Three-color photoelectric photometry has been carried out for the nuclear regions in NGC 1672 (with peculiar nucleus) and the Seyfert Galaxy NGC 3783, which confirm their peculiarity in the nuclear regions.Asociación Argentina de Astronomí

Clariá, J.J.

Pastoriza, M.G.

Spanish

SEDICI - Repositorio de la UNLP

Curvas medias de luz. Determinación del periodo primario
Estas observaciones permitieron, entre otras cosas, rede­
terminar el período primario obtenido por Walraven, inter­
comparando los instantes en que se producen las magnitu­
des medias (magnitud que en las ramas ascendentes y des­
cendentes corresponde a una diferencia en tiempo de un 
semiperíodo) dados por Walraven y obtenidos a partir de 
las presentes observaciones.
Las curvas de luz observadas de SX Phoenicis pueden 
ser descriptas con bastante precisión como una imagen dis­
torsionada de una función:
¡i t= a sen27rcpo 4- b sen27rqpi
donde (p0 y cpi son las fases de las pulsaciones de períodos 
P0 y Pi respectivamente. De esta manera, la variación de 
luz de SX Phoenicis depende esencialmente de dos perío­
dos: el período primario que según Walraven es:
P0 = 0d05496420 ± 0d00000005 
y un período secundario algo menor.
Los días julianos heliocéntricos de los instantes en que 
la rama ascendente alcanza la magnitud media están dados 
por Walraven
(I)H.J.D = 2.434.200d0389 + 0d0549642 (E + Acp) 
donde E es un número entero que representa los ciclos trans­
curridos desde el primer instante de media magnitud de 
Walraven. Aqp es un corrimiento periódico de ase provocado 
por el período secundario.
En base a estos elementos y para redeterminar el pe­
ríodo primario, se graficaron las curvas medias de luz en 
los tres colores. La confección de las mismas implica re­
presentar todas las observaciones en un solo gráfico, en 
fases de 0 a 1, pero debido a que en promedio el mínimo 
de las curvas de luz corresponde aproximadamente a 
<p = 0.150, se construyeron los gráficos con la fase entre
0.150  y 1.150. Para lograr esto basta sumar una unidad 
a todas las fases menores que 0.150 (Tabla II). La figu­
ra 1 representa la curva de luz media en el visual.
De cada curva se obtuvo la fase correspondiente a la 
magnitud media, y de esta manera, la fase media corres­
pondiente al instante de media magnitud resultó ser:
5 = 0.465 ± 0.007
El día juliano heliocéntrico correspondiente a esta 
fase resultó ser:
T2 = 2.440.476*6238
Aplicando (I) con Atp = 0 se calculó el valor de E 
que reemplazado en (I) aproximara tanto cuanto fuera 
posible el valor T2. Este valor resultó ser E = 114.194.
La redeterminación del período primario se hizo me­
diante la fórmula:
donde T2 es el instante de media magnitud hallado a par­
tir de las presentes observaciones, Ti es el instante de mpdía 
magnitud calculado por Walraven y E representa los
114.194 ciclos transcurridos. Siendo Ti = 2.434.200,0389, 
P0 resultó ser:
P0 = 0 ¡*054964227 ± 0d 000000004 
El período así obtenido, mejora en una cifra decimal 
el período primario de Walraven, confirmando el valor obte­
nido por éste. Esto parece demostrar que el período prima­
rio de SX Phoenicis se ha mantenido constante durante 17 
años. Por otra parte, el rango de variación de la variable 
obtenido a partir de las presentes observaciones está entre
6m85 y 7.45.
Finalmente se consignan las curvas medias de color 
correspondientes a un período (Fig. 2). En estos gráficos 
se advierte una variación periódica de 0.15 magnitudes 
en torno a un valor medio, lo cual está de acuerdo con las 
observaciones de S. Tapia W.
