Arquivo do trabalho - IAG - USP
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IntroduçãoAlém disso, simulações numéricas magneto-hidrodinâmicas tri-dimensionais (3D MHD)de interações RSN-nuvem para diferentes condições iniciais serão utilizadas para testaresses diagramasconstruí<strong>do</strong>sanaliticamente. Aplicaçõesdessesresulta<strong>do</strong>saregiõesreaisdeformação estelar em nossa própria galáxia revelarão que estas poderiam ter si<strong>do</strong> induzidaspor ondas de choque de SN. Com estes diagramas também derivaremos a eficiência deformação estelar para esse tipo de processo.NoCapítulo4introduziremosateoriadeturbulênciaemmeiosmagnetiza<strong>do</strong>s(Biskamp2003; Lazarian2011)edereconexãomagnéticaturbulentaseguin<strong>do</strong>o<strong>trabalho</strong>deLazarian& Vishniac (1999) (veja também Lazarian 2011; Santos-Lima et al. 2010; 2012; Lazarianet al. 2012). Descreveremos também a aplicação deste mecanismo no transporte de fluxomagnético no interior de nuvens moleculares turbulentas.No Capítulo 5, apresentaremos os estu<strong>do</strong>s numéricos que realizamos com o objetivo detestar essa teoria de transporte de fluxo magnético por reconexão turbulenta em nuvensmoleculares interestelares e os efeitos espera<strong>do</strong>s da mesma sobre a formação estelar. Descreveremosprimeiro a meto<strong>do</strong>logia numérica que empregamos para realizar simulações3D MHD de núcleos de nuvens moleculares ou glóbulos em presença de turbulência. Emseguida, apresentaremos os resulta<strong>do</strong>s da difusão de fluxo magnético pela turbulência consideran<strong>do</strong>nuvens moleculares com auto-gravidade, iniciadas tanto em equilíbrio magnetohidrostático,quanto fora deste, e consideran<strong>do</strong>-se nuvens com ou sem a presença de umpotencial gravitacional esférico central devi<strong>do</strong> a estrelas embebidas. Serão também realizadascomparações qualitativas de nosso resulta<strong>do</strong>s numéricos com 4 glóbulos densos(B1, B2172, L1448CO e L1544) observa<strong>do</strong>s por Crutcher et al. (2009) para os quais asrazões massa-fluxo magnético foram obtidas das observações. Veremos que o mecanismode difusão <strong>do</strong>s campos magnéticos aqui descrito, por reconexão turbulenta, parece serbem mais eficiente e não apresenta as dificuldades encontradas pela difusão ambipolar econstitui, portanto, um novo paradigma para a teoria de formação estelar.Finalmente, no Capítulo 6 as principais conclusões deste <strong>trabalho</strong> serão sumarizadase as perspectivas futuras serão apresentadas.7
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