Conteúdo

5 Gradientes e mapas de cor

Figura 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).

Figura 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.

Figura 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).

Figura 4.14: Similar à Fig. 4.11, porém para NGC 5383, NGC 5701, NGC 5850 e NGC 5936.

As Fig(s). 4.11 a 4.14 mostram os perfis de cor para as 19 galáxias de nossa amostra de imageamento. Através destes perfis, obtivemos os gradientes de cor $(B-V)$, $(B-R)$ e $(B-I)$, para cada galáxia, exceto para NGC 4593, cujos gradientes determinados foram $(V-R)$ e $(V-I)$. Estes foram calculados via regressão linear pelo método dos mínimos quadrados, excluindo a região afetada pelo ``seeing''. Além disso, por inspeção visual, evitou-se que a presença de pontos muito discrepantes pudesse afetar o gradiente, o que raramente ocorreu. Assim, os gradientes representam uma tendência global da galáxia. Em conformidade com a prática na literatura (e.g., Gadotti & dos Anjos 2001a e referências aí contidas), a unidade radial nos gradientes é o logaritmo decimal do diâmetro da isofota correspondente em unidades de 0.1 minutos de arco. Assim, os gradientes são definidos como $G(X-Y)\equiv \Delta (X-Y) / \Delta \log A$, onde $(X-Y)$ representa o índice de cor, e $A$ é o diâmetro da isofota em unidades de 0.1'. A Tab. 4.7 exibe o valor dos gradientes para cada galáxia, bem como nossas estimativas da cor $(B-I)_B$ das barras. Estas foram obtidas no raio que indica o fim da barra, i.e., $L_B$. Tomamos o cuidado de evitar que a presença de sítios de formação estelar intensa perturbasse estas estimativas.
 
 

Tabela 4.7: Gradientes de cor e a cor das barras nas galáxias de nossa amostra de imageamento.

Galáxia	$G(B-V)$	$G(B-R)$	$G(B-I)$	$(B-I)_B$
I486	-0.17$\pm$0.01	-0.17$\pm$0.01	-0.34$\pm$0.01	1.44
N2110	-0.08$\pm$0.01	-0.13$\pm$0.01	-0.11$\pm$0.01	1.46
N2493	-0.19$\pm$0.01	-0.18$\pm$0.01	-0.21$\pm$0.01	2.44
N2911	-0.09$\pm$0.01	-0.21$\pm$0.01	-0.36$\pm$0.01	...
N3227	0.11$\pm$0.01	-0.16$\pm$0.02	-0.09$\pm$0.02	1.71
N4151	0.25$\pm$0.01	0.31$\pm$0.02	0.63$\pm$0.03	1.62
N4267	0.04$\pm$0.00	0.08$\pm$0.00	0.10$\pm$0.01	2.48
N4303	-0.25$\pm$0.04	-0.26$\pm$0.03	-0.29$\pm$0.04	1.08
N4314	0.02$\pm$0.01	-0.08$\pm$0.02	-0.05$\pm$0.02	1.90
N4394	-0.09$\pm$0.01	-0.17$\pm$0.01	-0.17$\pm$0.02	1.30
N4477	-0.09$\pm$0.01	-0.14$\pm$0.02	-0.17$\pm$0.02	1.60
N4579	-0.11$\pm$0.01	-0.14$\pm$0.01	-0.13$\pm$0.01	1.89
N4608	-0.07$\pm$0.01	-0.02$\pm$0.01	-0.15$\pm$0.01	2.05
N4665	-0.10$\pm$0.01	-0.23$\pm$0.01	-0.03$\pm$0.02	2.18
N5383	-0.43$\pm$0.04	-0.50$\pm$0.05	-0.57$\pm$0.07	1.29
N5701	0.02$\pm$0.00	-0.07$\pm$0.01	-0.10$\pm$0.01	2.32
N5850	-0.12$\pm$0.01	-0.14$\pm$0.01	-0.09$\pm$0.01	2.90
N5936	-0.38$\pm$0.02	-0.48$\pm$0.03	-1.14$\pm$0.04	1.34
Galáxia		$G(V-R)$	$G(V-I)$	$(V-I)_B$
N4593		-0.13$\pm$0.01	-0.01$\pm$0.01	0.92

As correções pelo avermelhamento nas cores provocado pela Galáxia e pela inclinação das galáxias foram aplicadas, e tanto os perfis como os valores na Tab. 4.7 já se encontram corrigidos. A correção aplicada foi idêntica àquela aplicada para os brilhos superficiais (Seção 4.4.4), exceto que utilizamos a relação $E(X-Y) = A_X - A_Y$, onde $E$ é o excesso de cor e$X$ e $Y$ são as bandas de observação (ver BM98).

