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Lista de Figuras

• 1.1. Diagrama representando algumas das principais propriedades cinemáticas de galáxias barradas. A velocidade angular de rotação das estrelas no disco $\Omega$ em função do raio galactocêntrico $r$ (as unidades são arbitrárias). As 3 linhas finas são os perfis de $\Omega$ e $\Omega \pm \kappa /2$, sendo $\kappa$ a freqüência de epiciclo. A linha grossa mostra a velocidade angular de rotação do padrão da barra. Os pontos de cruzamento marcados são as principais ressonâncias observadas (do centro para a borda): as ressonâncias internas de Lindblad (IILR - ``Inner Inner Lindblad Ressonance'' e OILR - ``Outer Inner Lindblad Ressonance''), a corrotação (CR - ``Corotation'') e a ressonância externa de Lindblad (OLR - ``Outer Lindblad Ressonance'').
• 1.2. As principais famílias de órbitas que dão suporte à barra (vertical na figura) entre a ILR (não exibida) e a CR (círculo externo). As órbitas do tipo x2 (não exibidas) são perpendiculares (horizontais na figura) e são dominantes na região interna à ILR [extraído de Contopoulos & Grosb$\o$l (1989)].
• 1.3. Os torques induzidos pela barra no gás presente no disco. A ILR e a CR estão marcadas pelas linhas tracejadas. As linhas finas indicam a orientação das órbitas estelares (a barra é horizontal nesta figura) e as linhas grossas podem ser vistas como o acúmulo de gás nos braços ``trailing'' (externo à CR) ou na barra (interno à CR). O gás além da CR ganha momento angular devido ao torque provocado pela barra, e se acumula em direção à OLR, enquanto que aquele na região interna perde momento angular e cai em direção ao centro da galáxia ou à ILR.
• 1.4. Ondas de densidade cinemáticas espirais podem ser produzidas pela simples superposição de órbitas concêntricas na orientação adequada, em um referencial cuja velocidade angular de rotação é igual a $\Omega -\kappa /2$, assumido como constante [Extraído de Toomre (1977); ver também Kalnajs (1973)].
• 1.5. Comportamento da velocidade assimptótica de rotação do disco de galáxias espirais ao longo da seqüência de Hubble. No painel superior apresentamos os dados referentes às 439 galáxias selecionadas. Cada x representa uma galáxia, e os valores medianos em cada T são representados por losangos abertos conectados um a um. Círculos abertos indicam aquelas galáxias para as quais há uma excelente determinação da velocidade assimptótica. O painel central exibe somente esses valores medianos com seus respectivos desvios padrão. O painel inferior é análogo ao central, mas refere-se somente aos 99 objetos com excelente determinação da velocidade assimptótica. Fica claro o comportamento decrescente deste parâmetro ao longo da seqüência de Hubble.
• 1.6. Figura análoga ao painel superior da Fig. 1.5, exceto por não apresentar os valores medianos em cada classe. Cada painel refere-se, separadamente, a galáxias ordinárias (SA), levemente barradas (SAB) e fortemente barradas (SB). Verifica-se que o comportamento da velocidade assimptótica de rotação permanece o mesmo.
• 1.7. A dispersão de velocidades local no disco, em 1 comprimento de escala, em função da dispersão central de velocidades. A despeito da baixa significância estatística a tendência de correlação é evidente.
• 1.8. Freqüência de galáxias barradas ao longo da seqüência de Hubble. O comportamento apresentado pela amostra total de 1023 objetos é similar ao apresentado para as galáxias vistas de face, e mostra que a freqüência de barradas (SAB + SB) é a aproximadamente a mesma em todas as classes espirais, conforme previsto. No entanto, nota-se que as galáxias de tipos intermediários (T = 4 a 6) apresentam um excesso de galáxias levemente barradas (SAB), o que pode indicar que é nestas classes que os efeitos de evolução secular relacionados a barras são mais relevantes. Note que o RC3 usa a notação ``SX'' para galáxias levemente barradas.
• 1.9. Fração de galáxias barradas em função do tipo de Hubble na amostra obtida através do RSA. Note como a classificação com relação à barra é extremamente distinta daquela no RC3 (Fig. 1.8).
• 1.10. Painel superior: massa de H I em função do tipo de Hubble. Painel inferior: Densidade superficial de H I em função do tipo de Hubble.
• 1.11. Luminosidade em CO (painel superior) e no infravermelho (painel inferior), normalizadas pela luminosidade na banda $B$, em função do tipo de Hubble.
