Dynamics of barred galaxies in triaxial dark matter haloes (2010)
- Authors:
- Autor USP: MACHADO, RUBENS EDUARDO GARCIA - IAG
- Unidade: IAG
- Sigla do Departamento: AGA
- Subjects: ASTROFÍSICA; DINÂMICA DAS GALÁXIAS; GALÁXIAS (EVOLUÇÃO)
- Language: Português
- Abstract: As simulações cosmológicas de N-corpos indicam que os halos de matéria escura das galáxias devem ser em geral triaxiais. Contudo, acredita-se que a presença de um disco bariônico seja capaz de alterar a forma do halo. O objetivo desta tese é o de estudar como a formação de barras é afetada pela triaxialidade do halo e como, por sua vez, a presença da barra influência a forma do halo. Nós exploramos este tópico através de simulações numéricas, tanto acolisionais quanto hidrodinâmicas. Nós realizamos um conjunto de simulações acolisionais de N-corpos de galáxias disco com halos trixiais de matéria escura, utilizando discos elípticos como condições iniciais. Tais discos encontram-se mais próximos do equilibrio do que discos circulares e a elipticidade do disco inicial depende da elipticidade do potencial gravitacional do halo. Para comparação, tambem consideramos modelos com discos inicialmente circulares e notamos que as diferenças são muito importantes. A massa do disco é introduzida nos halos de forma quase adiabática, mas a escala de tempo de crescimento do disco não é muito relevante. Nós estudamos modelos de diferentes triaxilidades e, para investigar o comportamento da forma do halo na ausência de formação de barra, nós analisamos modelos com diferentes massas de disco, concentrações do halo, dispersão de velocidades do disco e tambem modelos nos quais o formato do disco é mantido artificialmente axissimétrico. Encontramos que a introdução de um disco massivo, mesmo que este não seja circular, causa uma diluição parcial da triaxilidade do halo. Uma vez que o disco esteja completamente introduzido, uma barra estelar forte se desenvolve na presença de um halo que ainda é não-axissimétrico, causando a perda da triaxilidade restante do halo. Em halos trixiais cujos parâmetros das condições iniciais são tais que a barra não se forma, o halo é capaz de permanecer trixial e acircularização de seu formato no plano do disco fica limitada ao período de crescimento do disco. Concluímos que a parte da circularização do halo é devida ao crescimento do disco, mas parte precisa ser atribuída à formação da barra. Barras no componente do halo, que já haviam sido encontradas em halos axissimétricos, são tambem encontradas em halos triaxiais. Nós notamos que discos inicialmente circulares reagem excessivamente ao potencial triaxial e se tornam altamente alongados. Tais discos tambem perdem mais momento angular do que discos inicialmente elípticos e portanto formam barras mais fortes. Por esta razão, a circularização que suas barras induzem em seus halos é tambem mais rápida. Nós tambem analisamos o formato vertical dos halos e observamos que seus achatamentos verticais permanecem consideráveis, o que significa que os halos se tornam aproximadamente oblatos ao fim das simulações. Finalmente, nós analisamos a cinématica de um sub-conjunto de partículas do halo que apresentam rotação típica de discos. Estas partículas ocupam uma camada ao redor do plano do disco e sua rotação é mais importante no halo esférico do que nos halos triaxiais Nós tambem observamos que, embora os formatos finais dos halos sejam aproximadamente independentes do formato inicial, os halos triaxiais são capazes de reter a anisotropia das suas dispersões de velocidade. Uma série de simulações hidrodinâmicas foi realizada, nas quais parte da massa do disco está na forma de gás. Estas simulações incluem formação estelar, de modo que a fração de gás diminui com o tempo. Foram explorados modelos de diferentes triaxilidades do halo e tambem de diferentes frações iniciais de gás, o que nos permitiu avaliar como cada um afeta a formação da barra. Modelos de todas as triaxilidades do halo e de todas as frações iniciais de gás alcançam aproximadamente o mesmoconteúdo de gás ao fim da simulação. Entretanto, notamos que a presença de gás nas fases iniciais tem importantes efeitos na evolução subseqüente. Modelos com alta fração inicial de gás desenvolvem barras substancialmente mais fracas. A barra é mais forte se o halo é esférico e se não há gás. Barras são em geral mais fracas nos modelos com maior conteúdo de gás e com maior triaxilidade do halo. A presença de gás, no entanto, é um fator mais eficiente do que a triaxilidade do halo, ao inibir a formação de uma barra forte. A formação de barra novamente faz com que os halos se tornem mais axissimétricos e observamos a formação da barra do halo em casos de barras estelares fortes, mas se a barra é fraca a parte central do halo se circulariza. A rotação das partículas do halo que se comportam como as do disco está preente tambem nas simulações com gás, e é mais importante para o halo esférico. Existe uma correlação clara entre a força da barra e a velocidade tangencial máxima destas partículas em rotação do halo. Em todas as nossas simulações com gás. A velocidade de rotação da barra decresce com o tempo. Nós também obtemos o resultado de que as estrelas formadas recentemente apresentam proporcionalmente menos momento angular, e as barras são mais fortes nas populações mais jovens. A morfologia do gás no disco é influenciada pela força da barra. Nós observamos a formação de uma concentração central de massa, que é cercada por uma considerável região anular na qual a densidade do gás é muito baixa. Esta ausência de gás é maior para discos fortemente barrados
- Imprenta:
- Data da defesa: 05.10.2010
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ABNT
MACHADO, Rubens Eduardo Garcia. Dynamics of barred galaxies in triaxial dark matter haloes. 2010. Tese (Doutorado) – Universidade de São Paulo, São Paulo, 2010. . Acesso em: 17 abr. 2024. -
APA
Machado, R. E. G. (2010). Dynamics of barred galaxies in triaxial dark matter haloes (Tese (Doutorado). Universidade de São Paulo, São Paulo. -
NLM
Machado REG. Dynamics of barred galaxies in triaxial dark matter haloes. 2010 ;[citado 2024 abr. 17 ] -
Vancouver
Machado REG. Dynamics of barred galaxies in triaxial dark matter haloes. 2010 ;[citado 2024 abr. 17 ]
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