4 Um novo desafio: formação e evolução de barras em lenticulares

A motivação do trabalho que deu origem a esta Tese está enraizada em um pequeno detalhe, que tem sido sistematicamente ignorado, em nossas teorias acerca da formação de barras estelares em galáxias. Conforme discutido na Seção 1.2, atualmente não sabemos explicar como galáxias lenticulares desenvolveram barras. Como a história da ciência nos ensina, o estudo dos objetos que são de alguma forma peculiares invariavelmente traz consigo respostas mais abrangentes que se destinam também aos objetos mais comuns, quase sempre iluminando aspectos obscuros das teorias e modelos que já têm um caráter mais sólido. Neste sentido, o objetivo desta Tese foi o de estudar as propriedades das barras em galáxias lenticulares, procurando respostas não somente para a questão da formação de barras em lenticulares, mas também para detalhes que envolvem a formação e a evolução de barras estelares em galáxias de uma forma geral, incluindo espirais de tipos morfológicos mais tardios. Isto também porque, ao avaliarmos as propriedades das galáxias barradas de tipos morfológicos tardios, para as quais o cenário vigente de formação de barras parece dar uma explicação correta, e comparando-as com as propriedades das galáxias barradas lenticulares, novas pistas sobre a formação e evolução de barras certamente podem surgir. Assim, a questão foi abordada em três frentes distintas, cada uma compondo uma capítulo desta Tese.

1 Espectroscopia ao Longo dos Eixos Maior e Menor de Barras em Galáxias Vistas de Face (Capítulo 2)

Neste capítulo, foram extraídos espectros de 14 galáxias barradas vistas de face (de tipos morfológicos desde S0's até Sb's, segundo o RC3) no centro, bem como em pontos que distam até cerca de 20'' do centro, ao longo dos eixos maior e menor da barra. Os espectros cobrem a região do tripleto do Magnésio (Mg I - 5175 Å) e foram utilizados para determinar a distribuição de velocidades ao longo da linha de visada (LOSVD - ``Line of Sight Velocity Distribution''), portanto ao longo do eixo vertical das barras. O objetivo principal deste capítulo é a verificação observacional de galáxias nas quais a componente vertical da barra tem significância distinta. Conforme previsto teoricamente (ver Seção 1.2), barras com idades maiores do que cerca de 1 Gano devem ter uma importante componente vertical, o que se reflete em uma maior dispersão de velocidades neste eixo. Assim, buscamos desenvolver um diagnóstico capaz de informar se a barra tem uma importante estrutura vertical e, portanto, tem idade superior a cerca de 1 Gano. Este diagnóstico traz luz a uma série de questões envolvendo os processos de formação e evolução de barras estelares em galáxias, e pode ser utilizado como uma importante ferramenta no estudo do papel das barras na formação e evolução de galáxias em geral.

2 Formação e Evolução de Barras em Simulações $N$-Corpos (Capítulo 3)

Para poder comparar as propriedades observadas no capítulo precedente, em particular, a dispersão de velocidades no eixo vertical, e outras propriedades estruturais das barras, que serão abordadas no próximo capítulo, com previsões teóricas, uma série de simulações numéricas foi realizada. As condições iniciais nestas simulações foram escolhidas de forma a poder realizar estas comparações para galáxias de tipos morfológicos recentes e tardios. Além de fornecer uma base mais sólida para os resultados observacionais desta Tese, outro aspecto fundamental referente a estas simulações é o de se poder avaliar diretamente os detalhes envolvidos nos processos de formação de barras estelares em galáxias de diferentes tipos morfológicos. Neste sentido, as dificuldades do cenário vigente de formação de barras que surgem durante sua aplicação em galáxias lenticulares foram identificadas. Também é possível avaliar até que ponto as hipóteses nas quais se baseiam as simulações são válidas. Além disso, sugerimos um novo cenário que pode ser responsável pela existência de barras em galáxias desta classe morfológica, e que dispensa a necessidade de um disco, sendo portanto um cenário candidato a fornecer uma resposta à existência de galáxias barradas sem disco, que vamos reportar no próximo capítulo. Com as simulações aqui desenvolvidas foi possível fazer previsões quantitativas com o nosso cenário e com o cenário atual. Estas previsões serão comparadas com as propriedades observadas no próximo capítulo.

3 Fotometria Superficial e Análise Estrutural em $B$, $V$, $R$, $I$ e $K\!s$ de Galáxias Barradas Vistas de Face (Capítulo 4)

Neste capítulo apresentamos os resultados da análise de imagens no óptico para 19 galáxias barradas vistas de face, sendo que para 6 destas galáxias também foram obtidas e analisadas imagens no infravermelho próximo. Os tipos morfológicos destas galáxias cobrem desde S0's até Sbc's, segundo o RC3. Os resultados incluem fotometria superficial, gradientes e mapas de cor, decomposição bojo/disco e análise de Fourier. A essência deste aspecto da Tese são as propriedades estruturais em galáxias barradas, bem como a relação dessas propriedades com os processos de formação e evolução de barras, e com os processos evolutivos responsáveis pelas transformações morfológicas em galáxias. Com auxílio do diagnóstico desenvolvido nos capítulos precedentes, foi possível identificar um quadro evolutivo de barras em galáxias, sólido e coerente, e com implicações para a formação e/ou construção de bojos. Constatamos a existência de galáxias barradas que não apresentam discos, o que impõe um sério problema para as teorias atuais de formação de barras. Possíveis soluções para este problema são discutidos com base nos modelos desenvolvidos no Capítulo 3.

Finalmente, o Capítulo 5 apresenta de forma resumida as principais conclusões finais e as perspectivas futuras advindas desta Tese.