Comparamos duas nuvens moleculares, Rosette (RMC) e Monoceros R2 (Mon R2), localizadas no Complexo de Monoceros com o objetivo de estudar suas condições físicas relacionadas às primeiras fases da formação estelar. Tratam-se de regiões interessantes por apresentarem características que podem ser confrontadas com a hipótese de formação estelar provocada pela passagem de nuvens de altas velocidades atravessando o plano Galáctico (HVCs). Avaliamos as propriedades dessas nuvens por meio de mapas de vários traçadores da formação estelar com base em diferentes bandas espectrais visando estudar a estrutura de densidade das nuvens, bem como os objetos estelares jovens, em particular as fontes masers de H2O que apresentam características típicas de protoestrelas massivas. Nossa análise permitiu verificar algumas semelhanças entre RMC e Mon R2, mas também nos revelou diferenças interessantes. De uma forma geral há concordância entre AV, CO e emissão de poeira em 100 microns; RMC possui muitos clumps, entretanto poucos aglomerados e nebulosidades exceto uma única região HII principal (NGC2244) enquanto Mon R2 apresenta poucos clumps, vários aglomerados jovens e pequenas nebulosidades; em RMC há mais estrelas massivas, distribuídas uniformemente; Mon R2 tem poucas estrelas B, distribuídas em estruturas filamentárias com maiores índices de AV, do que em RMC; as fontes emissão maser apresentam cores IRAS compatíveis com candidatas a protoestrelas massivas, mas não parecem estar associadas a fontes de raios-X, sugerindo que masers estão relacionados à fase protoestelar, ao passo que fontes-X representam fase Pré-Sequência Principal. Concluímos que a distribuição de objetos e a estrutura das nuvens estão de acordo com as simulações dos modelos de HVCs. Porém, nossos resultados também são compatíveis com modelos alternativos, que simulam a dinâmica da Galáxia, para explicar o cenário de formação estelar no Complexo de Monoceros. / We compare two molecular clouds of the Monoceros Complex in order to study their physical conditions related to the early stages of star formation. The selected clouds, Rosette (RMC) and Monoceros R2 (Mon R2), are interesting regions due to their characteristics that may be confronted with the hypothesis of star formation triggered by high velocity clouds (HVCs) crossing through the Galactic plane. We evaluate the properties of these clouds using maps obtained on the basis of dierent spectral bands to trace the density of the clouds and the young stellar objects, in particular H2O masers that show typical features of massive protostars. This analysis allowed us to verify some similarities between RMC and Mon R2, but also revealed interesting dierences. In a general way there is an agreement between Av, CO and dust emission at 100 microns; RMC has many clumps, a few clusters and a single main nebulosity that is an HII region around NGC2244, while Mon R2 has a few clumps, several young clusters and small nebulosities. In RMC there is a large number of massive stars, uniformly distributed, while Mon R2 has a few B stars, distributed in lamentary structures with levels of Av higher than in RMC; maser sources have IRAS colors compatible with massive protostars candidates, but do not seem to be associated with X-ray sources, suggesting that masers are more related to the protostellar phase, while X-ray sources are related to pre main sequence phase. We conclude that the distribution of objects and the structure of the clouds are in accordance with the simulations of HVC models. However, our results are also compatible with alternative models of the Galaxy dynamics that explain the scenario of star formation in the Monoceros Complex.

Neste trabalho investigamos os efeitos de choques (induzidos por supernovas) e de turbulência magneto-hidrodinâmica no processo de formação estelar. Primeiramente, considerando o impacto de um remanescente de supernova (RSN) com uma nuvem neutra magnetizada derivamos analiticamente um conjunto de condições através das quais estas interações podem levar à formação de estruturas densas capazes de tornarem-se gravitacionalmente instáveis e formar estrelas. Usando estas condições, construímos diagramas do raio do RSN, $R_$, versus a densidade inicial da nuvem, $n_c$, os quais delimitam um domínio no espaço paramétrico onde a formação estelar é permitida. Estes diagramas foram testados através de simulações numéricas magneto-hidrodinâmicas tridimensionais (3D MHD) onde seguimos a evolução espaço-temporal da interação de um RSN com uma nuvem auto-gravitante. Verificamos que a análise numérica está de acordo com os resultados previstos pelos diagramas. Observamos ainda que a presença de um campo magnético fraco, $\\sim 1 \\; \\mu$G, inicialmente homogêneo e perpendicular à velocidade de impacto do RSN, resulta em uma pequena diminuição da região permitida para formação estelar nos diagramas quando comparado a diagramas para nuvens não magnetizadas. Já um campo magnético mais intenso ($\\sim 10\\;\\mu$G) causa um encolhimento significativo nestas, como esperado. Embora derivados de considerações analíticas simples estes diagramas fornecem uma ferramenta útil para identificar locais onde a formação estelar pode ter sido induzida pelo impacto de uma onda de choque de SN. Aplicações a algumas regiões de nossa Galáxia (como a Grande Concha de CO na direção de Escorpião e a Nuvem Periférica 2 na direção da constelação de Cassiopeia) mostram que a formação estelar nestes locais pode ter sido induzida por uma onda de choque de um RSN em passado recente, quando se consideram valores específicos para as condições iniciais das nuvens impactadas.%, para valores específicos de raio do RSN e uma faixa de densidades iniciais possíveis para estas nuvens. Avaliamos também a eficiência de formação estelar efetiva para estas interações e encontramos que esta é geralmente menor do que os valores observados para a nossa Galáxia (sfe $\\sim$ 0.01$-$0.3). Este resultado é consistente com outros trabalhos da literatura e também sugere que este mecanismo, embora poderoso para induzir a formação de estruturas, turbulência supersônica e eventualmente formação estelar local, não parece ser suficiente para induzir a formação estelar global em galáxia normais, nem mesmo quando o campo magnético é desprezado. Além do estudo acima, exploramos ainda a formação estelar considerando a injeção prévia de turbulência (por um mecanismo físico arbitrário) em nuvens magnetizadas. Para uma nuvem ou glóbulo de nuvem molecular formar estrelas deve haver transporte de fluxo magnético das regiões internas mais densas para as regiões externas menos densas da nuvem, de outra forma o colapso poderá ser impedido pela força magnética. Consideramos aqui um novo mecanismo. Reconexão magnética rápida, a qual ocorre em presença de turbulência, pode induzir um processo de difusão eficiente dos campos magnéticos. Neste trabalho investigamos esse processo por meio de simulações numéricas 3D MHD e suas implicações para a formação estelar, estendendo um estudo prévio realizado para nuvens de simetria cilíndrica e sem auto-gravidade (Santos-Lima et al. 2010). Aqui consideramos nuvens mais realistas com potenciais gravitacionais esféricos (devido a estrelas embebidas) e também levando em conta os efeitos da auto-gravidade do gás. Determinamos, pela primeira vez, quais as condições em que o transporte do campo magnético devido à difusão por reconexão turbulenta leva uma nuvem inicialmente subcrítica a tornar-se super-crítica e capaz de colapsar para formar estrelas. Nossos resultados indicam que a formação de um núcleo supercrítico é resultado de uma complexa interação entre gravidade, auto-gravidade, intensidade do campo magnético e turbulência aproximadamente trans-sônica e trans-Alfvénica. Em particular, a auto-gravidade favorece a difusão do campo magnético por reconexão turbulenta e, como resultado, seu desacoplamento do gás colapsante torna-se mais eficiente do que quando apenas um campo gravitacional externo está presente. Demonstramos que a difusão por reconexão turbulenta é capaz de remover fluxo magnético da maior parte das nuvens investigadas, porém somente uma minoria desenvolve núcleos aproximadamente críticos ou super-críticos, o que é consistente com as observações. A formação destes é restrita ao seguinte intervalo de condições iniciais para as nuvens: razão pressão térmica-pressão magnética, $\\beta \\sim 1$ a $3$, razões entre a energia turbulenta e a energia magnética $E_/E_\\sim 1.62$ a $2.96$, e densidades $50 < n < 140$ cm$^$, quando consideramos massas estelares M$_{\\star}\\sim 25$M$_{\\odot}$, implicando