Agradezco al Dr. Víctor Blanco haberme permitido realizar 
las observaciones con uno de los telescopios de 16 pulgadas del 
Observatorio Interamericano de Cerro Tololo. Asimismo agradezco 
las sugerencias del Dr. R. F. Sisteró que ayudaron a realizar este 
estudio.
(*) Gutiérrez, A.; Moreno, H.; Stock, J.; Torres, C.; Wroblewski, 
H., Publ. Dep. Astron. Univ. de Chile, 1966.
(I2) Walraven, Th., Bull. Astron. Inst. Neth., 11, 17, 1949.
(3) Kuiper, G., Ap. J., 91, 269, 1940.
(4) Joy, A. H., Ap. J. 105, 96, 1947.
(5) Walraven, Th., Bull. Astron. Inst. Neth. 12, 446, 1953.
(6) Tapia, S., Bol. Asoc. Arg. Astron. 12, 1968.
Fotometría fotoeléctrica UBV de galaxias 
con núcleos peculiares
M. G. Pastoriza y J. J. Clariá
Observatorio Astronómico, Córdoba e IMAF 
Observatorio Astronómico, Córdoba
Abstract: Three-color photoelectric photometry has been carried out 
for the nuclear regions in NGC 1672 (with peculiar nucleus) and 
the Seyfert Galaxy NGC 3783, which confirm their peculiarity in 
the nuclear regions.
Introducción
Las galaxias espirales barreadas NGC 1672 (SBb) y 
NGC 3783 (SBa) presentan interesantes características en 
su región nuclear. El núcleo de la primera, NGC 1672, ha 
sido clasificado como peculiar de tipo AN l1) lo que signi­
fica un núcleo amorfo rodeado por una estructura asimé­
trica y difusa. Su espectro muestra brillantes líneas de emi­
sión en Ha, [NII] , [SU] , [Olí] (2). La galaxia NGC 3783 
presenta un núcleo semiestelar brillante con intensas líneas 
de emisión características de galaxias Seyfert. Ambas gala­
xias fueron observadas por uno de nosotros (J.J.C.) con 
el telescopio de 36 pulgadas del Observatorio Interameri- 
cano de Cerro Tololo (Chile) en marzo de 1970. Once
22 Bol. N* 16 - Asoc. Aro. de Astr.
estrellas standard incluidas en el sistema de A. Gutiérrez, 
H. Moreno y otros (®> fueron observadas en el mismo pro­
grama. Los coeficientes de extinción cuidadosamente deter­
minados con tres temas de estrellas se consignan en tabla I.
TABLA I
®TJ-B ^U-B aB-V ^B-V ay
0.320 —0.030 +0.080 —0.029 +0.120
Las galaxias fueron observadas con dos diafragmas de 
17” y 25” de diámetro. Los valores instrumentales corres­
pondientes a la magnitud visual y a los índices de color 
(U-B) y (B-V), corregidos por extinción atmosférica, fue­
ron transformados al sistema standard de A. Gutiérrez y 
otros Este sistema es compatible con el de Johnson y 
y Morgan excepto en el índice de color (U-B). Por tal mo­
tivo se aplicó a dicho índice la corrección para transfor­
marlo al sistema internacional (3).
La magnitud standard B obtenida con el diafragma 
de 17” fue corregida por absorción galáctica (4) y absorción 
interna W para derivar el valor de la magnitud aparente 
nuclear mN(B) la cual figura en tabla II.
Los índices de color (U-B) y (B-V) fueron corregi­
dos por absorción interna, absorción galáctica y desplaza­
miento al rojo W. Los valores de V, (U-B) y (B-V) obser­
vados y corregidos están consignados en tabla II.
