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154 tem valores muito altos para o χ
2
e para o parâmetro α e possue uma curva de
probabilidades anômala, ver Figura 5. Já a galáxia NGC 247 tem um valor muito alto
para o parâmetro Σ
0
e um valor α > 0 não previsto em nossa teoria. A curva de ajuste
para a galáxia F 583-1 não tem boa qualidade, Figura 5.1.
É observada, principalmente entre as três galáxias anãs, uma relação inversa entre o
comprimento de escala do disco e o valor de α: quanto maior o R
d
menos negativo é o
valor de α. Isso se deve ao fato de quanto maior o R
d
, maior a influência do disco e menor
a correção no potencial a ser feita.
Como já dissemos antes, os autores de [31] estabelecem que as máximas densidades su-
perficiais estelares de galáxias LSB são tipicamente <100M
⊙
pc
−2
, de acordo com as razões
massa-luminosidade estelares dadas em [8]. Assim, os valores da densidade superficial es-
telar das galáxias F568-1 e NGC 247 não estão compatíveis com o limite estabelecido.
Esta discrepância pode não ser tão problemática para nosso modelo, pois existe a possi-
bilidade dessas galáxias pertencerem ao conjunto de galáxias que estão fora dos valores
típicos dados por [31]. Além disso, com um nível de confiança de 95%, todos os valores
mais prováveis de Σ
0
têm seu respectivo valor mínimo <100M
⊙
pc
−2
, excet o NGC 247.
Lembramos que a galáxia DDO 154 é do tipo Irregular Barrada, e esta estrutura difere
completamente de uma estrutura tipo disco. Portanto, a falta de êxito no ajuste da curva
de rotação para esta galáxia, expressa necessidade de um aprimoramento do modelo para
que galáxias desse tipo sejam contempladas.
Na seção 4.3, ao analisarmos o comportamento das curvas da velocidade circular modi-
ficada quando variamos simultaneamente o raio e o parâmetro α, destacamos a influência
dos valores do comprimento de escala de disco, R
d
, nos perfis das curvas de rotação. Com
a finalidade de verificar as predições feitas na seção 4.3, aplicaremos as análises a duas
curvas da Figura 5.3. Essa figura é escolhida pelo fato do eixo vertical de todos os gráficos
terem valores semelhantes, mas devemos ficar atentos aos valores das abscissas. Vemos
que, à medida que o raio aumenta, a primeira curva (F 568-1) é a que menos tende à
horizontal, enquanto que a segunda curva (F 563-1) tende mais rápidamente, indicando
que o comprimento de escala do disco e a velocidade circular máxima da galáxia F 568-1