4 Resultados

Iremos apresentar aqui apenas os resultados que se referem exclusivamente aos parâmetros estruturais obtidos para a nossa amostra de imageamento, bem como à análise detalhada realizada com o BUDDA (Apêndice A). Estes parâmetros também foram avaliados em conjunto com as informações relativas aos gradientes de cor das galáxias, mas esta análise será apresentada na próxima seção.

Antes de podermos avaliar os resultados, é preciso corrigir os valores dos brilhos superficiais da absorção pelo meio interestelar na Galáxia. Para tanto, utilizamos os valores de absorção em magnitudes para cada banda apresentados no NED (``Nasa Extragalactic Database'' - http://nedwww.ipac.caltech.edu/), que são baseados nos mapas de Schlegel, Finkbeiner & Davis (1998). Apenas na banda $K\!s$ esta correção não foi aplicada já que no nosso caso é sempre muito menor do que o erro fotométrico.

Além disso, também sabemos que o meio interestelar contido nas galáxias sob estudo também absorve parte da luminosidade do objeto. Entretanto, uma correção para este efeito ainda é motivo para intenso debate na literatura, de forma que ainda não se conhece uma correção adequada (ver, e.g., Giovanelli et al. 1994; Peletier et al. 1994; Peletier et al. 1995; de Jong 1996c; Tully et al. 1998). Essencialmente, o que se desconhece é a intensidade da absorção, bem como a sua variação do centro para a periferia da galáxia. A distribuição espacial da poeira também é ainda polêmica (BM98). Por outro lado, é fácil peceber que em galáxias vistas de face os efeitos da absorção são reduzidos em comparação com galáxias vistas de perfil. Assim, é possível fazer uma correção pela inclinação da galáxia com relação à nossa linha de visada. Para determinar a correção a ser aplicada, utilizamos os resultados de Giovanelli et al. (1994), que encontram uma relação entre a absorção em magnitudes na banda $I$ e a inclinação da galáxia, dada por

$${{A}_{I}} = {1.12(\pm 0.05) \log {{a}\over {b}}}.$$ (106)

Por outro lado, Elmegreen (1998) mostra que a absorção nas bandas $B$, $V$ e $R$ é, respectivamente, 3.17, 2.38 e 1.52 vezes maior que na banda $I$. Assim, aplicamos as correções segundo as relações abaixo:

$${{A}_{B}} = {3.55 \log{\rm R}_{25}},$$ (107)

$${{A}_{V}} = {2.67 \log{\rm R}_{25}},$$ (108)

$${{A}_{R}} = {1.71 \log{\rm R}_{25}},$$ (109)

$${{A}_{I}} = {1.12 \log{\rm R}_{25}}.$$ (110)

Note que estas correções são 2 a 3 vezes maiores que as aplicadas no RC3, o que está em acordo com resultados mais recentes (e.g., Giovanelli et al. 1995; Gadotti 1999; Gadotti & dos Anjos 2001a) de que a absorção pelo meio interestelar em galáxias é maior do que aquilo que se acreditava. Novamente, as correções para a banda $K\!s$ não foram aplicadas por serem demasiado pequenas.

Utilizando os resultados da análise estrutural, pudemos também fazer estimativas bastante confiáveis do comprimento das barras nas galáxias de nossa amostra. Para determinar este parâmetro, em cada galáxia, observamos, nos perfis radiais, o ponto onde ocorrem, concomitantemente, um pico na elipticidade, uma variação abrupta no ângulo de posição (nos casos em que o ângulo de posição da barra difere do disco), e o fim de um excesso de luminosidade com relação ao modelo completo obtido com o BUDDA. Na grande maioria do casos, essa região é bastante estreita. Notamos também que há um pico no coeficiente de Fourier b4 em galáxias barradas, mas que este ocorre, de maneira geral, em uma região um pouco mais próxima do centro. Este pico em b4 se deve ao fato de que galáxias barradas têm uma forte componente não axissimétrica em seu potencial. E quanto mais proeminente for a barra mais elevado é o pico. Este assunto será tratado mais profundamente na Seção 4.6. A Tab. 4.6 exibe os resultados destas estimativas para o comprimento das barras $L_B$.

