7 Discussão e conclusões

Com os testes realizados no código BUDDA, desenvolvido por de Souza (1997; ver também Gadotti 1999; de Souza, Gadotti & dos Anjos 2003), nas Seções 4.4.2 e 4.4.3, mostramos que os resultados da análise estrutural obtidos para as 19 galáxias de nossa amostra de imageamento em $B$, $V$, $R$, $I$ e $K\!s$ (ver Apêndice A) são robustos. Além disso, mostramos que o código é uma ferramenta poderosa na avaliação da presença de sub-estruturas em galáxias. Em particular, detectamos a presença de discos internos em cerca de 1/3 das galáxias elípticas de nossa amostra do LNA (ver Apêndice A), além de mostrar também que aproximadamente 1/3 das elípticas e lenticulares desta amostra foram classificadas de forma errônea no RC3. Descobrimos a existência de galáxias lenticulares barradas sem disco (NGC 4608, NGC 4477 e NGC 5701; ver Gadotti & de Souza 2003a, b) e revelamos a presença de barras secundárias, anéis internos e nucleares, e braços espirais secundários em vários casos em nossas amostras de imageamento e do LNA. O caso de NGC 4314 é particularmente relevante. Os braços espirais secundários se revelam proeminentes nas imagens residuais, e o mapa de cor (Fig. 4.24) revela que o anel nuclear e os braços são 2 sub-estruturas distintas, contrariando, pelo menos neste caso, a idéia freqüente na literatura de que são os braços secundários que se unem e formam o anel nuclear (ver Buta & Combes 1996 e referências aí contidas; ver também Sandage 1961).

Mostramos na Fig. 4.10 que os discos em galáxias com barras maiores tendem a ter uma menor concentração central de luz (maior valor para $h$), sendo também mais tênues (maior valor para $\mu _0$). Esta constatação é consistente com o cenário no qual a barra, durante sua evolução, captura estrelas do disco e aumenta em tamanho (ver, e.g., Athanassoula 2003), um dos processos de evolução secular em barras que também participa na formação/construção de bojos. Esta alteração na estrutura dos discos pode ser responsável pela ausência de uma correlação mais estreita entre $r_e$ e $h$ na nossa amostra (Fig. 4.7). Esta correlação é um argumento em favor da formação de bojos via evolução secular em barras e foi mostrada por diversos autores para galáxias de tipos morfológicos tardios. Como nossa amostra contém majoritariamente galáxias de tipos morfológicos recentes, que têm barras mais fortes, os efeitos dessas barras sobre os discos são mais pronunciados, o que pode mascarar esta correlação. Assim, a ausência desta correlação neste estudo não é necessariamente um argumento que desfavorece o cenário de evolução secular para a construção de bojos em galáxias de tipos morfológicos recentes. De fato, mostramos na Fig. 4.16 que encontramos uma correlação entre o índice de Sérsic $n$ e os gradientes de cor $G(B-I)$, o que é, conforme já discutimos, previsto por este cenário, portanto, corroborando-o. A anticorrelação entre $r_e$ e $G(B-I)$ (Fig. 4.17) também dá suporte a este cenário.

Analisando mais cuidadosamente a Fig. 4.16, nota-se que a correlação entre $n$ e $G(B-I)$ é mais evidente em $B$ e $V$ do que em $R$ e $I$. Além disso, a inclinação da reta de correlação também diminui em direção às bandas mais vermelhas. Isto é, o valor de $a$ em $n=aG(B-I)+b$ diminui. Veja os valores para $a$: 4.8$\pm$1.2 em $B$, 3.9$\pm$0.7 em $V$, 3.0$\pm$0.8 em $R$, e 2.5$\pm$0.7 em $I$. Apesar dos erros serem substanciais, a tendência é assaz coerente, principalmente considerando também que a diferença $\Delta a$ entre uma banda e outra também cai gradual e coerentemente em direção às bandas mais vermelhas. Isto significa que a correlação é provocada pela população estelar mais jovem contida nos bojos de cada galáxia. É a população mais jovem dos bojos que é mais centralmente concentrada. Isto é extremamente consistente com o cenário de evolução secular, indicando que os bojos já continham uma população estelar mais evoluída, mas que foram acrescidos com estrelas jovens nas regiões mais centrais. Podemos prever que esta correlação não existe no infravermelho. Nossa amostra em $K\!s$, infelizmente, é muito reduzida para testar definitivamente esta previsão, mas ela, de fato, não mostra esta correlação. Não podemos neste ponto, entretanto, diferenciar se a população mais evoluída já existente nestes bojos foi formada através de algum outro cenário para a formação de bojos e galáxias, ou se foi formada também via evolução secular em um episódio mais antigo (por exemplo, em decorrência da evolução de uma barra anterior à que observamos hoje).

