5 Discussão e conclusões

Os resultados de estudos teóricos acerca da evolução de barras estelares em galáxias deixam claro que, de fato, em escalas de tempo relativamente curtas ($\sim$ 1 Gano), as barras, que assim que se formam são finas já que se formam no plano do disco, ganham uma importante estrutura vertical (ver Seção 1.2). Este espessamento também ocorre nas simulações que iremos apresentar no próximo capítulo. Como o espessamento da barra é o resultado de um aumento significativo no valor de $\sigma_z$ para as estrelas nela contidas, ao mostrar que o valor de $\sigma_z$ para um barra qualquer é similar ao valor de $\sigma_z$ para o disco, estamos mostrando que a barra tem a mesma espessura do disco e é, portanto, recém-formada (ou, pelo menos, formada a menos de cerca de 1 Gano). Se, por outro lado, medirmos na barra um valor para $\sigma_z$ que é substancialmente maior do que no disco, então a barra é mais espessa do que o disco, o que significa que já sofreu pelo menos 1 Gano de processos evolutivos. Foi através desta argumentação sólida que pudemos separar, das 14 galáxias em nossa amostra de espectroscopia, 8 galáxias com barras evoluídas e 5 galáxias com barras jovens. Nossos resultados também podem ser interpretados como uma confirmação observacional da existência de processos que levam ao espessamento da barra.

Evidentemente, uma maneira ainda mais direta para se avaliar a espessura de uma barra é observá-la de perfil. Neste caso, porém, já não é trivial detectar a barra, e algumas propriedades estruturais da galáxia, e da barra, são também mais difíceis de serem determinadas.

O fato de podermos estimar a idade da barra nos traz uma série de vantagens em muitos aspectos do estudo sobre a formação e a evolução de galáxias. Com este diagnóstico, é possível dar um passo a mais no sentido de determinar se, por exemplo, os processos de evolução secular em barras ocorreram ou não em determinada galáxia. É claro que, como foi visto na Seção 1.2, há uma quantidade considerável de outros fatores que têm papel fundamental neste sentido. Porém, ao determinar que uma barra é recém-formada, podemos afirmar que, possivelmente, esta pode não ter tido tempo, por exemplo, de coletar o gás presente no disco para as regiões centrais. A busca de correlações entre a presença de barras e AGN's pode ser muito enriquecida com este diagnóstico. Parece claro que os processos evolutivos em barras têm um papel fundamental nos surtos de formação estelar nas regiões centrais, e na alimentação de AGN's (ver Seção 1.3). Uma galáxia barrada que não apresenta estas características pode simplesmente não ter gás o suficiente no seu disco, ou sua barra pode ainda não ter tido tempo para agir na galáxia, o que agora pode ser determinado. De fato, este diagnóstico será utilizado no Capítulo 4, na argumentação de que as barras crescem na medida em que envelhecem, e o fazem às custas dos discos de suas galáxias, que se tornam cada vez mais débeis.

Por outro lado, o fato de uma barra em uma galáxia qualquer ter sido formada há bastante tempo pode também nos levar a esperar que esta galáxia não hospede um núcleo ativo. Isto pode ser verdadeiro se as escalas de tempo para a coleta de gás e para a atividade central forem relativamente curtas. Parece então que deve haver um curto período de tempo durante a evolução da barra na galáxia em que se reunem as condições necessárias para a atividade central.