uma massa total da nuvem (gás + estrelas) M$_\\lesssim 120$M$_{\\odot}$. / In this work, we have investigated the effects of shocks (induced by supernovae) and magnetohydrodynamical turbulence in the process of star formation. Considering first, the impact of a supernova remnant (SNR) with a neutral magnetized cloud we derived analytically a set of conditions through which these interactions can lead to the formation of dense structures able to become gravitationally unstable and form stars. Using these conditions, we have built diagrams of the SNR radius, $R_{SNR}$, versus the initial cloud density, $n_c$, that constrain a domain in the parameter space where star formation is allowed. These diagrams have been also tested by means of three-dimensional magneto-hydrodynamical (3D MHD) numerical simulations where the space-time evolution of a SNR interacting with a self-gravitating cloud is followed. We find that the numerical analysis is in agreement with the results predicted by the diagrams. We have also found that the effects of a weak homogeneous magnetic field ($\\sim 1 \\; \\mu$G) approximately perpendicular to the impact velocity of the SNR results only a small decrease of the allowed zone for star formation in the diagrams when compared with the diagrams with non-magnetized clouds. A larger magnetic field ($\\sim 10\\;\\mu$G) on the other hand, causes a significant shrinking of the star formation zone, as one should expect. Although derived from simple analytical considerations, these diagrams provide a useful tool for identifying sites where star formation could be triggered by the impact of a SN blast wave. Applications of them to a few regions of our own Galaxy (e.g., the large CO shell in the direction of Scorpious, and the Edge Cloud 2 in the direction of the Cassiopeia constellation) have revealed that star formation in those sites could have been triggered by shock waves from SNRs in a recent past, when considering specific values of the SNR radius and the initial conditions in the neutral clouds. We have also evaluated the effective star formation efficiency for this sort of interaction and found that it is generally smaller than the observed values in our Galaxy (sfe $\\sim$ 0.01$-$0.3). This result is consistent with previous work in the literature and also suggests that the mechanism presently investigated, though very powerful to drive structure formation, supersonic turbulence and eventually, local star formation, does not seem to be sufficient to drive $global$ star formation in normal star forming galaxies, not even when the magnetic field is neglected. Besides the study above, we have also explored star formation considering a priori injection of turbulence (by an arbitrary physical mechanism) in magnetized clouds. For a molecular cloud clump to form stars some transport of magnetic flux may be required from the denser, inner regions to the outer regions of the cloud, otherwise this can prevent the gravitational collapse. We have considered here a new mechanism. Fast magnetic reconnection which takes place in the presence of turbulence can induce a process of reconnection diffusion of the magnetic field. In this work, we have investigated this process by means of 3D MHD numerical simulations considering its implications on star formation. We have extended a previous study which considered clouds with cylindrical geometry and no self-gravity (Santos-Lima et al. 2010). Here, we considered more realistic clouds with spherical gravitational potentials (from embedded stars) and also accounted for the effects of the gas self-gravity. We demonstrated that reconnection diffusion takes place. We have also, for the first time, determined the conditions under which reconnection diffusion is efficient enough to make an initially subcritical cloud clump to become supercritical and collapse. Our results indicate that the formation of a supercritical core is regulated by a complex interplay between gravity, self-gravity, magnetic field strength and nearly transonic and trans-Alfvénic turbulence. In particular, self-gravity helps reconnection diffusion and, as a result, the magnetic field decoupling from the collapsing gas becomes more efficient than in the case when only an external gravitational field is present. We have demonstrated that reconnection diffusion is able to remove magnetic flux from most of the collapsing clumps analysed, but only a few of them develop nearly critical or supercritical cores, which is consistent with the observations. Their formation is restricted to a range of initial conditions for the clouds as follows: thermal to magnetic pressure ratios $\\beta \\sim$ 1 to 3, turbulent to magnetic energy ratios $E_{turb}/E_{mag}\\sim 1.62$ to $2.96$, and densities $50 < n < 140$ cm$^{-3}$, when considering stellar masses M$_{\\star}\\sim 25$M$_{\\odot}$, implying total (gas+stellar) masses M$_{tot} \\lesssim 120$M$_{\\odot}$.

Comparamos duas nuvens moleculares, Rosette (RMC) e Monoceros R2 (Mon R2), localizadas no Complexo de Monoceros com o objetivo de estudar suas condições físicas relacionadas às primeiras fases da formação estelar. Tratam-se de regiões interessantes por apresentarem características que podem ser confrontadas com a hipótese de formação estelar provocada pela passagem de nuvens de altas velocidades atravessando o plano Galáctico (HVCs). Avaliamos as propriedades dessas nuvens por meio de mapas de vários traçadores da formação estelar com base em diferentes bandas espectrais visando estudar a estrutura de densidade das nuvens, bem como os objetos estelares jovens, em particular as fontes masers de H2O que apresentam características típicas de protoestrelas massivas. Nossa análise permitiu verificar algumas semelhanças entre RMC e Mon R2, mas também nos revelou diferenças interessantes. De uma forma geral há concordância entre AV, CO e emissão de poeira em 100 microns; RMC possui muitos clumps, entretanto poucos aglomerados e nebulosidades exceto uma única região HII principal (NGC2244) enquanto Mon R2 apresenta poucos clumps, vários aglomerados jovens e pequenas nebulosidades; em RMC há mais estrelas massivas, distribuídas uniformemente; Mon R2 tem poucas estrelas B, distribuídas em estruturas filamentárias com maiores índices de AV, do que em RMC; as fontes emissão maser apresentam cores IRAS compatíveis com candidatas a protoestrelas massivas, mas não parecem estar associadas a fontes de raios-X, sugerindo que masers estão relacionados à fase protoestelar, ao passo que fontes-X representam fase Pré-Sequência Principal. Concluímos que a distribuição de objetos e a estrutura das nuvens estão de acordo com as simulações dos modelos de HVCs. Porém, nossos resultados também são compatíveis com modelos alternativos, que simulam a dinâmica da Galáxia, para explicar o cenário de formação estelar no Complexo de Monoceros. / We compare two molecular clouds of the Monoceros Complex in order to study their physical conditions related to the early stages of star formation. The selected clouds, Rosette (RMC) and Monoceros R2 (Mon R2), are interesting regions due to their characteristics that may be confronted with the hypothesis of star formation triggered by high velocity clouds (HVCs) crossing through the Galactic plane. We evaluate the properties of these clouds using maps obtained on the basis of dierent spectral bands to trace the density of the clouds and the young stellar objects, in particular H2O masers that show typical features of massive protostars. This analysis allowed us to verify some similarities between RMC and Mon R2, but also revealed interesting dierences. In a general way there is an agreement between Av, CO and dust emission at 100 microns; RMC has many clumps, a few clusters and a single main nebulosity that is an HII region around NGC2244, while Mon R2 has a few clumps, several young clusters and small nebulosities. In RMC there is a large number of massive stars, uniformly distributed, while Mon R2 has a few B stars, distributed in lamentary structures with levels of Av higher than in RMC; maser sources have IRAS colors compatible with massive protostars candidates, but do not seem to be associated with X-ray sources, suggesting that masers are more related to the protostellar phase, while X-ray sources are related to pre main sequence phase. We conclude that the distribution of objects and the structure of the clouds are in accordance with the simulations of HVC models. However, our results are also compatible with alternative models of the Galaxy dynamics that explain the scenario of star formation in the Monoceros Complex.

