A cinem´atica de gal´axias em grupos compactos

1.6.1 Estudando casos individuais

´

E bem conhecido que gal´axias em grupos compactos apresentam uma s´erie de sinais de intera¸c˜ao na sua cinem´atica, devido ao fato de serem objetos que se encontram em ambientes de altas densidades. Alguns destes sinais s˜ao: mudan¸cas do ˆangulo de posi¸c˜ao

30 Cap´ıtulo 1. Introdu¸c˜ao

cinem´atico ao longo do raio, desalinhamentos entre o ˆangulo de posi¸c˜ao gasoso e estelar e curvas de rota¸c˜ao assim´etricas. Neste contexto, uma s´erie de estudos foram desenvolvi- dos para entender as propriedades das gal´axias dos grupos compactos. Por exemplo, em um estudo detalhado de HCG 18, Plana et al. (1999) mostraram que este sistema ´e na verdade uma ´unica gal´axia irregular com gl´obulos de forma¸c˜ao estelar e n˜ao um grupo, como pensado originalmente. J´a HCG 92 revelou ser um dos grupos mais interessantes do cat´alogo de Hickson, onde foi detectada uma grande quantidade de g´as frio e ionizado no meio intra-grupo. Um estudo detalhado da cinem´atica interna de cada membro do grupo HCG 31 (Figura 1.3) mostrou que o sistema est´a em fase de “pre-merging”(Amram et al. 2004, Amram et al. 2007). A partir da Figura 1.3 (pain´eis superiores), ´e poss´ıvel ver como os membros A e C est˜ao se fundindo. Nos pain´eis inferiores da mesma figura, ´e poss´ıvel observar a assimetria das curvas de rota¸c˜ao das gal´axias neste grupo compacto.

A partir de mapas monocrom´aticos da linha de Hα e dos mapas de velocidades de 25 gal´axias j´a estudadas foi poss´ıvel calcular as massas de g´as ionizado e massas totais das gal´axias (Amram et al. 2003 e Plana et al. 2003).

Devido `a perturbada cinem´atica que as gal´axias dos grupos compactos apresentam, as curvas de rota¸c˜ao apresentadas podem ser afetadas. Por exemplo, se devido a uma intera¸c˜ao uma gal´axia perde parte significante de sua massa, esse fato se refletir´a na curva de rota¸c˜ao. Neste sentido, um teste para avaliar se as intera¸c˜oes entre gal´axias podem afetar suas massas ´e estudar a rela¸c˜ao entre a massa luminosa e a massa total desses sistemas e comparar estes resultados com os que s˜ao apresentados por gal´axias em ambientes menos densos.

1.6.2 Estudando rela¸c˜oes de escala: Rela¸c˜ao de Tully-Fisher Luminosidade versus velocidade de rota¸c˜ao

In´umeros estudos foram feitos para estudar a rela¸c˜ao de Tully-Fisher, a qual envolve a luminosidade e a velocidade de rota¸c˜ao das gal´axias. Esta rela¸c˜ao ´e importante para a determina¸c˜ao de distˆancias extragal´acticas (e. g. Pierce & Tully 1988, Tully & Pierce 2000), no estudo da evolu¸c˜ao das gal´axias (Puech et al. 2008) e para impor v´ınculos aos modelos cosmol´ogicos de forma¸c˜ao de gal´axias (Portinari & Sommer-Larsen 2007).

Se¸c˜ao 1.6. A cinem´atica de gal´axias em grupos compactos 31 0 5 10 15 20 25 Radius (Arcsec) 0 50 100 150 R ota tion V eloc ity (km/s ) 0 2 4 6 Radius (kpc) Receding Side - SW Approaching Side - NE HCG31 B PA = 45 i = 60 S = 30 (a) 0 5 10 15 20 Radius (Arcsec) 0 20 40 60 80 100 120

Radial Velocity - systemic velocity (km/s)

0 2 4 Radius (kpc) Receding Side - SE Approaching Side - NW HCG 31 A + C PA = 130 S = 15 (d)

Southern Tidal Tail

Figura 1.3: Painel superior esquerdo: Imagem ´optica do grupo HCG 31. Painel superior central: Imagem no Hα. Painel superior direito: Mapa de velocidades para os membros de HCG 31. Painel inferior esquerdo: Curva de rota¸c˜ao para as gal´axias HCG 31A+C. Painel inferior direito: Curva de rota¸c˜ao da gal´axia HCG 31B.

32 Cap´ıtulo 1. Introdu¸c˜ao

gal´axias, sua origem n˜ao ´e clara. Alguns pesquisadores sugerem que esta rela¸c˜ao pos- sui origem cosmol´ogica (e.g. Avila-Reese, Firmani & Hern´andez 1998), enquanto outros sugerem que esta rela¸c˜ao ´e dominada por processos de forma¸c˜ao estelar (e. g. Silk 1997). Tully & Pierce (2000) acharam que a inclina¸c˜ao da rela¸c˜ao de TF depende da banda fotom´etrica utilizada na sua constru¸c˜ao. Assim, a inclina¸c˜ao ´e menos ´ıngreme no ´optico, ficando mais inclinada na regi˜ao do NIR. Este efeito parece estar associado com as po- pula¸c˜oes estelares das gal´axias. Desta forma, o uso das bandas no infravermelho pr´oximo (NIR) na constru¸c˜ao da rela¸c˜ao de TF tem se mostrado bastante ´util, devido ao fato de que as bandas NIR apresentam uma baixa extin¸c˜ao interna (menor do que aquela existente nas bandas ´opticas, segundo Verheijen 2001). Al´em disso, as raz˜oes massa-luminosidade s˜ao menos contaminadas por popula¸c˜oes estelares jovens.