T AiBLA I I
NGC Diaf. V B-V (B-V)° U-B (U-B)0 mN(.B)
1672 17” 12. 22 +0.65 + 0.54 + 0.44 + 0.32 + 12,.05
25” 11. 78 +0.72 + 0.61 + 0.03 —0.09
3783 17” 13. 88 +0.96 + 0.78 + 0.16 —0.03 + 13,.72
25” 13. 21 +0.96 + 0.78 + 0.17 —0.02
Los índices de color corregidos fueron representados 
en una diagrama (U-B)o (B-V)0 dado por de Vaucou- 
leurs (7) para galaxias normales, galaxias Seyfert (S) y 
Seyfert (N) (fig. 1). Como era de esperar los colores nu­
cleares de ambas galaxias, medidos con el diafragma de 17”, 
se apartan considerablemente de las curvas medias corres­
pondientes a los gráficos mencionados, no así los valores 
correspondientes a NGC 1672 obtenidos con la apertura 
de 25”. Es notable la variación del índice (U-B) para esta 
galaxia con diferentes aperturas (17” y 25”).
En dos programas de observación de galaxias brillantes 
australes, llevados a cabo con el radiotelescopio Parkes en 
1410Mc/seg por Matthewson y Rome en 1962 (®) y por 
Tovmassian en 1965 (0) se detectó radioemisión en NGC 
1672. La fuente de radioemisión está localizada en la región 
nuclear. Los valores encontrados en esas dos épocas son
0.10  y 0.45 f.u. respectivamente. Tovmassian atribuye 
esta diferencia de flujo al crecimiento del poder de radio- 
Bol. N9 16 - Asoc. Aro. de Astr.
emisión de la galaxia en el período mencionado, haciendo 
notar que este tipo de variación del flujo en radio es simi­
lar al detectado en los QSO.
La ubicación del núcleo de NGC 1672 en el diagrama 
en dos colores (fig. 1) es por debajo de la secuencia de 
galaxias normales de su tipo morfológico del lado opuesto 
a NGC 5236, que posee también un núcleo de tipo AN (U 
y radioemisión Esto sugiere que, o bien existe una gran 
dispersión intrínseca en los colores de los núcleos peculiares 
o que la variabilidad sugerida por Tovmassian para el radio- 
espectro se refleja en el continuo del espectro nuclear en 
frecuencias ópticas. Esto toma interesante oebsrvar con 
frecuencia estos núcleos a fin de detectar posibles varia­
ciones.
NGC 3783 es una galaxia con un brillante núcleo se- 
miestelar. Las primeras observaciones espectroscópicas fue­
ron realizadas por T. L. Page (10>. Durante 1969 y 1970 
varios espectros de esta galaxia fueron obtenidos por uno 
de nosotros (M. G. P.) con el espectrógrafo nebular más 
tubo de imágenes en el telescopio de 154 cm de Bosque 
Alegre (Córdoba). El espectro presenta un brillante con­
tinuo con anchas líneas en emisión del H (Ha, H/J, Hy, H8) 
y líneas prohibidas del [NII], [SU] [NelII], [OIII] y 
[OH]. La velocidad radial corregida por curvatura de 
la ranura, reducidos al Sol y rotación galáctica es 
V = 2871 km/seg. la cual está de acuerdo con la obtenida 
por por Page.
Los índices de color (U-B) y (B-V) del núcleo de 
esta galaxia están dentro de los valores obtenidos para las 
galaxias Seyfert, tal como lo ilustra la figura 1. La aparien­
cia semiestelar del núcleo, el tipo de espectro y los índices 
de color, confirman plenamente la clasificación de NGC 
3783 como una típica galaxia Seyfert.
Los autores agradecen al Dr. J. L. Sérsic por las útiles 
discusiones mantenidas durante el desarrollo del presente 
trabajo.
Agradecemos al Dr. Víctor Blanco haber permitido a uno 
de nosotros realizar las observaciones con el telescopio de 36 pul­
gadas del Observatorio Interamericano de Cerro Tololo.
(i) Sérsic, J. L., y Pastoriza, M., PASP 77, 457, 1965
(a) Pastoriza, M., The Observatory, 87, 960, 1966.
(®) Gutiérrez, A.; Moreno H.,; Stock, J.; Torres C., y Wroblevski
H., Publ. Dep. Astron. Univ. de Chile, 1966.
