2 O estudo comparativo

Para determinar os gradientes de cor das galáxias por nós observadas é necessário, inicialmente, calcular o perfil radial de brilho superficial de cada galáxia, em cada filtro utilizado. Para tanto, utilizamos a tarefa ELLIPSE do IRAF. Essa tarefa ajusta isofotas (níveis de mesma intensidade) à imagem da galáxia em estudo, gerando uma tabela com 26 informações, entre essas, a intensidade média, o ângulo de posição, a elipticidade, e o coeficiente de Fourier b4 (ver seção 3.3). Inicialmente, a ELLIPSE foi executada com os centros das isofotas livres, para uma melhor determinação do centro da galáxia. Este foi então fixo para a execução final da tarefa. Adicionando o valor de $C_{\mu}$ à intensidade média de cada isofota, obtivemos os perfis de brilho superficial desejados. No entanto, os perfis obtidos com o IRAF consistem do brilho superficial em função do raio em ``pixels''. Esses perfis foram então transformados para as unidades adotadas em LdV83,85 e também no Capítulo 2, i.e., o brilho superficial (em magnitudes por segundo de arco ao quadrado) em função do logaritmo do raio em unidades de 0.1 minutos de arco. Posteriormente, subtraímos os perfis em cada banda, para obtermos perfis dos índices de cor. Obtivemos, portanto, uma tabela semelhante àquela que elaboramos com os dados do LdV83,85, para cada galáxia. Por fim, utilizamos o programa PROGRESS da mesma forma que no Capítulo 2, determinando os gradientes de cor para cada galáxia. Estes são apresentados na Tabela 3.3.

Table: Gradientes de cor.

Galáxia	$G(B-V)$ (LdV)	$G(B-V)$	$G(B-R)$	$G(V-I)$
N151	-0.36	-0.28	-	-
N289	-0.19	-0.20	-	-
N488	-0.13	-0.03	-	-
N613	0.01	-0.03	-	-
N782	-0.31	-0.36	-0.47	-0.10
N1637	-0.22	-0.11	-	-
N6769	-0.20	0.16	-0.17	-0.18
N6890	-0.21	-0.19	-0.17	-0.06
N6923	-0.38	-0.37	-0.42	-0.28
N7314	-0.21	-0.13	-	-
N7479	-0.25	-0.10	-	-
N7496	0.23	0.31	-	-
N7531	-0.23	-0.21	-	-
N7755	-0.13	-0.18	-	-

Notas: a primeira coluna identifica a galáxia; na segunda, apresentamos o gradiente de cor (B-V) obtido no Capítulo 2, e, na terceira, aquele determinado com as imagens adquiridas no LNA. As demais colunas exibem os gradientes em outros índices de cor, também determinados com as imagens adquiridas no LNA. O erro típico é de 0.02-0.03 magnitudes.

Figure: (a): comparação entre os gradientes obtidos dos dados do LdV83,85 e aqueles determinados através do imageamento em CCD. (b), (c) e (d): comparação entre os índices de Sérsic e as razões bojo/disco determinados nas imagens DSS e no imageamento CCD. A linha cheia representa perfeita equivalência.

Com os dados apresentados na Tabela 3.3, nota-se que, para 7 das 14 galáxias, os gradientes determinados através das imagens em CCD são os mesmos (dentro dos erros) aos determinados através dos dados de fotometria fotoelétrica de abertura do LdV83,85. Considerando as 3 categorias de gradientes que definimos na seção 2.4.2, os gradientes de 12 das 14 galáxias continuam na mesma categoria na fotometria em CCD. Duas galáxias, NGC 488 e NGC 6769, apresentam grandes discrepâncias. No entanto, na Tabela 3.1 se vê que ambas foram observadas em uma mesma noite, de qualidade não-fotométrica. A Figura 3.4(a) mostra os gradientes (B-V) obtidos através dos dados do LdV83,85 em função daqueles obtidos através do imageamento CCD. A linha cheia representa perfeita equivalência. Nota-se uma boa correlação, o que dá suporte aos resultados da análise dos gradientes, discutidos no Capítulo 2. Para 6 das 14 galáxias observadas por nós no LNA realizamos a decomposição bojo/disco, utilizando imagens do DSS (ver Capítulo 3). São elas: NGC 151, NGC 289, NGC 488, NGC 613, NGC 7479 e NGC 7755. Utilizamos os mesmos procedimentos aplicados às imagens do DSS na decomposição bojo/disco dessas 6 galáxias, ao utilizar as imagens em CCD. As Figuras 3.4 e 3.5 apresentam as comparações entre os resultados da decomposição bojo/disco em imagens DSS e em imagens CCD. Mais uma vez, a linha cheia representa perfeita equivalência.

