Arquivo do trabalho - IAG - USP
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Formação estelar em nuvens turbulentas e o transporte de Fluxo Magnéticopor uma complexa combinação entre gravidade, auto-gravidade, intensidade <strong>do</strong> campomagnético e turbulência aproximadamente trans-sônica e trans-Alfvénica. Embora tenhamosencontra<strong>do</strong> que a difusão por reconexão turbulenta é muito eficiente para remover ofluxo magnético da maioria <strong>do</strong>s núcleos colapsantes testa<strong>do</strong>s aqui, somente alguns poucosforam bem sucedi<strong>do</strong>s em desenvolver núcleos aproximadamente críticos ou super-críticos(veja os modelos N2b, N2e, e N3), os quais serão capazes de colapsar e formar estrelas.Ou seja, para as condições das nuvens investigadas aqui, a formação de núcleos supercríticosé restrita a um intervalo limita<strong>do</strong> de parâmetros, como deveríamos esperar, já queobservações prevem uma baixa eficiência de formação estelar como discuti<strong>do</strong> no Cap. 1(veja também Mac Low & Klessen 2004; Leão et al. 2009; Vazquez-Semadeni et al. 2011).Para resumir, nossos resulta<strong>do</strong>s sugerem que o transporte de fluxo por reconexão turbulentapermitirá nuvens inicialmente sub-críticas tornarem-se aproximadamente críticasou super-críticas para nuvens (ou glóbulos) com valores iniciais de β ∼ 1 a 3, densidadesda nuvem 50 < n 0 < 100 cm −3 , quan<strong>do</strong> consideramos massas estelares M ⋆ ∼ 41M ⊙ , e100 < n 0 < 140 cm −3 , quan<strong>do</strong> consideramos massas estelares M ⋆ ∼ 27M ⊙ , implican<strong>do</strong> emglóbulos com massas totais M tot 120M ⊙ . Para densidades menores, as nuvens são fragmentadaspela força da turbulência injetada e nenhum núcleo se forma 5 . Para densidadesmaiores, osefeitosdaauto-gravidadesãotãofortesqueonúcleocolapsadragan<strong>do</strong>ocampomagnético, de mo<strong>do</strong> que não há nenhum transporte significativo de fluxo magnético. Dos9 modelos auto-gravitantes estuda<strong>do</strong>s aqui, 4 formam núcleos aproximadamente críticosou supercríticos (N1, N2b, N2e e N3) e 2 formam núcleos sub-críticos (N2a e E1), to<strong>do</strong>scom evidências de transporte de fluxo magnético. Os 3 modelos remanescentes (N2c, N2de N4) não apresentam qualquer evidência de transporte de fluxo magnético por difusãopor reconexão (em virtude <strong>do</strong> fato de a nuvem possuir um campo magnético inicial muitoforte ou à turbulência ser muito forte, como descrito na Secção 5.3). A Tabela 5.5 listaas condições finais <strong>do</strong>s núcleos forma<strong>do</strong>s para to<strong>do</strong>s os modelos simula<strong>do</strong>s.5 É possívelque este efeito esteja um pouco subestima<strong>do</strong> devi<strong>do</strong> aoemprego de uma equaçãoisotérmicade esta<strong>do</strong> para as nuvens (veja Cap. 6).112