Pesquisa

Galáxias Esferoidais Anãs

Acreditava-se, logo após sua descoberta, que as Galáxias Esferoidais Anãs (dSphs) do Grupo Local fossem sistemas similares, em alguns aspectos, aos aglomerados globulares. Essas galáxias têm pequenas dimensões (RT = ~ 2 a 6 kpc), pouca luminosidade (MV > -14 mag, mV ~ -22 mag.arcsec-2), baixas massas (~ 107 Mo), são pobres em metais ([Fe/H] ~ -2.5 a -1.0) e caracterizadas pela ausência quase completa de gás neutro na sua região central (Mateo 1998, Kunth & Ostlin 2000, Tolstoy, Hill & Tosi 2009). Apesar da aparência simples, entretanto, as galáxias dSph são sistemas muito interessantes, com uma evolução complexa ainda não completamente entendida e de suma importância no contexto cosmológico de formação de estruturas (Venn et al. 2004, Geisler et al. 2005). As caracteríscticas gerais acima descritas para todas as galáxias desse grupo morfológico, porém, não implicam que elas tenham tido uma evolução similar. As histórias de formação estelar obtidas a partir de diagramas cor-magnitude (CMD) para esses sistemas (Dolphin et al. 2005), os padrões de abundância e as distribuições de metalicidade estelar (SMD) observados em cada galáxia indicam que a evolução de cada sistema é particular e bem diferente do resto (Shetrone et al. 2003, Venn et al. 2004, Sadakane et al. 2004, Geisler et al. 2005, Helmi et al. 2006, Battaglia et al. 2006, Koch et al. 2006a, 2006b, 2007, Kirby et al. 2009, 2010).

A formação e a evolução das esferoidais anãs locais podem ser analisadas a partir de simulações hidrodinâmicas e da comparação de modelos detalhados de evolução química a razões de abundânicas químicas e distribuições de metalicidades estelares observadas, entre outros vínculos observacionais. Nos últimos anos uma série de estudos tanto sob o ponto de vista observacional quanto teórico foi feita com resultados de diversas naturezas. As análises de SMDs sugerem que, embora elas apresentem características similares em todas as galáxias (baixo número de estrelas pobres em metais, pico da distribuição a baixas metalicidades - [Fe/H] ~ -1.6 - e uma queda acentuada no número de estrelas na região de alta metalicidade), em cada uma delas há pequenas particulariedades que representam diferen\c cas na sua evolução (Koch et al. 2006a,b, Kirby et al. 2010). O mesmo pode ser observado nos diversos padrões de diferentes razões de abundâncias químicas. Todas as galáxias dSph analisadas apresentam, por exemplo, baixas metalicidades e uma queda acentuada nas razões [alpha/Fe] a metalicidades intemediárias ([Fe/H] ~ -1.6). Esses padrões observados estão diretamente relacionadas à evolução dessas galáxias e, em particular, ao(s) processo(s) responsável(is) pela remoção do gás do meio interestelar da galáxia e à interrupção da sua formação estelar (Lanfranchi & Matteucci 2007, 2008). Entretanto, os mecanismos responsáveis pela interrupção da formação estelar (SF) e pelo remoção do gás da região central desses sistemas permanecem desconhecidos, embora diversos cenários tenham sido propostos (Grebel et al. 2003, Marcolini et al. 2008, Revaz et al. 2009, Salvadori et al. 2009, Mayer et al. 2010, Lokas et al. 2010).

Nos modelos de evolução química de Lanfranchi & Matteucci (2003, 2004) a evolução das galáxias esferoidais anãs e a perda de material são controladas principalmente pela taxa de formação estelar (SFR) e pela perda de massa. A SFR é especificada pela sua eficiência, nu (o inverso da escla de tempo da formação estelar, dada em Gano-1), e a taxa com o qual o gás é removido é representada pela eficiência do vento galáctico, wi. Quase todos os modelos de evolução química propostos na literatura sugerem um mesmo regime de baixa SFR (aproximadamente 10 vezes menor que em galáxias irregulares anãs e 100 vezes mais baixa que na vizinhan\c ca solar) para explicar os valores observados de razões de abundância (Ikuta & Arimoto 2001; Carigi et al. 2002; Lanfranchi & Matteucci 2003, 2004; Fenner et al. 2006), mas discordam quanto ao mecanismo responsável pela remoção do gás do meio interestelar dessa galáxias.