Note que o valor médio de $(B-I)_B$ é 1.82 com um desvio padrão igual a 0.49. Além disso, podemos reforçar nossa argumentação do final da seção anterior, considerando que podemos estimar a idade da população estelar nas barras através da cor. Pode-se verificar que as barras em NGC 4314, NGC 4608, NGC 5701 e NGC 5850 são mais vermelhas em média que as barras em NGC 4394, NGC 4579 e NGC 5383, com uma diferença igual a 0.80 mag. A cor média das barras evoluídas, segundo o estudo no Capítulo 2, é $(B-I)_B=2.29$, enquanto a das barras com idade inferior a cerca de 1 Gano é, em média, $(B-I)_B=1.49$. Portanto, em acordo com o nosso estudo espectroscópico, verificamos que a população estelar nas barras mais evoluídas é, de fato, mais velha do que aquela nas barras recém-formadas. É verdade que estamos desconsiderando os efeitos diferenciais da poeira e a degenerescência idade-metalicidade, mas isto é bastante justificável, considerando que as galáxias são vistas de face, as medidas das cores das barras são feitas em regiões distantes do centro, e os resultados de Gadotti & dos Anjos (2001a), que mostram que os gradientes de cor globais de galáxias não são afetados pela poeira (ver também de Jong 1996c) e são mais sensíveis à idade do que à metalicidade da população estelar. É claro que trata-se de um resultado baseado em uma amostra pequena, ainda que bastante sólido e consistente.

A Fig. 4.15 mostra a correlação entre os diferentes gradientes. Como já havia sido demonstrado em outros estudos (e.g., de Jong 1996c; Gadotti & dos Anjos 2001a, b), os gradientes de cor estão claramente correlacionados, indicando que o mesmo processo físico lhes dá origem, o que consideramos ser a idade da população estelar. Também nota-se que os gradientes $G(B-V)$ e $G(B-R)$ são equivalentes. Obtemos, através de uma regressão linear pelo método dos mínimos quadrados,
 
 

$$G(B-R) = -0.05(\pm0.02)+1.00(\pm0.12)\times G(B-V).$$ (111)

Por outro lado,
 
 

$$G(B-I) = -0.01(\pm0.05)+1.80(\pm0.27)\times G(B-V),$$ (112)

o que significa que $G(B-I)$ é mais sensível a formação estelar recente e, portanto, a variações na população estelar, do que $G(B-R)$ ou $G(B-V)$, o que justifica a sua utilização em nossa análise. Por outro lado, também é possível notar que o espalhamento na correlação entre $G(B-I)$ e $G(B-V)$ é maior do que na correlação entre $G(B-R)$ e $G(B-V)$. Isto certamente é devido aos problemas já mencionados que ocorrem na banda $I$. Assim, apesar de apoiarmos nossa análise na cor $(B-I)$, os resultados estabelecidos foram verificados também com relação à cor $(B-R)$.

Figura 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)].

Tabela 4.8: O comprimento e a cor das barras nas galáxias de nossa amostra de imageamento, agrupadas segundo o tipo morfológico e a proeminência da barra, de acordo com o RC3. Desvios padrão são exibidos entre parênteses.

Tipo (RC3)	$L_B$ (Kpc)	$(B-I)_B$
0-0/a	4.3 (2.4)	2.08 (0.40)
a-ab	4.0 (1.8)	1.67 (0.19)
b-bc	5.0 (3.4)	1.63 (0.68)
Barra (RC3)
SAB	3.2 (0.8)	1.55 (0.31)
SB	5.0 (2.9)	1.94 (0.54)

A Tab. 4.8 exibe os valores médios de $L_B$ e $(B-I)_B$ para as galáxias de nossa amostra, agrupadas por tipo morfológico e pela proeminência da barra. Notam-se algumas características interessantes. As barras, como esperado, tendem a ser menores (mais fracas) nas galáxias com a classificação SAB, em comparação com as classificadas como SB (ver também Fig. 1.18). Além disso, também em conformidade com o que se espera segundo nossa atual compreensão acerca das populações estelares em galáxias, as barras têm progressivamente cores mais azuis em galáxias de tipos morfológicos mais tardios. Neste contexto, é interessante notar que a barra mais vermelha de toda a nossa amostra de imageamento é a de NGC 5850, uma galáxia de tipo SBb(r), com $(B-I)_B=2.90$. Justamente, e em acordo com o quadro que estamos sugerindo, uma galáxia que, como mostramos no Capítulo 2, apresenta uma barra já evoluída e, portanto, com população estelar predominantemente velha. Finalmente, também se nota que as barras menos fortes têm cores mais azuis que as mais fortes. Uma maneira de interpretar este resultado é a de concluir que as barras do tipo SAB são barras recentes e em formação. Isto também indica que o processo de dissolução de barras deve ser bastante rápido. De outro modo, as barras em processo de destruição, com sua população estelar velha, e sua aparência menos proeminente, diluiriam a diferença de cores entre as barras fortes e fracas.

