Mestrado: Conexões Entre Regiões de Formação Estelar e Turbulência Magnetohidrodinâmica

 

Sabe-se que estrelas se formam dentro de nuvens moleculares, a partir do colapso gravitacional. Ao mesmo tempo, acredita-se que a formação e manutenção destas estruturas seja feita pelos movimentos turbulentos do fluído magnetizado dentro destas nuvens. Neste trabalho nós exploramos, através de simulações numéricas tridimensionais (3D) e diferentes métodos estatísticos, incluindo PDF (Função Densidade de Probabilidade), PRS (Estatística de Rayleigh Projetada), e o espectro de potências, como a turbulência magnetohidrodinâmica (MHD) está conectada à formação de nuvens moleculares. Nós inicialmente introduzimos turbulência em um meio homogêneo isotérmico permeado por uma campo magnético uniforme, considerando diferentes regimes que vão desde transônico até supersônico, e de sub-Alfvénico a super-Alfvénico. Nós consideramos duas principais famílias de modelos, uma sem auto-gravidade e outra incluindo a auto-gravidade no gás, a fim de explorar o colapso das estruturas no domínio da nuvem molecular. Nossos principais resultados podem ser resumidos da seguinte forma: (i) Há uma clara correlação entre os gradientes de densidade (e densidade colunar) com o campo magnético em sistemas sub-Alfvénicos com e sem auto-gravidade, com regiões menos densas aparecendo mais alinhadas com o campo magnético e regiões mais densas aparecendo mais perpendiculares com o campo magnético. Esta diferença é maior para números de Mach sônicos maiores, que causam uma maior fragmentação das nuvens; (ii) Modelos super-Alfvénicos sem auto-gravidade apresentam a maioria das estruturas paralelas ao campo magnético, devido à predominância dos efeitos de compressão, sem uma dependência importante com o número de Mach sônico; (iii) Em modelos sub-Alfvénicos, verificou-se que a direção da linha de visada (em inglês, LOS) influencia a distribuição das componentes projetadas do campo magnético no plano céu (B perp ). Este mostra menos coerência quando a LOS é paralela ao campo magnético inicial. Ainda assim, regiões menos densas aparecem predominantemente paralelas a B perp e regiões mais densas aparecem mais perpendiculares a ele, especialmente quando auto-gravidade é considerada; (iv) Para modelos super-Alfvénicos, as estruturas presentes nos mapas de densidade colunar aparecem maioritariamente alinhadas a B perp e os mapas apresentam um comportamento bastante similar em diferentes LOS (i.e., paralelo a, perpendicular, ou com um angulo de 45º em relação ao campo inicial); (v) A introdução da auto-gravidade aumenta a formação de estruturas densas perpendiculares ao campo magnético (já que forças gravitacionais forçam o colapso da matéria mais facilmente ao longo das linhas), principalmente em modelos sub-Alfvénicos. Este efeito em modelos super-Alfvénicos fica mais aparente apenas para números de Mach sônicos maiores; (vi) A comparação dos resultados obtidos em nossos modelos com observações feitas por Planck, Herschel e BLASTPol, indicam que os nossos modelos sub-Alfvénicos podem, qualitativamente, reproduzir melhor as características de nuvens observadas. Não apenas o comportamento do PRS observado, mas também a coerência geral do campo do campo magnético projetado B perp é compatível com nossos modelos sub-Alfvénicos para a maior parte das nuvens. Há nuvens em que as torções de B perp observadas podem ser explicadas com efeitos relacionados à direção da LOS. Nuvens como Aquila, por exemplo, podem ser bem representadas por modelos sem auto-gravidade ou em estágios iniciais de colapso, enquanto que Taurus e Vela C possuem similaridades com modelos em um estágio mais avançado de colapso gravitacional.