(*) de Vaucouleurs, G., y Malik, G. M., M. N. of R.A.S. 142,
387, 1969.
(®) Holmberg, E., Lund Medd. 136, 1958.
(®) de Vaucouleurs, G., Ap. J. Suppl. 48, Vol. V, 1961.
(7) Vaucouleurs, G., y de Vaucouleurs, A., Publ. Dept. of
Astron. Univ. of Texas at Austin, Serie II, Vol. N7 7, 1968.
23
Fig. 1 — Ubicación de NGC 1672 y NGC 3783 en el diagrama 
color-color dado por G. y A. de Vaucouleurs para ga­
laxias Sy(S) y Sy(N) corregidos por efectos de absor­
ción galáctica y desplazamiento hacia el rojo.
(®) Matthewson, D. S., y Rome, T. M., Aust. J. Phys. 16, 360, 
1963.
(®) Tovmassian, H. M., Aust. J. Phys. 19, 883, 1966.
(itO) Page. T. L., A AS Meeting in Honolulú, 1969.
Fotometría de cúmulos de galaxias. Experiencias 
con efecto Sabatier. III
H. A. Dottori *
Observatorio Astronómico, Córdoba, y C.N.I.C.T., Buenos Aires 
Introducción
El método de calibración con cuñas sensitométricas 
(Boletín A.A.A. N9 15) presenta dos inconvenientes:
l9) Debido a la densidad de la base sobre la cual están 
construidas las cuñas, las isodensidades más débiles deben 
ser calibradas con cuñas distribuidas fuera de la placa. 
Paradójicamente en estas isodensidades es en donde se hacen
* Becario interno.
sentir más las inhomogeneidades del copiado fotográfico y 
por ende la necesidad de una calibración local.
29) Para lograr la calibración de las cuñas sensitomé­
tricas mediante la curva obtenida por estrellas desenfocadas, 
es necesario pasarlas al microfotómetro superpuestas a la 
placa para referirlas al fondo de cielo de las mismas*
En este proceso es imposible lograr un enfoque simul­
táneo del fondo de cielo y de la cuña debido al espesor 
finito de éstas. Este error en el enfoque se traduce en un 
error en la relación de densidades de cuñas a fondo de 
cielo. Para obviar este inconveniente se pensó en usar como 
cuñas de calibración las imágenes de difusión de las estre­
llas que figuran en la placa a calibrar.
Uso de las imágenes estelares de difusión 
como cuñas sensitométricas
Como es sabido, diversos efectos (atmosféricos, instru­
mentales y del detector) hacen que las imágenes puntuales 
de las estrellas se transformen en fuentes luminosas exten­
sas cuya distribución de brillo tiene una relación funcio­
nal con la distancia al centro de la estrella que depende del 
efecto predominante. Por lo tanto si obtenemos esta rela­
ción, bastará luego medir el diámetro de las isodensidares 
correspondientes a las estrellas para saber su brillo.
A los efectos de determinar la aplicabilidad de esta 
técnica de calibración debemos obtener los siguientes datos 
sobre la figura de difusión de las estrellas:
a) Establecer la ley de difusión (relación funcional 
entre la densidad de brillo y la distancia al centro de la 
imagen).
b) Verificar si los parámetros que intervienen en la 
ley de difusión dependen del brillo total de la estrella.
c) Comprobar cuál es la mínima diferencia de brillo 
para la cual la diferencia de diámetro de dos isodensidades 
sucesivas de la estrella es discemible.
