2 As imagens do DSS

Como já foi dito, as imagens que utilizamos para a decomposição bojo/disco das galáxias em nossa sub-amostra são parte do ``Digitized Sky Survey''. O DSS é um conjunto de placas fotográficas digitalizadas, com imagens obtidas através de câmeras Schmidt, que cobrem todo o céu. O DSS é o resultado de um esforço do ``Space Telescope Science Institute'' (STScI) de elaborar um catálogo de estrelas-guia (o ``Guide Star Catalog'' - GSC) para as operações de apontamento do telescópio espacial Hubble (ver Lasker et al. 1990). As placas fotográficas que constituem o DSS foram obtidas em três levantamentos. Para o hemisfério Norte (+90 $^{\circ} \geq \delta \geq +6^{\circ}$), as imagens foram obtidas no observatório Palomar, na Califórnia, Estados Unidos, no telescópio Oschin, que é uma câmera Schmidt com espelho de 1.2 metros de diâmetro, no monte Palomar. A banda fotométrica utilizada é semelhante à banda V de Johnson-Morgan. Em verdade, foram utilizadas duas bandas bastante similares, cujos comprimentos de onda centrais e larguras (entre parênteses) são, respectivamente, 576 (114) e 565 (140), em nanometros. Exposições típicas foram da ordem de 20 minutos. Para o hemisfério Sul ( $-20^{\circ} \geq \delta \geq -90^{\circ}$), foi utilizada a câmera Schmidt de 1.2 metros de diâmetro do observatório de Siding Spring, Austrália. A banda fotométrica utilizada é similar à banda J (ou $B_{J}$) de Couch-Newell (ver Fukugita, Shimasaku & Ichikawa 1995), com comprimento de onda característico de 450 nanometros e largura à meia altura de 150 nanometros. Exposições típicas foram da ordem de 60 a 70 minutos. Para a região equatorial do hemisfério celeste, a mesma câmera Schmidt foi utilizada. Para viabilizar a distribuição do DSS, a equipe do STScI procedeu à compressão de suas imagens. O algoritmo de compressão utilizado é baseado na transformação H (ver White, Postman & Lattanzi 1992, e referências aí contidas). Neste trabalho, White, Postman e Lattanzi realizaram a fotometria superficial de galáxias na imagem original e em diversas outras imagens com distintos fatores de compressão. A conclusão é a de que, para fatores de compressão até da ordem de 50, os resíduos das magnitudes entre a imagem original e as imagens comprimidas são da mesma ordem de grandeza da incerteza intrínseca na fotometria da imagem original, i.e., cerca de 10%. A fotometria superficial de galáxias não é afetada pela compressão até fatores da ordem de 50. As imagens do DSS sofreram compressão com fatores da ordem de 10, o que permitiu que fossem armazenadas em um conjunto de 100 CD's (``Compact Discs''). Para obter as imagens DSS das galáxias em nossa sub-amostra, utilizamos o ``Skyview Virtual Observatory'', que é um serviço prestado pelo Laboratório de Astrofísica de Altas Energias (LHEA) da NASA (``National Aeronautics & Space Administration''). As imagens podem ser obtidas através do seguinte endereço na ``World Wide Web'' (WWW): http://skyview.gsfc.nasa.gov/. Também obtivemos uma imagem diretamente dos CD's do DSS, verificando que as imagens obtidas na WWW são idênticas às dos CD's. As placas fotográficas utilizadas na confecção do DSS são, ao contrário dos CCD's, detectores não-lineares. Quando um feixe de luz incide sobre uma região de uma placa fotográfica, originam-se sais de prata nesta região com uma determinada densidade $\rho$, denominada densidade fotográfica. Entretanto, $\rho$ não é sempre linearmente proporcional ao número de fótons que incidiram nesta região da placa fotográfica durante a exposição desta ao feixe de luz. Para interpretar corretamente as imagens do DSS, precisamos conhecer a intensidade da luz incidente $I$ em cada ``pixel'' da imagem. A curva característica que relaciona $I$ e $\rho$ nas imagens do DSS pode ser encontrada em Lasker et al. (1990), e é representada pela seguinte equação:

$${I(\rho)} = {\Phi_{1}\rho + \Phi_{2}\ln({e^{(B\rho)}}^{C_{1}} - 1) + \Phi_{3}{e^{(B\rho)}}^{C_{2}} + \Phi_{4}},$$ (26)

onde $B$, $C_{1}$ e $C_{2}$ valem, respectivamente, 0.1, 0.7 e 1.0. Os valores dos coeficientes $\Phi$ também são fornecidos por Lasker et al. e dependem de a imagem ter sido obtida em Palomar ou em Siding Spring. No entanto, os valores em cada ``pixel'' das imagens originais do DSS não são iguais à densidade fotográfica, mas sim diretamente proporcionais, sendo o fator de conversão igual a 6553.4, conforme pode ser visto nos manuais dos CD's do DSS. Assim, para interpretar corretamente as imagens do DSS, realizamos o seguinte procedimento. Inicialmente, dividimos o valor de cada ``pixel'' em todas as imagens pelo fator de conversão 6553.4, tornando o valor em cada ``pixel'' igual à densidade fotográfica. Em seguida, para linearizar as imagens, aplicamos a equação (3.1) em cada ``pixel'' de cada imagem. Assim, como produto final, obtivemos imagens linearizadas, com o valor em cada ``pixel'' igual à intensidade de luz incidente. É importante salientar que as intensidades obtidas através da equação (3.1) são normalizadas pela intensidade do fundo de céu local.