Modelação


A morfologia e evolução dinâmica da Bolha Local e Loop I depende das distribuições de densidade e pressão do meio onde se expandem. Portanto, é crucial que se efectuem modelações realistas que incluam os efeitos das supernovas e ventos estelares, a formação de nuvens moleculares e o seu desmembramento, em resultado da turbulência, em núcleos de grande densidade nos quais nascem as estrelas tipos O e B. Deve-se também considerar a presença do campo magnético, raios cósmicos e a sua interacção com o campo de ondas e a circulação de material entre o disco e o halo galácticos. Finalmente, qualquer que seja o modelo a desenvolver tem de reproduzir a quantidade e distribuição do ião O5+ observada no interior da Bolha Local e em todo o disco galáctico.

Durante este ano publicaram-se artigos relativos a simulações tridimensionais de alta resolução (considerando simultâneamente escalas de cumprimento variando entre os 10 kpc e 0,625 pc) da evolução conjunta da Bolha Local e do Loop I num meio interestelar não homogéneo e perturbado por supernovas à taxa observada na Via Láctea, ventos estelares e colisão de nuvens de grande velocidade vindas do halo galáctico. Nestas simulações utilizaram-se como condições iniciais os dados de uma simulação, já publicada, da estrutura do espaço interestelar nos quais detectou-se uma região com massa suficiente para formar as 82 estrelas originais de Sco-Cen.



Figura 4: Mapa da distribuição da temperatura entre 10 <= T <= 107 K mostrando a Bolha Local, centrada em (175, 400) pc, em resultado da explosão de estrelas do subgrupo B1 das Pleiades e 14,5 milhões de anos após a primeira supernova na região actualmente ocupada pela cavidade. O Loop I está localizado à direita a 190 pc de distância do Sol. As rectas a preto, centradas no Sol, indicam a região e o comprimento das linhas de observação ao longo das quais se mediu a distribuição de O5+ em absorção.


Efectuaram-se duas simulações em que, além da evolução temporal do Loop I, se segue a formação da Bolha Local como resultado da explosão de (1) 19 estrelas do subgrupo B1 das Pleiades (Figura 4; ver [3]) e (2) explosão de 17 estrelas dos subgrupos Centauro Superior (Lupus) e Centauro Inferior (Crux) (Figura 5; ver [6]). Em ambas as simulações o Loop I, à direita da Bolha Local, está delimitado por uma casca emissora de raios-X, em tudo semelhante ao que foi observado pelo telescópio espacial ROSAT.



Figura 5: Mapas da distribuição da temperatura (painel esquerdo) e pressão (painel da direita) no plano Galáctico mostrando a Bolha Local e o Loop I 13,4 milhões de anos após a primeira explosão no subgrupo Centauro Superior (Lupus). As dimensões e morfologia da Bolha Local são semelhantes aquelas observadas na Figura 4 e as observações actuais.


Dos vários resultados obtidos através destas simulações devem-se realçar os seguintes: (i) as medidas, em absorção, da coluna de densidade do ião O5+ no interior da Bolha Local está em completo acordo com os resultados obtidos com os telescópios espaciais COPERNICO e FUSE que mediram, respectivamente, os valores de NOV I < 2 × 1013 cm−2 e NOV I < 7 × 1012 cm−2, (ii) as dimensões da Bolha Local e Loop I simuladas são semelhantes às observadas, (iii) a interacção entre a casca da Bolha Local com a do Loop I e as suas propriedades são semelhantes às descobertas com o satélite de raios-X ROSAT, (iv) a estimativa da idade da Bolha Local: 14,4+0,7-0,4 milhões de anos; e (v) a geração de nuvens de hidrogénio, como a Nuvem Local, como consequência de instabilidades dinâmicas e fragmentação da zona de interacção entre as bolhas Local e Loop I.