Arquivo do trabalho - IAG - USP
Arquivo do trabalho - IAG - USP Arquivo do trabalho - IAG - USP
Reconexão Magnética Turbulentaturbulência MHD confirmaram as previsões de que vórtices magnetizados são alongadosna direção do campo magnético (veja adiante) e forneceram resultados consistentes comas relações quantitativas do grau de elongação destes vórtices obtidas por Goldreich &Sridhar (1995).A turbulência MHD, quando suficientemente forte em termos da magnitude das interaçõesnão lineares entre as estruturas (veja descrição adiante), pode ser descrita pormeio de vórtices 2 , de forma similar à turbulência hidrodinâmica. Por outro lado, aocontrário da turbulência de Kolmogorov, na presença de um campo magnético forte (dinamicamenteimportante) os vórtices tornam-se anisotrópicos. Os vórtices irão entãomisturar as linhas de campo na direção perpendicular ao campo magnético.Considereumvórticededimensõesl ‖ el ⊥ paraleloeperpendicularaocampomagnético,respectivamente. Por causa da transferência turbulenta para escalas perpendiculares menores,l ⊥ tende a encolher, tornando o vórtice mais alongado. Em geral, este processoserá limitado pela propagação na direção paralela tal que (Biskamp 2003)δv l /l ⊥ ∼ v A /l ‖ (4.1)esta relação é conhecida como o balanço crítico (critical balance) de Goldreich & Sridhar.Esta é a principal proposição da teoria de GS95, a igualdade entre um período de rotaçãodo vórtice l ⊥ /δv l e o período da correspondente onda de Alfvén ∼ l ‖ /v A , onde v A é avelocidade de Alfvén. Então a cascata espectral ocorre principalmente no plano k ⊥ com ofluxo de energia ǫ constante no intervalo inercial (tal como na teoria de Kolmogorov paraturbulência hidrodinâmica),ǫ ∼ v 3 l /l ⊥ (4.2)Usando a expressão anterior para δv l e combinando esta relação com a eq. 4.1 obtemos2 A descrição em termos de pacotes de onda interagentes ou modos é também possível com os correspondentesvetores de onda tendendo a ficar mais e mais perpendiculares ao campo magnético à medidaque a cascata se desenvolve (Schekochihin & Cowley 2007).74
Reconexão Magnética Turbulental ‖ ∼ v Aǫ 1/3l2/3 ⊥ ∼ L1/3 l 2/3⊥, (4.3)onde L = vA 3 /ǫ. Encontramos que a anisotropia espectral aumenta com k, ou seja, com adiminuição do tamanho dos vórtices,k ⊥ /k ‖ ∼ (L k ⊥ ) 1/3 (4.4)o que reflete a tendência de os vórtices tornarem-se mais e mais alongados com o cascateamentoda energia para as menores escalas.Esta relação de escala é confirmada pelas simulações numéricas (e.g., Cho & Vishniac2000; Beresnyak, Lazarian&Cho2005). Arelação4.2éequivalente aoespectro deenergiaKolmogorov perpendicular à direção do campo local:E k⊥ ∼ ǫ 2/3 k −5/3⊥∼ (v 3 A /L)2/3 k −5/3⊥, (4.5)O espectro de energia paralelo está atrelado ao espectro perpendicular. Assim, usandok ⊥ da eq. 4.3 temosE k‖ ∼ ǫ 3/2 v −5/2Ak −5/2‖. (4.6)Observamos que se não existe campo médio a turbulência pode ser isotrópica com umespectro Kolmogorov visto que a contribuição da parte paralela é pequena no intervaloinercial e decai mais rapidamente. Na presença de um campo médio B 0 , o espectroKolmogorov, deve ser medido somente no plano perpendicular enquanto que a amplitudedas flutuações paralelas ao campo são pequenas (Biskamp 2003).É importante notar que as escalas l ⊥ e l ‖ são medidas com respeito ao sistema dereferência relacionado à direção do campo magnético local visto pelo vórtice.A teoria GS95 descrita acima assume que a injeção de energia é isotrópica na escalaL e que a velocidade de injeção da turbulência v L é igual à velocidade de Alfvén no fluidov A , isto é, o número de Mach Alfvénico é M A ≡ (v L /v A ) = 1. Temos então uma descriçãopara a turbulência trans-Alfvénica.75
- Page 38 and 39: Revisão Teórica2.2.1 A inclusão
- Page 40 and 41: Revisão Teóricaonden c,sh,B,r ∼
- Page 42 and 43: Revisão TeóricaEm termos dos par
- Page 44 and 45: Revisão TeóricaNa presença de ca
- Page 46 and 47: Revisão TeóricaE no caso de um RS
- Page 48 and 49: Capítulo 3Formação Estelar induz
- Page 50 and 51: Formação Estelar induzida por Cho
- Page 52 and 53: Formação Estelar induzida por Cho
- Page 54 and 55: Formação Estelar induzida por Cho
- Page 56 and 57: Formação Estelar induzida por Cho
- Page 58 and 59: Formação Estelar induzida por Cho
- Page 60 and 61: Formação Estelar induzida por Cho
- Page 62 and 63: Formação Estelar induzida por Cho
- Page 64 and 65: Formação Estelar induzida por Cho
- Page 66 and 67: Formação Estelar induzida por Cho
- Page 68 and 69: Formação Estelar induzida por Cho
- Page 70 and 71: Reconexão Magnética Turbulenta504
- Page 72 and 73: Reconexão Magnética TurbulentaFig
- Page 74 and 75: Reconexão Magnética TurbulentaFig
- Page 76 and 77: Reconexão Magnética TurbulentaFig
- Page 78 and 79: Reconexão Magnética TurbulentaFig
- Page 80 and 81: Reconexão Magnética Turbulenta10.
