6. Conclusão

Obsercvações fotométricas, espectroscópicas e de rádio síntese dos sistemas NGC 6845 e McLeish foram planejadas e executadas visando o seu modelamento pos simulações numéricas de N-corpos ===> Para compreender a sua evolução dinâmica.
NGC 6845:

Mostramos que a galáxia B é a perturbadora principal de A.
Velocidades relativas entre A e B parecem em contracição com órbita pograda
Mas simulação A x C mostra que se produziriam distorções em C e extensões que teriam que aparecer nas observações, e não aparecem
Encontrada órbita A x B peculiar que satisfaz os vínculos observacionais e morfologia.
Há outros casos de órbitas desse tipo na literatura: p.ex. M51 (Toomre & Toomre 1972)

Interação de gigante edge-on (McL A) e perturbadora pequena (McL B).
McL A mostra warpping em somente um dos extremos, parecendo indicar que só teria havido uma passagem de B pelo disco de A (sem perfil "S")
Problema só foi resolvido com duas passagens
Razão de massas B:A ==> 1:26
Modelo descreve muito bem a curva de rotação de McL A
Modelo mostra que B não carrega gás de A ==> O gás detectado em B indica que ela é espiral anã ou irregular Magalhânica.

Uma explicação do ramo de gigantes duplo do aglomerado HP1, do Bojo da Galáxia, pode ser encontrada com base em um novo mecanismo de interação entre um sistema estelar grande (bojo) e um pequeno (aglomerado globular).

Em um tempo relativamente curto comparado com a sua idade, um aglomerado pode capturar estrelas do bojo da galáxia a ponto de criar um efeito visível no diagrama HR
Esse mecanismo, considerado em conjunto com a evaporação, pode explicar a distribuição bimodal de metalicidade de aglomerados globulares.
Mecanismo descrito pela primeira vez neste trabalho

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