1 Aquisição e tratamento das imagens

As observações fotométricas foram realizadas em Outubro de 1997, e em Julho e Agosto de 1998, no telescópio com espelho de 60 centímetros de diâmetro localizado no OPD-LNA. A óptica deste telescópio é do tipo Ritchey-Chrétien, e a razão focal no foco Cassegrain é f/13.5. Foi utilizada uma câmera direta do LNA, acoplada a um detector CCD SITe SI003AB, fino e retro-iluminado (o CCD número 101 do LNA). Este CCD possui 1024 por 1024 ``pixels'' com dimensão de 24 micrometros cada. Como a escala de placa é de 0.57 segundos de arco por ``pixel'', o campo total observado é de aproximadamente 10 por 10 minutos de arco. O ganho neste CCD é de 5 elétrons por ADU, com um ruído de leitura de 5.5 elétrons. A Tabela 3.1 exibe um resumo das observações. Nesta tabela, mostramos as galáxias observadas em cada noite, bem como os filtros utilizados, o ``seeing'' (em segundos de arco)⁸ e uma estimativa aproximada da qualidade fotométrica da noite.

Table: Resumo das observações.

Noite	Galáxias	Filtros	``Seeing'' ('')	Qualidade Fotométrica?
27/10/97	N1637;N7479	B;V;R	1.0	sim
26/07/98	N151	B;V	1.8	sim
27/07/98	N7496;N7531	B;V	1.8	não
17/08/98	N289	B;V	1.8	não
18/08/98	N782	B;V;R;I	1.5	sim
	N7314	B;V
19/08/98	N613	B;V	1.5	não
20/08/98	N488;N7755	B;V	1.5	não
	N6769;N6923	B;V;R;I
22/07/98	N6890	B;V;R;I	-	-

Nota: a galáxia NGC 6890 foi observada no telescópio com espelho de 1.6 metros do OPD-LNA, com o mesmo detector por nós utilizado.

A fotometria foi realizada em bandas largas, com os filtros B, V, R e I do sistema de Cousins. Foram realizadas 6 exposições na banda B, 5 na banda V e 3 nas bandas R e I, tipicamente. A realização de exposições múltiplas tem o objetivo de facilitar a remoção de raios cósmicos, bem como de evitar imagens com artifícios provocados pelo mal acompanhamento do telescópio. O tempo de integração em cada exposição é de 300 segundos. Com o intuito de realizar a fotometria absoluta de cada galáxia, utilizamos as estrelas-padrão publicadas em Graham (1982). Na Tabela 3.2, exibimos as estrelas-padrão observadas em cada noite, bem como os coeficientes de calibração em cada filtro, para cada noite, calculados através da tarefa IMEXAMINE do IRAF.

Table: Resumo das calibrações fotométricas.

Noite	Estrelas	$C_{C}$ (B)	$C_{C}$ (V)	$C_{C}$ (R)	$C_{C}$ (I)
27/10/97	18-N-E2	-	-	20.30 $\pm$ 0.03	-
	34-S-E3
26/07/98	39-S-E8	19.56 $\pm$ 0.06	19.79 $\pm$ 0.03	-	-
	47-V-E8
	48-W-E8
	18-P-E8
27/07/98	20-Q-E1	19.58 $\pm$ 0.03	19.86 $\pm$ 0.04	-	-
	44-S-E1
17/08/98	39-S-E8	19.63 $\pm$ 0.05	19.82 $\pm$ 0.09	-	-
	47-V-E8
	48-W-E8
	18-P-E8
18/08/98	39-S-E8	19.75 $\pm$ 0.10	19.96 $\pm$ 0.08	20.06 $\pm$ 0.03	19.59 $\pm$ 0.03
	47-V-E8
	48-W-E8
	18-P-E8
19/08/98	20-Q-E1	19.41 $\pm$ 0.13	19.67 $\pm$ 0.14	-	-
	35-R-E1
	44-S-E1
20/08/98	39-S-E8	19.76 $\pm$ 0.03	19.89 $\pm$ 0.05	20.02 $\pm$ 0.03	19.55 $\pm$ 0.03
	47-V-E8
	48-W-E8
	18-P-E8
22/07/98	98-E6	22.60 $\pm$ 0.25	22.61 $\pm$ 0.27	22.41 $\pm$ 0.37	22.30 $\pm$ 0.42
	27-R-E9

Notas: infelizmente, na noite de 27/10/97 não foi possível realizar a observação de estrelas-padrão. Dessa forma, foi utilizada a constante de calibração da noite anterior. O erro apresentado para cada constante de calibração da noite corresponde ao desvio padrão nas constantes determinadas para cada estrela.

Os coeficientes de calibração para cada estrela-padrão, $C_{C}$, foram calculados através da seguinte relação:

$${C_{C}} = {mag(Graham) - mag(instrum.) + k x},$$ (36)

onde $mag(Graham)$ é a magnitude da estrela fornecida por Graham (1982), $k$ é o coeficiente de extinção atmosférica e $x$ é a massa de ar (ver seção 2.1). $mag(instrum.)$ é definido por:

$${mag(instrum.)} = {-2.5 \log_{10} {{f} \over {t}}},$$ (37)

com $f$ sendo igual ao fluxo de energia irradiada (em ADU's) pela estrela em uma abertura igual à largura a meia altura de seu perfil Gaussiano, e $t$ sendo o tempo de exposição (ver seção 2.1). Os coeficientes $k$ para os filtros B, V, R e I, são, respectivamente, 0.28, 0.16, 0.12 e 0.08, correspondendo aos valores de inverno determinados pela equipe técnica do LNA. Para cada noite, foi determinado um coeficiente de calibração médio, através daqueles calculados para cada estrela-padrão individualmente. O erro no coeficiente de calibração foi tomado como sendo o desvio padrão nos coeficientes determinados para cada estrela. Para determinar o coeficiente de calibração para cada galáxia, já transformando os valores em magnitudes para brilho superficial, utilizamos a seguinte relação:

