Com o intuito de testar o BUDDA em galáxias reais, foram obervadas 51 galáxias no
Observatório do Pico dos Dias (PDO/LNA - CNPq, Brasil). O único critério obedecido por estas
galáxias é serem mais brilhantes do que 14 na banda B, e foi dada ênfase em galáxias elípticas
e lenticulares. As observações foram realizadas com o telescópio com espelho primário de 60 cm,
razão focal f/13.5, utilizando como detector um CCD fino, retro-iluminado (SITe SI003AB), com
1024 X 1024 ``pixels''. A escala de placa é de 0.57'' por ``pixel'', resultando num campo de aproximadamente
10' de lado. O ganho e o ruído de leitura são, respectivamente, 5 e
ADU
e 5.5 e. Todas
as galáxias foram observadas na banda 
de Cousins. Os dados foram calibrados com um conjunto de
estrelas padrão de Graham (1982), utilizando a Eq. (4.3), e ainda corrigidos da absorção pelo meio
interestelar da Galáxia. Esta última correção foi feita utilizando os mapas de Schlegel, Finkbeiner &
Davis (1998). Não foi feita correção pelos efeitos da inclinação das galáxias na absorção de luz pelo meio
interestelar delas mesmas. As observações foram realizadas em 6 noites em Outubro de 1997. Valores típicos de
``seeing'' e erro fotométrico são, respectivamente, 0.8 a 1.2'' e 0.02 a 0.05 mag. A estratégia de aquisição e o
tratamento das imagens foram similares ao que está descrito na Seção 4.2.
Além de testar o BUDDA em galáxias que cobrem toda a seqüência de Hubble, incluindo galáxias com barras, braços, faixas de poeira e outras peculiaridades morfológicas, este estudo nos permitiu fazer uma análise estrutural detalhada nestes objetos. Como a maior parte da amostra é composta por E's e S0's, os resultados também são adequados para estudos do Plano Fundamental de galáxias de tipos morfológicos recentes. Isto será abordado em um trabalho posterior. Os resultados da análise estrutural estão expostos no Apêndice A, juntamente com os resultados relativos à nossa amostra de imageamento.
Os resultados deste estudo mostram que o nosso código é especialmente útil na identificação de sub-estruturas em galáxias. Foram encontrados casos de má classificação morfológica, ou seja, galáxias classificadas no RC3 como E's, mas que apresentam discos extensos, i.e., são de fato lenticulares (marcadas com o comentário ``S0!'' na Tab. A.6), além do caso inverso, galáxias classificadas como S0's, nas quais o código não identifica discos extensos (marcadas na Tab. A.6 com o comentário ``E!''), o que significa que são de fato galáxias elípticas. Vale notar que 35% das E's e S0's desta amostra de 51 galáxias foram classificadas por inspeção visual erroneamente, e que parece igualmente fácil confundir uma elíptica com uma lenticular e vice-versa.
Além disso, uma porção substancial (cerca de 1/3) das galáxias elípticas desta amostra apresentam discos internos, tanto aquelas classificadas corretamente no RC3 como aquelas classificadas como S0's mas que descobrimos não possuírem discos extensos. Estes discos na maior parte das vezes não são ajustados pelo nosso código, o que significa que podem ser muito tênues, ou que têm propriedades distintas daquelas que estamos assumindo, típicas dos discos extensos (Freeman 1970; van der Kruit & Searle 1981). Nestes casos, a presença do disco é evidente nas imagens residuais. Outra assinatura do disco interno são as isofotas ``disky'', e um comportamento anômalo nos perfis radiais de elipticidade e ângulo de posição da região interna para a região externa da galáxia. Em alguns casos, porém, o BUDDA é capaz de determinar os parâmetros destes discos. Todos os casos de discos internos estão explicitados na Tab. A.6 com o comentário ``disco''. É interessante notar que Burstein (2001) sugere que todas as galáxias elípticas têm disco, mas que em 20% delas os discos não estão atualmente formando estrelas e, em uma fração menor, os discos são muito tênues. Uma das sugestões para explicar a presença destes discos em E's é a de que são o resultado de colisões recentes. É interessante que, mesmo nas elípticas sem disco interno, na maior parte das vezes é possível identificar peculiaridades morfológicas internas. Pretendemos realizar um estudo mais detalhado acerca destes discos internos em elípticas em um trabalho posterior.
Em muitos casos, o nosso código foi capaz de revelar sub-estruturas em galáxias que não são facilmente percebidas nas imagens originais. As imagens residuais (ver Apêndice A) revelam barras secundárias, braços espirais internos, anéis internos e nucleares, faixas de poeira, e nódulos de formação estelar intensa. Barras secundárias, assim como as primárias, também deixam assinaturas nos perfis radiais. No perfil de luminosidade, a presença da barra produz um excesso de luz com relação ao perfil como um todo, na forma de saliências suaves. Na região da barra, a elipticidade cresce monotonicamente, enquanto o ângulo de posição permanece constante. Com estas imagens residuais é possível fazer um estudo direto destas estruturas, que têm certamente papel fundamental na evolução de galáxias e na questão dos AGN's, e ainda guardam informações importantes sobre a evolução dinâmica destes sistemas estelares (ver Seção 1.2). Mais detalhes sobre o estudo apresentado nesta subseção podem ser encontrados em de Souza, Gadotti & dos Anjos (2003).