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
Formação estelar em nuvens turbulentas e o transporte de Fluxo Magnético(〈B〉 0.3 /〈ρ〉 0.3 )/(¯B/¯ρ), para o modelo com turbulência (linha vermelha tracejada) e semturbulência (linha preta sólida). Os símbolos ¡¿ significam médias tomadas dentro <strong>do</strong> raioda nuvem 0.3 pc. Esta razão é normalizada pelo valor médio (¯B/¯ρ) toma<strong>do</strong> sobre toda acaixa computacional. Para a geometria a<strong>do</strong>tada com um campo magnético inicialmenteuniforme, a razão acima é aproximadamente igual à razão fluxo magnético-massa dentroda região considerada.Os painéis à direita destas figuras (5.2, 5.4, 5.7) e o painel superior à direita da Figura5.6 apresentam perfis da razão entre o campo magnético médio e a densidade média comofunção da distância radial r <strong>do</strong> centro da nuvem para estes mesmos modelos em t = 100Myrs.NaFigura5.2, notamosque apósuma rápidadiminuição inicial causada pela relaxação<strong>do</strong> sistema, a razão campo magnético-densidade dentro <strong>do</strong> núcleo da nuvem (painéis aocentro) permanece aproximadamente constante no caso laminar (isto é, sem turbulência),enquanto nos casos com turbulência existe uma clara diminuição desta 2 . Este resulta<strong>do</strong>indica que existe transporte de fluxo magnético a partir das regiões centrais mais massivasedensasparaasregiõesdemenordensidade fora<strong>do</strong>núcleodasnuvens. NaFigura5.2, esteefeito é particularmente mais pronuncia<strong>do</strong> no modelo N2b (painel inferior) possui umadensidade inicial de gás muito maior <strong>do</strong> que os outros modelos da Figura, e portanto,está sob a influência de uma auto-gravidade maior. Comparan<strong>do</strong> os modelos N1 e N2aque têm a mesma densidade inicial de gás, notamos que aquele com maior potencialestelar (modelo N1 no painel superior) apresenta um maior desacoplamento entre o fluxomagnético e a densidade. Consistentemente, os painéis à direita da Figura 5.2 mostramque o modelo turbulento com maior densidade inicial (para o qual os efeitos da autogravidadesão mais importantes, i.e., o modelo N2b), tem uma maior diminuição no perfilradial da razão campo magnético-densidade na região <strong>do</strong> núcleo da nuvem (acompanhadapor um grande aumento desta nas regiões <strong>do</strong> envelope da nuvem) confirman<strong>do</strong> portanto,a tendência observada nos painéis centrais.2 Notamos que as oscilações observadas nestes gráficos (que são levemente mais fortes nos modeloslaminares) sãooscilaçõesacústicasda nuvem devi<strong>do</strong>aofato de que o tempo de virializaçãodestes sistemasé maior <strong>do</strong> que o perío<strong>do</strong> simula<strong>do</strong>.93
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