Arquivo do trabalho - IAG - USP

Formação estelar em nuvens turbulentas e o transporte de Fluxo MagnéticoFigura 5.1: Examplo de uma nuvem no domínio computacional (sem turbulência injetada)logo após a rápida contração inicial em ∼ 1.1 Myrs. Mapa de densidade logarítmicoe vetores de campo magnético do corte central (projetado nas paredes do domínio computacionalcúbico) do modelo N2b da Tabela 5.1 com M pot = 40.7M ⊙ , densidade inicialn 0 = 90 cm −3 , e β = 3.0.usamos uma resolução de 256 3 (veja Fig. 5.9 a seguir).A velocidade isotérmica do som considerada em todos os modelos é c s = 3 × 10 4cm/s, a qual corresponde a uma temperatura T = 10.9 K (para um peso molecular médioµ = 1.0). Para cobrir um espaço de parâmetros tão apropriado quanto possível paraas condições observadas consideramos uma densidade inicial uniforme do gás, ρ 0 , entre1.67 × 10 −23 g cm −3 (ou n 0 = 10 cm −3 ) e 1.67 × 10 −22 g cm −3 (ou n 0 = 100 cm −3 ).Também consideramos valores iniciais da razão entre as pressões térmica e magnética,β = c 2 s ρ/(B2 /8π) = 3.0,1.0 e 0.3. Isto implica velocidades de Alfvén v A ≈ 2.4×10 4 cm/s,4.2×10 4 cm/s, e7.8×10 4 cm/s, respectivamente, eintensidades docampomagnéticoinicialentre B 0 = 0.35 µG e 3.4 µG.A massa inicial de estrelas imersas no glóbulo de nuvem M ⋆ também foi variada entre20−60 M ⊙ . Estas estrelas produzem um potencial gravitacional esférico Ψ ⋆ (r), dado por:Ψ ⋆ (r ≤ r max ) = − GM ⋆(r +r ⋆ )(5.1)onde r é a distância ao centro da caixa computacional, e r max ∼ 1.45 pc é um raio de87