• 1.12. Magnitude no infravermelho distante (painel superior), magnitude na linha de 21 cm (painel central) e o parâmetro HI (painel inferior) em função do tipo de Hubble.
• 1.13. Distribuição de $(B-R)$ efetivo para galáxias ordinárias (SA's), levemente barradas (SX's) e fortemente barradas (SB's). O número total de objetos em cada classe está indicado.
• 1.14. Parâmetros determinados em Young et al. (1996) ao longo da seqüência de Hubble. No painel superior, a eficiência de formação estelar medida através da linha de H$\alpha$ e, no painel intermediário aquela medida através do infravermelho. No painel inferior mostramos o comportamento da luminosidade em H$\alpha$.
• 1.15. Largura equivalente de H$\alpha$ + [N II] ao longo da seqüência de Hubble.
• 1.16. O diagrama superior esquerdo exibe a densidade superficial de formação estelar em função do tipo de Hubble. Os demais diagramas exibem a distribuição deste parâmetro para SA's, SAB's e SB's.
• 1.17. Distribuição de $\Sigma_{\rm SFR}$ para as galáxias com formação estelar circum-nuclear.
• 1.18. Distribuição da razão axial b/a e do comprimento L das barras para SAB's e SB's. O valor médio de cada distribuição (com o erro entre parênteses) aparece em cada diagrama.
• 1.19. Painel superior: número de AGN's em cada classe morfológica. Painel central: freqüência normalizada de AGN's ao longo da seqüência de Hubble. Painel inferior: distribuição das classes de AGN's ao longo da seqüência de Hubble.
• 2.1. Da esquerda para a direita e de cima para baixo, temos: NGC 1302, 1317, 1326, 1387, 1440 e NGC 2665. A linha sólida horizontal em cada painel tem 20 segundos de arco de extensão, exceto para NGC 2665, com 30 segundos de arco.
• 2.2. NGC 4984. A linha sólida horizontal tem 20 segundos de arco de extensão.
• 2.3. Similar à Fig. 2.1, mas para NGC 4314, 4394, 4579, 4608, 5383 e NGC 5701. A linha sólida horizontal em cada painel tem 20 segundos de arco de extensão.
• 2.4. NGC 5850. A linha sólida horizontal tem 20 segundos de arco de extensão.
• 2.5. Alguns exemplos típicos dos espectros que obtivemos. Para cada objeto, conforme indicado, o espectro inferior é o central, o intermediário foi extraído a 4.5'' do centro, e o superior a 19.3''. Os dois últimos foram artificialmente deslocados nesta figura apenas para tornar possível a sua visualização.
• 2.6. O impacto dos parâmetros $h_3$ e $h_4$ na forma da LOSVD, que é uma Gaussiana pura apenas para $h_3=h_4=0$.
• 2.7. Alguns exemplos de perfis de linha segundo a parametrização em 2 Gaussianas.
• 2.8. Resultados da determinação da LOSVD para o espectro extraído a 2.0'' do centro no eixo maior da barra em NGC 1302. Na Gaussiana generalizada, os valores para $h_3$ e $h_4$ determinados foram, respectivamente, $-0.025$ e $0.007$. Veja detalhes no texto.
• 2.9. Resultados da determinação da LOSVD para o espectro extraído a 19.3'' do centro no eixo maior da barra em NGC 1440. Na Gaussiana generalizada, os valores para $h_3$ e $h_4$ determinados foram, respectivamente, $0.019$ e $0.045$. Veja detalhes no texto.
• 2.10. Resultados da determinação da LOSVD para o espectro extraído a 4.5'' do centro no eixo maior da barra em NGC 4394. Na Gaussiana generalizada, os valores para $h_3$ e $h_4$ determinados foram, respectivamente, $-0.085$ e $-0.028$. Veja detalhes no texto.
• 2.11. Resultados da determinação da LOSVD para o espectro extraído no centro de NGC 4984. Na Gaussiana generalizada, os valores para $h_3$ e $h_4$ determinados foram, respectivamente, $-0.036$ e $-0.051$. Veja detalhes no texto.
• 2.12. Resultados da determinação da LOSVD para o espectro extraído a 11.9'' do centro no eixo menor da barra em NGC 5850. Na Gaussiana generalizada, os valores para $h_3$ e $h_4$ determinados foram, respectivamente, $-0.078$ e $-0.069$. Veja detalhes no texto.
• 2.13. A dispersão de velocidades na direção vertical ao longo dos eixos maior e menor, conforme indicado, das barras nas galáxias de nossa amostra Sul. Os painéis nas duas colunas à esquerda se referem à parametrização em Gaussiana pura, enquanto que aqueles nas duas colunas à direita se referem à Gaussiana generalizada (séries de Gauss-Hermite).