- Page 82 and 83: Capítulo 4Turbulência MHD e a dif
- Page 84 and 85: Reconexão Magnética TurbulentaFig
- Page 86 and 87: Reconexão Magnética TurbulentaFig
- Page 90 and 91: Reconexão Magnética TurbulentaEst
- Page 92 and 93: Reconexão Magnética Turbulenta4.2
- Page 94 and 95: Reconexão Magnética Turbulentader
- Page 96 and 97: Reconexão Magnética Turbulentacul
- Page 98 and 99: Capítulo 5Formação estelar em nu
- Page 100 and 101: Formação estelar em nuvens turbul
- Page 102 and 103: Formação estelar em nuvens turbul
- Page 104 and 105: Formação estelar em nuvens turbul
- Page 106 and 107: Formação estelar em nuvens turbul
- Page 108 and 109: Formação estelar em nuvens turbul
- Page 110 and 111: Formação estelar em nuvens turbul
- Page 112 and 113: Formação estelar em nuvens turbul
- Page 114 and 115: Formação estelar em nuvens turbul
- Page 116 and 117: Formação estelar em nuvens turbul
- Page 118 and 119: Formação estelar em nuvens turbul
- Page 120 and 121: Formação estelar em nuvens turbul
- Page 122 and 123: Formação estelar em nuvens turbul
- Page 124 and 125: Formação estelar em nuvens turbul
- Page 126 and 127: Formação estelar em nuvens turbul
- Page 128 and 129: Formação estelar em nuvens turbul
- Page 130 and 131: Formação estelar em nuvens turbul
- Page 132 and 133: ConclusõesFigura 5.14: O mesmo que
- Page 134 and 135: Conclusõesestabelece que a frente
- Page 136 and 137: Conclusõestransporte eficiente de
Reconexão Magnética Turbulentaturbulência MHD confirmaram as previsões de que vórtices magnetiza<strong>do</strong>s são alonga<strong>do</strong>sna direção <strong>do</strong> campo magnético (veja adiante) e forneceram resulta<strong>do</strong>s consistentes comas relações quantitativas <strong>do</strong> grau de elongação destes vórtices obtidas por Goldreich &Sridhar (1995).A turbulência MHD, quan<strong>do</strong> suficientemente forte em termos da magnitude das interaçõesnão lineares entre as estruturas (veja descrição adiante), pode ser descrita pormeio de vórtices 2 , de forma similar à turbulência hidrodinâmica. Por outro la<strong>do</strong>, aocontrário da turbulência de Kolmogorov, na presença de um campo magnético forte (dinamicamenteimportante) os vórtices tornam-se anisotrópicos. Os vórtices irão entãomisturar as linhas de campo na direção perpendicular ao campo magnético.Considereumvórticededimensõesl ‖ el ⊥ paraleloeperpendicularaocampomagnético,respectivamente. Por causa da transferência turbulenta para escalas perpendiculares menores,l ⊥ tende a encolher, tornan<strong>do</strong> o vórtice mais alonga<strong>do</strong>. Em geral, este processoserá limita<strong>do</strong> pela propagação na direção paralela tal que (Biskamp 2003)δv l /l ⊥ ∼ v A /l ‖ (4.1)esta relação é conhecida como o balanço crítico (critical balance) de Goldreich & Sridhar.Esta é a principal proposição da teoria de GS95, a igualdade entre um perío<strong>do</strong> de rotação<strong>do</strong> vórtice l ⊥ /δv l e o perío<strong>do</strong> da correspondente onda de Alfvén ∼ l ‖ /v A , onde v A é avelocidade de Alfvén. Então a cascata espectral ocorre principalmente no plano k ⊥ com ofluxo de energia ǫ constante no intervalo inercial (tal como na teoria de Kolmogorov paraturbulência hidrodinâmica),ǫ ∼ v 3 l /l ⊥ (4.2)Usan<strong>do</strong> a expressão anterior para δv l e combinan<strong>do</strong> esta relação com a eq. 4.1 obtemos2 A descrição em termos de pacotes de onda interagentes ou mo<strong>do</strong>s é também possível com os correspondentesvetores de onda tenden<strong>do</strong> a ficar mais e mais perpendiculares ao campo magnético à medidaque a cascata se desenvolve (Schekochihin & Cowley 2007).74