É importante esclarecer que os outros 2 cenários mais importantes para a formação de galáxias em geral, e bojos em particular (ver Seção 1.2), parecem não dar conta destas correlações. No cenário monolítico, bojos com maior concentração central de massa teriam se formado em épocas ainda mais remotas e estariam assim em galáxias com gradientes de cor negativos bastante acentuados, oposto ao que é verificado. No cenário hierárquico, ainda seria possível explicar estas correlações argumentando que a queda de galáxias satélites no centro pode produzir os efeitos observados. Entretanto, este cenário não fornece explicações para o fato de que são as galáxias barradas que tendem a apresentar gradientes de cor menos acentuados, ou até mesmo positivos (Gadotti & dos Anjos 2001a, b).

Também é importante notar que, até onde sabemos, este é o primeiro estudo que mostra evidências favoráveis ao cenário de evolução secular para a construção de bojos, utilizando uma amostra que contém galáxias de tipos morfológicos tão recentes quanto lenticulares. Até então, só haviam evidências no caso de bojos em galáxias de tipos morfológicos tardios. Entretanto, este resultado não é contraditório aos que expusemos na Seção 1.2 e que dão conta de uma dicotomia entre bojos em galáxias de tipos morfológicos recentes e tardios. É bastante plausível que os efeitos da evolução secular na construção de bojos sejam mais salientes nas galáxias com tipos morfológicos tardios, já que seus bojos são menos proeminentes. Isto também casa com a nossa sugestão de que a recorrência das barras é um fenômeno mais importante em galáxias com estas classes morfológicas (ver Seções 1.3.1 e 4.5; ver também adiante).

Portanto, emerge o quadro em que à medida que a barra evolui, consome o disco e torna-se mais longa, além de contribuir para a construção do bojo. Embora não tenhamos encontrado uma correlação entre o comprimento $L_B$ das barras e suas cores $(B-I)_B$, sugerimos, por argumentos que foram explicitados no Capítulo 2, que as barras em NGC 4314 e NGC 5850 têm idades maiores do que cerca de 1 Gano, enquanto que aquelas em NGC 4394, NGC 4579 e NGC 5383 têm idades inferiores. De forma coerente com todo este cenário vimos que, de fato, em NGC 4314 e em NGC 5850, comparando-as em média com NGC 4394, NGC 4579 e NGC 5383, os discos são substancialmente mais tênues (desde 0.82 mag em $B$ a 1.90 mag em $R$), as barras são cerca de 3 Kpc maiores, e são significativamente mais vermelhas [0.80 mag em $(B-I)$], tendo, portanto, população estelar mais evoluída. Exceto pelas cores das barras, não incluímos nesta avaliação as outras 2 galáxias que, como mostramos no Capítulo 2, têm barras evoluídas: NGC 4608 e NGC 5701. Isto porque, como vimos, estas galáxias não têm uma componente disco expressiva, podendo, portanto, ser o resultado de um novo cenário para a formação de barras, que sugerimos no capítulo anterior. Por outro lado, NGC 4608 e NGC 5701 podem ser exemplos extremos em que a evolução da barra é tão pronunciada que acaba por consumir praticamente todo o disco (Athanassoula 2003). De fato, além de as cores das barras nestas galáxias serem significativamente mais vermelhas do que a média, o comprimento da barra em NGC 4608 também é bastante superior à média. Porém, a barra de NGC 5701 tem um comprimento típico. Neste contexto, é interessante avaliarmos as propriedades de NGC 4477, a terceira lenticular barrada sem disco. Tanto a cor quanto o comprimento da barra nesta galáxia indicam que a barra é recente. Infelizmente, não obtivemos espectros para esta galáxia, o que poderia confirmar esta expectativa. Se, de fato, a barra desta galáxia for recém-formada, parece que a única alternativa plausível para explicar a ausência de um disco é o nosso cenário de formação de barras via halos excêntricos (Capítulo 3; Seção 4.6).

