A existência e formas das faixas de poeira em barras galácticas

Eu estudo o fluxo de gás dentro e ao redor das barras ou ovais de galáxias barredadas modelo e mostro que está intimamente ligado às propriedades das órbitas periódicas. Simulações mostram que a densidade do gás na região da barra e ao redor dela é baixa, exceto no centro e em duas faixas estreitas que são os locais de choques. Esses choques se formam se as órbitas periódicas x1 tiverem loops ou grandes valores de curvatura em seus apocentros. A forma dos locais de choque depende de vários parâmetros que caracterizam os potenciais da barra e do disco. Para que os choques estejam deslocados do eixo maior da barra em direção ao seu lado dianteiro, as famílias x2 e x3 devem não apenas existir, mas também cobrir uma extensão suficiente ao longo do eixo maior da barra. As formas dos locais de choque são então compreendidas pelo deslocamento gradual da orientação das linhas de fluxo daquela das órbitas x1 para a de x2. Ao longo do choque, também há um cisalhamento substancial, que se opõe à formação de estrelas. A existência de locais de choque deslocados da forma observada impõe restrições rigorosas aos valores que os vários parâmetros do modelo podem assumir. Isso deve ser muito útil para derivar parâmetros de barra para galáxias observadas. Por exemplo, o raio lagrangiano deve estar no intervalo (1.2 ± 0.2)a, onde a é o comprimento do semieixo maior da barra. Para baixos valores da razão axial da barra ou do momento quadrupolar da barra, os locais de choque são curvados, com seus lados côncavos voltados para o eixo maior da barra. Um influxo substancial é encontrado em modelos com choques fortes.