Distribui¸c˜ ao espacial das supernovas do tipo II

4.6 Configura¸c˜ ao do outflow de um buraco negro central

5.1.2 Distribui¸c˜ ao espacial das supernovas do tipo II

Conforme descrito anteriormente, os locais de ocorrência das SNe II, e consequente inje¸cão de energia, são determinados, em um primeiro momento, pela densidade local do gás: quanto maior a densidade de gás na região, maior a probabilidade de uma SNe II ser ali inserida. Dessa maneira, a distribui¸cão espacial da SNe II em fun¸cão do tempo deve seguir o movimento do gás dentro da galáxia. Isso é observado nas duas simula¸cões, com halo de matéria escura menos maci¸co (VC21) e mais maci¸co (VC38) (Figuras 5.9 e 5.10 , respectivamente). Em ambos os casos, nos primeiros 150 milhões de anos, todas as SNe II

estão localizadas dentro de uma região de raio aproximado de 200 pc, onde a densidade de gás é maior (primeira linha das Figuras 5.9 e 5.10). Após esse per´ıodo, a situa¸cão evolui de maneira diferente em cada um dos cenários adotados.

Figura 5.9: Distribui¸cão espacial das SNe II nos planos xy (esquerda), zx (centro) e zy (direita) em diferentes épocas (0-150 Mano, 150-300 Mano, 300-450 Mano e 450-1000 Mano de cima para baixo) na simula¸cão VC21.

Na simula¸cão VC21, gás é impulsionado para regiões mais externas da galáxia pela primeiras SNe II criando zonas de alta densidade a distâncias maiores do centro. Seguindo o movimento do gás, a distribui¸cão de SNe II também se expande para regiões mais externas. Isso pode ser visto na Figura 5.9 na segunda e terceira linhas que mostram o local de ocorrência de cada SNe II entre 150 e 450 Mano em cortes nos três planos xy, yz e zx. Pode ser observado que o raio de ocorrência das supernovas vai aumentando com o passar do tempo, ultrapassando os 400 pc entre 300 e 450 Mano. Ao contrário, no caso VC38, a alta densidade de gás central dificulta o movimento do gás, conforme mencionado na se¸cão anterior. O gás fica concentrado na região central de até 200 pc,

Figura 5.10: Distribui¸cão espacial das SNe II nos planos xy (esquerda), zx (centro) e zy (direita) em diferentes épocas (0-150 Mano, 150-300 Mano, 300-450 Mano e 450-1000 de cima para baixo) na simula¸cão VC38.

ocupando toda essa região por até 300 Mano (Figura 5.10 - primeira e segunda linhas). Após esse per´ıodo, as supernovas passam a explodir em regiões ainda mais centralizadas, devido ao fluxo externo de gás nas regiões mais afastadas do centro causado pela inje¸cão de energia pelas SNe Ia. Após 450 Mano, há uma predominância de supernovas localizadas dentro de um região de raio ∼ 100 pc (última linha da Figura 5.10).

Esse mesmo efeito pode ser observado nas Figuras 5.11 e 5.12 , para VC21 e VC38 respectivamente, que mostram, na primeira linha, a distância que cada SNe II explode do centro da galáxia em fun¸cão do tempo. É claro o aumento na distância em rela¸cão ao centro da galáxia com o passar do tempo no cenário VC21 (Figura 5.11): após aproximadamente 50 Mano as SNe II já ocorrem em distâncias superiores a 200 pc e logo após 200 Mano come¸cam a ocorrer as primeiras supernovas em distâncias superiores a 400 pc do centro. Já no caso VC38 (Figura 5.12), pode-se observar uma aumento mais

Figura 5.11: Distância em rela¸cão ao centro das SNe II em fun¸cão do tempo (topo), número de SNe II em fun¸cão da distância ao centro (segunda linha) e número de SNe II em fun¸cão da distância nos eixos x (terceira linha), y (quarta linha) e z (quinta linha) para a simula¸cão VC21.

