Arquivo do trabalho - IAG - USP

Introduçãonuvens moleculares são 2.0 vezes maiores do que o valor crítico para o qual a gravidade eo suporte magnético se equilibram (e.g., Crutcher, 2008).Por outro lado, a presença de turbulência governa a estruturação e fragmentação denuvens moleculares em todas as escalas, e provavelmente também possui um papel importantedurante as diferentes fases da formação estelar (Mac Low & Klessen, 2004; McKee& Ostriker, 2007). A observação de larguras de linha que vão de umas poucas a mais de10 vezes a velocidade do som no meio indicam que os movimentos turbulentos são principalmentesupersônicos e trans-sônicos em nuvens moleculares. A turbulência encontra-seaproximadamente em equipartição com o campo magnético no meio interestelar e poresta razão acredita-se que seja trans-Alfvénica (Elmegreen & Scalo 2004; Heiles & Troland2005). De fato, a razão entre a energia turbulenta e a energia magnética para umanuvem fria neutra é aproximadamente 1.3 < E turb /E mag < 1.9 (Heiles & Troland 2005).A formação de estruturas parece estar relacionada à compressão causada pela contínuainjeção de energia turbulenta nas nuvens. Mesmo se a turbulência globalmente é forteo suficiente para suportar a nuvem contra a gravidade (Klessen et al., 2000; Mac Low& Klessen, 2004; Vázquez-Semadeni et al., 2005), ela também pode causar o colapso empequenas escalas, gerando regiões de alta densidade em meios magnetizados (Heitsch etal., 2001; Nakamura & Li, 2005; Melioli & de Gouveia Dal Pino, 2006; Leão et al., 2009) enão magnetizados (Klessen et al., 2000; Elmegreen & Scalo, 2004). Existem vários mecanismoscandidatos para a injeção de energia turbulenta dentro da nuvem. Fontes internasincluem o feedback de estrelas massivas e de baixa massa. Sendo que o primeiro, em particular,pode induzir turbulência através de intensa radiação ionizante, ventos e explosõesde supernovas (SNs) (McCray & Snow, 1979; Melioli & de Gouveia Dal Pino, 2006; Melioliet al., 2006; Leão et al., 2009). Candidatos externos também incluem choques deremanescentes de supernovas, RSNs (Wada & Norman, 2001; Elmegreen & Scalo, 2004;Melioli & de Gouveia Dal Pino, 2006; Melioli et al., 2006; Leão et al., 2009) e a estruturaespiral galática (Roberts, 1969; Bonnell et al., 2006). Todos estes processos parecem terpoder suficiente para explicar a estrutura e cinemática do meio interestelar (MIS) e poderiamgerar as dispersões de velocidades do gás observadas (Kornreich & Scalo, 2000).Fontes menos energéticas de turbulência incluem jatos e ventos proto-estelares, expansão2