Módulo 5

A
S
T
R
O
F
Í
S
I
C
A
E
X
T
R
A
G
A
L
Á
C
T
I
C
A
2004
Efeitos Ambientais
Efeitos Ambientais
Na tentativa de se entender o processo de formação e evolução das
galáxias, foram sendo encontradas algumas evidências observacionais
que levaram ao estudo dos chamados Efeitos Ambientais sobre as
propriedades físicas das galáxias. Estes efeitos alterariam o curso
natural da história passiva de uma galáxia. Em algumas situações,
provavelmente o ambiente teria um papel importante na definição do
tipo morfológico da galáxia. Neste capítulo veremos alguns dos
estudos sobre este tema.
Quinteto de Stephan
2
Interações de galáxias com ...
Galáxias podem sofrer uma série processos interativos com o meio
circunvizinho. Abaixo sumarizamos alguns destes processos, que
terão influência em alguns dos aspectos a serem examinados adiante.
Tidal Stripping (remoção do gás por efeito de maré): Remoção do
gás e de estrelas de uma galáxia por efeitos de maré gerados por
uma companheira próxima. Ruptura do objeto se: Rroche~ r (2M/m)1/3
Tidal Stripping from mean background field (remoção de gás por
efeitos de maré do campo do aglomerado como um todo): Remoção
de gás da parte externa de galáxias devido ao efeito de maré
produzido pelo campo gravitacional do aglomerado como um todo.
Ram Pressure Stripping (pressão de arraste): Remoção do gás de
uma galáxia pela passagem da mesma em um meio intracluster
relativamente denso.
Mergers (aglutinações): Fusão entre duas ou mais galáxias.
3
Relação Morfologia-Densidade
S+Ir
S0
E
Figura para 6 aglomerados irregulares
mostrando a validade da relação para
4
este tipo de aglomerado.
Devido a boa estatística, os resultados encontrados por Dressler,
tiveram um impacto muito grande, em uma época que se acreditava que
S0s seriam formadas por espirais que tiveram parte do gás do disco
removido. Os principais argumentos contra esta hipótese apresentados
neste artigo foram:
1 - A relação morf-dens é uma função
suave da densidade, provendo S0s em
regiões onde a densidade do gás é pequena
para produzir remoção eficiente do gás
das espirais por evaporação ou pressão de
arraste;
2 – A relação morf-dens é válida tanto
para aglomerados ricos como irregulares,
supostamente ainda não relaxados, e
portanto onde as galáxias deveriam sofrer
menos ablação de gás;
3 – Os bojos e razões B/D para S0s são
sistematicamente maiores do que para as
espirais, em qualquer regime de densidade.
5
Este comportamento indicaria uma diferença entre entre S0s e bojos de
espirais. O aumento da componente esferoidal com a densidade pode ser causado
por mergers, formação de galáxias tardiamente, ou mecanismo de formação
altamente dependente da densidade de galáxias.
6
Uma proposta alternativa - a de que galáxias espirais originariam
S0s, propunha que o processo de formação da componente do disco
seria muito longo (alguns bilhões de anos). Desta forma, um
aumento na densidade local de galáxias implicaria numa demora ou
até mesmo numa interrupção da formação de um disco.
Por que a componente esferoidal seria mais massiva em
regiões de maior densidade de galáxias ?
Isto poderia ser causado às custas da massa do disco e indícios de
uma possível:
a) Formação de galáxia tardia;
b) Mergers;
c) Mecanismo de formação altamente sensível à densidade;
d) Acoplamento entre perturbações de altas freqüências (galáxias)
e baixas freqüências (aglomerados) no Universo jovem.
7
Morfologia x Densidade - Grupos
8
Esta turma re-analisou a
amostra de aglomerados do
Dressler, após efetuar uma
série de correções nos dados.
Eles determinaram que a
relação mais importante é a
morfologia x distância
centro do aglomerado (Rc).
ao
S+Ir
S0
E
9
Uma espécie de contra-prova é obtida quando se analisa uma
amostra de galáxias com o mesmo Rc normalizado, porém com
diferentes densidades locais, isto é, em aglomerados ricos e
irregulares a relação Rc x morf seria mantida.
E
S+Ir
10
Um possível cenário para se adequar a estas observações seria aquele
no qual a razão E/(S0+S+Ir) = 10%/90%. As galáxias elípticas se formariam primeiro, seguidas do colapso do aglomerado, galáxias S0 e
finalmente as espirais e Ir.
Durante o processo de colapso do aglomerado, as nuvens de gás
protogaláticas seriam destruídas. Este gás iria compor o meio intraaglomerado.
A destruição das espirais e S0 que se formariam tardiamente,
próximas ao centro do aglomerado, produziriam o aumento da fração
de elípticas, observado.
Mesmo com simulações recentes levando em conta cenários de
matéria escura fria (Steinmetz & Navarro NewAstron 7, 155, 2002) , ainda não
é possível estabelecer um caminho claro para o entendimento da
relação morf-dens. No entanto, estas simulações revelam a forte
dependência da morfologia com o histórico de interações do objeto.
11
Efeitos Ambientais – Esquema Unificado
Whitmore 1994 STScI preprint 855
12
Galáxias cD
Este é, talvez, o caso mais drástico de um efeito do meio ambiente. No
centro de aglomerados massivos costumam residir galáxias chamadas de
cD, resultado de numerosos processos de aglutinação. Chegam a possuir
dimensões de até 1 Mpc, e MB~ -22 a -25. Suas massas estão entre 10131014 Msol. Outra característica é a presença de uma região central de
alto brilho superficial e um extenso envelope difuso. Apresentam alta
razão M/L (indício de muita matéria escura).
