TASSO DI ROTAZIONE DELLA BARRA: UNO STRUMENTO PER INDAGARE LA FORMAZIONE E LA DINAMICA DELLE GALASSIE BARRATE

More than two-thirds of disc galaxies in the Local Universe host an elliptical structure tumbling at the centre of the disc that is known as a bar. The bar radius R_bar, strength S_bar, and pattern speed Ω_bar change in time through secular evolution, affecting the morphological and kinematic properties of the host galaxy. The bar pattern speed is one of the most important parameters that characterise a bar. It controls the position of the resonances, affects the stellar dynamics, and depends on the dark matter (DM) content. The bar pattern speed is usually parameterised by the rotation rate, a dimensionless and distance-independent parameter that separates bars into slow, fast, and ultrafast. Dynamical studies and simulations-based works allowed to shed the light on the formation of barred galaxies and to track the evolution of the bar properties, while observational studies based on wide and deep surveys permitted to draw a picture of the properties of barred galaxies in the present-day. Fast bars can form naturally in disc galaxies due to internal instabilities which force stars to move into more elongated orbits. The bar formation can also occur in galaxies with a nearby companion, due to tidal interaction. These bars are typically slower with respect to those naturally formed. Moreover, theoretical works and cosmological simulations show that bars slow down after the interaction with a centrally concentrated DM halo through dynamical friction. According to orbital theory, ultrafast bars are not expected to exist since the stellar orbits cannot efficiently support the bar structure. Many observational studies found that bars in the Local Universe are compatible with the fast regime, a fraction of them lie in the ultrafast regime, and the few slow bars detected so far have too large uncertainties to be considered genuinely slow. In this thesis, we aim at investigating the nature and dynamics of barred galaxies by studying ultrafast, fast, and slow bars and analysing the internal structure of their host galaxies using dynamical models and N-body simulations. In Chapter 2 we discuss the case of ultrafast bars whose existence challenges our understanding of the orbital structure of barred galaxies. We analyse the properties of the ultrafast bars detected in the Calar Alto Legacy Integral Field Area Survey (CALIFA) survey to investigate whether they are an artefact resulting from an overestimation of R_bar or a new class of bars. We find that nearly all the sample galaxies have an inner ring or pseudoring circling the bar and/or strong spiral arms, which hamper the measurement of R_bar. We conclude that ultrafast bars are no longer observed when the correct measurement of R_bar is adopted. In Chapters 3 and 4 we present the photometric and kinematic analysis of the bar hosted in the lenticular galaxy NGC4277 and dwarf galaxy IC3167, respectively. NGC4277 hosts the first case of a slow stellar bar, while IC3167 hosts a slow bar with a peculiar lopsided shape. In Chapter 5 we investigate the link between the rotation rate and the DM content in barred galaxies by concentrating on the cases of the lenticular galaxies NGC4264 and NGC4277. We find that the galaxy NGC4277 host a larger DM fraction with respect to NGC4264, in agreement with the predictions of theoretical works which have found that fast bars live in baryon-dominated discs, whereas slow bars experienced a strong drag from the dynamical friction due to a dense DM halo. In Chapter 6 we build N-body simulations to mimic the photometric and kinematic properties of the lenticular barred galaxy NGC4277. We find that the galaxy model that best reproduces the properties of NGC4277 is characterised by a massive DM halo. Our results confirm that the bar hosted in NGC4277 experienced a strong drag as a consequence of the interaction with a dense DM halo. Finally, in Chapter 7 we summarise the main conclusions of the thesis and present some future perspectives.

Nell’Universo Locale, più di due-terzi delle galassie a disco ospitano una struttura ellittica che ruota al centro del disco, chiamata barra. La lunghezza R_bar, la forza S_bar, e la velocità angolare Ω_bar della barra evolvono nel tempo modificando le proprietà fotometriche e cinematiche dell’intera galassia. La velocità angolare della barra è il più importante tra i vari parametri che caratterizzano la barra: controlla la posizione delle risonanze, modifica la dinamica stellare e dipende dal contenuto di materia oscura. Solitamente, è parametrizzata attraverso il tasso di rotazione, un parametro adimensionale e indipendente dalla distanza della galassia, che distingue le barre in lente, veloci, e ultraveloci. Lavori teorici e simulazioni N-corpi permettono di indagare la formazione delle galassie barrate e l’evoluzione delle proprietà della barra, mentre studi osservativi consentono di esplorare le attuali proprietà delle galassie barrate. Le barre veloci possono formarsi spontaneamente a causa di instabilità interne che forzano le stelle a muoversi su orbite allungate. In alternativa, la formazione della barra può avvenire a seguito dell’interazione mareale con una galassia vicina. Quest’ultime sono generalmente più lente rispetto alle barre formate spontaneamente. Lavori teorici e simulazioni cosmologiche hanno dimostrato che le barre rallentano a seguito dell’interazione con un denso alone di materia oscura, mentre lavori teorici sulle orbite stellari, mostrano che le barre ultraveloci non dovrebbero esistere in quanto le orbite stellari non possono efficacemente sorreggere la struttura della barra. Studi osservativi mostrano che le barre risultano essere veloci, parte di esse è classificata come ultraveloce, mentre le poche barre lente osservate finora presentano grandi incertezze e non possono essere affidabilmente considerate lente. In questa tesi, ci proponiamo l’obiettivo di studiare la natura e la dinamica delle galassie barrate analizzandone la struttura interna attraverso modelli dinamici e simulazioni. Nel Capitolo 2 discutiamo il caso delle barre ultraveloci, la cui esistenza sfida la nostra conoscenza della struttura orbitale nelle galassie barrate. Analizziamo le proprietà delle barre ultraveloci osservate nella Calar Alto Legacy Integral Field Area (CALIFA) survey allo scopo di indagare se le barre ultraveloci sono un artefatto causato da una sovrastima della misura di R_bar o una nuova classe di barre. Troviamo che la maggior parte delle galassie possiede una struttura ad anello, pseudo-anello o bracci di spirale prominenti che possono alterare la misura di R_bar. Concludiamo che adottando una corretta misura di R_bar, le barre ultraveloci non sono più osservabili. Nel Capitoli 3 e 4 analizziamo le proprietà fotometriche e cinematiche delle barre ospiti rispettivamente nella galassia lenticolare NGC4277 e nella galassia nana IC3167. NGC4277 ospita il primo caso di una barra stellare lenta, mentre IC3167 ospita una barra lenta con una forma peculiare. Nel Capitolo 5 indaghiamo la relazione tra il tasso di rotazione e la frazione di materia oscura, concentrandoci sulle due galassie barrate NGC4264 e NGC4277. Troviamo che NGC4277 contiene una frazione di materia oscura superiore a NGC4264, in accordo con le predizioni ottenute da lavori teorici che mostrano che le barre veloci vivono in dischi galattici dominati da materia barionica, mentre le barre lente sono state rallentate da un denso alone di materia oscura a causa della frizione dinamica. Nel Capitolo 6 confrontiamo le proprietà della galassia NGC4277 con simulazioni N-corpi. Abbiamo trovato che il miglior modello che riproduce le proprietà fotometriche e cinematiche di NGC4277 è caratterizzato da un denso alone di materia oscura, confermando che la barra di NGC4277 è stata rallentata per frizione dinamica. Infine, nel Capitolo 7 riassumiamo le principali conclusioni della tesi e presentiamo possibili futuri sviluppi.