Além disso, na Tab. 4.6 também mostramos este valor normalizado pelo tamanho do disco da galáxia, tomado como sendo aquele na isofota de 25 $B$ mag arcsec$^{-2}$, D$_{25}/2$, segundo os nossos resultados fotométricos. Apenas para NGC 4303, NGC 4593 e NGC 5850 utilizamos o parâmetro D$_{25}$ do RC3 para esta normalização. Isto porque para NGC 4303 e NGC 5850 nossas imagens não alcançam este brilho superficial e, para NGC 4593, não obtivemos imagens em $B$. Nossos valores para D$_{25}$ foram comparados com os do RC3 e, em geral, são similares, embora haja casos muito discrepantes. Verificamos que não há correlação alguma entre $L_B$ e D$_{25}$ e, portanto, não é verdade que barras maiores residem em galáxias maiores. O tamanho da barra em uma galáxia depende de uma série de fatores dinâmicos, é diretamente proporcional à força da barra e, assim, depende de quão severa é a instabilidade de barra na galáxia, segundo o que foi discutido na Seção 1.2. Como veremos adiante, $L_B$ também deve variar ao longo da evolução da galáxia.

Tabela 4.6: A distância galactocêntrica (em Kpc) que marca o fim da barra nas galáxias de nossa amostra de imageamento. E a razão entre esta distância e o raio da isofota de 25 $B$ mag arcsec$^{-2}$, segundo os nossos resultados, exceto para NGC 4303, NGC 4593 e NGC 5850, onde estes valores são aqueles segundo o RC3.

Galáxia:	I486	N2110	N2493	N3227	N4151	N4267
$L_B$:	4.6	3.7	7.5	1.8	3.6	1.5
$\frac{2 L_B}{{\rm D}_{25}}$:	0.30	0.31	0.67	0.16	0.67	0.26
Galáxia:	N4303	N4314	N4394	N4477	N4579	N4593
$L_B$:	3.2	6.2	2.8	2.7	3.9	11.5
$\frac{2 L_B}{{\rm D}_{25}}$:	0.15	0.84	0.56	0.31	0.32	0.53
Galáxia:	N4608	N4665	N5383	N5701	N5850	N5936
$L_B$:	7.5	2.9	8.7	4.4	10.0	1.6
$\frac{2 L_B}{{\rm D}_{25}}$:	0.67	0.40	0.80	0.47	0.45	0.12

Com a determinação de todos estes parâmetros físicos, foi possível verificar a existên-cia de correlações que podem ter impacto na forma como entendemos os processos de formação e evolução de galáxias e, em particular, de barras. Verificamos que a maior parte destes parâmetros não estão correlacionados entre si. Vamos nos ater aqui às correlações, cuja presença ou ausência têm significado relevante. Na análise destas correlações, iremos, quando necessário, dar ênfase aos resultados relativos às bandas $V$ e $R$, já que nestas bandas esperamos ter os erros estatísticos minimizados em comparação com as bandas $B$ e $I$. Na banda $B$, a razão sinal/ruído nas imagens é menor, estamos amostrando a população estelar mais jovem nas galáxias, e os efeitos da absorção de luz pelo meio interestelar são maiores. Por outro lado, em $I$, as linhas de céu em emissão contribuem para que o erro estatístico também seja maior. Porém, também podemos avaliar as correlações utilizando os dados relativos a todas as bandas fotométricas em conjunto, de forma a aumentar a significância estatística em alguns casos, quando não ocorrem diferenças aparentes de banda para banda. Além disso, também é interessante avaliar os resultados para cada banda separadamente (incluindo $B$ e $I$), tendo em vista que as bandas mais azuis são representativas de populações estelares mais jovens e/ou mais pobres em metais (os efeitos da poeira estão minimizados em nossa amostra de galáxias vistas de face). Exceto quando especificado, não iremos utilizar os resultados referentes à banda $K\!s$ nesta etapa do trabalho, já que se trata de uma banda de observação particularmente distinta das outras utilizadas e, de todo modo, apenas 6 galáxias foram observadas nesta banda. A análise destas imagens, entretanto, nos será extremamente útil em outras etapas (e.g., na Seção 4.6).

