1 Formação de bojos

Evidentemente, a formação da componente esferoidal em galáxias espirais está intimamente vinculada à formação de galáxias como um todo, de modo que um cenário de formação de galáxias deve poder explicar as propriedades observadas nas componentes bojo, disco e halo, simultaneamente. Existem, atualmente, três principais cenários su-geridos para a formação dos bojos em galáxias espirais, que buscam se adequar, principalmente, às relações observadas entre as propriedades de bojos e discos, já que ainda não existe um consenso a respeito do bojo ser somente a parte mais central do halo (Silk & Bouwens 1999; Renzini 1999), ou de bojo e halo serem duas entidades estruturais distintas (Wyse, Gilmore & Franx 1997). Além disso, as propriedades dos halos de galáxias são intrinsecamente mais difíceis de serem observadas. Como veremos, as diferenças entre os 3 cenários podem ser essencialmente resumidas na época de formação do bojo em relação à formação do disco. Bojos podem ter sido formados em uma época anterior à formação do disco, ou podem ter sido formados posteriormente. Uma terceira hipótese é a de que bojos e discos se formem concomitantemente. Antes de passar a uma breve descrição destes cenários, vejamos algumas das propriedades observadas; muitas delas tornaram-se conhecidas através de estudos do bojo e do disco da Galáxia.

1 Idades.

Em princípio, a determinação das idades de bojos e discos seria um teste definitivo na escolha de um cenário de formação. No entanto, como foi deixado bem claro por Combes (1999), o bojo não tem necessariamente a mesma idade das estrelas que contém, já que pode ter sido formado recentemente, constituído por estrelas velhas. De qualquer forma, tem sido observado que os discos têm, em média, cores mais azuis que as dos bojos, o que pode indicar que as estrelas dos bojos são mais velhas. Entretanto, os gradientes de cor apresentados por galáxias espirais mostram que as regiões mais externas dos discos são mais jovens do que suas regiões mais internas (de Jong 1996c). De fato, Peletier & Balcells (1996) mostram que as cores de bojos e das regiões internas dos discos são bastante similares, concluindo que a diferença nas idades médias das estrelas nestas componentes é menor do que 30%, apesar de existir uma incerteza devido à degenerescência idade-metalicidade.

2 Metalicidades.

Na Galáxia, a metalicidade (i.e., a abundância Fe/H) média das regiões externas do bojo é similar à do disco na vizinhança solar. Porém, a distribuição de metalicidades das estrelas do bojo é muito mais alargada. A distribuição de metalicidades das estrelas do halo, na vizinhança solar, é também muito alargada, mas o valor da metalicidade média é substancialmente inferior (Wyse, Gilmore & Franx 1997).

3 Dinâmica.

Apesar de um certo suporte rotacional, os bojos são mantidos, em geral, pela dispersão anisotrópica de velocidades das estrelas que contêm, enquanto que os discos são mantidos quase integralmente pelo movimento rotacional das estrelas. No entanto, as estrelas nos bojos de baixa luminosidade têm maior momento angular, o que os torna mais similares aos discos, enquanto que os bojos de alta luminosidade são dinamicamente mais semelhantes às galáxias elípticas (Silk & Bouwens 1999). Além disso, os bojos seguem o mesmo Plano Fundamental das galáxias elípticas, e a mesma relação luminosidade-metalicidade (Combes 1999 e referências aí contidas). Isso sugere que a formação dos bojos de alta luminosidade seja semelhante à formação das elípticas, enquanto que a origem dos bojos de baixa luminosidade esteja ligada à origem dos discos.

Vejamos agora com mais detalhes cada um dos principais cenários propostos na literatura para a formacao de bojos, e as previsões com relação às propriedades acima citadas, além de outras descobertas e propriedades mais específicas.