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.
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.
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.