Note também que, em alguns casos, os erros estatísticos não serão explicitados, com o intuito de facilitar a visualização dos diagramas. De qualquer forma, os erros em cada parâmetro determinado estão todos expostos nas tabelas correspondentes (veja também as Seções 4.4.1 e 4.4.2 para uma avaliação com relação aos erros determinados através do código BUDDA).

Na análise dos resultados, estaremos avaliando propriedades que podem corroborar ou não o cenário de evolução secular em galáxias barradas (ver Seção 1.2). Essencialmente, este cenário prevê que as barras produzem modificações importantes na distribuição de massa na forma de gás e estrelas em cada galáxia. Alguns dos resultados mais relevantes dessas modificações, segundo este cenário, são os surtos de formação estelar central, que substituem gradientes de cor negativos por nulos, ou positivos (Gadotti & dos Anjos 2001a, b), e um aumento na massa do bojo, principalmente na sua região central. Assim, pode-se esperar, no arcabouço deste cenário, que encontremos bojos com população estelar mais jovem em galáxias que sofrem os efeitos desta evolução secular. Além disso, nestas galáxias também devemos observar bojos com maior concentração central de massa, e discos menos proeminentes. Quando cabível, vamos comparar a interpretação das observações à luz dos diferentes cenários para a formação de galáxias, incluindo os cenários monolítico e hierárquico (ver Seção 1.2). Em linhas gerais, no cenário monolítico as galáxias se formam através de um colapso rápido (10$^8$ a 10$^9$ anos) da protogaláxia, uma nuvem de matéria na forma de gás, que dá origem ao bojo e ao halo das galáxias. Neste cenário, o disco se forma a posteriori através da queda do gás remanescente, que, devido à conservação do momento angular durante o colapso, já não cai mais radialmente, mas em um plano. O fato de que a maior parte das galáxias possuem gradientes de cor negativos favorece este cenário. No cenário hierárquico, as galáxias se formam via fusões entre galáxias menores e a captura de galáxias satélites anãs. Note que uma diferença fundamental entre os cenários é a época da formação do bojo com relação ao disco. No cenário monolítico o bojo se forma antes do disco enquanto que o oposto é verdadeiro para o cenário de evolução secular. No cenário hierárquico, pode ocorrer uma formação simultânea de bojo e disco, ou a formação do disco se dá como no cenário monolítico. Além disso, apenas o cenário de evolução secular prevê diferenças fundamentais nas propriedades globais de galáxias barradas e ordinárias. É cada vez mais evidente que nenhum dos 3 cenários explica sozinho as observações, e que cada um deles tem um papel relevante, que varia dependendo do que se está avaliando (ver, e.g., Gadotti 1999). É bastante plausível que uma parte substancial dos bojos tenha sido formada via o cenário monolítico e que, posteriormente, a evolução secular contribua para o crescimento dos bojos. Parece também que o cenário hierárquico tem participação importante na formação de halos e de galáxias elípticas gigantes em aglomerados.