Figura 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.

A Fig. 4.16 mostra que encontramos uma correlação entre o índice de Sérsic $n$ e os gradientes de cor globais das galáxias $G(B-I)$, onde $n$ foi determinado para os bojos das galáxias em cada uma das bandas de observação. Esta correlação foi buscada por Gadotti (1999) e dos Anjos & Gadotti (2003), que, no entanto, não a encontram em uma amostra de 39 galáxias de tipo Sbc. A ausência da correlação nestes trabalhos se deve ao fato de que a base de dados nos quais estes foram baseados não possui qualidade o bastante para uma análise tão fina e sensível. De fato, as imagens que os autores utilizaram então foram extraídas do DSS (``Digitized Sky Survey''), um conjunto de placas fotográficas digitalizadas. Apesar do cuidadoso tratamento aplicado pelos autores, a falta de resolução espacial e, principalmente, a presença de saturação na região central das galáxias, nas imagens do DSS, mascarou a correlação apresentada aqui na Fig. 4.16.

Figura 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).

Esta correlação mostra que os bojos em que a distribuição de luz, e portanto de massa na forma de estrelas, é mais centralmente concentrada, estão presentes em galáxias cujos gradientes de cor são menos acentuados. Como mostrado por Gadotti (1999) e Gadotti & dos Anjos (2001a, b), as galáxias que apresentam este tipo de gradiente são aquelas em que os processos de evolução secular em barras têm efeito significativo, produzindo surtos de formação estelar central, atenuando os gradientes de cor, inicialmente negativos nos cenários em que o bojo se forma em uma época anterior ao disco. Esta correlação portanto reforça o cenário no qual bojos são construídos, pelo menos parcialmente, via os processos de evolução secular em barras. Isto porque espera-se que os bojos formados neste cenário tenham, de fato, como indicado por esta correlação, uma maior concentração central de massa, dado que a barra irá coletar material (gás e estrelas) para a região central da galáxia.

Figura 4.18: A razão B/D em luminosidade em função do gradiente de cor.

De forma consistente, também encontramos, para as galáxias em nossa amostra, que em galáxias com gradientes de cor menos acentuados os bojos tendem a ter valores reduzidos para o raio efetivo $r_e$ (Fig. 4.17). Ou seja, estes bojos apresentam uma maior concentração central de massa. Apesar de o espalhamento neste caso ser pronunciado, a tendência é clara. É interessante notar que não encontramos correlação entre o gradiente de cor e $\mu_e$.

Na Fig. 4.18 mostramos a razão B/D em luminosidade em função do gradiente de cor. Seguindo o quadro do cenário de evolução secular em barras para a construção de bojos, podemos esperar que nas galáxias que apresentam gradientes de cor menos acentuados, i.e., nas que sofreram estes processos, as razões B/D sejam maiores. A figura mostra que há uma certa tendência neste sentido, mas o resultado é claramente pouco significativo do ponto de vista estatístico. A tendência é mais clara nas bandas $V$ e $I$; e na razão B/D em tamanho não encontramos qualquer tendência.

Figura 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.

Figura 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.

Figura 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.

Se as barras são responsáveis pelo atenuamento dos discos, como nos sugere o painel superior da Fig. 4.10, e, além disso, tornam pequenos os gradientes de cor globais das galáxias, de acordo com nossa interpretação nas Fig(s). 4.16, 4.17 e 4.18, então podemos esperar que nas galáxias com gradientes de cor menos acentuados seus discos sejam mais tênues. De fato, encontramos uma tendência neste sentido na Fig. 4.19, dando ainda mais reforço ao quadro evolutivo em galáxias barradas que nossos resultados estão sugerindo. Na Fig. 4.20, mostramos que também há uma tendência, embora com um espalhamento bem mais significativo, de que as galáxias com gradientes de cor nulos ou positivos tenham discos com uma menor concentração central de matéria luminosa, i.e., um valor elevado para $h$. Podemos interpretar este resultado, de maneira consistente no contexto sugerido, com a ajuda do resultado expresso no painel central da Fig. 4.10. Este painel nos mostra, em acordo com a expectativa teórica, que barras fortes se desenvolvem apenas em discos menos centralmente concentrados. Ora, são estas barras que atenuam os gradientes de cor, e estes efeitos em conjunto produzem o resultado da Fig. 4.20. É interessante também que tenhamos encontrado (ver Fig. 4.21) uma tendência de que as galáxias com gradientes de cor atenuados tenham valores reduzidos para D$_{25}$. Esta correlação pode estar indicando que nas galáxias menores os efeitos perturbadores da barra são sentidos por uma fração mais importante de estrelas; de fato, devemos esperar que, em galáxias de grandes dimensões, uma fração considerável de estrelas tem órbitas muito distantes do centro e dos efeitos da barra. Assim, os efeitos da evolução secular em barras serão mais eficientes nas galáxias menores. Não foram encontradas correlações entre o índice de Sérsic $n$ e $h$, D$_{25}$ ou $\mu _0$.

