Arquivo do trabalho - IAG - USP

Formação estelar em nuvens turbulentas e o transporte de Fluxo Magnético5.4.6 Comparação de nossos resultados com as observaçõesUm modo de se tentar compreender o processo pelo qual as estrelas formam-se é medira intensidade dos campos magnéticos em nuvens moleculares, a fim de verificar se estessão fracos o suficiente (ou seja, a nuvem é supercrítica) ou fortes (ou seja, a nuvem ésubcrítica). Medições do efeito Zeeman recentes de núcleos de nuvens escuras e envelopesrealizadas por Crutcher et al. (2009, 2010, veja também Troland & Crutcher 2008)trouxeram novos resultados e desafios para a teoria de transporte de fluxo magnético pordifusão ambipolar. Eles obtiveram a razão massa-fluxo magnético entre o núcleo da nuveme o envelope, R = (M c /Φ c )/(M e /Φ e ), bem como a razão massa-fluxo magnético entreo núcleo e a nuvem toda (núcleo+envelope), R ′ = (M c /Φ c )/(M c+e /Φ c+e ), e encontraramque estas razões são menores do que um para as quatros nuvens investigadas (B1, B217-2, L1448CO e L1544). A difusão ambipolar requer que a razão massa-fluxo magnéticono núcleo seja maior do que a da nuvem toda, implicando em R ′ > 1, o qual está emcontradição com os resultados encontrados por Crutcher et al.Embora ascondições dos núcleos edos envelopes das nuvens investigados por Crutcheret al. sejam um pouco distintas daquelas obtidas nas simulações deste estudo, podemosao menos fazer comparações qualitativas com nossos resultados. Apesar de mais densos emais magnetizados, seus núcleos são todos sub-críticos ou aproximadamente críticos (i.e.,eles têm razões massa-fluxo magnético em relação ao valor crítico no intervalo µ crit =0.45 − 1.15). Os núcleos formados em nossos modelos com evidências de transporteturbulento de fluxo possuem razões massa-fluxo magnético média final µ crit = 0.15−5.25.A maioria destes núcleos possui razões R e R ′ que são consistentes com as inferidas porCrutcher et al. (2009), com a exceção dos núcleos formados nos modelos N1 e Nb2 (vejaa Tabela 5.5, onde estas razões são apresentadas para o tempo final de todos os nossosmodelos). De fato, observacionalmente sabe-se que o nível de turbulência diminui nosnúcleos. Vimos que a difusão por reconexão desacelera com a diminuição da velocidadeturbulenta (Santos-Lima et al. 2010; de Gouveia Dal Pino et al. 2011; Lazarian 2011;Lazarian et al. 2012a) de modo que deveríamos esperar um transporte de fluxo magnéticomais lento para fora do núcleo quando comparado com o envelope. Este comportamento113