Enquanto alguns modelos hidrodinâmicos sugerem que sistemas pequenos, com massa na faixa 106 - 108 Mo, poderiam ter seu conteúdo gasoso (em especial, os metais recentemente injetados no meio interestelar) remivodo por ventos galácticos (Robertson et al. 2005; Kawata et al. 2006), outros afirmam que apenas fatores externos poderiam remover um alta fração do meio intestelar das galácias dSph (Ferrara & Tolstoy 2000; Marcolini et al. 2006). Em Lanfranchi & Matteucci (2003, 2004 - LM03, LM04), Lanfranchi, Matteucci & Cescutti 2006a (LMC06a) e Lanfranchi & Matteucci (2010), por exemplo, diversas razões de abundância, a massa em gás e as distribuições de metalicidades de oito galáxias dSph do Grupo Local foram reproduzidas por modelos de evolução química adotando um cenário com baixa SFR (eficiências na faixa nu = 0.01-0.5 Gano-1) e intensos ventos galácticos (com altas taxas: 4 a 13 vezes mario que a SFR - wi = 4 - 13) como mecanismo principal da remoção do gás do seu meio interestelar. Nesse cenário, os ventos galácticos são capazes de remover uma grande fração do reservatótorio de gás da galáxia, cessando a formação estelar. Fenner et al. (2006), Marcolini et al. (2006) e Revaz et al. (2009), por outro lado, sustentam que as razões de abundâncias observadas podem ser reproduzidas por modelos com baixa SFR e ventos galácticcos moderados (ou mesmo sem ventos no caso de Revaz et al. 2009), que não seriam, portanto, o único mecanismo agindo na retirada do gás dessas galáxias . A conclusão de tais trabalhos é que um mecanismo externo deve agir sobre as dSphs sendo a principal causa da ausência de gás nas suas regiões centrais. "Ram-pressure stripping" tem sido sugerida com um possível agente externo (van den Bergh 1994). Para que esse mecanismo possa ser importante, poprém, certas condições físicas tem que ser satisfeitas, tais como as denisdades específicas do gás do meio intergalático e do gás da galáxia anã (Gunn & Gott 1972). Para galáxias do Grupo Local ou as densidades do gás são maiores que aquelas esperadas ou elas estão em um meio que não é denso o suficiente para que a ram-pressure stripping seja eficiente. Alé disso, essas galáxias deveriam, nesse caso, ser encontradas sempre nas regiões vizinhas de galáxias gigantes, o que não é o caso de, ao menos, Cetus e Tucana. Outro processo normalmente evocado para como agente externo é "tidal strippnig", no caso daquelas anãs com órbitas que as tragam perto o suficiente de galáxias de alta massa. Novamente, a partir desse processo, é difícil explicar a existência de galáxias dSph afastadas de grandes galãxias. No caso de sistemas afastados, foi ainda sugerido "ressonant stripping" como a causa da ausência de gás (Mayer et al. 2001, Kroupa et al. 2005, Metz et al. 2009, D'Onghia et al. 2010).

Os resultados dos modelos de evolução química de Lanfranchi & Matteucci (2004, 2008, 2010) para galáxias dSph, com diferentes prescrições para os ventos galácticos, comparados a dados observados (razões [alpha/Fe], [s-r/Fe], distribuição de metalicidade, massa total, massa de gás) sugerem fortemente que as observações só podem ser reproduzidas se uma alta taxa de perda de gás for assumida nos modelos, mais especificamente, se ventos galácticos intensos forem levados em consideração, em coonjunto com uma baixa SFR. Em outros trabalhos adotando códigos similares há um consenso quanto aos baixos valores da SFR e a necessidade do gás ser removido, porém não em relação ao mecanismo atuando nessa remoção (Carigi, Hernandez & Gilmore 2002, Ikuta & Arimoto 2002, and Fenner et al. 2006, Marcolini et al. 2006, Revaz et at. 2009).

