Arquivo do trabalho - IAG - USP
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turbulent tomagneticenergy ratiosE turb /E mag ∼ 1.62to2.96, anddensities 50 < n < 140cm −3 , when considering stellar masses M ⋆ ∼ 25M ⊙ , implying total (gas+stellar) massesM tot 120M ⊙ .ix
Capítulo 1Introdução“Somewhere, something incredible is waiting to be known.”(Carl Sagan)Sabemos que o processo de formação estelar se dá em regiões densas, como os glóbulos,dentro de nuvens moleculares gigantes (NMG’s, Blitz 1993; Williams, Blitz & McKee2000). Isto é devido às suas baixas temperaturas e altas densidades que auxiliam aforça gravitacional a tornar-se dominante sobre todas as forças que agem para prevenir ocolapso. Contudo, apesar da intensa investigação observacional e teórica, ainda não estacompletamente claro como esses glóbulos formam estrelas.Dois importantes ingredientes estão presentes nas nuvens: campos magnéticos e turbulência.Por um lado, o gradiente de pressão magnética é um importante agente trabalhandocontraocolapsogravitacionaldogás.Aestabilidadedeumanuvemsuportadapelapressão magnética pode ser quantificada pela razão massa-fluxo magnético, M/Φ ≃ N/B,onde M éamassa da nuvem, Φ é o fluxo magnético, B é o campo magnético, e N é a densidadecolunar. Esta razão em princípio define até que ponto um campo magnético estáticopode impedir uma nuvem de colapsar por ação de sua gravidade (e.g., Nakano & Nakamura1978, Crutcher 1999, 2005a, Crutcher & Troland 2007, Heiles & Crutcher 2005,Falgarone et al. 2008). Considerando uma nuvem inicialmente esférica, o valor críticopara esta razão é B cr ≃ 2.57 × (N/10 21 cm −2 ) µG, para o gás hidrogênio. Mediçõesdo efeito Zeeman (Cap. 2) sugerem que as razões massa-fluxo magnético em núcleos de1
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turbulent tomagneticenergy ratiosE turb /E mag ∼ 1.62to2.96, anddensities 50 < n < 140cm −3 , when considering stellar masses M ⋆ ∼ 25M ⊙ , implying total (gas+stellar) massesM tot 120M ⊙ .ix
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