Discusión de los puntos anteriores
a) Se calibraron perfiles de difusión de 5 estrellas y 
se gráfico DSB vs r2 (DSB = densidad superficial de brillo 
en mag/(”)2. Se observa en el gráfico (fig. 1) que la rela­
ción es lineal pero tiene un cambio de pendiente alrededor 
del brillo 23,5 mag/(”)2.
b) Para analizar si la relación funcional depende del 
brillo total, se estudiaron 5 estrellas de mag. 5; 6,76; 9; 10; 
10,75 (los brillos son aproximados). Según se observa en el 
gráfico (fig. 1) los parámetros varían con el brillo de la 
estrella.
c) Como se aprecia en la tabla 1 la variación de r con 
DSB es más pronunciada para las isofotas más débiles y es 
perfectamente medible sobre la placa aun en estrellas de 
mg. 10.
24 Bol. N9 16 - Asoc. Ano. de Aetr.


Fotometría fotoeléctrica UBV de galaxias con núcleos peculiares

Pastoriza, Miriani Griselda

Clariá Olmedo, Juan José

Servicio de Difusión de la Creación Intelectual

Curvas medias de luz. Determinación del periodo primarioEstas observaciones permitieron, entre otras cosas, rede­terminar el período primario obtenido por Walraven, inter­comparando los instantes en que se producen las magnitu­des medias (magnitud que en las ramas ascendentes y des­cendentes corresponde a una diferencia en tiempo de un semiperíodo) dados por Walraven y obtenidos a partir de las presentes observaciones.Las curvas de luz observadas de SX Phoenicis pueden ser descriptas con bastante precisión como una imagen dis­torsionada de una función:¡i t= a sen27rcpo 4- b sen27rqpidonde (p0 y cpi son las fases de las pulsaciones de períodos P0 y Pi respectivamente. De esta manera, la variación de luz de SX Phoenicis depende esencialmente de dos perío­dos: el período primario que según Walraven es:P0 = 0d05496420 ± 0d00000005 y un período secundario algo menor.Los días julianos heliocéntricos de los instantes en que la rama ascendente alcanza la magnitud media están dados por Walraven(I)H.J.D = 2.434.200d0389 + 0d0549642 (E + Acp) donde E es un número entero que representa los ciclos trans­curridos desde el primer instante de media magnitud de Walraven. Aqp es un corrimiento periódico de ase provocado por el período secundario.En base a estos elementos y para redeterminar el pe­ríodo primario, se graficaron las curvas medias de luz en los tres colores. La confección de las mismas implica re­presentar todas las observaciones en un solo gráfico, en fases de 0 a 1, pero debido a que en promedio el mínimo de las curvas de luz corresponde aproximadamente a <p = 0.150, se construyeron los gráficos con la fase entre0.150  y 1.150. Para lograr esto basta sumar una unidad a todas las fases menores que 0.150 (Tabla II). La figu­ra 1 representa la curva de luz media en el visual.De cada curva se obtuvo la fase correspondiente a la magnitud media, y de esta manera, la fase media corres­pondiente al instante de media magnitud resultó ser:5 = 0.465 ± 0.007El día juliano heliocéntrico correspondiente a esta fase resultó ser:T2 = 2.440.476*6238Aplicando (I) con Atp = 0 se calculó el valor de E que reemplazado en (I) aproximara tanto cuanto fuera posible el valor T2. Este valor resultó ser E = 114.194.La redeterminación del período primario se hizo me­diante la fórmula:donde T2 es el instante de media magnitud hallado a par­tir de las presentes observaciones, Ti es el instante de mpdía magnitud calculado por Walraven y E representa los114.194 ciclos transcurridos. Siendo Ti = 2.434.200,0389, P0 resultó ser:P0 = 0 ¡*054964227 ± 0d 000000004 El período así obtenido, mejora en una cifra decimal el período primario de Walraven, confirmando