Arquivo do trabalho - IAG - USP
Arquivo do trabalho - IAG - USP
Arquivo do trabalho - IAG - USP
You also want an ePaper? Increase the reach of your titles
YUMPU automatically turns print PDFs into web optimized ePapers that Google loves.
Formação estelar em nuvens turbulentas e o transporte de Fluxo Magnético5.3 Resulta<strong>do</strong>s das simulações numéricas5.3.1 Modelos com auto-gravidadeApresentamos aqui os resulta<strong>do</strong>s para nove modelos de nuvens turbulentas onde incluímosos efeitos da auto-gravidade e cujas condições iniciais estão listadas na Tabela 5.1. To<strong>do</strong>sosmodelosexceto N2c, N2d, eN2e, possuem umavelocidade turbulenta igualàvelocidadede Alfvén inicial (isto é, são trans-Alfvénicos), enquanto que estes três modelos são sub-Alfvénicos, isto é, possuem uma velocidade turbulenta menor <strong>do</strong> que a velocidade deAlfvén. Os modelos fora <strong>do</strong> equilíbrio N1 e N2a foram inicia<strong>do</strong>s com a mesma densidade<strong>do</strong> gás ρ = 1.67×10 −23 g/cm 3 , mas diferentes potenciais gravitacionais (isto é, diferentesvalores da massa <strong>do</strong> potencial estelar M ⋆ ). O modelo N2b possui o mesmo potencialestelar inicial que o modelo N2a, 40.7M ⊙ , mas uma densidade de gás maior ρ = 1.503×10 −22 g/cm 3 o que permite comparar os efeitos da auto-gravidade. Modelos N2c eN2dtêma mesma densidade inicial de gás que o modelo anterior, N2b, mas diferentes valores de βo que nos permite comparar os efeitos <strong>do</strong> campo magnético. O modelo N2e, por sua vez,possui o mesmo β inicial que o modelo N2d, porémuma densidade degásinicial levementemenor ρ = 1.336×10 −22 g/cm 3 , faz com que a turbulência seja mais importante <strong>do</strong> queno caso anterior. Os modelos N3 e N4 têm o mesmo β = 3.0 inicial e a mesma densidade<strong>do</strong> gás ρ = 1.67 × 10 −22 g/cm 3 , mas diferentes potenciais estelares, 27.1M ⊙ e 20.4M ⊙ ,respectivamente. Ambos possuem potenciais gravitacionais estelares menores, mas umamaior densidade <strong>do</strong> gás (e portanto uma auto-gravidade mais significativa) <strong>do</strong> que osmodelos anteriores. Finalmente, o modelo começan<strong>do</strong> em equilíbrio E1 tem condiçõescentrais que são similares às <strong>do</strong> modelo N2b. As demais condições inciais são as mesmaspara to<strong>do</strong>s os modelos.Ospainéis àesquerda nasFiguras5.2, 5.4, 5.7, eopainel superior àesquerda da Figura5.6, mostrammapasdedensidade logarítmica<strong>do</strong>cortecentral <strong>do</strong>smodelossimula<strong>do</strong>s após100Myrsou∼10temposdinâmicos. Ospainéiscentraiscomparamaevoluçãotemporaldarazão entre o campo magnético médio e a densidade média dentro de uma esfera (centradano<strong>do</strong>míniocomputacional)deraior = 0.3pcquerepresenta onúcleooucaroçodanuvem,92