• 2.14. Similar à Fig. 2.13, porém para a nossa amostra Norte.
• 3.1. Geometria para a análise do encontro entre 2 estrelas de massa $m$.
• 3.2. A evolução de um disco puro em que as instabilidades locais dominam e causam a fragmentação do disco. O painel da esquerda mostra o sistema em $t=0$, o intermediário em $t=2.8\times 10^8$ anos, e o da direita em $t=5.6\times 10^8$ anos. A unidade de comprimento é 650 pc. Apenas 1/3 das 100 mil partículas utilizadas nesta simulação (a de no. 22) estão exibidas.
• 3.3. A evolução de um sistema com disco excessivamente fino dá origem a distorções não realísticas, mesmo com a presença do bojo. O painel da esquerda mostra o sistema em $t=0$, o intermediário em $t=6.8\times 10^8$ anos, e o da direita em $t=1.36\times 10^9$ anos. A unidade de comprimento é 650 pc. Apenas 1/3 das 125 mil partículas utilizadas nesta simulação (a de no. 11) estão exibidas.
• 3.4. A formação do padrão ``grand design'' na evolução de um disco puro (exponencial e isotérmico) visto de face. O primeiro quadro no alto à esquerda mostra o instante inicial do experimento, enquanto o último, embaixo e à direita, se refere a $t=1.9$ Gano. O intervalo de tempo entre cada quadro é de 8 $\times 10^7$ anos, e a dimensão física do quadro é de 16 Kpc. Apenas 10% das 100 mil partículas utilizadas nesta simulação (no. 14) estão exibidas.
• 3.5. O mesmo que na Fig. 3.4, porém para o disco visto de perfil.
• 3.6. A evolução de um sistema completo (bojo + disco + halo), que contém um disco que, isolado, é instável à formação de barra, não desenvolve uma, devido à influência estabilizadora de bojo e halo. O primeiro quadro no alto à esquerda mostra o instante inicial do experimento, enquanto o último, embaixo e à direita, se refere a $t=1.8$ Gano. A dimensão física do quadro é de 16 Kpc. Apenas 10% das 125 mil partículas utilizadas nesta simulação (a de no. 9) estão exibidas.
• 3.7. O mesmo que na Fig. 3.6, porém para o sistema visto de perfil.
• 3.8. A evolução de um sistema completo em que o disco é forçado a ter um parâmetro de Toomre$Q=0.5$ (experimento no. 18), de forma a incentivar a formação da barra, mesmo diante do aumento da estabilidade provocado pelas presenças de bojo e halo. Uma barra transiente se desenvolve rapidamente, porém mais enfraquecida que no caso de disco puro. O primeiro quadro no alto à esquerda mostra o instante inicial do experimento, enquanto o último, embaixo e à direita, se refere a $t=1.9$ Gano. O intervalo de tempo entre cada quadro é de $8 \times 10^7$ anos. A dimensão física do quadro é de 10 Kpc, e somente mostramos 10% das partículas.
• 3.9. O mesmo que na Fig. 3.8, porém para o sistema visto de perfil. Note a morfologia ``boxy-peanut'' nos estágios iniciais da evolução da barra.
• 3.10. O comportamento dos perfis radiais da dispersões de velocidades e do parâmetro $Q$ de Toomre no disco isotérmico e com $z_0$ constante do experimento no. 9 (à esquerda), e no disco com $Q$ fixo em 0.5 do experimento no. 18 (à direita). Note que $\sigma _t\equiv \sigma _\varphi$ é a dispersão de velocidades na direção tangencial ao disco, e que as escalas do eixos verticais são distintas. Note ainda que à direita os perfis de $Q$ e de $\sigma _z/\sigma _r$ são sobrepostos.
• 3.11. A formação de uma barra em um sistema que representa uma galáxia lenticular (experimento no. 34) só foi possível através de um valor fixo para $Q$ em 0.25, e um valor alto para o parâmetro de suavização ($\epsilon =0.25$). O primeiro quadro no alto à esquerda mostra o instante inicial do experimento, enquanto o último, embaixo e à direita, se refere a $t=2.5$ Gano. O intervalo de tempo entre cada quadro é cerca de $10^8$ anos. A dimensão física do quadro é de 16 Kpc, e somente mostramos 10% das partículas.
• 3.12. O mesmo que na Fig. 3.11, porém para o sistema visto de perfil.
