1 Conclusões

Nós realizamos um estudo detalhado sobre a formação e evolução de barras estelares em galáxias, que incluiu: (i) a determinação da distribuição de velocidades estelares (LOSVD's) na direção vertical ao longo dos eixos maior e menor de barras em uma amostra de 14 galáxias com barras fortes e fracas (desde S0's a Sb's), através de espectros de alta razão sinal/ruído obtidos na região do tripleto de Magnésio (Mg I - 5175 Å); (ii) simulações $N$-corpos representativas de galáxias desde S0/a's a Scd's, bem como de sistemas puramente esferoidais, cobrindo uma ampla gama de parâmetros iniciais, e sendo que em vários casos foi possível verificar o desenvolvimento de barras fortes e fracas; e (iii) uma análise estrutural detalhada em imagens obtidas nas bandas $B$, $V$, $R$, $I$ e $K\!s$ de uma amostra de 19 galáxias com barras fortes e fracas (desde S0's a Sbc's), bem como em imagens obtidas na banda $R$ de uma amostra de 51 galáxias essencialmente E's e S0's. A realização deste estudo exigiu o desenvolvimento de: (i) um algoritmo de decomposição bojo/disco bi-dimensional, o código BUDDA, e (ii) um algoritmo de determinação de LOSVD's através de dados espectroscópicos.

Entre as principais conclusões obtidas através deste estudo, pela sua relevância e robusteza, destacamos:

1. Constatamos a existência de barras que apresentam comportamentos antagônicos com relação à dispersão de velocidades na direção vertical, $\sigma_z$. De um lado, encontramos barras cujo valor de $\sigma_z$ é reduzido, sendo característico para os discos de galáxias, e que decresce monotonicamente do centro para a periferia em ambos os eixos maior e menor. De outro lado, encontramos barras com valores elevados de $\sigma_z$, incompatíveis com a hipótese de representarem uma componente associada ao disco, e que é aproximadamente constante ao longo de ambos os eixos maior e menor. Esta constatação é uma evidência da existência de barras com uma estrutural vertical não relevante, i.e., finas, bem como da existência de barras com uma estrutural vertical importante, portanto, espessas. Fundamentando-nos na hipótese bastante justificável do ponto de vista teórico de que as barras são instabilidades do disco que se tornam espessas ao evoluirem, estamos interpretando estes resultados como decorrentes de diferenças nas idades das barras, sendo que as barras finas são jovens, recém-formadas, e as barras espessas são aquelas que já tiveram uma existência mais longa, tendo tido tempo para evoluir.

2. Mostramos evidências de que os processos que induzem o espessamento da barra devem ser lentos, com escalas de tempo substancialmente maiores do que 1 Gano. Estas evidências surgem, em primeiro lugar, no estudo das simulações $N$-corpos, que mostram que o valor de $\sigma_z$ para as barras simuladas tipicamente não excede 50 Km/s, mesmo após 2 Gano de evolução, enquanto que os valores que nós determinamos observacionalmente para as barras espessas e evoluídas são da ordem de 75 Km/s (para galáxias de tipo morfológico tardio) a 125 Km/s (para galáxias de tipo morfológico recente). Em segundo lugar, as diferenças nas cores das barras finas e espessas parecem estar indicando uma diferença nas idades das barras em cerca de 10 Gano. Estes resultados reforçam nossa sugestão de que é o mecanismo Spitzer-Schwarzchild o responsável pelo espessamento das barras, já que nossas estimativas mostram que este mecanismo deve provocar o espessamento observado nestas escalas de tempo. Por outro lado, nossas simulações mostram que a formação da estrutura ``boxy-peanut'' é rápida, em escalas de tempo da ordem de 1 Gano, o que sugere que as ressonâncias verticais e/ou o mecanismo ``hose'' sejam responsáveis pela formação desta estrutura. Nossas simulações ainda mostram que a estrutura ``boxy-peanut'' pode ser um indício de barra recém-formada, já que tende a se dissolver durante a evolução da barra, em escalas de tempo da ordem de 2 Gano após a formação da barra.

3. Nossas simulações mostram que para formar uma barra via o cenário vigente, que diz respeito à instabilidade dinâmica global em discos, em galáxias com bojos proeminentes, portanto de tipos morfológicos recentes, são necessárias duas condições que precisam ser melhor discutidas. Em primeiro lugar, é necessário um valor relativamente reduzido para o parâmetro de Toomre $Q$, o que implica em uma dispersão de velocidades no disco significativamente menor do que a observada. Em segundo lugar, é necessário incluir nos experimentos um valor bastante elevado para o parâmetro de suavização $\epsilon$, quando comparado às estimativas ótimas encontradas por outros pesquisadores.

4. Sugerimos um novo mecanismo para a formação de barras em sistemas estelares cinematicamente quentes, que pode substituir, ou auxiliar, o cenário vigente para explicar a existência de galáxias lenticulares barradas, e a existência de galáxias barradas em que a componente disco é praticamente inexistente, o que também foi demonstrado neste estudo. Este mecanismo é fundamentado na influência de um halo excêntrico de matéria escura, que afeta dinamicamente as órbitas estelares de um sistema imerso neste halo.

5. Encontramos correlações que mostram que os bojos em galáxias lenticulares e espirais são, pelo menos parcialmente, construídos via o cenário de evolução secular em barras, no qual ocorre um transporte de gás e estrelas do disco para o bojo. Estas correlações se resumem, essencialmente, em que os bojos com maior concentração central de massa, estimada pelo índice de Sérsic $n$, estão em galáxias com gradientes de cor menos acentuados, os quais são evidência de formação estelar central induzida pela evolução secular da barra. Mostramos que estas correlações são esperadas pelo cenário de evolução secular, e que os cenários monolítico e hierárquico de formação de galáxias não são capazes de explicá-las de forma natural.

6. Encontramos evidências que sugerem que, durante a sua evolução, as barras capturam estrelas do disco, aumentando o seu comprimento, e tornando os discos mais tênues. Estas evidências são corroboradas tanto pelas cores mais avermelhadas quanto pela maior espessura vertical das barras mais evoluídas. Entre as evidências mais importantes, podemos destacar a ausência de discos brilhantes em galáxias com barras longas, e a correlação entre a cor das barras e o brilho superficial central dos discos, no sentido de que as barras mais vermelhas (mais evoluídas) se encontram em galáxias com discos débeis. Além disso, para as 7 galáxias que obtivemos dados espectroscópicos e de imageamento, aquelas que possuem, em média, barras espessas, mais vermelhas e mais longas, são as que têm os discos mais tênues. Estas evidências favorecem resultados teóricos, numéricos e analíticos, obtidos recentemente. Em casos extremos, esta evolução pode levar à completa dissolução do disco, sendo, portanto, uma alternativa para explicar a existência de galáxias barradas sem disco.

7. Mostramos que aproximadamente 1/3 das galáxias elípticas devem conter discos internos, cuja origem pode estar ligada a encontros recentes. Por outro lado, também encontramos que aproximadamente 1/3 das galáxias elípticas e lenticulares classificadas visualmente devem estar mal classificadas, e que é igualmente fácil classificar visualmente uma galáxia elíptica como lenticular, e vice-versa. Evidentemente, esta dificuldade reside no fato de que a componente disco em lenticulares não é conspícua. Para uma fração substancial de galáxias, portanto, uma classificação mais robusta exige uma análise mais criteriosa e objetiva. Certamente, parte do espalhamento em correlações como o Plano Fundamental pode ser eliminada seguindo estas considerações.