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Formação estelar em nuvens turbulentas e o transporte de Fluxo MagnéticoFigura 5.10: Modelo R1 com A = 0.9 (M pot = 61.1M ⊙ ) (em cima), modelo R2 (centro)comA = 0.6(M pot = 40.7M ⊙ ), emodeloR3(embaixo) comA = 0.4(M pot = 27.1M ⊙ ). Osmodelos tem densidades iniciais ρ 0 = 1.0, e β = 3.0. Painéis à esquerda mostram mapasde densidade logarítmica do corte central no plano xz dos modelos de nuvens turbulentasem t = 100 Myrs. Os painéis centrais mostram a evolução temporal da razão entre ocampo magnético médio e a densidade na região do núcleo da nuvem de raio r c = 0.3 pcnormalizada pelo valor médio sobre toda a nuvem, (〈B〉 0.3 /〈ρ〉 0.3 )/(¯B/¯ρ), para os modelosturbulento (linhas tracejadas vermelhas) e laminar (linhas contínuas pretas). Os painéisà direita mostram o perfil radial médio da razão campo magnético-densidade em t = 100Myrs 〈B〉/〈ρ〉 para estes modelos.104
Formação estelar em nuvens turbulentas e o transporte de Fluxo MagnéticoFigura5.11: Perfis radiaisemt = 100Myrs paraofluxo magnético Φ(painéisàesquerda),a massa gasosa M (painéis centrais), e a razão massa-fluxo magnético normalizada pelovalor crítico (M/Φ)/(M/Φ) crit (painéis à direita) para os modelos da Figura 5.11. Painéissuperiores: modelo R1 (A = 0.9, ou seja, M ⋆ = 61.1M ⊙ ); painéis centrais: modelo R2(A = 0.6, ou M ⋆ = 41.7M ⊙ ); painéis inferiores: modelo R3 (A = 0.4, ou M ⋆ = 27.1M ⊙ ).Linhas tracejadas vermelhas são para os modelos turbulentos e linhas contínuas pretaspara os laminares.5.4.1 Comparação com os resultados deSantos-Lima etal. (2010)Estudos numéricos anteriores de sistemas de nuvens cilíndricas realizados por Santos-Lima et al.(2010; veja também Lazarian 2011; de Gouveia Dal Pino et al. 2011) jámostraram a importância dos efeitos da reconexão magnética turbulenta para remover o105
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