Um dos argumentos que favorece o cenário de evolução secular em galáxias barradas como responsável pela formação de bojos é a correlação entre as escalas de comprimento de bojos e discos (ver Seção 1.2; ver também Seigar & James 1998; Khosroshahi, Wadadekar & Kembhavi 2000; MacArthur, Courteau & Holtzman 2003), embora Graham & Prieto (1999) argumentem que esta correlação pode não ser significativa. A Fig. 4.7 mostra que esta correlação não está presente de forma marcante em nossa amostra. Há apenas uma tendência no sentido de que galáxias que apresentam discos com valores elevados para $h$ têm bojos com valores também elevados para $r_e$. Em particular, não encontramos discos com valores baixos para $h$ em galáxias com bojos que têm valores elevados para $r_e$. Note que Möllenhoff & Heidt (2001) também não a encontram, e que Gadotti (1999; ver também dos Anjos & Gadotti 2003) somente a encontram para galáxias de tipo Sb. É bastante plausível que a ausência desta corelação aqui seja provocada pela estatística pobre, já que o número de objetos em nossa amostra é pequeno, e esta correlação tem reconhecidamente um largo espalhamento. Por outro lado, pode-se argumentar que os processos de evolução secular não são atuantes na formação de bojos em galáxias de tipos morfológicos mais recentes, que compõem a maior parte de nossa amostra. De fato, até hoje, esta correlação foi mostrada apenas para galáxias de tipos mais tardios. Entretanto, veremos na próxima seção um forte argumento a favor de que também os bojos em galáxias mais recentes tenham, pelo menos em parte, sido construídos via os processos de evolução secular em barras. Além disso, também podemos argumentar que estes processos podem ser distintos em galáxias de tipos morfológicos bastante diferentes. Sabemos que as barras em galáxias de tipos mais recentes são mais fortes. De fato, veremos em seguida que as fortes barras nas galáxias de tipos recentes podem alterar a estrutura do disco, o que pode eliminar a correlação que agora discutimos.

Figura 4.7: O raio efetivo do bojo em função do raio característico do disco das galáxias em nossa amostra para cada uma das bandas de observação separadamente, conforme indicado.

A Fig. 4.8 mostra que encontramos uma correlação bastante clara, apesar do forte espalhamento, entre o brilho superficial efetivo do bojo e o brilho superficial central do disco. Os resultados referentes às observações em cada banda são apresentados em conjunto de forma a melhorar a significância estatística. Note que não há nenhuma tendência quando o diagrama é determinado para cada banda separadamente. Esta correlação já havia sido encontrada por de Jong (1996b) e Möllenhoff & Heidt (2001), porém para galáxias de tipo morfológico tardio. Seu significado certamente está relacionado com os processos de formação e evolução de galáxias, mas é difícil utilizar esta correlação em favor de um ou outro cenário. Apesar de ser mais um exemplo de correlação entre propriedades de bojos e discos, este resultado também pode ser esperado em outros cenários de formação de estruturas. Note que a Fig. 4.8 não necessariamente quer dizer apenas que bojos mais luminosos se encontram em galáxias com discos mais luminosos. Embora haja uma correlação entre as luminosidades de bojos e discos (e.g., de Jong 1996b), a razão B/D não é constante. O brilho superficial efetivo do bojo e, de certa forma, o brilho superficial central do disco, denotam uma propriedade estrutural da componente, i.e., o grau de concentração de luminosidade, e estão correlacionados, também, com as escalas de comprimento (ver adiante). De fato, o disco não apresenta relação entre seu brilho superficial central e sua luminosidade (e.g., Seigar & James 1998). Möllenhoff & Heidt (2001), por outro lado, encontram que as luminosidades de bojo e disco se correlacionam com as suas escalas de comprimento.

Figura 4.8: O brilho superficial efetivo do bojo em função do brilho superficial central do disco das galáxias em nossa amostra. Os resultados referentes às observações em cada banda são apresentados em conjunto de forma a melhorar a significância estatística. A correlação que aparece entre estes dois parâmetros não é estreita, porém a tendência é clara. Note que não há nenhuma tendência quando o diagrama é determinado para cada banda separadamente. Os resultados relativos ao infravermelho próximo também estão presentes neste diagrama.

