Arquivo do trabalho - IAG - USP
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Formação estelar em nuvens turbulentas e o transporte de Fluxo Magnéticoesférico toda a matéria é puxada para um único ponto enquanto que no caso <strong>do</strong> potencialcilíndrico a gravidade puxa o material colapsante para o eixo central ao longo de to<strong>do</strong> ocilindro o que é mais efetivo para auxiliar o desacoplamento entre o gás colapsante e ofluxo magnético pela difusão por reconexão turbulenta.5.4 DiscussõesApresentamos neste capítulo simulações 3D MHD da evolução de nuvens auto-gravitantescom um potencial gravitacional central com simetria esférica imersas em um campomagnético inicialmente uniforme. Para comparação consideramos também alguns modelossem auto-gravidade. As simulações foram iniciadas com a nuvem em equilíbriomagneto-hidrostático (veja modelo E1 da Tabela 5.1) ou já fora deste (to<strong>do</strong>s os outrosmodelos da Tabela 5.1). Injetamos turbulência não-helicoidal 4 em cada sistema com umavelocidade rms (v rms ) comparável à velocidade de Alfvén inicial e à velocidade isotérmica<strong>do</strong> som (veja a Tabela 5.1) e então deixamos o sistema evoluir. To<strong>do</strong>s os modelos testa<strong>do</strong>spossuem uma razão entre a energia turbulenta e a energia magnética > 1, o que é compatívelcom estimativas de observações <strong>do</strong> meio interestelar frio neutro (Heiles & Troland2005). Impusemos a to<strong>do</strong>s os sistemas o mesmo tempo de decaimento turbulento (eqs.5.7) para compararmos os efeitos da difusão por reconexão turbulenta entre eles. Tambémpara comparação, evoluímos o mesmo grupo de modelos sem a injeção de turbulência.A maioria <strong>do</strong>s modelos turbulentos investiga<strong>do</strong> aqui mostra evidências de transportede fluxo magnético, isto é, um desacoplamento <strong>do</strong> campo magnético das regiões internasmais densas da nuvem devi<strong>do</strong> à presença de turbulência MHD. As exceções são o modeloR3 sem auto-gravidade (como demonstra<strong>do</strong> pelas Figuras 5.10 e 5.11) e os modelos autogravitantesN2c, N2d, e N4 (veja as Figuras 5.4 e 5.5, e 5.7 e 5.8, respectivamente).4 Turbulência não-helicoidal é a turbulência em que a helicidade cinética (v·∇×v) é diferente de zero,ou seja, ∇×v é diferente de zero (Haugen et al. 2004; Polifke & Shtilman 1989), esta é importante paraestu<strong>do</strong>s de dínamo e a indução <strong>do</strong> efeito alfa nestes.103