O fato de não termos encontrado correlação entre $L_B$ e $(B-I)_B$ parece indicar, portanto, que o comprimento da barra não depende somente de sua idade. No cenário vigente de formação de barras, $L_B$ vai depender de quão instável o disco é à formação de barra. Entretanto, é encorajador que tenhamos encontrado uma correlação entre a cor das barras $(B-I)_B$ e o brilho superficial central dos discos $\mu _0$, dando ainda mais coerência ao quadro evolutivo que pintamos acima. Isto porque mostra a tendência de os discos em galáxias com barras mais vermelhas (i.e., mais evoluídas) serem tênues.

Por outro lado, dado que encontramos que: (i) na medida em que as barras evoluem ficam mais vermelhas, maiores, e consomem os discos de suas galáxias, e (ii) as Fig(s). 4.16 e 4.17 parecem indicar que os bojos são, pelo menos parcialmente, construídos via o cenário de evolução secular, é interessante que não tenhamos encontrado correlações entre $L_B$ e $n$ ou $r_e$, e tampouco entre os dois últimos e $(B-I)_B$. Seria plausível esperar que as barras mais evoluídas, i.e., com valores maiores para $L_B$ e $(B-I)_B$, estivessem em galáxias com bojos com maior concentração central de luz, ou seja valores maiores para $n$ e menores para $r_e$. Certamente que isto indica a presença de outros fatores, por ora alheios à nossa compreensão, que têm influência nestes processos evolutivos. O mesmo pode se dizer com relação à ausência de correlações entre o gradiente $G(B-I)$ nas galáxias e as cores e comprimentos das barras, e com relação à ausência de uma correlação entre a cor da barra e as razões B/D. Por outro lado, as Fig(s). 4.19 e 4.20 mostram que galáxias com gradientes de cor menos acentuados tendem a ter discos mais tênues e com menor concentração central de luz. Estas tendências conectam as duas descobertas que realizamos: a construção do bojo via formação estelar central provocada pela barra e a dissolução do disco, que é consumido pela barra. Parece possível que estas questões sejam elucidadas quando tivermos um melhor entendimento acerca das escalas de tempo envolvidas. É preciso responder questões como: quanto tempo leva para o gás coletado no disco pela barra seja transformado em estrelas jovens nas regiões centrais? Quão eficiente é a formação de estrelas nestas regiões e que outros fatores influenciam neste aspecto? Como o bojo e a barra evoluem neste intervalo de tempo? Outra questão de extrema relevância aqui é saber se as barras são ou não um fenômeno recorrente. Muita investigação se faz necessária.

