Arquivo do trabalho - IAG - USP

Formação estelar em nuvens turbulentas e o transporte de Fluxo MagnéticoFigura 5.8: O mesmo que na Figura 5.3 para os modelos N3 e N4 da Figura 5.7. Painéissuperiores: modelo N3 (n 0 = 100 cm −3 , e M ⋆ = 27.1M ⊙ ); painéis inferiores: modelo N4(n 0 = 100 cm −3 , e M ⋆ = 20.4M ⊙ ).no modelo N2b).Em ambos os modelos turbulentos notamos uma diminuição menor na razão campomagnético-densidade no núcleo da nuvem ao longo do tempo quando comparados aomodelo N2b(veja painéis centrais da Figura5.7), especialmente para omodelo commenorpotencial estelar (N4). A inspeção do perfil radial da razão massa-fluxo magnético emt = 100 Myr para este modelo na Figura 5.8 mostra que de fato não existe transportede fluxo magnético neste caso. Isto ocorre por causa da combinação de dois efeitos. Omaior campo magnético do modelo N4 relativo ao modelo N2b (veja Tabela 5.1) faz comque seja mais difícil para a turbulência desacoplar o fluxo magnético do material maisdenso. Ao mesmo tempo com um menor potencial gravitacional estelar a queda de gáspara o centro no modelo N4 é mais lenta (veja Tabela 5.2), e a turbulência torna-se maiseficaz para espalhar o gás agindo contra a gravidade (painel inferior à esquerda da Figura5.8). O modelo N3 por outro lado, embora tenha a mesma força de campo magnético100