Neste trabalho investigamos os efeitos de choques (induzidos por supernovas) e de turbulência magneto-hidrodinâmica no processo de formação estelar. Primeiramente, considerando o impacto de um remanescente de supernova (RSN) com uma nuvem neutra magnetizada derivamos analiticamente um conjunto de condições através das quais estas interações podem levar à formação de estruturas densas capazes de tornarem-se gravitacionalmente instáveis e formar estrelas. Usando estas condições, construímos diagramas do raio do RSN, $R_$, versus a densidade inicial da nuvem, $n_c$, os quais delimitam um domínio no espaço paramétrico onde a formação estelar é permitida. Estes diagramas foram testados através de simulações numéricas magneto-hidrodinâmicas tridimensionais (3D MHD) onde seguimos a evolução espaço-temporal da interação de um RSN com uma nuvem auto-gravitante. Verificamos que a análise numérica está de acordo com os resultados previstos pelos diagramas. Observamos ainda que a presença de um campo magnético fraco, $\\sim 1 \\; \\mu$G, inicialmente homogêneo e perpendicular à velocidade de impacto do RSN, resulta em uma pequena diminuição da região permitida para formação estelar nos diagramas quando comparado a diagramas para nuvens não magnetizadas. Já um campo magnético mais intenso ($\\sim 10\\;\\mu$G) causa um encolhimento significativo nestas, como esperado. Embora derivados de considerações analíticas simples estes diagramas fornecem uma ferramenta útil para identificar locais onde a formação estelar pode ter sido induzida pelo impacto de uma onda de choque de SN. Aplicações a algumas regiões de nossa Galáxia (como a Grande Concha de CO na direção de Escorpião e a Nuvem Periférica 2 na direção da constelação de Cassiopeia) mostram que a formação estelar nestes locais pode ter sido induzida por uma onda de choque de um RSN em passado recente, quando se consideram valores específicos para as condições iniciais das nuvens impactadas.%, para valores específicos de raio do RSN e uma faixa de densidades iniciais possíveis para estas nuvens. Avaliamos também a eficiência de formação estelar efetiva para estas interações e encontramos que esta é geralmente menor do que os valores observados para a nossa Galáxia (sfe $\\sim$ 0.01$-$0.3). Este resultado é consistente com outros trabalhos da literatura e também sugere que este mecanismo, embora poderoso para induzir a formação de estruturas, turbulência supersônica e eventualmente formação estelar local, não parece ser suficiente para induzir a formação estelar global em galáxia normais, nem mesmo quando o campo magnético é desprezado. Além do estudo acima, exploramos ainda a formação estelar considerando a injeção prévia de turbulência (por um mecanismo físico arbitrário) em nuvens magnetizadas. Para uma nuvem ou glóbulo de nuvem molecular formar estrelas deve haver transporte de fluxo magnético das regiões internas mais densas para as regiões externas menos densas da nuvem, de outra forma o colapso poderá ser impedido pela força magnética. Consideramos aqui um novo mecanismo. Reconexão magnética rápida, a qual ocorre em presença de turbulência, pode induzir um processo de difusão eficiente dos campos magnéticos. Neste trabalho investigamos esse processo por meio de simulações numéricas 3D MHD e suas implicações para a formação estelar, estendendo um estudo prévio realizado para nuvens de simetria cilíndrica e sem auto-gravidade (Santos-Lima et al. 2010). Aqui consideramos nuvens mais realistas com potenciais gravitacionais esféricos (devido a estrelas embebidas) e também levando em conta os efeitos da auto-gravidade do gás. Determinamos, pela primeira vez, quais as condições em que o transporte do campo magnético devido à difusão por reconexão turbulenta leva uma nuvem inicialmente subcrítica a tornar-se super-crítica e capaz de colapsar para formar estrelas. Nossos resultados indicam que a formação de um núcleo supercrítico é resultado de uma complexa interação entre gravidade, auto-gravidade, intensidade do campo magnético e turbulência aproximadamente trans-sônica e trans-Alfvénica. Em particular, a auto-gravidade favorece a difusão do campo magnético por reconexão turbulenta e, como resultado, seu desacoplamento do gás colapsante torna-se mais eficiente do que quando apenas um campo gravitacional externo está presente. Demonstramos que a difusão por reconexão turbulenta é capaz de remover fluxo magnético da maior parte das nuvens investigadas, porém somente uma minoria desenvolve núcleos aproximadamente críticos ou super-críticos, o que é consistente com as observações. A formação destes é restrita ao seguinte intervalo de condições iniciais para as nuvens: razão pressão térmica-pressão magnética, $\\beta \\sim 1$ a $3$, razões entre a energia turbulenta e a energia magnética $E_/E_\\sim 1.62$ a $2.96$, e densidades $50 < n < 140$ cm$^$, quando consideramos massas estelares M$_{\\star}\\sim 25$M$_{\\odot}$, implicando uma massa total da nuvem (gás + estrelas) M$_\\lesssim 120$M$_{\\odot}$. / In this work, we have investigated the effects of shocks (induced by supernovae) and magnetohydrodynamical turbulence in the process of star formation. Considering first, the impact of a supernova remnant (SNR) with a neutral magnetized cloud we derived analytically a set of conditions through which these interactions can lead to the formation of dense structures able to become gravitationally unstable and form stars. Using these conditions, we have built diagrams of the SNR radius, $R_{SNR}$, versus the initial cloud density, $n_c$, that constrain a domain in the parameter space where star formation is allowed. These diagrams have been also tested by means of three-dimensional magneto-hydrodynamical (3D MHD) numerical simulations where the space-time evolution of a SNR interacting with a self-gravitating cloud is followed. We find that the numerical analysis is in agreement with the results predicted by the diagrams. We have also found that the effects of a weak homogeneous magnetic field ($\\sim 1 \\; \\mu$G) approximately perpendicular to the impact velocity of the SNR results only a small decrease of the allowed zone for star formation in the diagrams when compared with the diagrams with non-magnetized clouds. A larger magnetic field ($\\sim 10\\;\\mu$G) on the other hand, causes a significant shrinking of the star formation zone, as one should expect. Although derived from simple analytical considerations, these diagrams provide a useful tool for identifying sites where star formation could be triggered by the impact of a SN blast wave. Applications of them to a few regions of