Em nossa amostra não encontramos correlações entre as razões B/D e os parâmetros estruturais de bojos e discos, i.e., $n$, $r_e$, $\mu_e$, $h$ e $\mu _0$. Nossa amostra também não apresenta correlação entre $n$ e $r_e$ ou $\mu_e$. Graham (2001) encontra uma correlação entre $n$ e a razão B/D em luminosidade, e entre $n$ e $r_e$, mas não entre $n$ e $\mu_e$. Khosroshahi, Wadadekar & Kembhavi (2000) encontram correlação entre $n$ e $r_e$, e $n$ e $\mu_e$, mas não entre $n$ e B/D. A ausência de correlações no nosso caso pode ser explicada pelo pequeno número de objetos.

Figura 4.9: O brilho superficial efetivo do bojo em função do seu raio efetivo em escala logarítmica para as galáxias em nossa amostra, para cada uma das bandas no óptico separadamente. A tendência também aparece no infravermelho próximo.

A Fig. 4.9 mostra a correlação entre $\mu_e$ e $r_e$ em nossa amostra. Correlações similares são encontradas na literatura. De fato, esta é um dos pilares do Plano Fundamental. Mostra que bojos com maior concentração central de luz (i.e., menor $r_e$) têm brilho superficial mais intenso. Por outro lado, bojos grandes têm uma tendência a terem um valor maior para $r_e$ e podem ser mais ou menos luminosos, dependendo de sua massa e, portanto, da dispersão de velocidades de suas estrelas. É por esta razão que o espalhamento é significativo e é bastante reduzido no Plano Fundamental, com a inserção da dispersão de velocidades. O fato de os bojos, pelo menos em galáxias de tipos morfológicos recentes, seguirem o mesmo Plano Fundamental de galáxias elípticas, criou na literatura a suposição de que bojos são elípticas em tamanho reduzido (ver, e.g., Wyse, Gilmore & Franx 1997 e referências aí contidas). No entanto, como já havia sido notado por Bender, Burstein & Faber (1992), bojos em galáxias de tipos mais tardios seguem um Plano separado, devido a possuírem uma razão massa/luminosidade (M/L) menor (Falcón-Barroso, Peletier & Balcells 2002; dos Anjos & Gadotti 2003). Tal descoberta reforça a dicotomia entre bojos de galáxias de tipos morfológicos recentes e tardios, e o cenário de evolução secular em barras como responsável pela formação dos bojos nestas últimas. O painel inferior da Fig. 4.10 exibe a correlação análoga para o disco, i.e., $h$ em função de $\mu _0$.

Os painéis superiores da Fig. 4.10 mostram como os parâmetros do disco se comportam em função do comprimento da barra $L_B$. Vê-se que não há correlações claras, mas é possível identificar dois comportamentos distintos. Em primeiro lugar, barras maiores tendem a aparecer em discos com valores mais elevados de $h$. Como dito acima, verificamos que não há correlação entre o comprimento da barra e o tamanho do disco, de forma que não é verdade que em discos maiores as barras são maiores. Além disso, é preciso ter em mente que $h$ não é necessariamente diretamente proporcional à dimensão do disco. Assim como no caso do bojo discutido acima, $h$ denota a concentração central de luminosidade no disco. Portanto, o fato de termos encontrado que barras maiores (e portanto mais fortes) evitam discos com $h$ pequeno é uma confirmação das previsões teóricas de que discos com elevada concentração central de massa inibem a formação de barras proeminentes (ver Seção 1.2).

Figura 4.10: No painel inferior, exibimos o raio característico do disco (em escala logarítmica) em função do seu brilho superficial central. Nos painéis superiores, a relação entre o comprimento da barra e os parâmetros estruturais do disco. Os símbolos cheios se referem à banda $V$, e os vazios à banda $R$. Resultados similares foram obtidos também em $B$, $I$ e $K\!s$. As barras de erro não foram exibidas para cada ponto para melhorar a visualização dos resultados, mas uma barra de erro típica para $h$ está exibida no canto superior esquerdo do painel central.