lento na distância que cada SNe II ocorre, chegando a próximo de 200 pc somente após quase 100 Mano. Entretanto, nesse caso, após 300 Mano, as SNe II passam a explodir cada vez mais perto do centro se aproximando de uma região de raio 100 pc ao final da simula¸cão. Observa-se também um espécie de fluxo migratório das SNe II no caso VC21, com a maioria ora se afastando do centro, ora se aproximando do centro, seguindo o movimento do gás dentro da galáxia. Com a alta densidade central de gás em VC38, esse fato é menos evidente; a maior parte das SNe II ocorre sempre na região central. Os

Figura 5.12: Distância em rela¸cão ao centro das SNe II em fun¸cão do tempo (topo), número de SNe II em fun¸cão da distância ao centro (segunda linha) e número de SNe II em fun¸cão da distância nos eixos x (terceira linha), y (quarta linha) e z (quinta linha) para a simula¸cão VC38.

histrogramas das linhas 2 a 5, nos dois casos, mostram que a grande maioria das SNe II ocorrem próximas às regiões centrais da galáxia no caso VC 38, enquanto em VC21 há umas distribui¸cão mais larga, se estendendo até aproximadamente 400 pc.

Essa diferen¸ca na distribui¸cão espacial das SNe II, aliadas ao maior potencial gravitacional do caso VC38 geram diferen¸cas no fluxo de gás e na consequente perda de massa da galáxia.

5.1.3 Perda de massa

A perda de massa em cada caso simulado foi analisada através da evolu¸cão temporal da fra¸cão da massa inicial que permanece dentro de diferentes regiões da galáxia. Nas Figuras 5.13 e 5.14 é mostrada a fra¸cão da massa inicial que permanece dentro de diferentes regiões esféricas da galáxia (linha preta - r = 300 pc, vermelha - r = 950 pc), nos cenários VC21 e VC38, respectivamente.

Figura 5.13: Fra¸cão da massa inicial que permanece dentro de diferentes regiões esféricas da galáxia (linha preta - r = 300 pc, vermelha - r = 950 pc), no cenário VC21.

Nos dois casos a taxa de perda de massa é diferente em diferentes regiões da galáxia e em fun¸cão do tempo. Na região interna, dentro de 300 pc, a perda fracionária de massa é maior que na região externa (até o raio de maré - 950 pc) em ambas as situa¸cões simuladas. Nos primeiros milhões de anos há uma queda abruta na quantidade de gás dentro dos 300 pc centrais nos 2 cenários (linhas vermelhas nas Figuras 5.13 e 5.14). Após 200 Mano, no caso VC21, aproximadamente 55% da massa inicial do gás foi removido dessa região, enquanto ∼ 25% é removido no caso VC38. Após esse per´ıodo, a perda de massa na região interna muda quando a massa do halo de matéria escura é maior (VC38), diminuindo a taxa de perda de massa até o final da simula¸cão. Após 1 Gano, a massa

Figura 5.14: Fra¸cão da massa inicial que permanece dentro de diferentes regiões esféricas da galáxia (linha preta - r = 300 pc, vermelha - r = 950 pc), no cenário VC38.

remanescente dentro do raio de 300 pc é ∼ 45%. Já no caso VC21, com um halo de matéria escura menos maci¸co, a taxa de perda de massa continua intensa até o final da simula¸cão, removendo quase 90% da massa inicial. A varia¸cão da taxa de perda de massa em fun¸cão do tempo está relacionada à taxa de ocorrência das SNe e da distribui¸cão espacial das SNe II. A diminui¸cão abrupta da massa de gás nos primeiros Mano está relacionada ao aumento também abrupto na taxa de SNe II. No caso VC21, como visto anteriormente, as primeiras SNe II deslocam o gás central para regiões mais externas diminuido a massa na região central. Por outro lado, o potencial gravitacional maior no caso VC38 não permite que muito gás saia da região central da galáxia.

Na região mais externa, até o raio de maré da galáxia, a diferen¸ca entre os dois cenários adotados é ainda mais intensa (linhas pretas nas Figuras 5.13 e 5.14). Nos primeiros 100 Mano não há praticamente nenhuma altera¸cão na massa inicial de gás dentro dos 950 pc, nos dois casos. No cenário VC38, somente próximo de 350 Mano é que alguma altera¸cão pode ser percebida. Já no caso do halo menos maci¸co, há uma queda lenta na fra¸cão da massa inicial já em 100 Mano até por volta de 200 Mano, quando a perda de massa se acentua. Esse aumento na taxa de perda de massa está relacionado à

ocorrrência das SNe em locais mais distantes do centro, facilitando a remo¸cão do gás. Essa queda se mantém intensa até o final do 1 Gano analisado, restando ∼ 60% da quantidade inicial de gás dentro da galáxia. O halo de matéria escura mais maci¸co, por outro lado, impede a sa´ıda de gás da galáxia gerando uma taxa de perda de massa bem mais modesta até o final do per´ıodo de 1 Gano: apenas 5% é perdido.

