2 Seleção da amostra

Os dados que utilizamos para determinar os gradientes de cor foram extraídos do LdV83,85. Na primeira etapa de seleção da amostra, somente utilizamos o LdV83, que se encontra disponível eletronicamente no CDS (``Centre de Données Astronomiques de Strasbourg''). Este catálogo é uma compilação de 16.680 observações (fotometria fotoelétrica de abertura) de 3578 galáxias, coletadas em 150 fontes distintas, desde 1936 até 1982. São apresentados, para cada galáxia e para diafragmas de diferentes aberturas, os índices de cor (B-V) e (U-B), a magnitude V aparente, o diâmetro e o tipo morfológico da galáxia, bem como a fonte de observação.

Selecionamos todas as galáxias no LdV83 com índice do estágio de Hubble T = 3, 4 e 5, i.e., tipos morfológicos Sb, Sbc e Sc, ordinárias e barradas, com magnitudes menores do que 14 na banda B⁵, segundo o RC3. Esta seleção resultou em 531 objetos com 2458 medidas através de aberturas distintas. Posteriormente, incluímos os dados contidos no LdV85, seguindo os mesmos critérios. Também foram feitas as correções apontadas neste suplemento, que dizem respeito a erros cometidos durante a confecção do LdV83.

Em seguida, retiramos da amostra aquelas galáxias para as quais o índice (B-V) foi medido em menos do que 5 aberturas distintas. Assim, somente trabalhamos com aquelas galáxias para as quais um estudo cuidadoso e completo do comportamento dos índices de cor ao longo das componentes bojo e disco pôde ser realizado. Além disso, realizamos uma inspeção visual de toda a amostra, utilizando imagens do DSS, eliminando objetos peculiares, que apresentam perturbações, tais como faixas de poeira conspícuas e companheiras em forte interação, que poderiam prejudicar a análise. Após este último passo, a amostra final consiste em 257 galáxias com 2906 medidas dos índices de cor através de aberturas distintas.

A escolha deste intervalo de classe morfológica está vinculada ao fato de que estes sistemas são os mais luminosos na banda B ao longo da seqüência de Hubble (Roberts & Haynes 1994; van den Bergh 1997), o que pode indicar, portanto, que são os objetos que apresentam as maiores taxas de formação estelar na seqüência das espirais. Além disto, alguns estudos indicam que os objetos destas classes podem ser os que possuem maior instabilidade dinâmica, e portanto são mais vulneráveis à formação de barras. Mais ainda, outros estudos sugerem que os efeitos de evolução secular somente são importantes para galáxias de tipo tardio. Vale notar que várias galáxias foram distintamente classificadas no LdV83,85 e no RC3. Como a incerteza no índice do estágio de Hubble é da ordem de 2 (Lahav et al. 1995), podemos considerar as galáxias da presente amostra como pertencentes a uma única sub-classe morfológica (T = 4 $\pm$ 1).

Footnotes

... B⁵

Este critério nos ajuda a garantir que a classificação morfológica da galáxia é confiável, já que sistemas mais tênues são, em geral, mais difíceis de serem classificados. De qualquer forma, a inclusão de objetos com maiores magnitudes não aumentaria substancialmente nossa amostra.