Arquivo do trabalho - IAG - USP

Reconexão Magnética TurbulentaFigura4.1: Turbulência nomeiointerestelardevidoàsflutuaçõesdedensidadedoselétronsusando os dados do WHAM (Wisconsin Hα Mapper). A curva pontilhada corresponde àturbulência Kolmogorov. (Chepurnov & Lazarian 2010; Lazarian 2011)Como turbulência está presente em todas as escalas do meio interestelar e em nuvensmoleculares (Larson 1981, Armstrong et al. 1994, Elmegreen & Falgarone 1996, Lazarian2011 e referências ali contidas) podemos visualizar cada fase deste como parte da cascataturbulenta, isto é, como flutuações de densidade em um fluido compressível.O verdadeiro papel que a turbulência e o campo magnético possuem no colapso denuvens e na formação estelar é ainda bastante debatido. Uma questão importante nestedebate é que, sob condições de MHD ideal, todo fluxo magnético deveria ser arrastadojuntamente com o material colapsante. Neste caso, o campo magnético em uma protoestrelaseria ∼ 10 9 G, isto é, várias ordens de magnitude maior do que o observado emestrelas TTauri ( 4×10 3 G, veja Yang & Johns-Krull 2011; Johns-Krull 2007). Este écomumente denominado de ”problema do fluxo magnético”(veja Galli et al. 2006, Johns-Krull 2007, Santos-Lima et al. 2012). Para resolver este problema devem-se considerar70