[论文解读] Bar pattern speeds in CALIFA galaxies: I. Fast bars across the Hubble sequence

J. A. L. Aguerri, J. Méndez‐Abreu+26 more|DIGITAL.CSIC (Spanish National Research Council (CSIC))|Jan 22, 2015

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 121被引用 44

一句话总结

本研究利用积分场光谱数据，通过非参数化的Tremaine-Weinberg方法测量了15个CALIFA星系的棒状结构旋转速度，发现所有星系在从SB0到SBbc的哈勃类型范围内均与快棒一致（R < 1.4）。结果表明，棒状结构旋转速度与形态类型之间无显著趋势，表明无论星系类型如何，棒结构在其演化过程中始终保持快速旋转。

ABSTRACT

The bar pattern speed ($Ω_{ m b}$) is defined as the rotational frequency of the bar, and it determines the bar dynamics. Several methods have been proposed for measuring $Ω_{ m b}$. The non-parametric method proposed by Tremaine \&amp; Weinberg (1984; TW) and based on stellar kinematics is the most accurate. This method has been applied so far to 17 galaxies, most of them SB0 and SBa types. We have applied the TW method to a new sample of 15 strong and bright barred galaxies, spanning a wide range of morphological types from SB0 to SBbc. Combining our analysis with previous studies, we investigate 32 barred galaxies with their pattern speed measured by the TW method. The resulting total sample of barred galaxies allows us to study the dependence of $Ω_{ m b}$ on galaxy properties, such as the Hubble type. We measured $Ω_{ m b}$ using the TW method on the stellar velocity maps provided by the integral-field spectroscopy data from the CALIFA survey. Integral-field data solve the problems that long-slit data present when applying the TW method, resulting in the determination of more accurate $Ω_{ m b}$. In addition, we have also derived the ratio $\cal{R}$ of the corotation radius to the bar length of the galaxies. According to this parameter, bars can be classified as fast ($\cal{R}$ $&lt; 1.4$) and slow ($\cal{R}$&gt;1.4). For all the galaxies, $\cal{R}$ is compatible within the errors with fast bars. We cannot rule out (at 95$\%$ level) the fast bar solution for any galaxy. We have not observed any significant trend between $\cal{R}$ and the galaxy morphological type. Our results indicate that independent of the Hubble type, bars have been formed and then evolve as fast rotators. This observational result will constrain the scenarios of formation and evolution of bars proposed by numerical simulations.

研究动机与目标

• 利用Tremaine-Weinberg方法测量一个包含15个棒状星系（哈勃类型从SB0到SBbc）样本的棒状结构旋转速度（Ω_b）。
• 评估棒状结构旋转速度是否依赖于星系的形态类型，特别是沿哈勃序列的变化。
• 通过使用积分场光谱数据而非长缝光谱数据，提高Ω_b测量的准确性，减少中心位置和位置角估计的不确定性。
• 计算比值R = R_CR / a_b（共振半径与棒长之比），以将棒结构分类为快棒（R < 1.4）或慢棒（R ≥ 1.4）。
• 将本样本与先前的TW测量结果结合，形成总计32个星系的样本，以实现对棒动力学的稳健统计分析。

提出的方法

• 将模型无关的Tremaine-Weinberg（TW）方法应用于从CALIFA积分场光谱数据导出的恒星速度图。
• 通过沿与主轴对齐的伪缝线对光谱求和，计算运动学积分，测量视线方向的速度。
• 在TW积分中同时使用光度和质量作为加权函数，以提高旋转速度估计的稳健性。
• 利用公式R_CR = V_c,flat / Ω_b估算共振半径R_CR，其中V_c,flat为从不对称性漂移校正后的主轴速度剖面得到的渐近圆轨道速度。
• 计算无量纲比值R = R_CR / a_b，以将棒结构分类为快棒（R < 1.4）或慢棒（R ≥ 1.4）。
• 进行蒙特卡洛模拟，评估在95%置信水平下排除快棒解的可能性。

实验结果

研究问题

• RQ1 棒状结构旋转速度是否在从SB0到SBbc的哈勃序列中系统性地随类型变化？
• RQ2 早型星系（SB0–SBa）与晚型星系（SBb–SBbc）中的棒结构主要是快转子还是慢转子？
• RQ3 将TW方法应用于积分场数据是否能比长缝方法提供更准确、更可靠的旋转速度测量？
• RQ4 棒状结构旋转速度与星系结构参数（如质量或盘面稳定性）之间是否存在显著相关性？
• RQ5 在多样化的棒状星系样本中，R = R_CR / a_b比值的统计分布如何？

主要发现

• 在95%置信区间内，CALIFA样本中全部15个星系均与快棒一致，即R = R_CR / a_b < 1.4。
• 32个星系总样本（15个新样本 + 17个先前研究样本）的R平均值位于1.0–1.1范围内，与预测快棒的流体动力学模拟结果一致。
• 未观察到R与哈勃类型之间的显著趋势，表明早型与晚型棒状星系均拥有快速旋转的棒结构。
• 使用积分场数据降低了因中心位置和位置角估计不准带来的系统性不确定性，提升了旋转速度测量的准确性。
• 结果支持棒结构在形成和演化过程中始终作为快转子存在，与暗物质晕之间的角动量交换极小。
• R与哈勃类型之间无趋势，对棒形成与演化理论模型构成约束，支持棒结构在其寿命期内始终保持快速旋转的演化情景。