Em segundo lugar, nota-se que os discos que contêm barras fortes ($L_B>5$ Kpc) são mais tênues. Isto pode ser explicado considerando os processos de evolução secular. Nestes, a barra tende a capturar estrelas do disco para si própria e para o bojo, ou ainda para regiões mais além do raio de corrotação, tornando-se mais forte (ver Seção 1.2). Neste caso, também podemos esperar que as barras que tenham se formado há um tempo maior sejam mais fortes, já que tiveram mais tempo para crescer. No Capítulo 2, mostramos argumentos que sugerem que este é o caso para NGC 4314 e NGC 5850. Mas também argumentamos que as barras em NGC 4394, NGC 4579 e NGC 5383 são recentes, com idades inferiores a cerca de 1 Gano. Sendo assim, não é surpreendente que os discos nas primeiras sejam mais tênues do que nas últimas, em média, 0.81 $B$ mag, 1.62 $V$ mag, 1.90 $R$ mag e 1.53 $I$ mag. De forma coerente com este quadro, suas barras são em média 3 Kpc maiores. O valor médio de $L_B$ em nossa amostra é 4.5 Kpc com um desvio padrão de 2.5 Kpc. NGC 4608 e NGC 5701 são as outras 2 galáxias para as quais nosso diagnóstico desenvolvido no Capítulo 2 apontou uma idade elevada. O valor de $L_B$ para estas galáxias é, respectivamente, 7.5 Kpc e 4.4 Kpc.

Em NGC 4608 e NGC 5701, bem como em NGC 4477 (que tem um valor de $L_B$ de apenas 2.7 Kpc), foi surpreendente identificar que não há discos, ou que seus discos sejam tão tênues que não foi possível ao BUDDA reconhecê-los (ver Apêndice A). Além disso, resultados semelhantes ocorrem em todas as bandas observadas. A hipótese de que as imagens não são suficientemente profundas pode ser descartada (ver Gadotti & de Souza 2003a, b). Pode-se argumentar que as barras nestas galáxias tiveram um impacto tão significativo, chegando a consumir quase completamente o disco (Athanassoula & Misiriotis 2002; Athanassoula 2002, 2003). Este cenário é compatível com a nossa estimativa de que a razão B/D (antes da formação da barra) em luminosidade nestas galáxias tem um valor próximo a 2, semelhante a galáxias de mesma classe morfológica porém ordinárias (BM98). Esta estimativa foi feita assumindo que a luminosidade do disco anterior à formação da barra se encontra agora na barra. Esta argumentação salva o cenário vigente para a formação de barras, que exige a presença de discos. Por outro lado, este cenário tem dificuldades em formar a barra em galáxias com discos tão quentes, do ponto de vista cinemático, e com bojos tão proeminentes, como vimos no capítulo anterior. Uma saída seria supor que estas galáxias teriam formado barras de forma recorrente, contruindo o bojo e tornando-se mais quentes. Mas as dificuldades neste caso também são grandes, e os detalhes de um tal cenário estão longe de serem suficientemente explorados (Seção 1.2). Uma outra possibilidade, que sugerimos no Capítulo 3 e em Gadotti & de Souza (2003a, b), é a de um cenário para a formação de barras em que não haja a necessidade de um disco. Previsões quantitativas de cada um destes cenários serão avaliadas na Seção 4.6. Também encontramos um caso que parece semelhante em nossa amostra do LNA (NGC 2217). Note que há galáxias em nossa amostra de imageamento em que os discos são muito tênues apenas nas bandas mais vermelhas. Estas estão sinalizadas com o comentário ``disco azul'' nas Tab(s). A.1 a A.5.

Em nossa amostra, verificamos que não há correlação entre $L_B$ e $n$ ou $r_e$. Seigar & James (1998) também não encontram esta última correlação, apesar de Athanassoula & Martinet (1980) mostrarem uma correlação entre $L_B$ e a dimensão do bojo. A ausência de correlação entre $L_B$ e $r_e$ pode ser explicada justamente pelo fato de que $r_e$ não necessariamente diz respeito somente à dimensão do bojo, mas está relacionado com o seu grau de concentração de luminosidade, ou massa.