5.2 Outflow de um buraco negro central

Evidências observacionais recentes indicam a presen¸ca de buracos negros centrais no centro de galáxias anãs, porém com massas menores - os chamados buracos negros de massa intermediária (IMBH), com massas entre 104M e 106M (MACCARONE et

al. 2005, LORA et al. 2009, NUCITA et al. 2013, MANNI et al. 2015). Em galáxias espirais, tanto trabalhos observacionais quanto teóricos procuram estimar a contribui¸cão do feedback de um buraco negro central supermaci¸co (SMBH) (M > 106_M

) para a

remo¸cão de gás da galáxia hospedeira (AALTO et al. 2012, CICONE et al. 2014, GEN- ZEL et al. 2014; TIMBESI et al. 2015, MELIOLI & de GOUVEIA Dal PINO 2015). Enquanto observa¸cões indicam intensa perda de massa, MELIOLI & de GOUVEIA Dal PINO (2015) alegam que o jato sozinho não é capaz de causar perda intensa de gás, mas pode esporadicamente acelerar material que está saindo da galáxia. Em galáxias anãs ainda faltam evidências observacionais da influência do outflow de um IMBH na dinâmica do conteúdo gasoso da galáxia, porém trabalhos teóricos já come¸cam a mostrar como os parâmetros do outflow podem influenciar a perda de massa ou não (HAZENFRATZ et al. 2020,OLIVEIRA, LANFRANCHI & CAPRONI 2019).

Um fator não analisado ainda é como o outflow do IMBH irá se comportar em diferentes cenários para a distribui¸cão de matéria escura. Para essa análise o feedback estelar não é considerado, sendo levado em conta apenas o outflow. Seguindo o procedimento da Se¸cão anterior, são adotados dois cenários idênticos porém com halos de matéria escura de diferentes massas: simula¸cões VC21 com Mh = 3,05 ×109 M dentro de um raio do

halo de Rh = 30,29 kpc e VC38 com Mh = 1, 82 × 1010 M dentro de um raio do halo de

Rh = 54,81 kpc. Nos dois casos, a massa total de g´as ´e Mg0 = 5, 99 × 108 M, a densidade

inicial do outflow ´e ρ = 0.03 cm−3 e a velocidade inicial, no eixo z, ´e v0 = 1000 km.s−1.

43 5.5) e diferentes distribui¸cões do gás. Na Figura 5.15 pode ser visto, claramente, que no caso VC38 a densidade central é aproximadamente 9 vezes maior e o gás fica bem mais concentrado que no caso VC21.

Figura 5.15: Densidade do gás em fun¸cão de z (kpc) no instante t = 0 ano nas simula¸cões VC21 (esquerda) e VC38 (direita).

Essa diferen¸ca na distribui¸cão do gás leva a diferentes comportamentos do outflow em cada caso. Quando a densidade central inicial de gás é menor e mais distribu´ıda (simula¸cão VC21), o outflow do IMBH é capaz de se propagar por um meio quase homogêneo (com a densidade de gás variando apenas radialmente) criando uma estrutura em forma de jato (Figura 5.16). Após 10 Mano do in´ıcio da simula¸cão percebe-se a forma¸cão de uma estrutura fina, de aproximadamente 150 pc de espessura, nos dois sentidos do eixo z, o mesmo da propaga¸cão da velocidade inicial do outflow (Figura 5.16 - painel superior esquerdo). Essa estrutura se propaga quase livremente, de maneira simétrica nos dois sentidos do eixo, removendo o gás que está no seu caminho e deixando uma região fina de baixa densidade e alta temperatura para trás. A velocidade de propaga¸cão na frente de onda da estrutura do jato é de aproximadamente 510 km.s−1. A cont´ınua inje¸cão de densidade sempre na mesma dire¸cão, com a mesma velocidade inicial, impulsiona a estrutura que se desloca para regiões mais externas, chegando a uma distância de aproximadamente 300 pc, com uma velocidade aproximada de 600 km.s−1, após 20 Mano (painel superior direito da Figura 5.16). A estrutura de jato deixa a região mais densa da galáxia, equi- valente ao seu raio de maré (950 pc), por volta de 400 Mano após o in´ıcio da simula¸cão,

