3 Aquisição e tratamento das imagens no infravermelho próximo

O imageamento fotométrico em $K\!s$ de 6 galáxias em nossa amostra foi realizado no telescópio Bok, com espelho de 2.29 metros de diâmetro. Foi também neste telescópio que obtivemos os espectros para a nossa amostra Norte de espectroscopia (Seção 2.2). As observações ocorreram nos meses de Maio e Junho de 1999. A razão focal no foco Cassegrain utilizado é f/45. Foi realizado um imageamento direto com um detector infravermelho Rockwell de 256 por 256 ``pixels'', que apresenta um ruído de leitura igual a 30 e$^-$ e ganho igual a 15 e$^-$ ADU$^{-1}$. A escala de placa nestas observações foi de 0.59" por ``pixel'' e o campo de visão igual a aproximadamente 2.5'. O filtro utilizado tem transmissão aproximadamente plana desde 2.0 $\mu$m a 2.3 $\mu$m. A banda $K$ têm transmissão plana desde 2.0 $\mu$m até 2.4 $\mu$m. O corte na banda $K\!s$ tem o intuito de evitar linhas de emissão do céu que fazem com que o detector seja saturado muito rapidamente, i.e., em questão de poucos segundos.

A Tab. 4.4 exibe um resumo das observações no infravermelho próximo. Nesta tabela, mostramos as galáxias observadas em cada noite, o ``seeing'' (em segundos de arco), uma estimativa aproximada da qualidade fotométrica da noite e o tempo total de integração em cada galáxia.

Tabela 4.4: Resumo das observações no infravermelho próximo.

Noite	Galáxias	``Seeing'' ('')	Qualidade Fotométrica?	$t({\rm s})$
04/05/99	N4608;N5850	1.2	sim	570;900
05/05/99	N5701	1.3	sim	1350
29/05/99	N5936	1.2	não	180
31/05/99	N5383	1.1	sim	840
01/06/99	N4394	1.2	sim	230

As técnicas de aquisição e tratamento de imagens no infravermelho próximo diferem em alguns pontos fundamentais daquelas para o óptico (ver seção anterior). No que se refere à aquisição, as exposições são em geral bastante curtas nas bandas largas, já que o fundo de céu normalmente satura o detector rapidamente, tanto mais rápido quanto mais vermelho for o filtro utilizado. Além disso, as variações no brilho do fundo de céu ocorrem em escalas de tempo menores do que no caso óptico, em cerca de poucos minutos. E, ao contrário do que ocorre nas nossas observações no óptico, em nossas observações no infravermelho próximo as galáxias de nossa amostra ocupam praticamente toda a imagem, de forma que não é possível determinar o fundo de céu nestas imagens. De fato, algumas das galáxias observadas são maiores do que o campo de visão. Assim, nossa estratégia de observação em $K\!s$ foi tipicamente realizar 2 exposições de 30 segundos na galáxia, seguidas por 2 exposições de 30 segundos em um ponto relativamente livre de objetos, distante da galáxia por cerca de alguns minutos de arco, que servem para a determinação do fundo de céu. Estas 4 observações constituem o que podemos chamar de 1 ciclo. Como os detectores no infravermelho próximo são em geral cosmeticamente inferiores aos CCD's, possuindo um número relativamente elevado de ``pixels'' defeituosos, também é necessário realizar o pontilhamento das imagens. O pontilhamento consiste em fazer, a cada ciclo, o apontamento do telescópio ligeiramente distinto (por cerca de alguns segundos de arco), de modo que a mesma região da galáxia (ou do céu) é sempre coberta por regiões diferentes do detector. Isto permite obter uma imagem final que contenha informações sobre toda a galáxia, além de permitir uma fácil extração dos objetos nas imagens de céu. O tempo total de integração em cada galáxia está exibido na Tab. 4.4 e variou conforme as condições da noite. Para as galáxias com diâmetro angular aparente maior do que o nosso campo de visão, a perda se restringe às regiões mais externas do disco, o que não compromete substancialmente a nossa análise. Em particular, a barra nestas galáxias é sempre toda visível.

Com o intuito de realizar a fotometria absoluta de cada galáxia também em $K\!s$, observamos estrelas padrão para o infravermelho próximo publicadas em Elias et al. (1982) e Persson et al. (1998). O procedimento para a calibração fotométrica foi idêntico ao caso óptico (ver seção anterior). Apenas vale notar que também determinamos o coeficiente de extinção atmosférica em $K\!s$ na noite de melhor qualidade fotométrica (04/05/99), obtendo o valor de 0.17$\pm$0.02. Além disso, como a calibração fotométrica no infravermelho é mais sujeita a erros, devido a, e.g., variações rápidas na temperatura ambiente e na emissão do céu, em todas as noites em que houve observação de estrelas padrão, muitas delas foram observadas em mais de uma distância zenital, de forma a melhorar a precisão dos resultados. Na aquisição das imagens estelares não foi necessário fazer o pontilhamento, nem tampouco obter imagens de fundo de céu; apenas 1 exposição curta ($\sim 1 - 10$ s) já foi o suficiente para se obter uma razão sinal/ruído adequada. A Tab. 4.5 exibe as estrelas padrão observadas em cada noite, bem como o respectivo coeficiente de calibração.

Tabela 4.5: Resumo das calibrações fotométricas no infravermelho próximo.

Noite	Estrelas	$C_{C} (K\!s)$
04/05/99	GL299	19.74$\pm$0.03
	GL406
	BD32954
	HD105601
	HD161903
	HD162208
	P9148
	P9150
05/05/99	GL299	19.69$\pm$0.09
	GL406
	GL748
	HD84800
	HD129653
	HD129655
	HD161903
	HD162208
	P9142
	P9143
	P9150
	P9153
	P9155
	P9158
	P9160
	P9164
	P9166
	P9170
	P9178
31/05/99	GL748	19.85$\pm$0.03
	HD129655
	HD136754
	HD162208

Nota: Nas noites em que não houve observação de estrelas padrão, a constante de calibração utilizada foi aquela da noite mais próxima.

No que se refere ao tratamento das imagens, vejamos agora as diferenças fundamentais com relação às observações no óptico. O tratamento foi realizado com as tarefas no pacote GEMINI do IRAF. As imagens de ``flatfield'' são obtidas utilizando a tarefa QFLAT a partir de todas as imagens de céu de um respectivo objeto. Isso se justifica porque, como dito anteriormente, o fundo de céu é o fator limitante nos tempos de integração no caso da observação de galáxias, chegando relativamente próximo ao limite de saturação do detector. A imagem de fundo de céu é obtida através da tarefa QSKY que combina pela mediana as imagens de céu em cada ciclo, removendo ainda eventuais objetos. Com a tarefa QREDUCE faz-se a correção de ``flatfield'' e de fundo de céu para as imagens co-adicionadas de cada ciclo. Finalmente, a tarefa IMCOADD combina pela mediana todas as imagens de um respectivo objeto, já corrigidas com a tarefa QREDUCE, calculando o deslocamento necessário em cada imagem devido ao pontilhamento. Note que o sinal de ``bias'' e, eventualmente, o sinal de ``dark current'', é subtraído quando se subtrai a imagem de céu final, já que esta tem o mesmo tempo de integração das imagens na galáxia. ``Pixels'' defeituosos e raios cósmicos são automaticamente eliminados por essas tarefas, o que ocorre também nas combinações de imagens pela mediana.