De fato, 6 das 8 galáxias nas quais detectamos barras evoluídas não têm um núcleo ativo. São elas: NGC 1302, 1317, 1387, 1440, 4608 e NGC 5850. Para as duas últimas foi possível estimar a cor das barras, $(B-I)_B$, no Capítulo 4. Veremos que estas galáxias possuem barras com uma população estelar bastante evoluída, pois suas cores são, respectivamente, 2.05 e 2.90, acima do valor médio de 1.82. É interessante notar que das 6 galáxias com $(B-I)_B>2$, apenas uma (NGC 5701) tem um núcleo ativo. Estas galáxias com barras evoluídas demais podem já ter passado da fase AGN, ou podem ter discos deficientes em gás. No primeiro caso, o acúmulo de gás na região central não foi suficiente para dissolver a barra. Talvez seja necessário ainda mais transporte de gás e estrelas para as regiões centrais para que estas barras eventualmente se dissolvam. Ou talvez elas jamais se dissolvam, o que está em acordo com os resultados recentes de Shen & Sellwood (2003; ver Seção 1.2), e traz obstáculos para um cenário de barras recorrentes. É intrigante que NGC 5701 tenha um núcleo LINER, dado que os espectros e a cor de sua barra indicam uma barra bastante evoluída. Junte-se a isso o fato de ser uma galáxia lenticular, pobre em gás, e não ter uma galáxia companheira próxima (ver Tab. 2.1), o que poderia contribuir para a alimentação do AGN. Note, além disso, que as cores das barras parecem ser também um diagnóstico útil na estimativa de uma idade para barras em galáxias. Porém, deve-se ter em mente que as cores representam a idade da população estelar contida na barra, e não necessariamente a idade da barra propriamente dita. Assim, as cores das barras podem servir como auxiliares ao diagnóstico desenvolvido aqui, que estima a idade das barras através de um estudo espectroscópico, e é menos dependente de outras características das galáxias. A outra galáxia com barra evoluída e com AGN é NGC 4314. A cor de sua barra é $(B-I)_B=1.90$, ou seja, é plausível que a idade da barra não seja muito maior do que 1 Gano, de modo que hoje a encontramos na fase em que ocorrem as condições ótimas para a alimentação do AGN.

As outras 3 galáxias de nossa amostra de espectroscopia que possuem um AGN tem barras jovens. Para 2 delas (a terceira é NGC 1326), NGC 4394 e NGC 4579, medimos a cor da barra: 1.30 e 1.89, respectivamente. Parece, portanto, que NGC 4579 tem uma barra com idade inferior a 1 Gano, mas não muito menor do que isso, já que o valor de $(B-I)_B$ é relativamente elevado. A barra de NGC 4394 é genuinamente recém-formada, como denunciam seus espectros e sua cor. Com explicar, neste caso, o AGN? Talvez a resposta esteja na sua evidente e forte interação com uma galáxia companheira, a NGC 4382, uma lenticular gigante.

Assim, nossos resultados parecem indicar que, de fato, assim que um barra está bem formada no disco de uma galáxia, a coleta de gás para as regiões centrais é rápida, assim como uma eventual fase ativa do núcleo. Nossos dados também parecem apontar para uma idade para as barras entrarem nesta fase rápida, mas propícia à alimentação dos AGN's, que seja da ordem da escala de tempo para o espessamento das barras. Este quadro faz sentido ao lembrarmos que a barra torna-se espessa pelos processos de evolução secular, estes que também são responsáveis pelo aumento na concentração central de massa na galáxia.

É interessante notar que encontramos, das 8 galáxias com barras evoluídas, 7 com tipos morfológicos S0 a Sa, e apenas 1 Sb. Por outro lado, das 5 galáxias com barras jovens, 2 têm tipos morfológicos S0 e Sa, e as 3 restantes são do tipo Sb. Este resultado, que parece indicar que as barras em galáxias de tipos morfológicos recentes tiveram mais tempo para evoluir que aquelas em galáxias de tipos morfológicos tardios, reforça conclusões obtidas no Capítulo 4. Veremos na Seção 4.7 as implicações destas constatações sobre os cenários de barras recorrentes.

Ao longo deste trabalho, estamos fazendo uso do valor fiducial de 1 Gano para a escala de tempo em que o espessamento vertical da barra ocorre. Este valor é advindo de estudos teóricos e simulações numéricas (e.g., Combes & Sanders 1981; Friedli 1999; ver também Capítulo 3). Sendo assim, é muito dependente das condições em que estes estudos foram realizados. No Capítulo 4, como teremos informações a respeito das cores das barras, poderemos fazer uma avaliação empírica a respeito desta escala de tempo. Veremos que os nossos resultados sugerem que esta escala é significativamente maior do que 1 Gano, o que favorece o cenário que sugerimos, no qual este espessamento é provocado pelo mecanismo de Spitzer-Schwarzchild.