com uma velocidade na frente de onda superior a 800 km.s−1. O gás presente no eixo de propaga¸cão do outflow é deslocado para regiões bem além do raio de maré da galáxia, com pode ser obervado no painel inferior esquerdo da Figura 5.16, caracterizando perda de massa. Entretanto, apenas esse gás (e um pouco nas regiões externas, próximo a estrutura de jato e do eixo z) é removido da galáxia. A maior parte do meio interestelar não é afetado pela passagem do ”jato”. Após 50 Mano, nota-se apenas uma estrutra fina, de 200 pc de espessura, e simétrica nos dois sentidos do eixo de propaga¸cão do outflow. A quantidade de gás nessa região externa que se perde da galáxia aumenta com o passar do tempo, como pode ser percebido pela estruturas formadas ao redor da sa´ıda da estrutura de jato após 150 Mano (painel inferior direito da Figura 5.16). Entretanto, deve-se sempre manter em mente que a densidade do gás nessa distância galactocêntrica é bem baixa.

Figura 5.16: Corte no plano zy do perfil de densidade no instante t = 10 Mano (painel superior esquerdo), 20 Mano (painel superior direito), 50 Mano (painel inferior esquerdo) e 150 Mano (painel inferior direito) na simula¸c˜ao VC21.

45 Quando, entretanto, a massa do halo de matéria escura, e consequentemente a densidade inicial central, é maior, a situa¸cão muda drasticamente. No caso VC38, a densidade de gás na região central da galáxia é tal que o mesmo ouflow considerado anteriormente, não é capaz de se propagar. Na Figura 5.17, em dois instantes diferentes (10 e 50 Mano) não se percebe nenhuma estutura de jato (como no caso anteorior), nem menos qualquer perturba¸cão no meio. Ele permanece completamente inalterado. Apenas no ponto central, onde é inserida a densidade e a velocidade iniciais do ouflow é que aparece uma pequena estrutura. Essa estrutura está relacionada à célula computacional central onde essas grandezas são inseridas.

Figura 5.17: Corte no plano zy do perfil de densidade no instante t = 10 Mano (esquerda) e 50 Mano (direita) na simula¸c˜ao VC38.

Cap´ıtulo 6

Conclus˜oes e Perspectivas

Galáxias Esferoidais Anãs clássicas são sistemas pequenos, estruturalmente simples, caracterizados por baixas luminosidades, baixo conteúdo de metais, popula¸cões estelares antigas e total ausência de gás. O conteúdo gasoso dessas galáxias pode ter sido removido por ventos galácticos gerados pelo acúmulo, no ISM, da energia liberada por supernovas durante uma escala de centenas de milhões de anos. Essa energia depositada pelas explosões estelares aumenta a temperatura e a velocidade do gás, através de ondas de choque que diluem o meio. Regiões de instabilidades são criadas, levando gás quente e menos denso para fora do potencial gravitacional da galáxia, originando perda de massa. Por outro lado, mecanismos como pressão de maré e for¸ca de arraste devido à proximidade de grandes galáxias, com po¸cos gravitacionais profundos e extensos, e a um denso meio intergaláctico também podem puxar gás para fora da galáxia anã. Em ambos os casos, entretanto, um fator importante e que pode limitar a perda de massa da galáxia anã é o seu próprio potencial gravitacional, definido principalmente pelo halo de matéria escura, tendo em vista que em dSph locais a razão mass-luminosidade está entre 100 e 1000.

