Formação estelar em nuvens turbulentas e o transporte de Fluxo Magnéticoexcesso defluxo magnético desistemas colapsantes, como sugeri<strong>do</strong> porLazarian(2005). Opresente estu<strong>do</strong>, que considera nuvens auto-gravitantes esféricas mais realistas, confirmaos resulta<strong>do</strong>s da análise anterior, ou seja, mostra que a presença de turbulência é capazde remover fluxo magnético de regiões mais densas centrais para as bordas da nuvem, eportanto, facilita o colapso gravitacional na maioria <strong>do</strong>s modelos testa<strong>do</strong>s, sem consideraros efeitos da difusão ambipolar. Isto é assegura<strong>do</strong> pela medida da razão fluxo magnéticomassana região <strong>do</strong> núcleo das nuvens simuladas, o qual é quantifica<strong>do</strong> em nosso estu<strong>do</strong>pela razão entre campo magnético médio e a densidade média dentro destas (veja osdiagramas centrais das Figuras 5.2, 5.4, 5.6-em cima, 5.7, e 5.10). Esta razão diminuicom o tempo na maioria <strong>do</strong>s modelos turbulentos, enquanto permanece constante, emmédia, em suas contra-partidas não turbulentas.Como em Santos-Lima et al. (2010), também encontramos que um aumento no potencialgravitacional estelar (veja e.g., os modelos N1 e N2a da Figura 5.2), bem como umadiminuição na força <strong>do</strong> campo magnético inicial (ou um aumento em β; veja modelos N2bda Figura 5.2 e N2c e N2d na Figura 5.4) favorece o transporte de fluxo magnétiico porreconexão magnética turbulenta e seu desacoplamento <strong>do</strong> gás denso colapsante.Nos casos em que a turbulência é sub-Alfvénica (i.e., v turb /v A < 1, como nos modelosN2c, N2d, e N2e), o transporte de fluxo pela reconexão turbulenta é mais difícil, comodeveríamos esperar, já que a turbulência nas grandes escalas é fraca. De fato, para umanuvem com um campo magnético inicial muito grande, turbulência sub-Alfvénica não serácapaz de transportar o fluxo magnético para fora e o núcleo da nuvem falhará em evoluirpara um núcleo supercrítico, isto é, um núcleo com razão massa-fluxo magnético acima <strong>do</strong>valor crítico, o que é necessário para a gravidade se sobrepor às forças magnéticas (vejaos modelos N2c e N2d nas Figuras 5.4 e 5.5 para os quais β = 0.3 e v turb /v A = 0.7 e 0.9,respectivamente).No entanto, até mesmo regimes de turbulência sub-Alfvénica podem permitir a formaçãode núcleos críticos. Este foi o caso <strong>do</strong> modelo N2e, que possui as mesmas condiçõesiniciais <strong>do</strong> modelo N2c, porém, um potencial gravitacional total (gás + estrelas) menor.Este provocou um atraso no colapso de gás, o qual deu tempo para a reconexão turbulentasub-Alfvénica agir, poisestasetornamaisfortenasmenoresescalas(Lazarian2006,2011),106
Formação estelar em nuvens turbulentas e o transporte de Fluxo Magnéticoe transportar para fora parte <strong>do</strong> fluxo magnético e permitin<strong>do</strong> a formação de um núcleocrítico (veja Figura 5.5).Este resulta<strong>do</strong> pode ser compreendi<strong>do</strong> em termos <strong>do</strong> coeficiente de difusão por reconexãoem regimes sub-Alfvénicos (eq. 4.17, Cap. 4). Embora fraca nas grandes escalas,à medida que a turbulência cascateia a força das interações aumenta e em uma escalal ≃ l inj (v turb /v A ) 2 torna-se mais forte e, portanto, mais eficiente para ajudar a transportaro fluxo magnético. Como vimos no Cap.4, a difusividade neste regime é dadaaproximadamente por l inj v turb (v turb /v A ) 3 (eq. 4.17). Logo é menor <strong>do</strong> que a difusividadeturbulenta hidrodinâmica por um fator (v turb /v A ) 3 (ver eq. 4.12), com os vórtices daturbulência