Stars are known to form inside molecular clouds, out of gravitational collapse. On the other hand, the formation and maintenance of these interstellar structures is believed to be driven by turbulent motions of the magnetized fluid inside these clouds. In this work we explore, by means of three-dimensional (3D) numerical simulations and different statistical methods, including PDF (Probability Density Function), PRS (Projected Rayleigh Statistics), and power-spectrum analyses, how magnetohydrodynamical (MHD) turbulence is connected to the formation of star forming regions. We drive turbulence in an initially homogeneous isothermal environment permeated by uniform magnetic field, considering different regimes that go from transonic to supersonic, and sub-Alfvénic to super-Alfvénic turbulence. We consider two main families of models, one without self-gravity and the other including self-gravity in the gas in order to explore the collapse of structures into the molecular cloud domain. Our main results can be summarized as follows: (i) There is a clear correlation between the gradients of density (and column density) with the magnetic field orientation for sub-Alfvénic systems with and without self-gravity, with less dense regions appearing more aligned to the magnetic field and denser regions appearing more perpendicular to magnetic field. This difference is enhanced for higher sonic Mach numbers, which cause more fragmentation of the clouds; (ii) Super-Alfvénic models without self-gravity show structures mostly aligned to the magnetic field, due to dominance of the compression effects, with no important dependence with the sonic Mach number; (iii) In sub-Alfvénic models, the direction of the line-of-sight (LOS) of the integrated column density is found to influence the distribution of the projected component of the magnetic field on the plane of the sky (B perp ). This shows less coherence when the LOS is parallel to the initial magnetic field. Still, less dense regions appear predominantly parallel to B perp and denser regions appear more perpendicular to it, specially when self-gravity is considered; (iv) For the super-Alfvénic models, column density structures also appear mostly aligned to B perp and maps yield very similar behaviour for different LOS (i.e., parallel, perpendicular, or making an angle of 45º with the initial field); (v) The introduction of self-gravity enhances the formation of dense structures perpendicular to the magnetic field (as gravitational forces enforce the collapse of matter more easily along the lines), mainly in sub-Alfvénic models. This effect in super-Alfvénic models only becomes more pronounced for high sonic Mach numbers; (vi) The comparison of the results obtained from our models with observations by Planck, Herschel and BLASTPol, indicates that our sub-Alfvénic models can qualitatively better reproduce the characteristics of observed clouds. Not only the behaviour of the observed PRS, but also the general coherence of the projected magnetic field B perp is compatible with our sub-Alfvénic models for most clouds. There are clouds where twists of B perp could be explained with effects related to the direction of the LOS. Clouds like Aquila, for instance, can be well represented by models with no self-gravity or in earlier stages of collapse, while Taurus and Vela C have some similarities with models at a more advanced stage of gravitational collapse.

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.