Arquivo do trabalho - IAG - USP
Arquivo do trabalho - IAG - USP Arquivo do trabalho - IAG - USP
Formação estelar em nuvens turbulentas e o transporte de Fluxo Magnéticoé de fato detectado nos núcleos formados neste estudo.No caso particular do modelo N2b, as razões encontradas R e R ′ são menores do quea unidade até o núcleo tornar-se altamente super-crítico, deste ponto em diante R e R ′ficam maiores do que a unidade devido ao aumento descontrolado/desenfreado da razãomassa-fluxo magnético do núcleo colapsante (a razão massa-fluxo magnético máxima donúcleo µ crit,c ∼ 40.7, como mostrado na Tabela 5.5 e na Figura 5.3).As Figuras 5.13 e 5.14 ilustram o transporte das linhas de campo magnético do núcleocolapsante para o envelope para o modelo N2b. Enquanto a Figura 5.13 compara estemodelo turbulento com sua contra-partida não turbulenta no passo de tempo final (t =100 Myrs), a Figura 5.14 mostra a evolução temporal deste modelo turbulento até o iníciodo colapso do núcleo por volta de 90 Myrs quando então, a porção de fluxo magnético quenão foi transportada difusivamente para o envelope circundante é advectada para o centropelo gás colapsante, causando um grande aumento na intensidade do campo magnéticonesta região.Figura5.13: Distribuiçãodaslinhasdecampomagnéticoecorteequatorialdadistribuiçãologarítmica da densidade para o modelo colapsante N2b. O painel à direita mostra o modeloturbulento enquanto que o painel à esquerda mostra sua contra-partida laminar. Otempo apresentado é 100 Myrs para ambos os modelos. O núcleo central possui uma densidade50 cm −3 . Foram graficadas 100 linhas de campo magnético igualmente espaçadasdentro de um raio de ∼ 1.3 pc.No caso do modelo N1, as razões R e R ′ são menores do que 1 por vários passos de114
Formação estelar em nuvens turbulentas e o transporte de Fluxo Magnéticotempo. Após 68 Myrs, um aumento muito rápido da densidade central causado pelo altopotencial gravitacional central neste modelo faz com que R ′ e R aumentem seus valorespara maiores do que 1 (a mesma situação pode ser aplicada para o modelo sem autogravidadeR1). Portanto, os três núcleos terminam com R e R ′ > 1 porque já estãocolapsando para formar proto-estrelas, N2b devido ao domínio da auto-gravidade e N1 (eR1) devido ao forte potencial central. Os outros núcleos super-críticos (N2e e N3) aindapossuem valores de R e R ′ < 1 no tempo final simulado, e portanto, comparáveis àquelesobtidos para os núcleos observados por Crutcher et al.Notemos finalmente, que os valores inferidos das observações para R e R ′ por Crutcheret al. estão sujeitos a incertezas significativas devido a limitações nas medições e asuposições simplificadas (veja Mouschovias & Tassis 2010). Portanto, embora encorajadores,os resultados das comparações acima devem ser vistos com cautela. Além disso,mais dados e mais estimativas observacionais precisas são ainda necessárias.5.5 Observações finaisO mecanismo aqui discutido de difusão por reconexão pode apresentar a última peça quefalta paraaconstrução deum novo paradigma na formaçãode estrelas, ondeaturbulênciadesempenha um papel central (veja também Lazarian2011). Este estudo numérico, juntamentecom o anterior de Santos-Lima et al. (2010) investigaram este novo mecanismo detransportedecampomagnético, tendocomofocoprincipal osestágiosiniciais daformaçãoestelar. Recentemente, Santos-Lima et al. (2012a, 2012b) também investigaram este mecanismonos estágios finais, durante a formação dos discos proto-estelares. Estes autoresdemonstraram, tambémpormeiodesimulações3DMHD(similaresàsaquiapresentadas),que a difusividade devido a reconexão magnética na presença de turbulência também écapaz de transportar o excesso de fluxo magnético para as regiões externas do disco emformação em escalas de tempo compatíveis com o colapso do núcleo. Em apenas ∼ 30mil anos, mostraram que um disco girante forma-se ao redor de uma proto-estrela comum perfil aproximadamente Kepleriano, como exigido pelas observações. Uma vez quea turbulência MHD deve estar presente também em discos proto-estelares, este é um115
- 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 120 and 121: 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 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
Formação estelar em nuvens turbulentas e o transporte de Fluxo Magnéticotempo. Após 68 Myrs, um aumento muito rápi<strong>do</strong> da densidade central causa<strong>do</strong> pelo altopotencial gravitacional central neste modelo faz com que R ′ e R aumentem seus valorespara maiores <strong>do</strong> que 1 (a mesma situação pode ser aplicada para o modelo sem autogravidadeR1). Portanto, os três núcleos terminam com R e R ′ > 1 porque já estãocolapsan<strong>do</strong> para formar proto-estrelas, N2b devi<strong>do</strong> ao <strong>do</strong>mínio da auto-gravidade e N1 (eR1) devi<strong>do</strong> ao forte potencial central. Os outros núcleos super-críticos (N2e e N3) aindapossuem valores de R e R ′ < 1 no tempo final simula<strong>do</strong>, e portanto, comparáveis àquelesobti<strong>do</strong>s para os núcleos observa<strong>do</strong>s por Crutcher et al.Notemos finalmente, que os valores inferi<strong>do</strong>s das observações para R e R ′ por Crutcheret al. estão sujeitos a incertezas significativas devi<strong>do</strong> a limitações nas medições e asuposições simplificadas (veja Mouschovias & Tassis 2010). Portanto, embora encoraja<strong>do</strong>res,os resulta<strong>do</strong>s das comparações acima devem ser vistos com cautela. Além disso,mais da<strong>do</strong>s e mais estimativas observacionais precisas são ainda necessárias.5.5 Observações finaisO mecanismo aqui discuti<strong>do</strong> de difusão por reconexão pode apresentar a última peça quefalta paraaconstrução deum novo paradigma na formaçãode estrelas, ondeaturbulênciadesempenha um papel central (veja também Lazarian2011). Este estu<strong>do</strong> numérico, juntamentecom o anterior de Santos-Lima et al. (2010) investigaram este novo mecanismo detransportedecampomagnético, ten<strong>do</strong>comofocoprincipal osestágiosiniciais daformaçãoestelar. Recentemente, Santos-Lima et al. (2012a, 2012b) também investigaram este mecanismonos estágios finais, durante a formação <strong>do</strong>s discos proto-estelares. Estes autoresdemonstraram, tambémpormeiodesimulações3DMHD(similaresàsaquiapresentadas),que a difusividade devi<strong>do</strong> a reconexão magnética na presença de turbulência também écapaz de transportar o excesso de fluxo magnético para as regiões externas <strong>do</strong> disco emformação em escalas de tempo compatíveis com o colapso <strong>do</strong> núcleo. Em apenas ∼ 30mil anos, mostraram que um disco girante forma-se ao re<strong>do</strong>r de uma proto-estrela comum perfil aproximadamente Kepleriano, como exigi<strong>do</strong> pelas observações. Uma vez quea turbulência MHD deve estar presente também em discos proto-estelares, este é um115
Change language