Formação estelar desencadeada pela colisão entre nuvens moleculares magnetizadas

Usamos um código numérico euleriano de diferenças finitas, chamado ZEUS 3D, para fazer simulações envolvendo a colisão entre duas nuvens moleculares magnetizadas, visando avaliar a taxa de formação estelar desencadeada pela colisão e analisar como essa taxa varia, dependendo das orientações relativas entre os campos magnéticos das nuvens antes do choque. O código ZEUS 3D não é um código de fácil tratamento. Tivemos de criar duas subrotinas, uma para estudar a colisão nuvem-nuvem e outra para a saída dos dados. O ZEUS é um código baseado em módulos. Seu funcionamento hierárquico é explicado, assim como o funcionamento de nossas subrotinas. Estudamos a colisão entre duas nuvens moleculares, empregando dois conjuntos diferentes de valores iniciais para densidade, temperatura e campo magnético das nuvens e do meio. Para cada conjunto desses valores, analisamos detalhadamente seis casos com diferentes direções e sentidos do campo magnético das nuvens em relação à direção do seu movimento. A análise desses doze casos nos permitiu comprovar previsões teórico-analíticas propostas na literatura e nos possibilitou a obtenção de vários resultados originais. Trabalhos anteriores indicaram que, se os campos magnéticos das nuvens antes da colisão forem ortogonais à direção do movimento, ocorre forte inibição da formação de estrelas durante um choque nuvem-nuvem, enquanto que se esses campos magnéticos forem paralelos ao movimento haverá indução da formação estelar. Nosso tratamento do problema comprovou numericamente essas previsões, permitindo inclusive quantificar as relativas eficiências de formação estelar em cada caso. E mais: propusemos e analisamos um caso intermediário, onde uma nuvem teria campo ortogonal ao movimento e a outra teria campo paralelo a este. Concluímos que neste caso ocorre formação estelar com uma taxa também intermediária entre os dois casos extremos mencionados. Além disso, estudamos o caso onde os campos são ortogonais à direção do movimento mas, em vez de serem paralelos um ao outro, eles são anti-paralelos, o que tampouco havia sido feito na literatura, e obtivemos a correspondente variação da taxa de formação de estrelas devido a essa alteração de configuração. Nosso estudo permite extrair das simulações a taxa de formação estelar em cada caso, assim como a dependência temporal dessa taxa conforme cada uma das colisões estudadas evolui, o que fazemos em detalhe para um dos casos em particular. Os valores que obtivemos para a taxa de formação de estrelas está em acordo com os dados observacionais existentes até o presente momentoWe use a finite diference eulerian numerical code, called ZEUS 3D, to do simulations involving the collision between two magnetized molecular clouds, aiming to evaluate the rate of star formation triggered by the collision and to analyse how that rate varies depending on the relative orientations between the cloud magnetic fields before the shock. The ZEUS 3D code is not an easy code to handle. We had to create two subroutines, one to study the cloud-cloud collision and the other for the data output. ZEUS is a modular code. Its hierarchical way of working is explained as well as the way our subroutines work. We adopt two sets of different initial values for density, temperature and magnetic field of the clouds and of the external medium in order to study the collision between two molecular clouds. For each set, we analyse in detail six cases with different directions and orientations of the cloud magnetic field relative to direction of motion of the clouds. The analysis of these twelve cases allowed us to conform analytical-theoretical proposals found in the literature, and to obtain several original results. Previous works indicate that, if the cloud magnetic fields before the collision are orthogonal to the direction of motion, then a strong inhibition of star formation will occur during a cloud-cloud shock, whereas if those magnetic fields are parallel to the direction of motion, star formation will be stimulated. Our treatment of the problem confirmed numerically those results, and further allowed us to quantify the relative star forming efficiencies in each case. Moreover, we propose and analyse an intermediate case where the field of one of the clouds is orthogonal to the motion and the field of the other one is parallel to the motion. We conclude that, in this case, the rate at which the star formation occurs has a value also intermediate between the two extreme cases we mentioned above. Besides that we study the case in which the fields are orthogonal to the direction of the motion but, instead of being parallel to each other, they are anti-parallel, and we obtained for this case the corresponding variation of the star formation rate due to this alteration of the field configuration. This last case has not been studied in the literature before. Our study allows us to obtain, from the simulations, the rate of star formation in each case, as well as the temporal dependence of that rate as each collision evolves, what we do in detail for one of the cases in particular. The values we obtain for the rate of star formation are in accordance with those expected from the presently existing observational dat