Esse cenário é, ainda, compatível com outras propriedades observadas nesse tipo de galáxias. Richer, McCall & Stasinska (1998) e Tamura, Hirashita & Takeuchi (2001) analisaram a evolução química de galáxias dSph através do estudo das relações massa-metalicidade e massa-luminosidade, assim como da relação entre [O/H] e a dispersão média de velocidades. Richer et al. (1998), a partir dessa última relação observada em diversos tipos de galáxias dinamicamente quentes (dynamically hot galaxies), sugeriu que há uma correlação entre essas duas quantidades que pode ser explicada naturamente se a evolução química nesses sistemas se prolongou até que a energia injetada no meio por supernovas gerou um vento galáctico, cenário esse muito similar ao adotado pelo nosso grupo. Um cenário muito similar foi proposto por Tamura, Hirashita & Takeuchi (2001), no qual eles explicam a relção massa-metalicidade observada como devido a uma formação estelar ocorrendo a uma baixa taxa até que um vento galáctico é iniciado, removento gás do sistema.

O Modelo de Evolução Química de Galáxias

O modelo numérico de evolução química de zona única para Galáxias Esferoidais Anaãs (dSph) e Galáxias Compactas Azuis (BCGs) tem como base as equações básicas de evolução química propostas por Tinsley (1980) e Matteucci (1996). Essas equações são resolvidas numericament, levando em conta vários processos astrofísicos que se desenvolvem no ambiente galáctico. Entre estes processos, são considerados os fluxos de gás para dentro (infall) e para fora (vento galáctico) da galáxia e o processamento de gás através da formação estelar e da injeção de gás reprocessado no meio interestelar (ISM) por meio de ventos estelares, nebulosas planetárias e explosões de supernovas (SNe). A taxa de formação estelar é proporcional à quantidade total de gás na galáxia e controlada pela sua eficiência, em Gyr^-1. Outros parâmetros do modelo, tais como massa da galáxia, episódios de formação estelar (SF), eficiência da SF, função de massa inicial (IMF), eficiência do vento galáctico, são escolhidos de maneira a ajustar os vínculos observacionais. Tal modelo permite seguir em detalhes a evolução das abundâncias de vários elementos químicos a partir do material reprocessado pelas estrelas e reinjetado no meio interestelar via ventos estelares, nebulosas planetárias e explosões de supernovas dos tipo Ia (SNeIa) e II (SNeII). A energia gerada pelas SNe tem um papel fundamental em outra característica vital do modelo, a ocorrência de ventos galácticos, que se desenvolvem quando a energia térmica do gás se iguala ou supera sua energia de ligação (Matteucci & Tornambé 1987). Enquanto a primeira quantidade depende da eficiência de termalização da energia liberada nas explosões (Bradamante et al. 1998), a última é fortemente dependente das suposições relacionadas à presença e à distribuição de matéria escura (Matteucci 1992). Um halo de matéria escura maciço, mas difuso, é adotado para todas as galáxias individualmente. As principais características do modelo são: zona única com mistura completa e instantânea do gás dentro dessa zona; os tempos de vida das estrelas são levados em consideração; a evolução da abundância de vários elementos químicos (H, D, He, C, N, O, Mg, Si, S, Ca, Fe, Zn, Ni, Cr, Co, V, Ba, Eu, La, Y, Sr) é seguida em detalhe; os yields normalmente adotados são: Thielemann, Nomoto & Hashimoto (1996) e Nomoto et al. (1997) para estrelas maciças (M > 10 M_o), van den Hoeck & Groenewegen (1997) para estrelas de massa intermediária (IMS) (0.8 > M/M_o > 8) e Nomoto et al. (1997) para SNe Ia.