomprimir tanto material da nuvem quanto possível antes de enfraquecer. Nas seçõesseguinte derivaremos matematicamente estes vínculos (Leão et al., 2009).26
Revisão Teórica2.3.1 O Vínculo da Massa de JeansNa ausência de campo magnéticoMelioli et al. (2006) derivaram o limite sobre a massa de Jeans para o gás chocado eminterações envolvendo nuvens não magnetizadas. Com a correção realizada no cálculo dofator I obtivemos novas aproximações para as constantes multiplicativas. Quando o RSNinteragente está ainda no regime adiabático a massa de Jeans do material chocado danuvem na ausência de campo magnético é dada por:e se o RSN esta no regime radiativo:m J,a ∼ 750 T2 c,100 R1.5 RSN,50I 5 E 0.551M ⊙ (2.36)m J,r ∼ 685 T2 c,100 R2.5 RSN,50 n0.41I 5 f 0.510 E510.8Em termos do raio do RSN, as condições acima implicam em:M ⊙ (2.37)eR RSN,a 55.8 E1/3 51 I 2/35 n 2/3c,10 r2 c,10T 4/3c,100pc (2.38)respectivamente.R RSN,r 55.1 E0.33 51 I5 0.4 f10 0.2 nc,10 0.4 rc,102.4pc (2.39)Tc,100 0.8 n 0.17Em presença de campo magnéticoQuando incluímos o campo magnético na nuvem a massa mínima correspondente (massade Jeans) que o material chocado deve ter de modo a sofrer colapso gravitacional é dada,usando o Teorema do Virial, porm J,B ≃ 6.63×1024n 1/2c,sh[ B2c,sh8π n c,sh+3k B T c,sh] 3/2M ⊙ (2.40)27
Page 1 and 2: Universidade de São PauloInstituto
Page 3 and 4: Ao meu marido Rafael Leão.
Page 6 and 7: SumárioResumoivAbstractvii1 Introd
Page 9 and 10: ResumoNeste trabalho investigamos o
Page 11 and 12: críticos, o que é consistente com
Page 13 and 14: tion and found that it is generally
Page 15 and 16: Capítulo 1Introdução“Somewhere
Page 17 and 18: Introduçãode regiões HII, e inst
Page 19 and 20: Introduçãode poeira específicos
Page 21 and 22: IntroduçãoAlém disso, simulaçõ
Page 23 and 24: Revisão Teóricacomponentes do MIS
Page 26 and 27: Revisão Teóricaparte deste trabal
Page 28 and 29: Revisão TeóricaFigura 2.1: Esboç
Page 30 and 31: Revisão TeóricaFermi 1 (Chandrase
Page 32 and 33: Revisão Teóricaeste suporte a nuv
Page 34 and 35: Revisão TeóricaFigura 2.2: Diagra
Page 36 and 37: Revisão Teórica, para uma nuvem c
Page 38 and 39: Revisão Teórica2.2.1 A inclusão
Page 42 and 43: Revisão TeóricaEm termos dos par
Page 44 and 45: Revisão TeóricaNa presença de ca
Page 46 and 47: Revisão TeóricaE no caso de um RS
Page 48 and 49: Capítulo 3Formação Estelar induz
Page 50 and 51: Formação Estelar induzida por Cho
Page 70 and 71: Reconexão Magnética Turbulenta504
Page 72 and 73: Reconexão Magnética TurbulentaFig
Page 80 and 81: Reconexão Magnética Turbulenta10.
Page 82 and 83: Capítulo 4Turbulência MHD e a dif
Page 88 and 89: Reconexão Magnética Turbulentatur
Page 90 and 91:
Reconexão Magnética TurbulentaEst
Page 92 and 93:
Reconexão Magnética Turbulenta4.2
Page 94 and 95:
Reconexão Magnética Turbulentader
Page 96 and 97:
Reconexão Magnética Turbulentacul
Page 98 and 99:
Capítulo 5Formação estelar em nu
Page 100 and 101:
Formação estelar em nuvens turbul
Page 102 and 103:
Page 104 and 105:
Page 106 and 107:
Page 108 and 109:
Page 110 and 111:
Page 112 and 113:
Page 114 and 115:
Page 116 and 117:
Page 118 and 119:
Page 120 and 121:
Page 122 and 123:
Page 124 and 125:
Page 126 and 127:
Page 128 and 129:
Page 130 and 131:
Page 132 and 133:
ConclusõesFigura 5.14: O mesmo que
Page 134 and 135:
Conclusõesestabelece que a frente
Page 136 and 137:
Conclusõestransporte eficiente de
Page 138 and 139:
APÊNDICE A - Supernovas e seus rem
Page 140 and 141:
Page 142 and 143:
Page 144 and 145:
Page 146 and 147:
Page 148 and 149:
Page 150 and 151:
Apêndice BCódigo Numérico 3DMHD-
Page 152 and 153:
Resolvedores de Riemann e o método
Page 154 and 155:
uma descontinuidade na fronteira da
Page 156 and 157:
Apêndice CLocal star formation tri
Page 158 and 159:
Apêndice ECloud core collapse and
Page 160 and 161:
REFERÊNCIASBonnell, I. A., Dobbs,
Page 162 and 163:
REFERÊNCIASFalceta-Gonçalves, D.,
Page 164 and 165:
REFERÊNCIASKobayashi, N & Tokunaga
Page 166 and 167:
REFERÊNCIASMaciel,W. J., Evoluçã
Page 168 and 169:
REFERÊNCIASOliveira Filho, K. S. &
Page 170 and 171:
REFERÊNCIASSimon, R. 1965, AnAp, 2
show all

Arquivo do trabalho - IAG - USP

Create successful ePaper yourself

Delete template?

Save as template?