Figura 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 $\mu _0$.

Note que há dois pontos que aparecem sistematicamente discrepantes nas Fig(s). 4.19, 4.20 e 4.21. Estes pontos se referem a NGC 4151 e NGC 5936, que têm os gradientes de cor mais extremos em nossa amostra (ver Tab. 4.7). NGC 4151 tem um núcleo Seyfert extremamente azul e ``ansae'' proeminentes nas extremidades da barra, enquanto NGC 5936 é uma galáxia que sofre de intensos surtos de formação estelar atualmente [ver Apêndice A e Fig(s). 4.12 e 4.14; ver também mapas de cor adiante]. Ora, isto pode estar perturbando nossa análise e certamente dá a estas galáxias um caráter peculiar. Assim, vemos também que, excluindo-as dos diagramas nestas figuras, as correlações que estamos exibindo são fortalecidas substancialmente, dando reforço à nossa argumentação.

Como estamos sugerindo que na medida em que as barras evoluem capturam estrelas do disco, podemos esperar uma correlação entre a cor das barras e o brilho superficial central dos discos. E é exatamente o que esperamos que está presente nos diagramas da Fig. 4.22.

Não encontramos correlações entre $L_B$ e $(B-I)_B$ ou $G(B-I)$ e tampouco entre os dois últimos.$(B-I)_B$ também não se correlaciona com $n$ ou com as razões B/D. Discutiremos a ausência destas correlações adiante.

Figura 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.

Figura 4.24: Similar à Fig. 4.23, mas para NGC 4267, 4303, 4314, 4394, 4477 e NGC 4579.

Figura 4.25: Similar à Fig. 4.23, mas para NGC 4608, 4665, 5383, 5701, 5850 e NGC 5936.

Figura 4.26: Mapa de cor $(V-R)$ para NGC 4593.

Também construímos mapas de cor $(B-R)$ para as galáxias em nossa amostra, exceto para NGC 4593, cujo mapa corresponde a $(V-R)$. Os mapas se encontram nas Fig(s). 4.23 a 4.26. Evitamos usar a banda $I$ para a construção dos mapas dado que as imagens nesta banda apresentam franjas de interferência (Seção 4.2). Apesar de estas franjas terem sido removidas durante o tratamento das imagens, e não interferirem nos perfis, efeitos residuais poderiam prejudicar a visualização dos mapas. Como mostramos que os gradientes são estreitamente correlacionados (Fig. 4.15), a análise dos mapas e dos perfis de cor pode ser realizada de maneira semelhante. Note que para a construção dos mapas, como, na maior parte dos casos, as imagens em $B$ têm um ``seeing'' mais pobre que as em $R$, estas últimas foram espacialmente convoluídas com uma Gaussiana circular, de forma a ficarem com uma resolução espacial similar. Isto foi realizado com a tarefa GAUSS do IRAF. Antes da divisão de uma imagem pela outra para a construção do mapa, as imagens foram alinhadas com a tarefa IMALIGN.

Nestes mapas, regiões mais escuras correspondem a regiões mais azuis. É fácil notar estruturas que aparecem também nos perfis de cor. Por exemplo, os braços com formação estelar em IC 486, NGC 3227, NGC 4303 e NGC 5383, e o núcleo azul da Seyfert NGC 4151. Também se nota a homogeneidade das populações estelares em galáxias como NGC 4267. Em NGC 5383 e NGC 4314, braços secundários de formação estelar são claramente visíveis nos mapas e perfis de cor. O mapa de NGC 4314, em particular, mostra que o anel circum-nuclear de formação estelar é uma estrutura distinta dos braços secundários. Faixas de poeira também são mais fáceis de serem notadas nos mapas de cor (ver o caso de NGC 4579, em que as faixas de poeira seguem os braços espirais), assim como anéis com população estelar mais jovem (ver NGC 5701).