• 3.13. Contornos de isodensidade para o experimento no. 15, que desenvolve uma barra no disco com $Q=0.5$, visto de face (acima) e de perfil (abaixo), em $t=3.6 \times 10^8$ anos (à esquerda) e em $t=4 \times 10^8$ anos (à direita). Somente o disco é exibido. Note que a morfologia ``boxy'' se apresenta quando a barra é vista de perfil e de ponta, enquanto que a morfologia ``peanut'' fica evidente quando a barra é vista de perfil e de lado. A unidade de comprimento é 650 pc.
• 3.14. A evolução de uma esfera de Plummer com 10$^5$ partículas (à esquerda) após 1 Gano embebida em um halo escuro triaxial com razão axial $a/b=2$ (centro) e $a/b=3$ (à direita). Cada quadro tem a dimensão de 20 Kpc. Note que as barras formadas via este novo mecanismo são similares às observadas (ver, e.g., Capítulo 4).
• 4.1. Comparação entre os parâmetros estruturais verdadeiros de 41 galáxias sintéticas e aqueles determinados pelo BUDDA no caso de boa resolução espacial: (a) brilho superficial central do disco e brilho superficial efetivo do bojo em magnitudes arbitrárias; (b) raio característico do disco e raio efetivo do bojo em unidades arbitrárias (porém similares em segundos de arco para as galáxias observadas próximas); (c) ângulo de posição; e (d) elipticidade. Círculos se referem ao disco e quadrados ao bojo. Barras de erro típicas são mostradas em cada painel, exceto em (c), onde os erros são, em geral, difíceis de serem determinados. O coeficiente de correlação de Pearson R também está indicado. Em (d), os símbolos sólidos são aqueles em que a aplicação do BUDDA foi realizada como em galáxias reais, onde a elipticidade é tratada da forma mais adequada (ver detalhes no texto). Neste painel, R se refere apenas aos símbolos sólidos.
• 4.2. Como a Fig. 4.1, porém para (a) o índice de Sérsic, e (b) as razões B/D em luminosidade (círculos) e tamanho (quadrados).
• 4.3. Similar à Fig. 4.1, porém para os casos de baixa resolução espacial. As barras de erro são similares também.
• 4.4. Similar à Fig. 4.2, porém para os casos de baixa resolução espacial. As barras de erro são similares.
• 4.5. Imagem residual obtida dividindo-se a imagem de uma galáxia sintética pelo seu modelo completo determinado pelo nosso algoritmo, no caso de boa resolução espacial. Note que a diferença se restringe ao centro, onde os efeitos de ``seeing'' e de uma eventual componente central são mais importantes, que a galáxia ocupa toda a imagem, e que os níveis de brilho e contraste foram ajustados de forma a enfatizar as diferenças.
• 4.6. Semelhante à Fig. 4.5, mas no caso de baixa resolução espacial e de um ajuste propositadamente pobre, mostrando como erros nas elipticidades e/ou ângulos de posição podem ser evitados, ao se reconhecer o padrão bipolar que surge.
• 4.7. O raio efetivo do bojo em função do raio característico do disco das galáxias em nossa amostra para cada uma das bandas de observação separadamente, conforme indicado.
• 4.8. O brilho superficial efetivo do bojo em função do brilho superficial central do disco das galáxias em nossa amostra. Os resultados referentes às observações em cada banda são apresentados em conjunto de forma a melhorar a significância estatística. A correlação que aparece entre estes dois parâmetros não é estreita, porém a tendência é clara. Note que não há nenhuma tendência quando o diagrama é determinado para cada banda separadamente. Os resultados relativos ao infravermelho próximo também estão presentes neste diagrama.
• 4.9. O brilho superficial efetivo do bojo em função do seu raio efetivo em escala logarítmica para as galáxias em nossa amostra, para cada uma das bandas no óptico separadamente. A tendência também aparece no infravermelho próximo.
• 4.10. No painel inferior, exibimos o raio característico do disco (em escala logarítmica) em função do seu brilho superficial central. Nos painéis superiores, a relação entre o comprimento da barra e os parâmetros estruturais do disco. Os símbolos cheios se referem à banda $V$, e os vazios à banda $R$. Resultados similares foram obtidos também em $B$, $I$ e $K\!s$. As barras de erro não foram exibidas para cada ponto para melhorar a visualização dos resultados, mas uma barra de erro típica para $h$ está exibida no canto superior esquerdo do painel central.
• 4.11. Os perfis de cor $(B-V)$ (linha cheia), $(B-R)$ (linha pontilhada) e $(B-I)$ (linha tracejada) em magnitudes para IC 486, NGC 2110, NGC 2493, NGC 2911 e NGC 3227. A linha sólida vertical indica um valor típico para o raio de ``seeing'', e a pontilhada nossa estimativa para $L_B$ (ver Seção 4.4.4).