our own Galaxy (e.g., the large CO shell in the direction of Scorpious, and the Edge Cloud 2 in the direction of the Cassiopeia constellation) have revealed that star formation in those sites could have been triggered by shock waves from SNRs in a recent past, when considering specific values of the SNR radius and the initial conditions in the neutral clouds. We have also evaluated the effective star formation efficiency for this sort of interaction and found that it is generally smaller than the observed values in our Galaxy (sfe $\\sim$ 0.01$-$0.3). This result is consistent with previous work in the literature and also suggests that the mechanism presently investigated, though very powerful to drive structure formation, supersonic turbulence and eventually, local star formation, does not seem to be sufficient to drive $global$ star formation in normal star forming galaxies, not even when the magnetic field is neglected. Besides the study above, we have also explored star formation considering a priori injection of turbulence (by an arbitrary physical mechanism) in magnetized clouds. For a molecular cloud clump to form stars some transport of magnetic flux may be required from the denser, inner regions to the outer regions of the cloud, otherwise this can prevent the gravitational collapse. We have considered here a new mechanism. Fast magnetic reconnection which takes place in the presence of turbulence can induce a process of reconnection diffusion of the magnetic field. In this work, we have investigated this process by means of 3D MHD numerical simulations considering its implications on star formation. We have extended a previous study which considered clouds with cylindrical geometry and no self-gravity (Santos-Lima et al. 2010). Here, we considered more realistic clouds with spherical gravitational potentials (from embedded stars) and also accounted for the effects of the gas self-gravity. We demonstrated that reconnection diffusion takes place. We have also, for the first time, determined the conditions under which reconnection diffusion is efficient enough to make an initially subcritical cloud clump to become supercritical and collapse. Our results indicate that the formation of a supercritical core is regulated by a complex interplay between gravity, self-gravity, magnetic field strength and nearly transonic and trans-Alfvénic turbulence. In particular, self-gravity helps reconnection diffusion and, as a result, the magnetic field decoupling from the collapsing gas becomes more efficient than in the case when only an external gravitational field is present. We have demonstrated that reconnection diffusion is able to remove magnetic flux from most of the collapsing clumps analysed, but only a few of them develop nearly critical or supercritical cores, which is consistent with the observations. Their formation is restricted to a range of initial conditions for the clouds as follows: thermal to magnetic pressure ratios $\\beta \\sim$ 1 to 3, turbulent to magnetic energy ratios $E_{turb}/E_{mag}\\sim 1.62$ to $2.96$, and densities $50 < n < 140$ cm$^{-3}$, when considering stellar masses M$_{\\star}\\sim 25$M$_{\\odot}$, implying total (gas+stellar) masses M$_{tot} \\lesssim 120$M$_{\\odot}$.

Nesta tese é apresentado um catálogo fotométrico no infravermelho próximo de 35 Regiões HII, todas pertencentes ao disco Galáctico. Esta faixa espectral é útil uma vez que os comprimentos de onda são grandes o suficiente para se ter uma baixa extinção interestelar comparada ao visível, e são pequenos o suficiente para diagnosticar as fotosferas estelares. Foram obtidas imagens nas bandas J, H e K e imagens do Spitzer nos canais de 3,5, 5,8 e 8,0 m. Após a fotometria nas imagens JHK, foi possível construir diagramas cor-cor e cor-magnitude. Foram utilizadas imagens coloridas, compostas de uma combinação RGB das imagens nas três bandas, tanto para as imagens JHK quanto para as imagens do Spitzer. Estas imagens, junto com os diagramas, foram utilizadas para levantar candidatos a fontes ionizantes das regiões HII, assim como objetos ainda em estágios primordiais de evolução (CTTs e MYSOs). Estes dados também foram utilizados para associar à cada região HII um estágio evolutivo (de A até D, da região mais jovem à mais evoluída). Baseado na posição da Sequência Principal em diagramas cor-magnitude, foi possível comparar as distâncias cinemáticas com nossos dados. Além disso, quando possível, foram utilizadas distâncias de regiões HII determinadas por paralaxe espectrofotométrica (disponíveis na literatura) e utilizando duas leis de extinção interestelar extremas mostrou-se que estas distâncias são menores que suas contrapartidas cinemáticas, e estão em acordo com distâncias determinadas por outros métodos, como por paralaxe trigonométrica. Sabendo que estas regiões de formação estelar seguem a dinâmica do gás, o mapeamento da distribuição destas regiões permite checar a estrutura espiral da Via Láctea. / In this work, a near infrared photometric catalog of 35 HII regions that belongs to the Galactic plane is presented. This spectral range is useful since the wavelengths are long enough to have less influence of the interstellar extinction compared to the visible domain, and they are small enough to still show stellar photospheric features. Images of these HII regions in the J, H and K-band together with IRAC-Spitzer images (channels 4.5, 5.8 and 8.0 m) were used. After the photometry in the JHK images, color-color and color-magnitude diagrams were constructed. These two group of images (JHK and 4.5, 5.8 and 8.0 m) colored in a RGB combination were used, together with the diagrams, to identify the ionizing sources candidates, as well as objects still embedded in their natal cocoon (CTTs and MYSOs). An evolutionary stage to these regions (from A to D, from the younger region to the more evolved) was inferred based on the images and diagrams. These diagrams were also used to infer if the kinematic distance is correct, based on the Main Sequence location. Non-kinematic distances to several HII regions, when it was possible, were collected from the literature. Using two extreme interstellar extinction laws, it was possible to compare these distances with the kinematic results. These non-kinematic distances are lower than that from kinematic techniques. Also, these distance discrepancies are in agreement with distances derived by others methodologies, as trigonometric parallax. Since these star forming regions follow the gas dynamics, mapping their distribution along the Galaxy allows to check the spiral pattern of the Milky Way.