Note que entre as galáxias com barras evoluídas encontramos tipos morfológicos recentes e tardios. Por outro lado, só há galáxias de tipo morfológico tardio entre aquelas com barras jovens (ver Capítulo 2). Este fato é interessante ao considerarmos a sugestão de Friedli & Benz (1995) de que as barras são jovens em galáxias de tipos morfológicos tardios, e já evoluídas em galáxias de tipos morfológicos recentes. Isto também é consistente com a nossa interpretação de que as galáxias do tipo SAB (i.e., com barras pouco proeminentes) são aquelas nas quais a barra se encontra num estágio de formação. Isto porque encontramos na Seção 1.3.1 que a maior parte das galáxias com barras do tipo SAB são de tipo morfológico Sc. Em um cenário de barras recorrentes isto não deveria ser observado, se as barras de fato contribuem para a construção dos bojos, como nossos resultados parecem indicar. Se assim fosse, deveríamos observar uma freqüência de SAB's independente do tipo morfológico. Note que, nas simulações numéricas realizadas no Capítulo 3, verificamos que as barras não surgem já fortes nos discos estelares, mas que, de fato, barras recém-formadas têm uma aparência mais débil. Assim, o argumento de que as barras poderiam reaparecer em galáxias de tipos morfológicos recentes já fortes é inválido. No cenário recorrente de Bournaud & Combes (2002), na medida em que as barras se dissolvem e reaparecem, vão contribuindo para a formação dos bojos, mas têm seus comprimentos cada vez menores, em desacordo com o excesso de SAB's em galáxias de tipo morfológico Sc. Este cenário prevê que as barras em galáxias de tipos morfológicos recentes têm uma velocidade de rotação $\Omega_B$ mais elevada em comparação com galáxias de tipos morfológicos tardios. Seguindo nossos argumentos, e considerando que as barras não sejam recorrentes, podemos prever exatamente o oposto, já que o $L_B$ das barras aumenta durante sua evolução. Ainda não há medidas de $\Omega_B$ em um número estatisticamente significativo de galáxias, e quase todas as medidas foram realizadas em galáxias de tipos morfológicos recentes. Mas as poucas medidas por enquanto mostram que, em acordo com o que nossos resultados indicam, e contrário ao previsto pelo cenário recorrente de Bournaud & Combes, as barras em galáxias de tipo morfológico recente tem $\Omega_B$ menor do que aquelas de tipo tardio (Gerssen, Kuijken & Merrifield 2003). A explicação para o por que então estas galáxias têm comprimentos menores é simplesmente vinda do fato de que são barras jovens. Parece então que a recorrência de barras, pelo menos no cenário de Bournaud & Combes, não é consistente com as observações. No cenário recorrente de Berentzen et al. (2003), entretanto, as barras reaparecem com valores reduzidos para $\Omega_B$, mas este cenário só se aplica para galáxias desprovidas de gás, e nas quais a barra dissolvida reaparece porque a instabilidade é provocada por interações de maré.

A correlação encontrada por Athanassoula & Martinet (1980), na qual bojos mais proeminentes são encontrados em galáxias com barras maiores, é também um argumento que favorece o cenário no qual as barras crescem durante a sua evolução e que, durante este processo, contribuem para a formação dos bojos. Além disso, se este quadro está correto, então não devemos esperar que as barras sejam um fenômeno recorrente, já que, deste modo, observaríamos barras pequenas (fracas, em processo de formação) também em galáxias com bojos proeminentes, o que não é verdadeiro.

Por outro lado, a recorrência das barras poderia ser um fenômeno restrito às galáxias de tipos morfológicos mais tardios. Neste caso, parece que temos duas opções a considerar: ou (i) o papel das barras na construção de bojos ocorre separadamente dentro das classes morfológicas, isto é, as barras contribuem para a formação dos bojos mas este processo não chega a ser tão acentuado ao ponto de transformar uma Sc numa S0, por exemplo; ou (ii) as barras podem se dissolver e reaparecerem nas galáxias de tipo morfológico tardio, sem que o bojo seja por demais acrescido, algumas vezes, de modo que a classe morfológica da galáxia ainda permanece a mesma (exceto pela barra, é claro), até que se chega a um ponto em que o bojo torna-se bastante proeminente, o tipo morfológico da galáxia, portanto, pode aí ser substancialmente alterado, e a recorrência da barra é interrompida.

Podemos agorar reunir os argumentos expostos na Seção 2.5, nos quais sugerimos que a alimentação de AGN's é rápida, ocorrendo assim que a barra se desenvolve, a constatação da Seção 1.3.3 de que LINER's são preferencialmente encontrados em galáxias com tipos morfológicos tardios, e os resultados deste capítulo que parecem indicar que as barras recém-formadas são uma ocorrência particular às galáxias de tipos morfológicos tardios. O quadro se completa, reforçando a idéia de que as barras são um mecanismo mais responsável pela alimentação de AGN's (especialmente LINER's) em galáxias de tipos morfológicos tardios, enquanto que outros fatores (em particular, efeitos de maré em interações) induzem a presença de núcleos ativos (especialmente Seyfert's) nas galáxias de tipos morfológicos mais recentes. De fato, a cor $(B-I)_B$ média das barras nas galáxias de nossa amostra de imageamento que têm AGN's é igual a 1.7, enquanto que nas barras em galáxias sem atividade nuclear não estelar é $(B-I)_B=2.1$. O comprimento das barras $L_B$ é, em média, igual a 4.2 Kpc para as galáxias com AGN e 5.7 Kpc para as não ativas. Estes resultados parecem sugerir que, de fato, a alimentação de AGN's é um processo que ocorre nos primeiros estágios de uma barra evoluída.