Há ainda controvérsia sobre como o potencial de matéria escura pode ser definido em galáxias anãs. Enquanto observa¸cões indicam que a densidade de matéria escura deva ter um núcleo central de densidade constante com ρ ∝ r0_{, simula¸c˜}_{oes cosmol´}_{ogicas com}

galáxias anãs resultam em perfis de densidade descritos por uma distribui¸cão seguindo uma lei de potência intensa (ρ ∝ rα_{). Independente do perfil para a densidade de mat´}_eria

escura, a massa total do halo também deve influenciar diretamente a perda de massa de gás nessa galáxias. Em cenários simples, adotados em modelos de evolu¸cão qu´ımica, por exemplo, a perda de gás come¸ca quando a sua energia cinética é superior à energia de

47 liga¸cão da galáxia, a qual, por sua vez, depende fortemente da massa total de matéria escura do sistema.

Neste trabalho foi investigado o papel da massa do halo de matéria escura na dinâmica do gás do ISM de uma galáxia esferoidal anã clássica e a consequente perda de massa, através de simula¸cões hidrodinâmicas tridimensionais não cosmológicas, levando em conta a energia injetada no meio por supernovas, em dois cenários para a massa do halo de matéria escura, ambos com a mesma massa de gás e todos outros parâmetros idênticos. No primeiro cenário, VC21, a massa de matéria escura é Mh= 3,05 × 109 M, distribu´ıda

dentro de um raio do halo de Rh = 30,29 kpc, enquanto no segundo cen´ario (VC38), o halo

de mat´eria escura mais maci¸co (MH = 1, 82 × 1010M) se estende at´e 54,81 kpc. Essa

diferen¸ca entre massa e raio do halo leva a uma diferen¸ca na concentra¸cão da matéria escura e consequentemente do gás, com a simula¸cão VC38 apresentado uma densidade central inicial de gás de ρ0 = 2, 86 × 10−21 g.cm−3, aproximadamente 9 vezes maior que

em VC21.

Ao final do per´ıodo simulado (1 Gano) observou-se uma perda de gás aproximadamente 8 vezes maior na simula¸cão VC21, comparada ao caso VC38: aproximadamente 40% e 5%, respectivamente, dentro do raio de maré da galáxia. Além dessa diferen¸ca na perda de gás, os locais de ocorrência das supernovas do tipo II se distribuem de maneira diferente em cada simula¸cão, devido à dependência com a densidade do gás. A maior concentra¸cão de gás em VC38 (veja Figura 5.15) faz com que as supernovas também fi- quem mais concentradas, todas elas ocorrendo dentro de uma região de raio aproximado de 200 pc. Por outro lado, o gás menos concentrado em VC21 permite que as supernovas ocorram até distâncias um pouco acima de 400 pc do centro da galáxia. As supernovas ocorrendo na região mais central da galáxia, onde o gás está mais concentrado no caso VC38, diminuem o impacto da inje¸cão de energia no meio, diminuindo também seu efeito na dinâmica do gás. A energia das supernovas é absorvida sem que haja um aumento significativo na temperatura e velocidade do gás. Dessa maneira, quando comparado à simula¸cão VC21, observa-se um menor fluxo de gás para regiões externas e, portanto, menor perda de gás.

Essa mesma diferen¸ca na densidade central inicial e na concentra¸cão do gás causa efeitos semelhantes na propaga¸cão de um outflow de um IMBH central. Em duas simula¸cões similares a VC21 e VC38, porém sem o feedback estelar, foi inserido um outflow

com densidade inicial ρ = 0.03 cm−3 (compat´ıvel com um buraco negro de massa ∼ 105

M) e velocidade inicial v0 = 1000 km.s−1 na dire¸c˜ao do eixo Z positivo e negativo. No

caso VC21 observa-se a cria¸cão de uma estrutura em jato que se propaga pelo eixo Z livremente e de maneira simétrica em ambos os sentidos. Após alguns milhares de anos, essa estrutura passa do raio de maré da galáxia criando uma espécie de canal por onde a energia do outflow irá se propagar. Já em VC38, não há nenhum impacto observável no ISM. A densidade, temperatura e velocidade do gás além do ponto central não se alteram e nenhum estrutura de jato é formada.

Mesmo em um cenário simples, em que apenas a massa do halo de matéria escura é modificada, mantendo iguais todos os outros parâmetros da simula¸cão (em especial a massa de gás), percebe-se o efeito na perda de gás, na distribui¸cão espacial das supernovas

No documento Matheus Marques de Castro (páginas 46-65)