el valor obte­nido por éste. Esto parece demostrar que el período prima­rio de SX Phoenicis se ha mantenido constante durante 17 años. Por otra parte, el rango de variación de la variable obtenido a partir de las presentes observaciones está entre6m85 y 7.45.Finalmente se consignan las curvas medias de color correspondientes a un período (Fig. 2). En estos gráficos se advierte una variación periódica de 0.15 magnitudes en torno a un valor medio, lo cual está de acuerdo con las observaciones de S. Tapia W.Agradezco al Dr. Víctor Blanco haberme permitido realizar las observaciones con uno de los telescopios de 16 pulgadas del Observatorio Interamericano de Cerro Tololo. Asimismo agradezco las sugerencias del Dr. R. F. Sisteró que ayudaron a realizar este estudio.(*) Gutiérrez, A.; Moreno, H.; Stock, J.; Torres, C.; Wroblewski, H., Publ. Dep. Astron. Univ. de Chile, 1966.(I2) Walraven, Th., Bull. Astron. Inst. Neth., 11, 17, 1949.(3) Kuiper, G., Ap. J., 91, 269, 1940.(4) Joy, A. H., Ap. J. 105, 96, 1947.(5) Walraven, Th., Bull. Astron. Inst. Neth. 12, 446, 1953.(6) Tapia, S., Bol. Asoc. Arg. Astron. 12, 1968.Fotometría fotoeléctrica UBV de galaxias con núcleos peculiaresM. G. Pastoriza y J. J. ClariáObservatorio Astronómico, Córdoba e IMAF Observatorio Astronómico, CórdobaAbstract: Three-color photoelectric photometry has been carried out for the nuclear regions in NGC 1672 (with peculiar nucleus) and the Seyfert Galaxy NGC 3783, which confirm their peculiarity in the nuclear regions.IntroducciónLas galaxias espirales barreadas NGC 1672 (SBb) y NGC 3783 (SBa) presentan interesantes características en su región nuclear. El núcleo de la primera, NGC 1672, ha sido clasificado como peculiar de tipo AN l1) lo que signi­fica un núcleo amorfo rodeado por una estructura asimé­trica y difusa. Su espectro muestra brillantes líneas de emi­sión en Ha, [NII] , [SU] , [Olí] (2). La galaxia NGC 3783 presenta un núcleo semiestelar brillante con intensas líneas de emisión características de galaxias Seyfert. Ambas gala­xias fueron observadas por uno de nosotros (J.J.C.) con el telescopio de 36 pulgadas del Observatorio Interameri- cano de Cerro Tololo (Chile) en marzo de 1970. Once22 Bol. N* 16 - Asoc. Aro. de Astr.estrellas standard incluidas en el sistema de A. Gutiérrez, H. Moreno y otros (®> fueron observadas en el mismo pro­grama. Los coeficientes de extinción cuidadosamente deter­minados con tres temas de estrellas se consignan en tabla I.TABLA I®TJ-B ^U-B aB-V ^B-V ay0.320 —0.030 +0.080 —0.029 +0.120Las galaxias fueron observadas con dos diafragmas de 17” y 25” de diámetro. Los valores instrumentales corres­pondientes a la magnitud visual y a los índices de color (U-B) y (B-V), corregidos por extinción atmosférica, fue­ron transformados al sistema standard de A. Gutiérrez y otros Este sistema es compatible con el de Johnson y y Morgan excepto en el índice de color (U-B). Por tal mo­tivo se aplicó a dicho índice la corrección para transfor­marlo al sistema internacional (3).La magnitud standard B obtenida con el diafragma de 17” fue corregida por absorción galáctica (4) y absorción interna W para derivar el valor de la magnitud aparente nuclear mN(B) la cual figura en tabla II.Los índices de color (U-B) y (B-V) fueron corregi­dos por absorción interna, absorción galáctica y desplaza­miento al rojo W. Los valores de V, (U-B) y (B-V) obser­vados y corregidos están consignados en tabla II.T AiBLA I INGC Diaf. V B-V (B-V)° U-B (U-B)0 mN(.B)1672 17” 12. 22 +0.65 + 0.54 + 0.44 + 0.32 + 12,.0525” 11. 78 +0.72 + 0.61 + 0.03 —0.093783 17” 13. 