Arquivo do trabalho - IAG - USP

Formação estelar em nuvens turbulentas e o transporte de Fluxo MagnéticoTabela 5.1: Condições iniciais para os modelos colapsantes.Modelo M ⋆ (M ⊙ ) A n 0 (cm −3 ) B 0 (µG) β v turb (c s ) v A (c s ) m J,B (M ⊙ ) E turb /E magR1 61.1 0.9 10 0.35 3.0 0.8 0.8 373.7 2.96R2 40.7 0.6 90 1.06 3.0 0.8 0.8 314.1 2.90R3 27.1 0.4 100 1.12 3.0 0.8 0.8 326.6 2.89Modelo M ⋆ (M ⊙ ) M tot (M ⊙ ) n 0 (cm −3 ) B 0 (µG) β v turb (c s ) v A (c s ) m J,B (M ⊙ ) E turb /E magN1 61.1 69.5 10 0.35 3.0 0.8 0.8 373.7 2.96N2a 40.7 49.1 10 0.35 3.0 0.8 0.8 448.1 2.96N2b 40.7 116.4 90 1.06 3.0 0.8 0.8 314.1 2.90N2c 40.7 116.4 90 1.85 1.0 1.2 1.4 379.8 2.15N2d 40.7 116.4 90 3.37 0.3 1.9 2.6 639.7 1.62N2e 40.7 108.0 80 1.74 1.0 1.2 1.4 389.9 2.16N3 27.1 111.2 100 1.12 3.0 0.8 0.8 326.6 2.89N4 20.4 104.5 100 1.12 3.0 0.8 0.8 339.6 2.89E1 40.7 46.6 90 1.06 3.0 0.8 0.8 390.1 2.90t diff = l2 η , (5.7)onde a difusividade turbulenta do gás é dada, como vimos no Cap. 4, por (Santos-Limaet al. 2010; Lazarian 2006; 2011; Lazarian et al. 2012b):η ∼ l inj v turb if v turb ≥ v A ,η ∼ l inj v turb(vturbv A) 3if v turb < v A ,(5.8)e l inj = L/k f , e v turb = v rms . As relações acima indicam que o fator (v turb /v A ) 3 éimportante somente no regime de turbulência sub-Alfvénica, ou seja, com o número deMach Alfvénico M A ≤ 1. Em 5.7 acima, l é uma escala característica menor do que L,90