O mecanismo de formação de estrelas de alta massa é um dos problemas fundamentais em Astrofísica e um dos menos compreendidos. Duas teorias predizem a formação destes objetos, que se formariam via i) colisão de estrelas de baixa massa, ou ii) acreção por disco circunstelar. Atualmente, ambas as teorias carecem de testes observacionais críticos. Não obstante, o número de estrelas de alta massa jovens já identificadas na Galáxia corresponde a uma fração muito menor do que o esperado pela função de massa inicial. Este trabalho apresenta um estudo observacional de candidatos a MYSOs, selecionados a partir do levantamento Red MSX Source. Observações de 376 objetos nos filtros estreitos do H2 em 2.12 mícrons e num contínuo adjacente foram realizadas para identificar jatos moleculares colimados e 296 delas são apresentadas nesse trabalho. As observações do hemisfério Norte foram realizadas com o telescópio CFHT (Havaí) enquanto os objetos do hemisfério Sul, foram observados com o telescópio SOAR (Chile). A análise dos mapas de emissão em H2 permitiu concluir que 150 dos 296 objetos (51%) estão associados a emissões extensas em H2, e 62 delas foram classificadas como emissões polares. A análise da razão de aspecto das estruturas identificadas mostra que as emissões associadas a fontes com maior luminosidade apresentam baixo grau de colimação, tal como sugere o cenário de geração dos jatos a partir de ventos emanados pela pressão de radiação do disco circunstelar. A baixa fração de emissões polares (apenas 21% da amostra) indica que o tempo de vida dessas estruturas devem ser curtos. As evidências observacionais encontradas nesse trabalho corroboram o cenário de acreção via disco circunstelar e invalidam o modelo formação via coalescência de estrelas de baixa massa, que requer ambientes relativamente densos e não é capaz de produzir jatos colimados. / Very few massive stars in early formation stages were clearly identified in our Galaxy. The formation process of these objects is still unclear and two theories predict the formation of massive stars: i) by merging of low mass stars or ii) by an accretion disk. There are no critical observational evidences to choose between them. The lack of observational evidences combined with the small number of known massive stars in formation in our Galaxy does not allow us to choose between these scenarios. We present a near-infrared survey of MYSOs candidates selected from the Red MSX Source survey. Such catalog is based on an accurate revision of distances and luminosities, overcoming the limitations and failures in previous searches of this kind. 376 targets were observed through the H2 narrow-band filter at 2.12 microns and in the continuum to identify collimated molecular jets. 296 targets were successfully processed using the THELI pipeline and are presented. Observations in the Northern Hemisphere were carried at the CFHT telescope (Hawaii) while the Southern targets were observed with the Soar Telescope (Chile). The results show that 150 of the 296 sources display extended H2 emission and 62 of them are polar. The analysis of the aspect ratio of the structures indicates that emissions associated with higher luminosity sources have low degree of collimation. This is in agreement with the scenario of the radiation pressure-driven outflows from the circunstellar discs. The low fraction of sources associated with polar jets (21%) indicates a short timescale of such structures. The observational evidences found on this work support the accretion scenario and show that coalescence of low-mass stars (which may require relatively dense environments and is not expected to produce jet-like structures) is not likely to explain most of the studied MYSOs candidates.

O mecanismo de formação de estrelas de alta massa é um dos problemas fundamentais em Astrofísica e um dos menos compreendidos. Duas teorias predizem a formação destes objetos, que se formariam via i) colisão de estrelas de baixa massa, ou ii) acreção por disco circunstelar. Atualmente, ambas as teorias carecem de testes observacionais críticos. Não obstante, o número de estrelas de alta massa jovens já identificadas na Galáxia corresponde a uma fração muito menor do que o esperado pela função de massa inicial. Este trabalho apresenta um estudo observacional de candidatos a MYSOs, selecionados a partir do levantamento Red MSX Source. Observações de 376 objetos nos filtros estreitos do H2 em 2.12 mícrons e num contínuo adjacente foram realizadas para identificar jatos moleculares colimados e 296 delas são apresentadas nesse trabalho. As observações do hemisfério Norte foram realizadas com o telescópio CFHT (Havaí) enquanto os objetos do hemisfério Sul, foram observados com o telescópio SOAR (Chile). A análise dos mapas de emissão em H2 permitiu concluir que 150 dos 296 objetos (51%) estão associados a emissões extensas em H2, e 62 delas foram classificadas como emissões polares. A análise da razão de aspecto das estruturas identificadas mostra que as emissões associadas a fontes com maior luminosidade apresentam baixo grau de colimação, tal como sugere o cenário de geração dos jatos a partir de ventos emanados pela pressão de radiação do disco circunstelar. A baixa fração de emissões polares (apenas 21% da amostra) indica que o tempo de vida dessas estruturas devem ser curtos. As evidências observacionais encontradas nesse trabalho corroboram o cenário de acreção via disco circunstelar e invalidam o modelo formação via coalescência de estrelas de baixa massa, que requer ambientes relativamente densos e não é capaz de produzir jatos colimados. / Very few massive stars in early formation stages were clearly identified in our Galaxy. The formation process of these objects is still unclear and two theories predict the formation of massive stars: i) by merging of low mass stars or ii) by an accretion disk. There are no critical observational evidences to choose between them. The lack of observational evidences combined with the small number of known massive stars in formation in our Galaxy does not allow us to choose between these scenarios. We present a near-infrared survey of MYSOs candidates selected from the Red MSX Source survey. Such catalog is based on an accurate revision of distances and luminosities, overcoming the limitations and failures in previous searches of this kind. 376 targets were observed through the H2 narrow-band filter at 2.12 microns and in the continuum to identify collimated molecular jets. 296 targets were successfully processed using the THELI pipeline and are presented. Observations in the Northern Hemisphere were carried at the CFHT telescope (Hawaii) while the Southern targets were observed with the Soar Telescope (Chile). The results show that 150 of the 296 sources display extended H2 emission and 62 of them are polar. The analysis of the aspect ratio of the structures indicates that emissions associated with higher luminosity sources have low degree of collimation. This is in agreement with the scenario of the radiation pressure-driven outflows from the circunstellar discs. The low fraction of sources associated with polar jets (21%) indicates a short timescale of such structures. The observational evidences found on this work support the accretion scenario and show that coalescence of low-mass stars (which may require relatively dense environments and is not expected to produce jet-like structures) is not likely to explain most of the studied MYSOs candidates.

