Arquivo do trabalho - IAG - USP
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Formação estelar em nuvens turbulentas e o transporte de Fluxo Magnéticoeste efeito, por exemplo, quan<strong>do</strong> aumentamos a densidade inicial da nuvem no modeloN2e (o qual tem inicialmente β = 1.0, M ⋆ ∼ 41 M ⊙ , e n 0 = 80 cm −3 ) para n 0 = 90 cm −3no modelo N2c (veja as Figuras 5.4 e 5.5). Enquanto o primeiro mostra evidências dealgum transporte de fluxo magnético e desenvolve um núcleo aproximadamente crítico, osegun<strong>do</strong> falha completamente. Similarmente, para o modelo N2b (o qual possui β = 3.0,M ⋆ ∼ 41 M ⊙ , e n 0 = 90 cm −3 ), a turbulência trans-sônica e trans-Alfvénica permite aformação de um núcleo super-crítico como indica<strong>do</strong> nas Figuras 5.2 e 5.3. Contu<strong>do</strong>, seaumentamos sua densidade inicial para 100 cm −3 , o potencial gravitacional total torna-setão grande e o colapso fica tão rápi<strong>do</strong> que a reconexão magnética turbulenta torna-se ineficazpara desacoplar o fluxo magnético <strong>do</strong> núcleo denso. Por outro la<strong>do</strong>, com a densidadeaumentada (100 cm −3 ), reduzimos a massa estelar para M ⋆ ∼ 27 M ⊙ como no modelo N3(Figuras 5.7 e 5.8), tal que a massa total seja aproximadamente a mesma que no modeloN2b, então o transporte de fluxo fica evidente e um núcleo super-crítico também se desenvolve.Porém, uma nova redução na massa total (como em N4) novamente impede aformação de um núcleo super-crítico, pois neste caso a queda <strong>do</strong> gáspara o centro torna-setão lenta que a turbulência de fato ajuda a espalhar o material <strong>do</strong> núcleo.5.4.5 Os efeitos das condições iniciais da nuvemTo<strong>do</strong>s os resulta<strong>do</strong>s discuti<strong>do</strong>s acima foram encontra<strong>do</strong>s para e nuvens que tinham umadensidade inicial uniforme e estavam fora <strong>do</strong> equilíbrio magneto-hidrostático quan<strong>do</strong> aturbulência foiinjetada. Testamostambémummodelocomeçan<strong>do</strong> emequilíbriomagnetohidrostáticoten<strong>do</strong> uma densidade estratificada, sen<strong>do</strong> a densidade central e todas asoutras condições iniciais iguais às <strong>do</strong> modelo de referência (N2b) (veja o modelo E1 naFigura 5.6). Como o modelo N2b, o modelo E1 também apresenta um transporte defluxo magnético para fora <strong>do</strong> núcleo devi<strong>do</strong> à reconexão turbulenta eficiente. Contu<strong>do</strong>,a massa total muito menor de E1 devi<strong>do</strong> à estratificação da nuvem (com uma fração de0.43 da massa total <strong>do</strong> modelo N2b) a impede de formar um núcleo super-crítico dentro<strong>do</strong> intervalo de tempo analisa<strong>do</strong>.Os resulta<strong>do</strong>s acima indicam que a formação de um núcleo super-crítico é regulada111