• 4.12. Similar à Fig. 4.11, porém para NGC 4151, NGC 4267, NGC 4303, NGC 4314 e NGC 4394. Note que a escala vertical para NGC 4303 é diferente das demais.
• 4.13. Similar à Fig. 4.11, porém para NGC 4477, NGC 4579, NGC 4593, NGC 4608 e NGC 4665. Note que para NGC 4593 os perfis são de $(V-R)$ (linha cheia) e $(V-I)$ (linha pontilhada).
• 4.14. Similar à Fig. 4.11, porém para NGC 5383, NGC 5701, NGC 5850 e NGC 5936.
• 4.15. A correlação entre os gradientes de cor $G(B-V)$ e $G(B-R)$ e $G(B-I)$. As linhas são os resultados das regressões lineares [ver Eq(s). (4.15) e (4.16)].
• 4.16. A correlação entre o índice de Sérsic $n$ para os bojos das galáxias em nossa amostra, obtidos em cada banda de observação, e os gradientes de cor globais das galáxias $G(B-I)$. O coeficiente de correlação em cada painel está exibido no alto à esquerda. As linhas sólidas são ajustes aos dados realizados via regressão linear pelo método dos mínimos quadrados.
• 4.17. Em galáxias com gradientes de cor menos acentuados os bojos apresentam valores reduzidos para o raio efetivo em todas as bandas de observação, inclusive em $K\!s$, ou seja, possuem uma maior concentração central de luminosidade (i.e., massa).
• 4.18. A razão B/D em luminosidade em função do gradiente de cor.
• 4.19. O gradiente de cor global na galáxia em função do brilho superficial central do disco nas bandas do óptico. Durante sua evolução, a barra atenua o gradiente de cor e captura estrelas do disco, que tem seu brilho superficial reduzido.
• 4.20. O gradiente de cor global na galáxia em função do raio característico do disco (em escala logarítmica) nas 4 bandas do óptico. As barras fortes se desenvolvem em discos com valores elevados para $h$ (ver Fig. 4.10) e atenuam os gradientes de cor via a indução de surtos de formação estelar central.
• 4.21. O gradiente de cor global na galáxia em função do raio (em escala logarítmica) da isofota de 25 $B$ mag arcsec$^{-2}$ segundo os nossos resultados fotométricos.
• 4.22. A cor das barras em função do brilho superficial central dos discos em cada uma das bandas do óptico separadamente, conforme indicado. Barras mais evoluídas, portanto mais vermelhas, consumiram mais os discos, que ficam mais tênues, portanto com valores mais elevados para $\mu _0$.
• 4.23. Mapas de cor $(B-R)$ para (da esquerda para a direita e de cima para baixo) IC 486, NGC 2110, 2493, 2911, 3227 e NGC 4151. Tons mais escuros indicam cores mais azuis.
• 4.24. Similar à Fig. 4.23, mas para NGC 4267, 4303, 4314, 4394, 4477 e NGC 4579.
• 4.25. Similar à Fig. 4.23, mas para NGC 4608, 4665, 5383, 5701, 5850 e NGC 5936.
• 4.26. Mapa de cor $(V-R)$ para NGC 4593.
• 4.27. Perfis de intensidade ao longo dos eixos maior (à esquerda) e menor (à direita) das barras em NGC 4394, NGC 5383 e NGC 5850 na banda $K\!s$.
• 4.28. Similar à Fig. 4.27, mas para NGC 4608 e NGC 5701, e para os modelos numéricos de Athanassoula (2003 - ATH) e Gadotti & de Souza (2003a, b - GDS). Note que o modelo ATH reproduz melhor estes perfis que o modelo GDS.
• 4.29. O perfil radial de elipticidade para NGC 4608 e NGC 5701, bem como para os modelos de Athanassoula (2003) e Gadotti & de Souza (2003a, b). Note que, neste caso, o modelo GDS é uma melhor representação do que ocorre nas galáxias.
• 4.30. O perfil radial das componentes de Fourier para NGC 4608 e NGC 5701, bem como para os modelos de Athanassoula (2003) e Gadotti & de Souza (2003a, b). $C_2$: linha sólida; $C_4$: linha pontilhada;$C_6$: linha tracejada; e $C_8$: linha traço-ponto.
• 4.31. Similar à Fig. 4.30, mas para NGC 4394, NGC 5383 e NGC 5850.