Figure: Comparações entre os parâmetros característicos dos perfis de bojos e discos obtidos através da decomposição em imagens DSS e no imageamento CCD. A linha cheia representa perfeita equivalência.

A Figura 3.4(b) apresenta a comparação entre os índices de Sérsic. Verifica-se prontamente que os índices obtidos em imagens DSS são sempre menores que aqueles nas imagens CCD, além de apresentarem uma faixa de valores expressivamente mais estreita. Este comportamento reflete muito provavelmente o fato de que a saturação das placas do DSS afetam o perfil de luminosidade do bojo, tornando-o muito mais achatado do que de fato o é. Na Figura 3.4(c), comparamos as razões entre as luminosidades de bojo e disco, e na Figura 3.4 (d) as razões entre os diâmetros de bojo e disco. Não há barras de erro, pois esses valores são calculados através das imagens-modelo. Apesar de ser uma amostra estatisticamente pequena, nota-se, em ambas as comparações, que a distribuição dos pontos exibe uma clara tendência de que o comportamento das razões bojo/disco é aproximadamente o mesmo, tanto nas imagens DSS, quanto nas imagens CCD. Ou seja, valores elevados para as razões bojo/disco nas imagens DSS também resultam ser mais elevados nas imagens CCD, o mesmo ocorrendo com os valores baixos. No entanto, há um ponto que se faz excessão, correspondente à galáxia NGC 289. Verifica-se, além disso, que as razões entre as luminosidades de bojo e disco obtidas através das imagens do DSS tendem a ser maiores que aquelas obtidas através do imageamento em CCD. Nas Figuras 3.5(a) e (b), apresentamos as comparações entre os parâmetros ca-racterísticos dos perfis dos bojos, enquanto que as Figuras 3.5(c) e (d) se referem aos parâmetros característicos dos perfis dos discos. A Figura 3.5(a) mostra que o brilho superficial efetivo do bojo, na banda V, em magnitudes por segundo de arco ao quadrado, determinado nas imagens DSS, é sempre maior que aquele determinado nas imagens CCD. Os pontos estão substancialmente afastados da linha de equivalência. Entretanto, bojos com alta concentração central de luz (i.e., valores baixos para o brilho superficial efetivo) nas imagens DSS, também têm essa propriedade nas imagens CCD. O mesmo ocorre em bojos com pequena concentração central de luz, ou seja, valores elevados para o brilho superficial efetivo. A Figura 3.5(b) exibe a comparação dos raios efetivos (em segundos de arco) dos bojos. Nota-se, mais uma vez, que o comportamento deste parâmetro é o mesmo, tanto nas imagens DSS, quanto nas imagens em CCD. Também pode-se notar que o raio característico dos bojos tende a ser maior nas imagens do DSS. A comparação dos raios efetivos dos bojos mostra que este parâmetro é mais confiável de ser determinado nas imagens do DSS do que o brilho superficial efetivo do bojo, apesar de ser sistematicamente maior que o valor mais acurado determinado a partir da fotometria CCD. A Figura 3.5(c) mostra que o brilho superficial central dos discos (na banda V, em magnitudes por segundo de arco ao quadrado) determinado em imagens do DSS é também sempre maior que aquele determinado no imageamento CCD. Mais uma vez, os pontos estão substancialmente afastados da linha de equivalência. Com excessão de um único ponto, que corresponde, mais uma vez, à galáxia NGC 289, verifica-se que a amplitude da faixa de valores é bastante semelhante tanto nas imagens do DSS quanto naquelas em CCD, sendo pouco maior do que 1 magnitude por segundo de arco ao quadrado. A Figura 3.5(d) mostra que os raios característicos dos discos (em segundos de arco) nas imagens DSS tendem a ser expressivamente menores do que aqueles obtidos com as imagens CCD. Esta comparação mostra que a dimensão do disco em imagens DSS deve estar afetada pelo processo de subtração do fundo de céu.