88 +0.96 + 0.78 + 0.16 —0.03 + 13,.7225” 13. 21 +0.96 + 0.78 + 0.17 —0.02Los índices de color corregidos fueron representados en una diagrama (U-B)o (B-V)0 dado por de Vaucou- leurs (7) para galaxias normales, galaxias Seyfert (S) y Seyfert (N) (fig. 1). Como era de esperar los colores nu­cleares de ambas galaxias, medidos con el diafragma de 17”, se apartan considerablemente de las curvas medias corres­pondientes a los gráficos mencionados, no así los valores correspondientes a NGC 1672 obtenidos con la apertura de 25”. Es notable la variación del índice (U-B) para esta galaxia con diferentes aperturas (17” y 25”).En dos programas de observación de galaxias brillantes australes, llevados a cabo con el radiotelescopio Parkes en 1410Mc/seg por Matthewson y Rome en 1962 (®) y por Tovmassian en 1965 (0) se detectó radioemisión en NGC 1672. La fuente de radioemisión está localizada en la región nuclear. Los valores encontrados en esas dos épocas son0.10  y 0.45 f.u. respectivamente. Tovmassian atribuye esta diferencia de flujo al crecimiento del poder de radio- Bol. N9 16 - Asoc. Aro. de Astr.emisión de la galaxia en el período mencionado, haciendo notar que este tipo de variación del flujo en radio es simi­lar al detectado en los QSO.La ubicación del núcleo de NGC 1672 en el diagrama en dos colores (fig. 1) es por debajo de la secuencia de galaxias normales de su tipo morfológico del lado opuesto a NGC 5236, que posee también un núcleo de tipo AN (U y radioemisión Esto sugiere que, o bien existe una gran dispersión intrínseca en los colores de los núcleos peculiares o que la variabilidad sugerida por Tovmassian para el radio- espectro se refleja en el continuo del espectro nuclear en frecuencias ópticas. Esto toma interesante oebsrvar con frecuencia estos núcleos a fin de detectar posibles varia­ciones.NGC 3783 es una galaxia con un brillante núcleo se- miestelar. Las primeras observaciones espectroscópicas fue­ron realizadas por T. L. Page (10>. Durante 1969 y 1970 varios espectros de esta galaxia fueron obtenidos por uno de nosotros (M. G. P.) con el espectrógrafo nebular más tubo de imágenes en el telescopio de 154 cm de Bosque Alegre (Córdoba). El espectro presenta un brillante con­tinuo con anchas líneas en emisión del H (Ha, H/J, Hy, H8) y líneas prohibidas del [NII], [SU] [NelII], [OIII] y [OH]. La velocidad radial corregida por curvatura de la ranura, reducidos al Sol y rotación galáctica es V = 2871 km/seg. la cual está de acuerdo con la obtenida por por Page.Los índices de color (U-B) y (B-V) del núcleo de esta galaxia están dentro de los valores obtenidos para las galaxias Seyfert, tal como lo ilustra la figura 1. La aparien­cia semiestelar del núcleo, el tipo de espectro y los índices de color, confirman plenamente la clasificación de NGC 3783 como una típica galaxia Seyfert.Los autores agradecen al Dr. J. L. Sérsic por las útiles discusiones mantenidas durante el desarrollo del presente trabajo.Agradecemos al Dr. Víctor Blanco haber permitido a uno de nosotros realizar las observaciones con el telescopio de 36 pul­gadas del Observatorio Interamericano de Cerro Tololo.(i) Sérsic, J. L., y Pastoriza, M., PASP 77, 457, 1965(a) Pastoriza, M., The Observatory, 87, 960, 1966.(®) Gutiérrez, A.; Moreno H.,; Stock, J.; Torres C., y WroblevskiH., Publ. Dep. Astron. Univ. de Chile, 1966.(*) de Vaucouleurs, G., y Malik, G. M., M. N. of R.A.S. 142,387, 1969.(®) Holmberg, E., Lund Medd. 136, 1958.(®) de Vaucouleurs, G., Ap. J. Suppl. 48, Vol. V, 1961.