5 Um novo cenário para a formação de barras

Como vimos, o cenário vigente para a formação de barras em galáxias, que é fundamentado na instabilidade de barra em discos estelares (ver Seção 1.2), tem problemas graves ao tentar explicar a existência de galáxias barradas com bojos proeminentes, i.e., de tipos morfológicos recentes, por requerer um grau de suavização suspeitamente elevado. Por outro lado, veremos no próximo capítulo que também existem galáxias barradas nas quais a componente disco é praticamente inexistente. Em virtude destas observações, sugerimos um novo cenário para a formação de barras em galáxias (ver também Gadotti & de Souza 2003a, b).

Este cenário não exige a presença de um disco de estrelas. De fato, é capaz de formar uma estrutura semelhante a uma barra em um esferóide. Tudo o que é necessário, além do próprio esferóide, é que haja um halo de matéria escura excêntrico na galáxia. Portanto, a galáxia é constituída pelo esferóide e pelo halo excêntrico. Essencialmente, a barra se forma, através deste cenário, via o acomodamento das estrelas do esferóide no potencial do halo escuro.

Para certificar que o mecanismo proposto funciona, realizamos uma série de experimentos numéricos, nos quais o esferóide é uma esfera de Plummer com 10$^5$ partículas, massa igual a $1.2 \times 10^{11}$ M$_\odot$, $R_P=2$ Kpc, e tem um raio de 17 Kpc. O halo foi construído de forma similar aos halos da seção anterior, e assumiu valores para $M_c$ de 0.9 a $1.2 \times 10^{11}$ M$_\odot$; $R_c$ variou de 6 a 10 Kpc nos nossos experimentos; e as razões axiais $a/b$ e $a/c$ variaram de 1 a 4, com configurações prolatas e triaxiais. Utilizamos $\epsilon=0.03=100$ pc e a variação da energia total e da posição do centro de massa do sistema foi tipicamente menor do que 0.1%. Outros valores para as condições iniciais e os parâmetros que caracterizam os experimentos são similares aos expostos na seção anterior e na seção 3.3.3.

Verificamos que: (i) o esferóide é estável quando as razões axiais são baixas, permanecendo aproximadamente esférico para qualquer valor típico de $M_c$ e $R_c$; (ii) distorções ovais, barras fracas e barras fortes são formadas quando a razão axial $a/b$ é elevada de $\approx 2$ a $\approx 4$ após menos de 1 Gano (Fig. 3.14); e (iii) estes resultados não dependem de a configuração do halo ser triaxial ou prolata. Note que as barras assim formadas são bastante similares às barras observadas em lenticulares, como NGC 4477, NGC 4608 e NGC 5701 (ver Apêndice A), por exemplo, que são as três lenticulares barradas sem disco, cuja descoberta será descrita no próximo capítulo.

Figura 3.14: A evolução de uma esfera de Plummer com 10$^5$ partículas (à esquerda) após 1 Gano embebida em um halo escuro triaxial com razão axial $a/b=2$ (centro) e $a/b=3$ (à direita). Cada quadro tem a dimensão de 20 Kpc. Note que as barras formadas via este novo mecanismo são similares às observadas (ver, e.g., Capítulo 4).

Nosso novo mecanismo para a formação de barras está, portanto, fundamentado na possibilidade da existência de halos que sejam suficientemente excêntricos ($a/b=2-3$). De fato, os resultados das simulações cosmológicas de Frenk (1988) indicam que os halos podem assumir valores tão altos quanto 3 para a razão axial, embora estes halos sejam menos comuns. Nestas simulações, os halos formados são geralmente triaxiais ou prolatos. Simulações mais recentes (Warren et al. 1992) mostram que as razões axiais dos halos têm uma distribuição bastante ampla atingindo valores tão altos quanto 2 a 3 (ver também Bullock 2002). No que diz respeito às observações, resultados recentes indicam valores para $a/b$ desde 1 a 3 (Sackett & Sparke 1990; Sacket 1999; Buote et al. 2002).

Através de simulações $N$-corpos que incluem um halo vivo (i.e., não apenas um potencial rígido, mas composto por partículas), Athanassoula & Misiriotis (2002) e Athanassoula (2002; ver também Athanassoula 2003), mostram que o halo pode reforçar uma barra formada. Isto se dá via o transporte de momento angular da barra para o halo. Durante sua evolução, a barra diminui sua velocidade $\Omega_B$ e cresce. Isto ocorre porque partículas do disco são transportadas para a barra e, assim, o disco tende a ficar cada vez mais tênue. Em um caso extremo, este cenário pode levar à completa dissolução do disco, e pode assim ser um resposta alternativa para a existência das barradas sem disco. Na Seção 4.6, vamos comparar previsões quantitativas advindas deste cenário, bem como do nosso mecanismo para a formação de barras sem disco, com as observações de galáxias barradas que realizamos.