Arquivo do trabalho - IAG - USP

Reconexão Magnética Turbulentafor transônica e super ou trans-Alfvénica.Como já discutimos nos Cap. 2, diversos mecanismos injetam energia no meio interestelarinduzindo movimentos supersônicos em diversas escalas, desde de unidades astronômicas(U.A.) até as grande escalas de kpc (kilo-parsecs) (Armstrong et al. 1995;Lazarian 2009). Candidatos sugeridos como mecanismos de injeção interna de turbulênciaincluem o ”feedback”tanto de estrelas de baixa massa quanto de estrelas massivas. Esteúltimo éomaior agente estruturador no MIS (McCray & Snow 1979), inicialmente atravésda produção de poderosos ventos e intensa radiação ionizante e, ao fim de suas vidasatravés de explosões como supernovas (SNs). Candidatos externos incluem choques espiraisgaláticos (Roberts 1969; Bonnell et al. 2006) e novamente as violentas explosões desupernovas (McKee & Ostriker 1977; Wada & Norman 2001; Elmegreen & Scalo 2004;Melioli et al. 2006; Leão et al 2009). Estes processos parecem ter energia suficiente paraexplicar a cinemática do MIS e podem gerar a relação escala de tamanho-velocidades dedispersão observada (Kornreich & Scalo 2000). Portanto, o MIS é altamente turbulento oquemudaaformadeestudarmosadinâmica demuitosprocessosimportantesqueocorremnestes, incluindo a reconexão magnética.A turbulência no MIS é observacionalmente revelada pelas flutuações de densidade doelétron, como podemos ver na Fig. 4.1. Esta Figura mostra a ”densidade da potência daturbulência”em função do inverso da escala de comprimento das estruturas turbulentas,ou seja, o número de onda (Chepurnov & Lazarian 2010). As linhas espectrais nos dãoevidências observacionais mais diretas mostrando o espectro das flutuações de velocidadeturbulenta supersônica (veja Padoan et al. 2004, 2009, Chepurnov et al. 2010).O plasma magnetizado em meios astrofísicos apresenta números de Reynolds 1 muitograndes devido às grandes escalas de comprimento envolvidas, permitindo o rápido desenvolvimentode instabilidades e movimentos turbulentos. Por exemplo, R e ∼ 10 10 ou maioressão muito comuns para fluidos astrofísicos. Os mecanismos de indução de turbulênciainjetamenergia nasgrandesescalas eentão esta energia cascateia paraaspequenas escalasatravés dos vórtices espalhando-se por todas as escalas.1 R e = vL/ν, onde L e v são, respectivamente, a escala de comprimento e a velocidade do fluido, e νsua viscosidade cinemática, veja Cap. 269