(7) Vaucouleurs, G., y de Vaucouleurs, A., Publ. Dept. ofAstron. Univ. of Texas at Austin, Serie II, Vol. N7 7, 1968.23Fig. 1 — Ubicación de NGC 1672 y NGC 3783 en el diagrama color-color dado por G. y A. de Vaucouleurs para ga­laxias Sy(S) y Sy(N) corregidos por efectos de absor­ción galáctica y desplazamiento hacia el rojo.(®) Matthewson, D. S., y Rome, T. M., Aust. J. Phys. 16, 360, 1963.(®) Tovmassian, H. M., Aust. J. Phys. 19, 883, 1966.(itO) Page. T. L., A AS Meeting in Honolulú, 1969.Fotometría de cúmulos de galaxias. Experiencias con efecto Sabatier. IIIH. A. Dottori *Observatorio Astronómico, Córdoba, y C.N.I.C.T., Buenos Aires IntroducciónEl método de calibración con cuñas sensitométricas (Boletín A.A.A. N9 15) presenta dos inconvenientes:l9) Debido a la densidad de la base sobre la cual están construidas las cuñas, las isodensidades más débiles deben ser calibradas con cuñas distribuidas fuera de la placa. Paradójicamente en estas isodensidades es en donde se hacen* Becario interno.sentir más las inhomogeneidades del copiado fotográfico y por ende la necesidad de una calibración local.29) Para lograr la calibración de las cuñas sensitomé­tricas mediante la curva obtenida por estrellas desenfocadas, es necesario pasarlas al microfotómetro superpuestas a la placa para referirlas al fondo de cielo de las mismas*En este proceso es imposible lograr un enfoque simul­táneo del fondo de cielo y de la cuña debido al espesor finito de éstas. Este error en el enfoque se traduce en un error en la relación de densidades de cuñas a fondo de cielo. Para obviar este inconveniente se pensó en usar como cuñas de calibración las imágenes de difusión de las estre­llas que figuran en la placa a calibrar.Uso de las imágenes estelares de difusión como cuñas sensitométricasComo es sabido, diversos efectos (atmosféricos, instru­mentales y del detector) hacen que las imágenes puntuales de las estrellas se transformen en fuentes luminosas exten­sas cuya distribución de brillo tiene una relación funcio­nal con la distancia al centro de la estrella que depende del efecto predominante. Por lo tanto si obtenemos esta rela­ción, bastará luego medir el diámetro de las isodensidares correspondientes a las estrellas para saber su brillo.A los efectos de determinar la aplicabilidad de esta técnica de calibración debemos obtener los siguientes datos sobre la figura de difusión de las estrellas:a) Establecer la ley de difusión (relación funcional entre la densidad de brillo y la distancia al centro de la imagen).b) Verificar si los parámetros que intervienen en la ley de difusión dependen del brillo total de la estrella.c) Comprobar cuál es la mínima diferencia de brillo para la cual la diferencia de diámetro de dos isodensidades sucesivas de la estrella es discemible.Discusión de los puntos anterioresa) Se calibraron perfiles de difusión de 5 estrellas y se gráfico DSB vs r2 (DSB = densidad superficial de brillo en mag/(”)2. Se observa en el gráfico (fig. 1) que la rela­ción es lineal pero tiene un cambio de pendiente alrededor del brillo 23,5 mag/(”)2.b) Para analizar si la relación funcional depende del brillo total, se estudiaron 5 estrellas de mag. 5; 6,76; 9; 10; 10,75 (los brillos son aproximados). Según se observa en el gráfico (fig. 1) los parámetros varían con el brillo de la estrella.c) Como se aprecia en la tabla 1 la variación de r con DSB es más pronunciada para las isofotas más débiles y es perfectamente medible sobre la placa aun en estrellas de mg. 10.24 Bol. N9 16 - Asoc. Ano. de Aetr.

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Fotometría fotoeléctrica UBV de galaxias con núcleos peculiares

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