Nesta tese é apresentado um catálogo fotométrico no infravermelho próximo de 35 Regiões HII, todas pertencentes ao disco Galáctico. Esta faixa espectral é útil uma vez que os comprimentos de onda são grandes o suficiente para se ter uma baixa extinção interestelar comparada ao visível, e são pequenos o suficiente para diagnosticar as fotosferas estelares. Foram obtidas imagens nas bandas J, H e K e imagens do Spitzer nos canais de 3,5, 5,8 e 8,0 m. Após a fotometria nas imagens JHK, foi possível construir diagramas cor-cor e cor-magnitude. Foram utilizadas imagens coloridas, compostas de uma combinação RGB das imagens nas três bandas, tanto para as imagens JHK quanto para as imagens do Spitzer. Estas imagens, junto com os diagramas, foram utilizadas para levantar candidatos a fontes ionizantes das regiões HII, assim como objetos ainda em estágios primordiais de evolução (CTTs e MYSOs). Estes dados também foram utilizados para associar à cada região HII um estágio evolutivo (de A até D, da região mais jovem à mais evoluída). Baseado na posição da Sequência Principal em diagramas cor-magnitude, foi possível comparar as distâncias cinemáticas com nossos dados. Além disso, quando possível, foram utilizadas distâncias de regiões HII determinadas por paralaxe espectrofotométrica (disponíveis na literatura) e utilizando duas leis de extinção interestelar extremas mostrou-se que estas distâncias são menores que suas contrapartidas cinemáticas, e estão em acordo com distâncias determinadas por outros métodos, como por paralaxe trigonométrica. Sabendo que estas regiões de formação estelar seguem a dinâmica do gás, o mapeamento da distribuição destas regiões permite checar a estrutura espiral da Via Láctea. / In this work, a near infrared photometric catalog of 35 HII regions that belongs to the Galactic plane is presented. This spectral range is useful since the wavelengths are long enough to have less influence of the interstellar extinction compared to the visible domain, and they are small enough to still show stellar photospheric features. Images of these HII regions in the J, H and K-band together with IRAC-Spitzer images (channels 4.5, 5.8 and 8.0 m) were used. After the photometry in the JHK images, color-color and color-magnitude diagrams were constructed. These two group of images (JHK and 4.5, 5.8 and 8.0 m) colored in a RGB combination were used, together with the diagrams, to identify the ionizing sources candidates, as well as objects still embedded in their natal cocoon (CTTs and MYSOs). An evolutionary stage to these regions (from A to D, from the younger region to the more evolved) was inferred based on the images and diagrams. These diagrams were also used to infer if the kinematic distance is correct, based on the Main Sequence location. Non-kinematic distances to several HII regions, when it was possible, were collected from the literature. Using two extreme interstellar extinction laws, it was possible to compare these distances with the kinematic results. These non-kinematic distances are lower than that from kinematic techniques. Also, these distance discrepancies are in agreement with distances derived by others methodologies, as trigonometric parallax. Since these star forming regions follow the gas dynamics, mapping their distribution along the Galaxy allows to check the spiral pattern of the Milky Way.

High-mass stars play a significant role in the evolution of the Universe and the process that leads to the formation of such objects is still an open question in Astrophysics. The details of the structures connected to the central sources, such as the circumstellar disks and the morphology of the jets at their launching points, still lack of observational evidence. In this thesis, the high-mass star forming process is investigated in terms of the evolution of high-mass clumps selected from the ATLASGAL survey based on their CO emission in the sub-millimetre. While single-dish sub-millimetre observations provide a large-scale view of the high-mass star formation process, higher angular resolution observations are required to disentangle the details of the protostars within the clumps. For this, three-dimensional infrared spectroscopy was obtained for a group of RMS sources to characterise the circumstellar environment of high-mass YSOs in linear scales of ~100-1000 AU. The ATLASGAL TOP100 sample offers a unique opportunity to analyse a statistically complete sample of high-mass clumps at different evolutionary stages. APEX data of three rotational J transitions of the CO (the CO(4-3), CO(6-5) and CO(7-6)) were used to characterise the properties of their warm gas (~155 K) content and to derive the relations between the CO and the clump properties. The CO line luminosities were derived and the analysis indicated that the CO emission increases as a function of the evolutionary stage of the clumps (from infrared-weak to HII regions) and as a function of the bolometric luminosity and mass of the sources. The comparison of the TOP100 with low-mass objects observed in the CO(6-5) and CO(7-6), together with CO(10-9) data observed for a complementary sample of objects indicated that the dependency of the CO luminosity with the bolometric luminosity of the sources gets steeper towards higher-J transitions. Although the CO luminosity of more luminous clumps are systematically larger than the values obtained for the less luminous sources, the individual analysis of each subsample suggests a similar dependency of the CO luminosity versus the bolometric luminosity for each luminosity regime. Finally, the presence of high-velocity CO emission observed for the TOP100 suggests that ~85% of the sources are driving molecular outflows. The selection of isolated high-mass objects undergoing mass accretion is fundamental to investigate if these objects are formed through an accretion disc or if they are formed by merging of low-mass YSOs. The near-infrared window provides one of the best opportunities to investigate the interior of the sub-mm clumps and study in details their individual members. Thanks to the relatively high-resolution obtained in the K-band and the moderate reddening effects in the K-band, a sample of eight (8) HMYSOs exhibiting large-scale H2 outflows were selected to follow-up K-band spectroscopic observations using the NIFS spectrometer (Gemini North). All sources exhibit extended continuum emission and exhibit atomic and molecular transitions typical of embedded objects, such as Brackett-gama, H2 and the CO lines. The H2 lines are tracing the launching point of the large-scale jets in scales of ~100 AU in five of eight sources (63%). The identification of jets at such small scales indicates that these objects are still undergoing mass accretion. The Brackett-gama emission probes the ionised gas around the HMYSOs. The analysis of the Brackett-gama spectro-astrometry at sub-pixel scales suggests that the line arises from the cavity of the outflows or from rotating structures perpendicular to the H2 jets (i.e., disc). Five sources also exhibit CO emission features (63%), and three HMYSOs display CO absorption features (38%), indicating that they are likely associated with circumstellar discs. By further investigating the kinematics of the spatially resolved CO absorption features, the Keplerian mass of three sources was estimated in 5±3, 8±5 and 30±10 solar masses. These results support that high-mass stars are formed through discs, similarly as observed towards low-mass stars. The comparison between the collimation degree of the molecular jets or outflows detected in the NIFS data with their large-scale counterparts indicate that these structures present a relatively wide range of collimation degrees. / Estrelas de alta massa têm grande impacto na evolução do Universo e o processo de formação destes objetos ainda é um problema em aberto na Astrofísica. Os detalhes das estruturas associadas às regiões mais próximas dos objetos centrais, tais como os discos circunstelares e a morfologia dos jatos próximos à base de lançamento, ainda não foram estudados em detalhe e carecem de evidências observacionais. Esta tese apresenta um estudo da formação de estrelas de alta massa em termos da evolução de glóbulos de alta massa (clumps), selecionados a partir do levantamento ATLASGAL, a partir de observações da molécula do CO na faixa espectral do sub-milimétrico. Enquanto observações \"single-dish\" no sub-milimétrico possibilitam