NGC 1399
13
Taxa Formação Estelar x Ambiente – Galáxias em interação
Galáxias em forte interação apresentam aumento na SFR.
14
Taxa Formação Estelar x Ambiente – Galáxias em interação
15
Taxa Formação Estelar x Ambiente –
Galáxias em aglomerados
Galáxias em regiões centrais de
aglomerados apresentam uma
diminuição na SFR
16
Taxa Formação Estelar x Ambiente –
Galáxias em aglomerados
No entanto ...
17
Taxa Formação Estelar x Ambiente – SFR como
função da densidade local
2dFGRS
Não seria apenas um reflexo
da relação mof x dens ?
18
Taxa Formação Estelar x Ambiente – SFR como
função da densidade local
Confirmam que a SFR é
menor em regiões mais
densas.
Valores p/ população de campo
19
Conteúdo de HI
A ação de forças de maré ou de um meio intracluster podem levar a
remoção do HI em galáxias, como no exemplo abaixo.
20
Conteúdo de HI (cont.)
Massa de HI
Distância
do objeto
Fluxo
em 21cm
Linhas de HI
21
Conteúdo de HI (cont.)
Distribuição de HI para diferentes
tipos morfológicos em galáxias
isoladas, usado como padrão no
exame de Deficiência de HI.
22
Conteúdo de HI – Deficiência de HI (aglomerados)
Encontra-se deficiência de HI para objetos nos centros dos aglomerados.
Partes externas do
aglomerado de Virgo
Parte central
do aglomerado
de Virgo
23
Conteúdo de HI – Deficiência de HI (em grupos)
Observações em 21cm
mostram que galáxias
de loose groups não
apresentam deficiência
de HI significativa,
sendo mais ou menos
similares às isoladas.
24
Conteúdo de HI – Truncamento de discos de galáxias
Um outro efeito ambiental é o
do truncamento dos discos de
HI resultante de ambientes
inóspitos em centros de
aglomerados. Na fig. ao lado
temos uma distribuição dos
mapas de HI para as galáxias
espirais mais brilhantes do
aglomerado de Virgo.
25
Conteúdo de CO
Duas amostras em ambientes de alta (HDS)
e baixa (CS) densidade de galáxias são
usadas para examinar vários efeitos do
meio ambiente. Em particular, o conteúdo
de CO é usado como estimador do potencial
formador de estrelas destas galáxias.
CS
HDS
HDS
CS
26
Espectros óptico e
rádio para um dos
objetos
estudados
para verificação de
efeitos ambientais.
115 GHz
12CO
(1-0)
230 GHz
12CO
(2-1)
27
Função de Luminosidade x Ambiente
Bingelli et al. 1998 mostraram
que as FL para diferentes tipos
morfológicos, são similares para
campo e aglomerados. O que
influencia a FL global, é a
diferente proporção de tipos
morfológicos
nos
distintos
ambientes.
No entanto, há debate na
literatura sobre sua universalidade. As diferentes maneiras
de se fazer a estimativa da FL,
ajudam a esquentar o debate.
28
Efeitos Ambientais - AGNs
Da mesma forma que os vários efeitos atribuídos ao meio ambiente são
motivos de controvérsia, a intensificação ou desencadeamento da
atividade nuclear não é exceção. Vários estudos quanto a existência de
uma companheira próxima à hospedeira de um AGN, AGNs em galáxias
em interação, ambientes de aglomerados/grupos já foram examinados
mostrando tendências opostas dependente do autor. O ponto que
parece ser crítico, é o de seleção das amostras de estudo e controle. A
seguir mostramos alguns exemplos de resultados obtidos para os AGNs.
Hospedeiros na categoria “mergers”
parecem conter mais AGNs do que
amostra de controle, indicando que
galáxias em forte interação parecem contribuir para o fenômeno
AGN. Atenção: este é apenas um
lado da moeda !
29
Efeitos Ambientais - AGNs
As propriedades características dos
hospedeiros (ambiente interno, ex.:
presença de barra) parecem ter mais
importância do que as de “grande
escala” (ambiente exterior, ex: número
de companheiras) sobre a atividade
nuclear.
30
Neste
trabalho fica
resumido um
pouco dos
diferentes
resultados
encontrados a
respeito da
presença de
Seyferts em
galáxias em
interação.
São
abordados os
diversos
problemas
das amostras
de controle.
31
Efeitos Ambientais – AGNs em Hickson Compact Groups
O ambiente denso e as baixas dispersões de velocidades destes
sistemas favorecem a interação e aglutinação de galáxias. Logo, se isso
acontece e se o paradigma interação-atividade é válido, devemos
encontrar uma alta população de AGNs em HCGs.
No entanto na prática, isto parece não acontecer. Embora tenham sido
encontradas proporções de Seyferts em HCGs da ordem de 41% (Coziol
et al. AJ 120, 47, 2000) e 50% (Shimada et al. AJ 119, 2664, 2000). Estes
últimos na verdade colocam que se forem feitas correções para as
distribuições dos diferentes tipos morfológicos, não existe indício de
aumento de atividade de AGNs e até de starburst nuclear em HCGs.
32
As galáxias dão o troco !
Não é só o ambiente que exerce influência sobre as galáxias. Estas
produzem alguns efeitos sobre ele, por exemplo:
1- Enriquecimento do meio intergaláctico por metais provenientes de
explosões de supernovas, e perda de massa de estrelas gigantes;
2- Aquecimento do meio intra-aglomerado produzido por jatos de AGNs;
3- Injeção de partículas relativísticas por meios de jatos e explosões de
supernovas.
33