Formação de estrelas, turbulência MHD e interconexões com fenômenos de altas energias

• Processo: 24/21854-2
• Modalidade de apoio: Bolsas no Brasil - Pós-Doutorado
• Data de Início da vigência: 01 de abril de 2025
• Data de Término da vigência: 31 de março de 2027
• Área de conhecimento: Ciências Exatas e da Terra - Astronomia - Astrofísica do Meio Interestelar
• Pesquisador responsável: Diego Antonio Falceta Gonçalves
• Beneficiário: Pedro Henrique Barboza Rossetto
• Instituição Sede: Escola de Artes, Ciências e Humanidades (EACH). Universidade de São Paulo (USP). São Paulo , SP, Brasil
• Vinculado ao auxílio: 21/02120-0 - Investigação de fenômenos de astrofísica de plasmas e altas energias, instalação do ASTRI-Mini Array & construção dos telescópios de tamanho pequeno do Cherenkov Telescope Array (CTA-SSTs), AP.ESP
• Assunto(s): Raios cósmicos Aceleração de partículas Raios gama Nuvem molecular Turbulência Formação de estrelas
• Palavra(s)-Chave do Pesquisador: Cosmic Rays | gamma rays | Interstellar medium | Mhd | Molecular clouds | particle acceleration | Mhd

Resumo

Sabe-se que as estrelas se formam em regiões densas dentro de nuvens moleculares gigantes. Agentes externos, como a turbulência impulsionada por ondas de choque, podem provocar a formação de regiões supersônicas de alta densidade que, por sua vez, podem entrar em colapso para formar estrelas. A turbulência interestelar tem sido estudada desde a década de 1950. Nos anos que se seguiram, a visão de um ISM dominado pela turbulência tornou-se muito mais clara. como a reconexão altera a topologia do campo magnético, ela leva à difusão do fluxo magnético a uma taxa independente da microfísica do plasma (Eyink, A. Lazarian e ET Vishniac 2011). Nós exploramos o papel dessa difusão de reconexão turbulenta (RD) no transporte de campos magnéticos das regiões centrais e densas de nuvens moleculares turbulentas e autogravitantes por meio de simulações MHD 3-D. Pretendemos continuar os estudos da evolução dinâmica de nuvens moleculares com turbulência forçada, bem como dos mecanismos naturais de condução da turbulência e formação estelar (FS) em tais sistemas. A partir das simulações 3D MHD descritas acima, podemos obter as distribuições de densidade e campos magnéticos em nuvens moleculares turbulentas. Para o tratamento da difusão das partículas, realizaremos simulações multidimensionais de Monte Carlo da propagação de CRs no sistema de fundo e obteremos os subprodutos (emissão, pares elétron-pósitron e neutrinos). (AU)