$${C_{\mu}} = {2.5 \log_{10} (t) - k x + C_{C} + 5 \log_{10} (l) - R \times E(B-V)},$$ (38)

onde $l$ é a dimensão do ``pixel'' em segundos de arco, e $R \times E(B-V)$ é a absorção em magnitudes provocada pela extinção Galáctica (ver seção 2.3.1). $E(B-V)$ foi extraído dos mapas de Schlegel, Finkbeiner & Davis (1998), e o valor de $R$ nos filtros B, V, R e I, é, respectivamente, 4.1, 3.1, 2.3 e 1.5 (ver Binney & Merrifield 1998). Os CCD's são detectores que se caracterizam pela alta eficiência quântica, baixo ruído e alta sensibilidade. No entanto, certos procedimentos devem ser realizados no tratamento das imagens obtidas em CCD's. Esses procedimentos podem ser resumidos como se segue.

1 Eliminação do ``bias''.

O ``bias'' é um mecanismo artificial, de origem eletrônica, que aumenta a eficiência da transferência de carga nos CCD's. Como o seu valor varia ligeiramente de ``pixel'' para ``pixel'', se obtém uma imagem de ``bias'' em uma exposição com tempo de integração igual a 1 segundo, e com o obturador fechado. Para melhorar a determinação da imagem de ``bias'', obtivemos 25 imagens em cada noite. Essas imagens foram combinadas, utilizando o valor médio em cada ``pixel'', através da tarefa ZEROCOMBINE do IRAF. A imagem final de ``bias'' deve ser subtraída de cada imagem a ser analisada.

2 Subtração do ``dark current''.

Este é um sinal causado por elétrons térmicos e, portanto, proporcional ao tempo de integração. No nosso caso, este sinal pode ser desprezado.

3 Normalização pelo ``flatfield''.

Trata-se de um mapeamento corretivo da variação da sensibilidade ao longo do CCD em exposições com fontes de luz uniformes. Normalmente, utiliza-se, como fonte de luz uniforme, regiões claras do céu ao nascer ou pôr do Sol, ou ainda, exposições tomadas na cúpula, iluminada com luz difusa. Obtivemos 25 imagens de ``flatfield'' por noite para cada filtro e, utilizando a tarefa FLATCOMBINE do IRAF, essas imagens foram combinadas, utilizando o valor médio em cada ``pixel'', normalizado pelo valor modal de cada imagem, para obter imagens finais de ``flatfield''. É necessário obter imagens de ``flatfield'' para cada filtro, pois a variação na sensibilidade do CCD é dependente da distribuição espectral da luz incidente. As imagens a serem analisadas devem ser divididas pela imagem de ``flatfield'' correspondente.

4 Cosmética.

CCD's podem possuir alguns ``pixels'' ``quentes'', i.e., que saturam rapidamente. Estes podem ser eliminados por processos de interpolação linear, ou por mascaramento. As imagens analisadas foram corrigidas do ``bias'' e do ``flatfield'', bem como cortadas das regiões não úteis do CCD, e corrigidas pelo ``overscan''<sup>9</sup>, através da tarefa CCDPROC do IRAF. Para eliminar raios cósmicos e aumentar a razão sinal/ruído das imagens a serem analisadas, utilizamos a tarefa IMCOMBINE do IRAF, combinando as exposições obtidas para cada galáxia, em cada filtro separadamente, utilizando o valor mediano em cada ``pixel''. Para determinar pequenos deslocamentos entre exposições sucessivas, cada i-magem individual foi inspecionada, para determinar a posição de 3 estrelas de referência. Esses pequenos deslocamentos foram calculados pela tarefa IMCENTROID do IRAF, e utilizados pela tarefa IMCOMBINE na confecção da imagem combinada. O passo seguinte consiste na subtração do fundo de céu. Para determinar a imagem do fundo de céu, inicialmente editamos a imagem combinada de cada galáxia, em cada filtro, retirando a galáxia e estrelas presentes, através da tarefa IMEDIT do IRAF. Em seguida, através da tarefa IMSTATISTICS, determinamos o valor médio da imagem editada, bem como o seu desvio padrão. Todos os valores que estavam fora dos limites valor médio $\pm$ 3 $\times$ o desvio padrão, foram substituídos pelo valor médio, através da tarefa IMREPLACE. Utilizando a tarefa IMSURFIT, ajustamos um polinômio de Legendre de grau 2 (que corresponde a um ajuste linear) à imagem assim obtida, o que nos fornece uma imagem sintética do fundo de céu. Da imagem combinada de cada galáxia subtraímos a imagem sintética do fundo de céu. A imagem com o céu subtraído foi então editada, eliminando-se os objetos que não pertencem à nossa análise, tais como estrelas e regiões HII presentes na galáxia. Obtivemos, assim, a imagem final de cada galáxia, em cada filtro, pronta para ser estudada.

Footnotes

... arco)⁸

O ``seeing'' é uma deformação na imagem, provocada pela turbulência atmosférica. Seu valor pode ser estimado como sendo a largura a meia altura no perfil Gaussiano de uma estrela.

... ``overscan''⁹

O ``overscan'' é uma correção adicional ao ``bias''. Trata-se de uma região do CCD que não é exposta à luz incidente, mesmo durante uma exposição normal. Desse modo, é análogo ao ``bias'', mas com um tempo de exposição longo, e determinado no momento da aquisição da imagem a ser analisada.