1 A amostra

As propriedades mais relevantes para cada uma das galáxias observadas se encontram na Tab. 4.1. Todas as galáxias foram observadas em $B$, $V$, $R$ e $I$, exceto NGC 4593, para a qual não foi possível obter imagens em $B$. Além disso, para 6 galáxias obtivemos também imagens em $K\!s$. Pode-se verificar que os objetos nessa amostra de imageamento seguem critérios semelhantes aos que seguem nossa amostra de espectroscopia (Capítulo 2). Além de uma galáxia do tipo SA, temos 5 SAB's e 13 SB's, totalizando 19 objetos. Oito galáxias são de tipos S0 ou S0/a, 4 estão entre os tipos Sa e Sab, e o restante (7 objetos) são de tipos morfológicos mais tardios, indo até o tipo Sbc. Portanto, acreditamos que, com essa amostra, nós também temos uma oportunidade para avaliar, agora através de imagens, as diferenças entre as propriedades de barras com graus distintos de proeminência e nos diversos tipos morfológicos, em busca de pistas para uma maior compreensão dos processos de formação e evolução de barras e de galáxias.

Tabela 4.1: Algumas propriedades relevantes das galáxias em nossa amostra de imageamento.

Galáxia	Tipo	D$_{25}$	$\log$R$_{25}$	m$_B$	$cz$	AGN	Interação
(1)	(2)	(3)	(4)	(5)	(6)	(7)	(8)
I0486	SBa	0.93	0.11	14.60	7570	Sey1	T
N2110	SAB0	1.70	0.13	...	2284	Sey2	N
N2493	SB0	1.95	0.00	12.91	3934	...	N
N2911	SA0(s)	4.07	0.11	12.21	3167	Sey/LINER	S
N3227	SABa(s)	5.37	0.17	11.59	1145	Sey1.5	S
N4151	SABab(rs)	6.31	0.15	10.90	956	Sey1.5	T
N4267	SB0(s)	3.24	0.03	11.73	1000	...	N
N4303	SABbc(rs)	6.46	0.05	10.21	1607	Sey2	S
N4314$^b$	SBa(rs)	4.17	0.05	11.22	963	LINER	N
N4394$^{a,b}$	SBb(r)	3.63	0.05	11.53	772	LINER	S
N4477	SB0(s)	3.80	0.04	11.27	1348	Sey2	S
N4579$^b$	SABb(rs)	5.89	0.10	10.68	1627	LINER/Sey1.9	N
N4593	SBb(rs)	3.89	0.13	11.67	2662	Sey1	T
N4608$^{a,b}$	SB0(r)	3.24	0.08	11.96	1823	...	N
N4665	SB0/a(s)	3.80	0.08	11.50	785	...	N
N5383$^{a,b}$	SBb(rs)	3.16	0.07	12.18	2226	...	S
N5701$^{a,b}$	SB0/a(rs)	4.26	0.02	11.82	1556	LINER	N
N5850$^{a,b}$	SBb(r)	4.26	0.06	12.04	2483	...	N
N5936$^a$	SBb(rs)	1.44	0.05	13.01	4047	...	N

Notas: a coluna (1) indica o nome da galáxia e a coluna (2) o seu tipo morfológico. Na coluna (3) apresentamos o diâmetro da galáxia na isofota de 25 $B$ mag arcsec$^{-2}$ em minutos de arco. A coluna (4) exibe o logaritmo decimal da razão $a/b$ entre os eixos maior e menor da galáxia também na isofota de 25 $B$ mag arcsec$^{-2}$. A magnitude aparente em $B$ é mostrada na coluna (5) e a velocidade radial da galáxia na coluna (6) em Km/s. Todos estes parâmetros foram obtidos através do RC3. A coluna (7) indica, segundo o ``Nasa Extragalactic Database'' (NED - http://nedwww.ipac.caltech.edu/), o tipo de AGN na galáxia. Finalmente, a coluna (8) dá uma indicação da possibilidade de a galáxia estar em interação com alguma companheira, segundo o RC3 e o ``Lyon Extragalactic Data Archive'' (LEDA - http://leda.univ-lyon1.fr/). N indica que não há galáxia companheira em até 10' do centro da galáxia; T indica que há galáxias companheiras, porém sem descartar a hipótese de que seja apenas um efeito de projeção; finalmente, S indica que há de fato interação física com pelo menos uma galáxia companheira dentro de um raio de 10' do centro. $^a$ denota as galáxias para as quais também obtivemos imagens em $K\!s$, e $^b$ aquelas para as quais obtivemos espectros e, portanto, também fazem parte da nossa amostra de espectroscopia (ver Capítulo 2). Todas as galáxias observadas em $K\!s$ também o foram no óptico. Para NGC 4593 não foi possível obter imagens em $B$.

Em seguida, mais uma vez foi tomado o cuidado de selecionar apenas objetos vistos de face, seguindo o mesmo critério aplicado na seleção da amostra de espectroscopia. Com esse critério, estamos utilizando para o nosso estudo apenas aquelas galáxias em que um análise estrutural mais confiável pode ser realizada. Em galáxias vista de perfil, por exemplo, é muito difícil avaliar a presença de barras, e os efeitos de extinção pelo meio interestelar são mais nocivos na análise da distribuição de luminosidade. Também fica claro pela Tab. 4.1 que as galáxias em nossa amostra são gigantes, bastante próximas e brilhantes, o que também contribui para uma melhor análise, já que a razão sinal/ruído nas imagens é maximizada, bem como a sua resolução espacial.

A Tab. 4.1 ainda mostra que parte substancial de nossa amostra tem núcleo ativo e/ou uma galáxia companheira em interação. Embora nossa amostra não seja estatisticamente grande (apesar de ser grande considerando o nível de detalhes aqui explorado), isso nos permite avaliar mais uma vez a relação entre as propriedades observadas e a presença de AGN e/ou forças de maré.