Massa bariˆonica versus velocidade de rota¸c˜ao

Embora a rela¸c˜ao de TF seja conhecida por ser dependente da luminosidade das gal´axias, alguns autores tˆem substitu´ıdo a luminosidade pela massa estelar das gal´axias. Esta rela¸c˜ao ´e conhecida como a rela¸c˜ao de TF estelar e tem sido estudada por v´arios autores (e. g. Bell & de Jong 2001). McGaugh et al. (2000) observaram que as gal´axias de baixa massa n˜ao seguem a mesma rela¸c˜ao que as gal´axias de alta massa. Esses autores descobriram que a adi¸c˜ao da massa do g´as `a massa estelar de cada gal´axia faz com que elas passem a seguir a mesma rela¸c˜ao. Esta ´e conhecida como a rela¸c˜ao de TF bariˆonica. Ela compara a massa bariˆonica de uma gal´axia, i.e. a soma das massas em estrelas, de HI, de H2 e de He, com a massa total desta, a qual est´a ligada `a velocidade de rota¸c˜ao da gal´axia.

A origem desta rela¸c˜ao ainda ´e incerta. Embora algumas simula¸c˜oes cosmol´ogicas consi- gam reproduzir a inclina¸c˜ao indicada por esta rela¸c˜ao, ainda n˜ao foi poss´ıvel reproduzir seu ponto zero (Portinari & Sommer-Larsen 2007). Nos ´ultimos anos, esta rela¸c˜ao foi alvo de in´umeros estudos (McGaugh et al. 2000, McGaugh 2005, Kassin et al. 2006, Bell & de Jong. 2001, Geha et al. 2006). Todos eles encontraram diferentes inclina¸c˜oes e pontos zero para os ajustes de suas amostras, provavelmente devido aos diferentes crit´erios de sele¸c˜ao usados para a escolha das gal´axias. Outros autores tˆem estudado as implica¸c˜oes da rela¸c˜ao de TF bariˆonica para as gal´axias em alto redshift (e. g. Puech et al. 2010). Esses autores acharam que o ponto zero da rela¸c˜ao de TF bariˆonica n˜ao parece mudar desde um redshift

Se¸c˜ao 1.6. A cinem´atica de gal´axias em grupos compactos 33

de 0.6 at´e o atual, concluindo que gal´axias em z∼0.6 n˜ao precisam de uma fonte externa de g´as para manter a sua forma¸c˜ao estelar.

Rela¸c˜ao de Tully-Fisher para os grupos compactos

Mendes de Oliveira et al. (2003) estudaram a rela¸c˜ao de Tully-Fisher ´optica para uma amostra de 25 gal´axias. Estes autores descobriram que a rela¸c˜ao de Tully-Fisher de gal´axias em grupos compactos ´e igual a de gal´axias normais, em contraste com o resultado obtido anteriormente por Rubin, Hunter & Ford (1991). A ´unica diferen¸ca que Mendes de Oliveira et al. (2003) encontraram entre gal´axias em grupos compactos e aquelas da amostra de controle foi que as gal´axias de baixa massa em grupos compactos apresentam uma luminosidade muito alta para a sua velocidade de rota¸c˜ao ou uma velocidade de rota¸c˜ao m´axima muito baixa para a sua luminosidade. Estes autores sugeriram que surtos de forma¸c˜ao estelar ou perda de massa do halo escuro s˜ao as raz˜oes mais prov´aveis para que as gal´axias de baixa massa n˜ao estejam na rela¸c˜ao de Tully-Fisher definida pelas gal´axias de campo. No entanto, checar os cen´arios propostos por Mendes de Oliveira et. al (2003) n˜ao ´e trivial. Estes estudos requerem o conhecimento da hist´oria de forma¸c˜ao estelar, al´em do conhecimento detalhado da distribui¸c˜ao de massa de cada gal´axia.

1.6.3 Modelos de massa e a distribui¸c˜ao de massa do halo escuro

Uma maneira de investigar se as intera¸c˜oes entre gal´axias podem remover parte da massa das gal´axias (seja massa bariˆonica ou massa escura) ´e conhecendo a contribui¸c˜ao da massa do disco, do bojo, do g´as e do halo escuro para a curva de rota¸c˜ao observada. Basicamente, isto ´e feito a partir do perfil de brilho superficial do disco e do bojo, assim como da distribui¸c˜ao de densidade do g´as neutro, conforme sugerido por Carignan & Freeman (1985). Esses parˆamtros s˜ao convertidos em massa e assim ajustados `a curva de rota¸c˜ao observada. No caso da componente estelar (o bojo e o disco), os perfis de brilho superficial devem ser convertidos em massa atrav´es da raz˜ao massa-luminosidade

(chamada M/L ou Υ⋆). Este valor relaciona a massa e a luminosidade de uma gal´axia,

sendo uma das maiores incertezas neste tipo de estudos. Para se determinar o valor desta raz˜ao, usam-se duas aproxima¸c˜oes. Primeiro, se para uma dada gal´axia tem-se a curva de rota¸c˜ao observada, o valor da raz˜ao massa-luminosidade pode ser obtido atrav´es do ajuste

34 Cap´ıtulo 1. Introdu¸c˜ao

das diferentes componentes de massa listadas acima na curva de rota¸c˜ao. Segundo, pode-se fazer uso de modelos de popula¸c˜oes estelares para se obter esta raz˜ao. Desta forma, Bell & de Jong (2001) correlacionaram a raz˜ao massa-luminosidade com as cores apresentadas por uma amostra de gal´axias. Estes autores encontraram grandes diferen¸cas entre os valores desta raz˜ao em gal´axias de diferentes tipos morfol´ogicos. Al´em disso, eles constataram que os valores desta constante tamb´em mudam dependendo se s˜ao usadas cores ´opticas ou infravermelhas.