6 Discussão e conclusões

Vimos neste capítulo as dificuldades em se formar uma barra em uma galáxia com o bojo proeminente e o disco cinematicamente quente. Como estas são propriedades observadas em galáxias, fica claro que ainda não temos uma resposta adequada para a questão da formação de barras, o que já havíamos discutido no Capítulo 1 com resultados obtidos em outros estudos. Embora as barras formadas em simulações $N$-corpos de discos puros tenham propriedades bastante similares às observadas, o cenário desaba ao introduzirmos uma componente esferoidal central representando o bojo. Entender a existência de barras em galáxias de tipos morfológicos recentes também não é uma tarefa do passado. Os discos cinematicamente quentes e os bojos trazem estabilidade e uma barra não se desenvolve.

Então as simulações nos dizem que, para formar uma barra em galáxias em princípio estáveis, devemos reduzir o valor da dispersão de velocidades no disco e usar um valor para o parâmetro de suavização elevado. As observações, entretanto, nos mostram que o valor da dispersão de velocidades nos discos é suficientemente alto ao ponto de estabilizar o disco contra a formação de barra. Assim, a primeira opção parece não ser condizente com a natureza das galáxias espirais. O valor de $\epsilon$ a ser utilizado nas simulações é uma questão nebulosa. Não se pode deixar de lembrar que $\epsilon$ é um mecanismo artificial, que altera a gravitação Newtoniana nos experimentos, e que nos auxilia a reproduzir as variações suaves no potencial de um sistema com cerca de 10$^{11}$ corpos, diminuindo a granulosidade dos nossos sistemas limitados em cerca de 10$^5$ partículas. Se assumirmos que os valores sugeridos para a suavização pelos estudos de Merritt estão corretos, então os valores utilizados para dar origem a uma barra num sistema completo e realístico estão exageradamente elevados, e estes resultados podem ser artificiais. Por outro lado, é preciso identificar se não é um valor demasiadamente reduzido para $\epsilon$ que inibe a instabilidade de barra, permitindo uma ocorrência exagerada da relaxação a dois corpos. É preciso tentar estabelecer de forma observacional qual é o valor adequado para o parâmetro de suavização.

Porém, existem saídas para esta situação desconfortável, que precisam ser exploradas mais profundamente. Uma delas é a inclusão de gás nos experimentos. É bastante plausível que haja nos halos das galáxias uma quantidade elevada de gás remanescente da protogaláxia. A queda deste gás no disco contribuiria para a formação de uma componente cinematicamente fria que pode estimular a formação de uma barra, bem como manter uma barra que, de outro modo, seria dissolvida. Bournaud & Combes (2002) estudam esta possibilidade, e voltaremos a tratá-la adiante. Esta saída, no entanto, talvez não seja aplicável às galáxias lenticulares, desprovidas de gás.

Outra forma de recuperar a instabilidade de barra veio recentemente à tona com os trabalhos de Athanassoula & Misiriotis (2002) e Athanassoula (2002, 2003). Estes autores mostraram que é fundamental tratarmos os halos nas simulações de forma mais realística, constituídos por partículas, e não apenas tratados como um potencial rígido. Isto começa a ser possível nos dias de hoje com os avanços tecnológicos que nos levam a poder ter processadores cada vez mais potentes. Tratados desta forma adequada, os halos deixam de ser agentes estabilizadores para de fato incitar o desenvolvimento de uma barra. Além disso, quanto mais importante for o halo na estrutura global da galáxia mais chance haverá de a barra se desenvolver forte.

Nossas simulações da Seção 3.4 sugerem que o mecanismo que leva ao espessamento da barra é lento. Em particular, para reproduzir os valores que observamos no Capítulo 2 para a dispersão de velocidades das estrelas ao longo do eixo vertical da barra, se faz necessário um tempo significativamente mais longo do que 1 Gano. Este resultado reforça nossa sugestão de que o mecanismo que torna a barra espessa pode ser o mecanismo Spitzer-Schwarzchild (Seção 2.4), bem como os resultados do Capítulo 4, que indicam que a escala de tempo para este espessamento é alta.

Para explicar a existência de 3 galáxias barradas cuja componente disco é extremamente tênue (Capítulo 4), sugerimos um novo mecanismo para a formação de barras, baseado na influência do potencial de um halo escuro, massivo e excêntrico, nas órbitas estelares do sistema inserido neste potencial. Este mecanismo tem a vantagem de poder explicar facilmente a formação de barras em sistemas estelares cinematicamente quentes. Por outro lado, é preciso que a razão axial do halo seja relativamente alta, certamente mais alta do que os valores médios encontrados em simulações e observações. Assim, é possível que este mecanismo seja relevante apenas em um fração menor de galáxias. É possível que seja mais importante em galáxias de tipos morfológicos mais recentes. Entretanto, pode ser mais uma saída para a situação desconfortável em que se encontra a instabilidade de barra para a formação de barra em discos cinematicamente quentes. É possível que um disco em princípio estável desenvolva uma barra através do nosso mecanismo mesmo se o halo não tiver uma excentricidade muito elevada. O alinhamento das órbitas estelares do disco no potencial do halo pode auxiliar a instabilidade de barra. Este cenário misto precisa ser explorado. Podemos nos perguntar, por exemplo, como se comporta o parâmetro de Toomre de um disco imerso em um potencial triaxial excêntrico.

Uma das fraquezas deste novo cenário é o fato de que ele não reproduz a morfologia ``boxy-peanut''. Porém, os experimentos que realizamos para demonstrá-lo são ainda bastante simples e podem ser incrementados com novos ingredientes (e.g., gás e um halo vivo), tornando-os mais sofisticados, o que pode nos levar a resultados que se ajustem de uma maneira ainda mais fina às observações. Na Seção 4.6, faremos comparações quantitativas entre as observações e as previsões do nosso mecanismo e do mecanismo proposto por Athanassoula, em que o halo vivo revigora a barra, que consome o disco.