Arquivo do trabalho - IAG - USP

Formação estelar em nuvens turbulentas e o transporte de Fluxo Magnéticocorte (cut-off) na força gravitacional para assegurar a simetria visto que usamos fronteirasperiódicas, e r ⋆ é um raio de suavização. Seu valor dá o comprimento característico doglóbulo. Fixamos r ⋆ = 0.325 pc de modo a limitar o valor da força gravitacional eassegurar que o sistema não fosse instável a Parker-Rayleigh-Taylor.Para seguir a evolução de uma nuvem integramos numericamente as equações damagneto-hidrodinâmica (MHD) em sua forma ideal:∂ρ∂t+∇·(ρv) = 0 (5.2)( ) ∂ρ∂t +v·∇ v =−c 2 s ∇ρ+ 14π (∇×B)×B−ρ∇(Ψ gas +Ψ ⋆ )+f(5.3)∂B∂t= ∇×(v×B) (5.4)onde as variáveis independentes possuem suas definições usuais, isto é, ρ é a densidadevolumétrica, v é velocidade, e B é o campo magnético (veja também Ap. B). O campomagnético B, satisfaz a condição de divergência ∇·B = 0. O potencial Ψ gas é devido àauto-gravidade do gás que obedece à equação de Poisson:∇ 2 Ψ gas = 4πGρ (5.5)O termo fonte f na equação 5.3 é a força responsável pela injeção de turbulência.Empregamos um ’forcing’ isotrópico, não-helicoidal, solenoidal, com correlação delta notempo f. Este induz um campo de velocidades isotropicamente distribuído, concentradoao redor de um comprimento de onda típico que define a escala de injeção l inj . A potênciainjetada éconstante, o que mantém a velocidade randômica do gásv rms aproximadamentecontante. Em todos os modelos com injeção de turbulência usamos l inj ≈ 1.3 pc e v rmsentre 2.4×10 4 e 5.7×10 4 cm/s. A injeção de energia turbulenta começa em t = 0.0 Myre esta evolui lentamente até desenvolver-se completamente em t ∼ 10.6 Myrs.Empregamos uma versão do código cartesiano Godunov-MHD, originalmente desenvolvidopor G. Kowal (Kowal et al. 2007, veja também, Falceta-Gonçalves et al. 2008;88