Arquivo do trabalho - IAG - USP

Formação estelar em nuvens turbulentas e o transporte de Fluxo Magnéticoonde o campo magnético é difundido. Para comparar os modelos, em todas as simulaçõesturbulentasconsideramosomesmoη. Assimparaumadadaescalacaracterístical,quandovariamos β também variamos v turb de modo a manter η constante. Isto assegurou que aturbulência decaísse na mesma escala de tempo em todos os modelos. Na tabela 5.2, otempo de difusão foi calculado considerando a escala do núcleo da nuvem, i.e., l ≃ 0.3 pc.Tabela 5.2: Escalas de tempo características para os modelos colapsantes.Modelo t dyn (Myrs) t ff (Myrs) t diff (Myrs)R1 10.6 5.7 1.4R2 10.6 4.4 1.4R3 10.6 4.5 1.4N1 10.6 5.7 1.4N2a 10.6 6.7 1.4N2b 10.6 4.4 1.4N2c 10.6 4.4 1.4N2d 10.6 4.4 1.4N2e 10.6 4.5 1.4N3 10.6 4.5 1.4N4 10.6 4.6 1.4E1 10.6 5.6 1.4Para sermos capazes de observar o transporte de fluxo magnético durante a evoluçãodinâmica das nuvens colapsantes, escolhemos o tempo de difusão turbulento inicial menordo que o tempo de queda livre inicial para todas as simulações. Seguimos a evolução deB e ρ por dez passos de tempo, correspondendo a dez escalas de tempo dinâmicas, ou∼ 100 Myrs. Para comparação com os modelos turbulentos também fizemos simulaçõescom condições iniciais similares mas sem injeção de turbulência (estes serão tambémreferidos/mencionados posteriormente como laminar ou modelos não turbulentos).91