o estudo em larga escala do processo de formação de estrelas de alta massa, observações com maior resolução angular são necessárias para investigar os detalhes das protoestrelas no interior dos glóbulos. Para isso, espectroscopia tri-dimensional no infra-vermelho próximo foi obtida para um grupo de fontes RMS para caracterizar o meio circunstelar de objetos estelares jovens e de alta massa (HMYSOs) em escalas lineares de ~100-1000 UA. A amostra TOP100 oferece uma oportunidade ímpar de analisar um conjunto estatisticamente completo de glóbulos de alta massa em diversas fases evolutivas. Observações realizadas com o radiotelescópio APEX de três transições rotacionais da molécula do CO (CO(4-3), CO(6-5) e CO(7-6)) foram utilizadas para estudar as propriedades do gás morno (~155 K) associado aos glóbulos, e obter as relações entre a emissão do CO e as propriedades físicas dos glóbulos. A luminosidade das diferentes transições do CO foi obtida e sua análise mostrou que a emissão do gás aumenta em função do estágio evolutivo dos glóbulos (de glóbulos com emissão fraca no infravermelho longínquo a regiões HII) e em função da luminosidade bolométrica e massa dos glóbulos. A comparação entre os glóbulos de alta massa presentes na amostra TOP100 com fontes de menor massa observadas nas transições do CO(6-5) e CO(7-6), juntamente com a análise de uma amostra complementar de fontes observadas na transição do CO(10-9) mostrou que a dependência da luminosidade do CO com a luminosidade bolométrica aumenta em função do número quântico J associado à transição do CO. Este estudo também mostrou que as relações entre a luminosidade do CO e dos clumps são dominadas pelas fontes de alta luminosidade presentes na amostra analisada. A análise individual de fontes de baixa e alta luminosidade sugerem que a dependência entreas luminosidades do CO e bolométrica é a mesma em ambos os regimes de luminosidade, embora as luminosidades do CO sejam sistematicamente maiores para os glóbulos de alta massa. Por fim, a análise da emissão do CO em altas-velocidades mostrou que ~85% dos glóbulos presentes na amostra TOP100 apresentam jatos moleculares. A seleção de objetos de alta massa isolados em estágio de acreção ativa é crucial para decidir se ela ocorre através de um disco de acreção e/ou via fusão de YSOs de menor massa. Para isso, observações no infra-vermelho próximo são ideais para se investigar o conteúdo dos glóbulos sub-milimétricos e resolver seus membros individuais. Devido a alta resolução espacial na banda K e a extinção interestelar moderada nesta faixa espectral, um conjunto de oito (8) HMYSOs associados a jatos em H2 em larga-escala foram selecionados para observações espectroscópicas na banda K utilizando o espectrômetro NIFS no Gemini Norte. Todos os objetos investigados com o NIFS apresentam emissão extendida no contínuo, bem como nas linhas espectrais típicas de fontes jovens, tais como o Brackett-gama, transições do H2 e a emissão nas bandas moleculares do CO. A emissão em H2 está associada aos jatos moleculares em escalas de ~100 UA em cinco das oito fontes (63%). A indentificação de jatos moleculares em escalas tão próximas ao objeto central indica que o processo de acreção de massa ainda está ativo nestes objetos. A emissão do Brackett-gama provém do gás ionizado nas regiões mais próximas das fontes centrais ou regiões de choque próximas aos jatos. A espectro-astrometria da linha do Brackett-gama em escalas de sub-píxeis, indica que a emissão do gás ocorre nas cavidades dos jatos moleculares ou delineiam estruturas alinhadas perpendicularmente aos jatos, tais como os discos de acreção. Cinco fontes também apresentam emissão nas bandas do CO (63%), e três HMYSOs apresentam linhas do CO em absorção (38%), indicando que estes objetos apresentam discos de acreção. A massa total do sistema \"disco e protoestrela\" foi determinada a partir do estudo da cinemática das linhas de absorção do CO, detectadas em três objetos. A partir de modelos de rotação Kepleriana, as massas das fontes foram estimadas em 5±3, 8±5 e 30±10 massas solares. Os resultados obtidos a partir da espectroscopia tri-dimensional no infravermelho corroboram a hipótese de que estrelas de alta massa são formadas a partir de acreção por discos, de maneira similar ao observado para estrelas de baixa massa. A comparação entre a morfologia dos jatos moleculares identificados nos campos do NIFS e das correspondentes contrapartidas em escalas maiores indicam que os jatos apresentam diferentes graus de colimação ao longo de suas estruturas, explicadas pela multiplicidade de fontes nas proximidades da base de lançamento dos jatos ou efeitos de precessão no objeto central.

In this thesis we investigated two major issues in astrophysical flows: the transport of magnetic fields in highly conducting fluids in the presence of turbulence, and the turbulence evolution and turbulent dynamo amplification of magnetic fields in collisionless plasmas. The first topic was explored in the context of star-formation, where two intriguing problems are highly debated: the requirement of magnetic flux diffusion during the gravitational collapse of molecular clouds in order to explain the observed magnetic field intensities in protostars (the so called \"magnetic flux problem\") and the formation of rotationally sustained protostellar discs in the presence of the magnetic fields which tend to remove all the angular momentum (the so called \"magnetic braking catastrophe\"). Both problems challenge the ideal MHD description, usually expected to be a good approximation in these environments. The ambipolar diffusion, which is the mechanism commonly invoked to solve these problems, has been lately questioned both by observations and numerical simulation results. We have here investigated a new paradigm, an alternative diffusive mechanism based on fast magnetic reconnection induced by turbulence, termed turbulent reconnection diffusion (TRD). We tested the TRD through fully 3D MHD numerical simulations, injecting turbulence into molecular clouds with initial cylindrical geometry, uniform longitudinal magnetic field and periodic boundary conditions. We have demonstrated the efficiency of the TRD in decorrelating the magnetic flux from the gas, allowing the infall of gas into the gravitational well while the field lines migrate to the outer regions of the cloud. This mechanism works for clouds starting either in magnetohydrostatic equilibrium or initially out-of-equilibrium in free-fall. We estimated the rates at which the TRD operate and found that they are faster when the central gravitational potential is higher. Also we found that the larger the initial value of the thermal to magnetic pressure ratio (beta) the larger the diffusion process. Besides, we have found that these rates are consistent with the predictions of the theory, particularly when turbulence is trans- or super-Alfvénic. We have also explored by means of 3D MHD simulations the role of the TRD in protostellar disks formation. Under ideal MHD conditions, the removal of angular momentum from the disk progenitor by the typically embedded magnetic field may prevent the formation of a rotationally supported disk during the main protostellar accretion phase of low mass stars. Previous studies showed that an enhanced microscopic diffusivity of about three orders of magnitude larger than the Ohmic diffusivity would be necessary to enable the formation of a rotationally supported disk. However, the nature of this enhanced diffusivity was not explained. Our numerical simulations of disk formation in the presence of turbulence demonstrated the efficiency of the TRD in providing the diffusion of the magnetic flux to the envelope of the protostar during the gravitational collapse, thus enabling the formation of rotationally supported disks of radius ~ 100 AU, in agreement with the observations. The second topic of this thesis has been investigated in the framework of the plasmas of the intracluster medium (ICM). The amplification and maintenance of the observed magnetic fields in the ICM are usually attributed to the turbulent dynamo action which is known to amplify the magnetic energy until close equipartition with the kinetic energy. This is generally derived employing a collisional MHD model. However, this is poorly justified a priori since in the ICM the ion mean free path between collisions is of the order of the dynamical scales, thus requiring a