Les barres sont des ondes de densité qui tournent à vitesse angulaire constante dans une galaxie à disque, alors que la vitesse des étoiles varie en fonction de la distance au centre : très rapides au centre, et plus lentes au bord. La barre tourne donc plus lentement que les étoiles au même rayon, et ne peut pas dépasser le rayon de corotation, où elle tourne à la même vitesse que les étoiles. Par contre, les simulations prévoient que la barre pourrait s’arrêter en deçà, soit à cause de la morphologie sans bulbe de la galaxie, soit à cause du freinage de la matière noire. Mais rares sont ces cas de barres lentes dans les observations, et la théorie n’a pas pu encore être entièrement confirmée.

UGC 628 (Figure 1) a été observée par interférométrie optique de Fabry-Perot dans la raie Halpha du gaz ionisé avec l’instrument FaNTOmM installé sur le Télescope Canada-France-Hawaii. La vitesse angulaire de rotation de la barre, notée Omega-p, a été déduite en appliquant la méthode dite de Tremaine-Weinberg (TW) qui est la seule méthode observationnelle permettant d’avoir accès à la mesure directe de la vitesse angulaire d’une barre (ou plus généralement d’une perturbation) dans une galaxie, sans passer par un modèle des observations.

Figure 1 : Galaxie UGC 628 : image en bande large (à gauche), carte d’émission Halpha (au centre), champ de vitesse Halpha (à droite). Sur l’image de gauche, la barre est facilement identifiable au centre de la galaxie par une surbrillance du disque stellaire. Cliquer sur l’image pour l’agrandir

Une barre est dite rapide quand le rapport de son rayon de corotation (Rc, où sa vitesse égale la vitesse de rotation des étoiles), à sa taille (Rb, ou rayon de la barre) est compris entre 1.0 et 1.4 : 1.0 < Rc/Rb 1.4 est dite lente. Jusqu’à présent, la méthode TW avait permis d’identifier uniquement des vitesses angulaires compatibles avec des barres rapides (dans des galaxies brillantes et de type précoce). Pour UGC 628, il est mesuré Omega-p = 11.3 km/s/kpc (Figure 2). Cette amplitude est la plus faible observée jusqu’à présent pour une barre d’étoiles. Cette mesure implique un rapport Rc/Rb = 2.0, et ainsi une barre lente dans UGC 628.

Figure 2 : Mesure de la vitesse angulaire de rotation de la barre stellaire de UGC 628 par la méthode TW. La vitesse angulaire est la pente de la relation (droite tracée en trait continu) ajustée à partir des points de mesures cinématiques dans la région de la barre (symbolisés par des carrés pleins). Les symboles ouverts sont les points de mesure en dehors de la barre. Ils sont ajustés par la droite en pointillés, dont la pente correspondrait à la vitesse de la spirale, en dehors de la barre. Cliquer sur l’image pour l’agrandir

Bien que cette mesure reste pour le moment un cas très isolé, la découverte d’une barre lente dans une galaxie de type Sm tend à montrer qu’il existe une corrélation entre la vitesse angulaire des barres et le type morphologique des galaxies : la vitesse angulaire décroît du type précoce vers le type tardif. Par ailleurs, la présence d’une composante de matière noire qui domine la masse totale de UGC 628 contribue vraisemblablement à ralentir

d’autant plus la rotation de la barre.

D’une manière générale, cette découverte corrobore entièrement les résultats

des nombreuses simulations numériques retraçant l’évolution de galaxies barrées.

Référence A slow bar in a dark matter dominated galaxy Laurent Chemin & Olivier Hernandez A&A Letter, in press

Contact

Laurent Chemin (Observatoire de Paris, GEPI et CNRS)

Dernière modification le 22 février 2013

Bars are density waves which rotate at constant angular speed in a disk galaxy, whereas the speed of stars varies as a function of the distance to the center : very fast in the center, and slower at the edge. The bar thus rotates more slowly that the stars at the same radius, and cannot extend beyond the radius of corotation, where it turns at the same speed as the stars. On the other hand, simulations predict that the bar could stop much before corotation, either because of a late galaxy morphology without bulge, or because of the braking of the dark matter. But rare are these cases of slow bars in the observations, and the theory could not yet be entirely confirmed.

UGC 628 (Figure 1) has been observed by means of optical Fabry-Perot interferometry in the Halpha emission line of the ionized gas with the instrument FaNTOmM, which was mounted on the Canada-France-Hawaii Telescope. The angular velocity of the bar (Omega-p) has been derived by applying the Tremaine-Weinberg method (TW), which is the only observational method that enables to directly measure a bar pattern speed, with no need of modeling the observations.

Figure 1 : Galaxie UGC 628 : image en bande large (à gauche), carte d’émission Halpha (au centre), champ de vitesse Halpha (à droite). Sur l’image de gauche, la barre est facilement identifiable au centre de la galaxie par une surbrillance du disque stellaire. Cliquer sur l’image pour l’agrandir

A bar is fast when the ratio of its corotation radius (Rc, where its speeds equals that of stars in the disk) to its semi-length (Rb, or bar radius) is within 1.0 and 1.4 : 1.0 < Rc/Rb 1.4 is slow. Until now, the TW method has only identified pattern speeds consistent with bars being fast (in bright early-type galaxies). It is measured Omega-p = 11.3 km/s/kpc for UGC 628 (Figure 2). This amplitude is the lowest observed for a stellar bar up to now. It implies a ratio Rc/Rb = 2.0, and thus a slow bar in UGC 628.

Figure 2 : Mesure de la vitesse angulaire de rotation de la barre stellaire de UGC 628 par la méthode TW. La vitesse angulaire est la pente de la relation (droite tracée en trait continu) ajustée à partir des points de mesures cinématiques dans la région de la barre (symbolisés par des carrés pleins). Les symboles ouverts sont les points de mesure en dehors de la barre. Ils sont ajustés par la droite en pointillés, dont la pente correspondrait à la vitesse de la spirale, en dehors de la barre. Cliquer sur l’image pour l’agrandir

Though it still remains an isolated case, the discovery of a slow bar in a Sm galaxy seems to point out a correlation between the bar pattern speed and the morphological type of galaxies : the angular velocity decreases from early types towards late types of galaxies. Moreover, the dominating mass of the dark matter

over the mass distribution of UGC 628 likely contributes to slow down

more efficiently the bar rotation.

That discovery is in full agreement with results from many numerical simulations

showing the evolution of barred galaxies.

Reference A slow bar in a dark matter dominated galaxy Laurent Chemin & Olivier Hernandez A&A Letter, in press

Contact

Laurent Chemin (Observatoire de Paris, GEPI et CNRS)

Dernière modification le 4 mars 2013