forte desempenhan<strong>do</strong> um papel fundamental. Na próxima seção discutiremosa validade desta estimativa para o coeficiente de difusão por reconexão turbulenta.5.4.2 Comparação entre os efeitos da difusividade por reconexãomagnética e da resistividadeComo em Santos-Lima et al. (2010), podemos avaliar um coeficiente de difusão porreconexão turbulenta efetivo a partir de nossos modelos simula<strong>do</strong>s compará-los com modelosresistivos, porém não turbulentos, que possuam uma grande resistividade Ôhmica.Por exemplo, consideran<strong>do</strong> as mesmas condições iniciais que aquelas <strong>do</strong>s modelos sub-Alfvénicos N2c, N2d e N2e, realizamos várias simulações de modelos resistivos não turbulentosconsideran<strong>do</strong> diferentes valores de “super-resistividade Ôhmica. A Tabela 5.3apresenta três grupos de modelos resistivos não turbulentos, N2cr, N2dr, e N2er cujascondições iniciais são as mesmas que as <strong>do</strong>s modelos N2c, N2d e N2e, respectivamente.A Figura 5.12 compara o modelo N2c com <strong>do</strong>is modelos resistivos N2cr1 e N2cr2 com asmesmas condições inciais e super-resistividade Ôhmica η Ohm = 0.005 u.c. e η Ohm = 0.001u.c., respectivamente. Vemos que o modelo resistivo com η Ohm = 0.001 é o que reproduzmelhor omodeloN2c. Isso nossugerequearesistividade turbulenta efetiva<strong>do</strong>modeloN2céη turb ≈ 0.001 u.c. Um procedimento similar para os modelos N2deN2e permite-nos estimartambém seus coeficientes de difusão turbulenta, os quais são apresenta<strong>do</strong>s na Tabela5.4. Esta Tabela também mostra os valores correspondentes para a razão η turb /l inj v turb107
- Page 1 and 2:
Universidade de São PauloInstituto
- Page 3 and 4:
Ao meu marido Rafael Leão.
- Page 6 and 7:
SumárioResumoivAbstractvii1 Introd
- Page 9 and 10:
ResumoNeste trabalho investigamos o
- Page 11 and 12:
críticos, o que é consistente com
- Page 13 and 14:
tion and found that it is generally
- Page 15 and 16:
Capítulo 1Introdução“Somewhere
- Page 17 and 18:
Introduçãode regiões HII, e inst
- Page 19 and 20:
Introduçãode poeira específicos
- Page 21 and 22:
IntroduçãoAlém disso, simulaçõ
- Page 23 and 24:
Revisão Teóricacomponentes do MIS
- Page 26 and 27:
Revisão Teóricaparte deste trabal
- Page 28 and 29:
Revisão TeóricaFigura 2.1: Esboç
- Page 30 and 31:
Revisão TeóricaFermi 1 (Chandrase
- Page 32 and 33:
Revisão Teóricaeste suporte a nuv
- Page 34 and 35:
Revisão TeóricaFigura 2.2: Diagra
- Page 36 and 37:
Revisão Teórica, para uma nuvem c
- Page 38 and 39:
Revisão Teórica2.2.1 A inclusão
- Page 40 and 41:
Revisão Teóricaonden c,sh,B,r ∼
- Page 42 and 43:
Revisão TeóricaEm termos dos par
- Page 44 and 45:
Revisão TeóricaNa presença de ca
- Page 46 and 47:
Revisão TeóricaE no caso de um RS
- Page 48 and 49:
Capítulo 3Formação Estelar induz
- Page 50 and 51:
Formação Estelar induzida por Cho
- Page 52 and 53:
Formação Estelar induzida por Cho
- Page 54 and 55:
Formação Estelar induzida por Cho
- Page 56 and 57:
Formação Estelar induzida por Cho
- Page 58 and 59:
Formação Estelar induzida por Cho
- Page 60 and 61:
Formação Estelar induzida por Cho
- Page 62 and 63:
Formação Estelar induzida por Cho
- Page 64 and 65:
Formação Estelar induzida por Cho
- Page 66 and 67:
Formação Estelar induzida por Cho
- Page 68 and 69:
Formação Estelar induzida por Cho
- Page 70 and 71: Reconexão Magnética Turbulenta504
- Page 72 and 73: Reconexão Magnética TurbulentaFig
- Page 74 and 75: Reconexão Magnética TurbulentaFig
- Page 76 and 77: Reconexão Magnética TurbulentaFig
- Page 78 and 79: Reconexão Magnética TurbulentaFig
- Page 80 and 81: Reconexão Magnética Turbulenta10.