Também argumentamos no Capítulo 2 que NGC 4608 e NGC 5701 possuem barras velhas, e o fato de que estas galáxias não possuem discos pode estar mostrando que o quadro evolutivo discutido pode chegar ao ponto extremo em que a barra consome todo o disco (cenário ATH, ver Seção 4.6). Por outro lado, sabemos que o cenário vigente para a formação de barras tem dificuldades imensas para formar barras em galáxias lenticulares. Portanto, o novo cenário de formação de barras em galáxias sem disco (cenário GDS, ver Seção 4.6; Capítulo 3) surge como uma alternativa. Através de uma comparação quantitativa detalhada entre os cenários foi possível identificar as falhas apresentadas por cada um, mas ainda é difícil dizer qual é a solução para este problema. Uma alternativa plausível seria um cenário misto (ver Capítulo 3).

Ao longo desta Tese, fizemos uso do valor fiducial de 1 Gano para a escala de tempo em que o espessamento vertical da barra ocorre. Como visto anteriormente, este valor é advindo de estudos teóricos e simulações numéricas e, sendo assim, é muito dependente das condições em que estes estudos foram realizados. Agora, nos é possível utilizar as informações a respeito das cores das barras para fazer uma estimativa empírica a respeito desta escala de tempo.

O valor médio para a cor $(B-V)_B$ das barras em que o estudo espectroscópico do Capítulo 2 indica serem aquelas que já sofreram o espessamento vertical é igual a 1.1. Por outro lado, para as barras que não possuem uma importante estrutura vertical $(B-V)_B=0.7$. Estudos teóricos da evolução de populações estelares em galáxias (e.g., Tinsley & Gunn 1976; Maraston 1998) indicam que a idade de uma população estelar com uma cor $(B-V)=0.7$ é da ordem de 1 a 2 Gano, enquanto que para $(B-V)=1.1$ a idade característica da população estelar é de cerca de 15 a 20 Gano. Embora a idade da população estelar contida na barra não represente necessariamente a idade da barra, estes resultados podem estar indicando que a escala de tempo para o espessamento da barra é significativamente maior do que 1 Gano. Em particular, vimos na Seção 1.2 que galáxias barradas de tipos morfologicamente tardios costumam apresentar surtos de formação estelar ao longo da barra. Assim, o fato de as cores em barras recém-formadas indicarem uma população estelar já relativamente evoluída reforça a hipótese de que a escala de tempo para o espessamento vertical da barra seja maior do que 1 Gano. Portanto, o mecanismo Spitzer-Schwarzchild (ver Capítulo 2), que é mais gradual, parece ser uma explicação mais plausível para o espessamento vertical das barras, o que também é sugerido pelos nossos resultados no Capítulo 3.

É interessante que, se a idade da população estelar na barra for um indício robusto da idade da barra, então as barras que identificamos no Capítulo 2 como estando atualmente em um estágio evolutivo avançado têm idades da ordem de 1 tempo de Hubble. Então, estas barras jamais foram dissolvidas e não são recorrentes. Evidentemente, isto não exclui a possibilidade de haver barras recorrentes em outras galáxias. Mas é notável que tenhamos galáxias como NGC 5701, que tem uma barra bastante evoluída, provavelmente a única barra presente durante a evolução desta galáxia, e que tem um AGN. A presença do AGN indica que deve ter havido transporte de gás para o centro, mas que este não foi suficiente para a dissolução da barra, reforçando os resultados de Shen & Sellwood (2003), que indicam que a dissolução de uma barra só ocorre com concentrações centrais de massa muito elevadas. Por outro lado, também é interressante notar NGC 4314, que tem uma barra espessa, mas com uma cor menos avermelhada. Este efeito na cor da barra pode ser o produto da queda de gás remanescente do halo no cenário recorrente de Bournaud & Combes (2002), e que, justamente, impede que haja uma dissolução completa da barra. Não deve ser apenas coincidência, portanto, que esta galáxia também tenha um núcleo ativo.