collisionless-MHD description. We have studied here the turbulence statistics and the turbulent dynamo amplification of seed magnetic fields in the ICM using a single-fluid collisionless-MHD model. This introduces an anisotropic thermal pressure with respect to the direction of the local magnetic field and this anisotropy modifies the MHD linear waves and creates kinetic instabilities. Our collisionless-MHD model includes a relaxation term of the pressure anisotropy due to the feedback of the mirror and firehose instabilities. We performed 3D numerical simulations of forced transonic turbulence in a periodic box mimicking the turbulent ICM, assuming different initial values of the magnetic field intensity and different relaxation rates of the pressure anisotropy. We showed that in the high beta plasma regime of the ICM where these kinetic instabilities are stronger, a fast anisotropy relaxation rate gives results which are similar to the collisional-MHD model in the description of the statistical properties of the turbulence. Also, the amplification of the magnetic energy due to the turbulent dynamo action when considering an initial seed magnetic field is similar to the collisional-MHD model, particularly when considering an instantaneous anisotropy relaxation. The models without any pressure anisotropy relaxation deviate significantly from the collisional-MHD results, showing more power in small-scale fluctuations of the density and velocity field, in agreement with a significant presence of the kinetic instabilities; however, the fluctuations in the magnetic field are mostly suppressed. In this case, the turbulent dynamo fails in amplifying seed magnetic fields and the magnetic energy saturates at values several orders of magnitude below the kinetic energy. It was suggested by previous studies of the collisionless plasma of the solar wind that the pressure anisotropy relaxation rate is of the order of a few percent of the ion gyrofrequency. The present study has shown that if this is also the case for the ICM, then the models which best represent the ICM are those with instantaneous anisotropy relaxation rate, i.e., the models which revealed a behavior very similar to the collisional-MHD description. / Nesta tese, investigamos dois problemas chave relacionados a fluidos astrofísicos: o transporte de campos magnéticos em plasmas altamente condutores na presença de turbulência, e a evolução da turbulência e amplificação de campos magnéticos pelo dínamo turbulento em plasmas não-colisionais. O primeiro tópico foi explorado no contexto de formação estelar, onde duas questões intrigantes são intensamente debatidas na literatura: a necessidade da difusão de fluxo magnético durante o colapso gravitacional de nuvens moleculares, a fim de explicar as intensidades dos campos magnéticos observadas em proto-estrelas (o denominado \"problema do fluxo magnético\"), e a formação de discos proto-estelares sustentados pela rotação em presença de campos magnéticos, os quais tendem a remover o seu momento angular (a chamada \"catástrofe do freamento magnético\"). Estes dois problemas desafiam a descrição MHD ideal, normalmente empregada para descrever esses sistemas. A difusão ambipolar, o mecanismo normalmente invocado para resolver estes problemas, vem sendo questionada ultimamente tanto por observações quanto por resultados de simulações numéricas. Investigamos aqui um novo paradigma, um mecanismo de difusão alternativo baseado em reconexão magnética rápida induzida pela turbulência, que denominamos reconexão turbulenta (TRD, do inglês turbulent reconnection diffusion). Nós testamos a TRD através de simulações numéricas tridimensionais MHD, injetando turbulência em nuvens moleculares com geometria inicialmente cilíndrica, permeadas por um campo magnético longitudinal e fronteiras periódicas. Demonstramos a eficiência da TRD em desacoplar o fluxo magnético do gás, permitindo a queda do gás no poço de potencial gravitacional, enquanto as linhas de campo migram para as regiões externas da nuvem. Este mecanismo funciona tanto para nuvens inicialmente em equilíbrio magneto-hidrostático, quanto para aquelas inicialmente fora de equilíbrio, em queda livre. Nós estimamos as taxas em que a TRD opera e descobrimos que são mais rápidas quando o potencial gravitacional é maior. Também verificamos que quanto maior o valor inicial da razão entre a pressão térmica e magnética (beta), mais eficiente é o processo de difusão. Além disto, também verificamos que estas taxas são consistentes com as previsões da teoria, particularmente quando a turbulência é trans- ou super-Alfvénica. Também exploramos por meio de simulações MHD 3D a influência da TRD na formação de discos proto-estelares. Sob condições MHD ideais, a remoção do momento angular do disco progenitor pelo campo magnético da nuvem pode evitar a formação de discos sustentados por rotação durante a fase principal de acreção proto-estelar de estrelas de baixa massa. Estudos anteriores mostraram que uma super difusividade microscópica aproximadamente três ordens de magnitude maior do que a difusividade ôhmica seria necessária para levar à formação de um disco sustentado pela rotação. No entanto, a natureza desta super difusividade não foi explicada. Nossas simulações numéricas da formação do disco em presença de turbulência demonstraram a eficiência da TRD em prover a diffusão do fluxo magnético para o envelope da proto-estrela durante o colapso gravitacional, permitindo assim a formação de discos sutentados pela rotação com raios ~ 100 UA, em concordância com as observações. O segundo tópico desta tese foi abordado no contexto dos plasmas do meio intra-aglomerado de galáxias (MIA). A amplificação e manutenção dos campos magnéticos observados no MIA são normalmente atribuidas à ação do dínamo turbulento, que é conhecidamente capaz de amplificar a energia magnética até valores próximos da equipartição com a energia cinética. Este resultado é geralmente derivado empregando-se um modelo MHD colisional. No entanto, isto é pobremente justificado a priori, pois no MIA o caminho livre médio de colisões íon-íon é da ordem das escalas dinâmicas, requerendo então uma descrição MHD não-colisional. Estudamos aqui a estatística da turbulência e a amplificação por dínamo turbulento de campos magnéticos sementes no MIA, usando um modelo MHD não-colisional de um único fluido. Isto indroduz uma pressão térmica anisotrópica com respeito à direção do campo magnético local. Esta anisotropia modifica as ondas MHD lineares e cria instabilidades cinéticas. Nosso modelo MHD não-colisional inclui um termo de relaxação da anisotropia devido aos efeitos das instabilidades mirror e firehose. Realizamos simulações numéricas 3D de turbulência trans-sônica forçada em um domínio periódico, mimetizando o MIA turbulento e considerando diferentes valores iniciais para a intensidade do campo magnético, bem como diferentes taxas de relaxação da anisotropia na pressão. Mostramos que no regime de plasma com altos valores de beta no MIA, onde estas instabilidades cinéticas são mais fortes, uma rápida taxa de relaxação da anisotropia produz resultados similares ao modelo MHD colisional na descrição das propriedades estatísticas da turbulência. Além disso, a amplificação da energia mangética pela ação do dínamo turbulento quando consideramos um campo magnético semente, é similar ao modelo MHD colisional, particularmente quando consideramos uma relaxação instantânea da anisotropia. Os modelos sem qualquer relaxação da anisotropia de pressão mostraram resultados que se desviam significativamente daqueles do MHD colisional, mostrando mais potências nas flutuações de pequena escala da densidade e velocidade, em concordância com a presença significativa das instabilidades cinéticas nessas escalas; no entanto, as flutuações do campo magnético são, em geral, suprimidas. Neste caso, o dínamo turbulento também falha em amplificar campos magnéticos sementes e a energia magnética satura em valores bem abaixo da energia cinética. Estudos anteriores do plasma não-colisional do vento solar sugeriram que a taxa de relaxação da anisotropia na pressão é da ordem de uma pequena porcentagem da giro-frequência dos íons. O presente estudo mostrou que, se este também é o caso para o MIA, então os modelos que melhor representam o MIA são aqueles com taxas de relaxação instantâneas, ou seja, os modelos que revelaram um comportamento muito similar à descrição MHD colisional.