- Page 82 and 83: Capítulo 4Turbulência MHD e a dif
- Page 84 and 85: Reconexão Magnética TurbulentaFig
- Page 86 and 87: Reconexão Magnética TurbulentaFig
- Page 88 and 89: Reconexão Magnética Turbulentatur
- Page 90 and 91: Reconexão Magnética TurbulentaEst
- Page 92 and 93: Reconexão Magnética Turbulenta4.2
- Page 94 and 95: Reconexão Magnética Turbulentader
- Page 96 and 97: Reconexão Magnética Turbulentacul
- Page 98 and 99: Capítulo 5Formação estelar em nu
- Page 100 and 101: Formação estelar em nuvens turbul
- Page 102 and 103: Formação estelar em nuvens turbul
- Page 104 and 105: Formação estelar em nuvens turbul
- Page 106 and 107: Formação estelar em nuvens turbul
- Page 108 and 109: Formação estelar em nuvens turbul
- Page 110 and 111: Formação estelar em nuvens turbul
- Page 112 and 113: Formação estelar em nuvens turbul
- Page 114 and 115: Formação estelar em nuvens turbul
- Page 116 and 117: Formação estelar em nuvens turbul
- Page 118 and 119: Formação estelar em nuvens turbul
- Page 122 and 123: Formação estelar em nuvens turbul
- Page 124 and 125: Formação estelar em nuvens turbul
- Page 126 and 127: Formação estelar em nuvens turbul
- Page 128 and 129: Formação estelar em nuvens turbul
- Page 130 and 131: Formação estelar em nuvens turbul
- Page 132 and 133: ConclusõesFigura 5.14: O mesmo que
- Page 134 and 135: Conclusõesestabelece que a frente
- Page 136 and 137: Conclusõestransporte eficiente de
- Page 138 and 139: APÊNDICE A - Supernovas e seus rem
- Page 140 and 141: APÊNDICE A - Supernovas e seus rem
- Page 142 and 143: APÊNDICE A - Supernovas e seus rem
- Page 144 and 145: APÊNDICE A - Supernovas e seus rem
- Page 146 and 147: APÊNDICE A - Supernovas e seus rem
- Page 148 and 149: APÊNDICE A - Supernovas e seus rem
- Page 150 and 151: Apêndice BCódigo Numérico 3DMHD-
- Page 152 and 153: Resolvedores de Riemann e o método
- Page 154 and 155: uma descontinuidade na fronteira da
- Page 156 and 157: Apêndice CLocal star formation tri
- Page 158 and 159: Apêndice ECloud core collapse and
- Page 160 and 161: REFERÊNCIASBonnell, I. A., Dobbs,
- Page 162 and 163: REFERÊNCIASFalceta-Gonçalves, D.,
- Page 164 and 165: REFERÊNCIASKobayashi, N & Tokunaga
- Page 166 and 167: REFERÊNCIASMaciel,W. J., Evoluçã
- Page 168 and 169: REFERÊNCIASOliveira Filho, K. S. &
- Page 170 and 171:
REFERÊNCIASSimon, R. 1965, AnAp, 2