Evolução e grupos compactos através de simulações numéricas / Evolution of compact groups by numerical simulation

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DATA DE PUBLICAÇÃO

2006

RESUMO

Neste trabalho, estudamos algumas das principais questões correntes sobre os grupos compactos de galáxias. Estes grupos são pequenos sistemas de galáxias nos quais as separações angulares entre os seus membros é da mesma ordem de grandeza da dimensão angular do grupo. Atualmente, os astrônomos ainda se questionam como é possível que se observem tantos grupos compactos no Universo, enquanto simulações numéricas de N-corpos indicam que esses devam se fundirem apenas poucos períodos orbitais de suas galáxias-membros. Em contrapartida, algumas observações sugerem que estes grupos são sistemas fisicamente ligados e que as suas galáxias constituintes estão imersas num halo de matéria escura comum. Estudamos esta última hipótese, no caso particular em que as galáxias se encontram em equilíbrio dinâmico com o halo hospedeiro, originado segundo o cenário de formação hierárquica de estruturas. Alguns estudos mostram que, neste caso, as galáxias destes grupos não coalescem, mantendo as suas características primevas por muitos períodos orbitais, durante um tempo de Hubble. Nesta Dissertação, fazemos críticas a este cenário simplificado, investigando a sua compatibilidade com os seguintes aspectos observacionais: o grande número de grupos nos quais as duas galáxias dominantes possuem pequena diferença de magnitudes (?M ), a população de galáxias de baixa luminosidade, a segregação de luminosidades de suas galáxias e a emissão de luz difusa emitido pelo material intragrupo. Estes aspectos são importantes, porque constituem evidências de interações por forças de maré e coalescências entre as galáxias, decorrentes de instabilidades dinâmicas, contradizendo o cenário analisado. Portanto, estudamos estes aspectos e as características dinâmicas destes sistemas auto-gravitantes, realizando cinco simulações numéricas de grupos compactos modelados por um conjunto de galáxias representadas por partículas e por um halo de matéria escura, cujo campo gravitacional é representado por uma função analítica. Assim, verificamos a evolução dinâmica dos grupos modelados, integrando as equações de movimento das suas partículas com o auxílio de um código numérico paralelizado. Deste modo, encontramos que este cenário não explica porque existem tantos grupos com pequenos valores de ?M . Mostramos também que a segregação de luminosidades se mani- festa transientemente, não sendo, pois, explicada por este cenário, embora o grupo conserve a sua população de galáxias com baixa luminosidade por um período de 10 Ganos. Concluímos que, à luz deste simples cenário, a quantidade de luz difusa emitida pelo meio intra grupo depende das características dinâmicas de todo o grupo. Dentre cinco grupos simulados, em apenas dois reproduzimos a fração de material intragrupo observada em dois grupos compactos de Hickson (H79 e H95).

ASSUNTO(S)

simulações numéricas diretas galáxias em interação astrophysics matéria escura galactic closters galáxias elípticas interacting galaxies aglomerados de galáxias direct numerical simulations dark matter astrofÍsica eliptical galaxies

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