Abstract FR:

Les barres stellaires visibles dans plus d'un tiers des galaxies a disque posent de nombreux problemes, notamment concernant leur structure dynamique. Leurs proprietes globales, telles que leur luminosite, leur masse, etc. , sont tres mal connues ce qui gene considerablement la construction de modeles dynamiques realistes et auto-consistants. Nous avons donc porte notre effort sur des galaxies barrees de type precoce (classees sbo) de facon a n'etudier que des barres debarrassees de structures accompagnatrices tels les bras spiraux, les bandes de poussieres, etc. La relative simplicite de ces objets (bulbe, barre, disque) n'empeche en rien une grande variete morphologique. Aussi, nous avons construit un echantillon contenant 17 galaxies de type sbo parmi un ensemble d'une trentaine de galaxies observees au 60 cm d'hawaii par m. J. Pierce (d. A. O. ), au 1. 54 m danois de l'eso par a. Bosma (observatoire de marseille) et au 120 cm de l'ohp par nous-meme. Dans un premier temps, nous avons etudie la morphologie des barres. Les isophotes des barres ayant un aspect plus rectangulaire qu'elliptique, nous avons cherche a caracteriser de maniere objective l'ecart entre l'isophote reelle et l'ellipse qu'on lui ajuste. Pour cela, un parametre de forme (c) a ete introduit dans l'equation de l'ellipse afin d'ajuster des formes allant du losange (c tendant vers 1) au rectangle (c tendant vers l'infini) en passant par l'ellipse (c egale 2). Il a ete ainsi montre que le parametre de forme atteint un maximum pres de la fin de la barre, ce maximum valant pour notre echantillon entre 2,5 et 5,5. Apres soustraction du bulbe, l'excentricite de la barre decroit avec le rayon. Sur un cinquieme de la longueur de la barre, l'excentricite peut decroitre de 0,7-0,9 a 0,5 vers la fin de la barre. Des resultats similaires ont ete obtenus sur des barres issues de simulations numeriques. Ces ecarts a l'ellipticite presents dans la distribution de masse doivent evidemment avoir des repercussions sur la dynamique interne des etoiles et du gaz de la barre. Toutefois, jusqu'a present, aucun modele n'a serieusement pris en compte l'aspect reel des barres, adoptant generalement une distribution elliptique de masse (notamment les ellipsoides de ferrers) ou une expression du potentiel ne contenant qu'une perturbation de symetrie d'ordre 2. Aussi, plutot qu'introduire arbitrairement une composante quadrupolaire ou d'ordre superieure dans le potentiel, nous avons choisi de mesurer directement les composantes de fourier du potentiel sur des images corrigees de l'inclinaison sur le plan du ciel. Dans la mesure ou, selon differents arguments independants, les barres semblent etre des structures de faible epaisseur, il suffit de resoudre l'equation de poisson dans le plan de l'image. Le rapport masse-luminosite est suppose constant dans le bulbe et la barre, ce qui est compatible avec nos mesures de gradient d'indice de couleur. Les potentiels ainsi calcules ont permis de mettre en evidence certaines lacunes des modeles traditionnels. On retrouve evidemment le fait que les modeles ne prennent pas en compte la rectangularite de la distribution de masse. D'autre part, il apparait que la variation de l'excentricite de la barre joue un role tres important qui ne peut etre entierement reproduit par des modeles a excentricite constante. Par exemple, nous avons essaye d'ajuster par une methode de moindres carres le potentiel d'un ellipsoide de ferrers a celui calcule pour ngc 936. Il s'avere qu'il est impossible d'ajuster les composantes m=2 et m=4 avec un seul et meme modele. Le potentiel de l'une des galaxies de l'echantillon (ngc 936) a ete etudie plus en detail. Les equations du mouvement ont ete integrees afin de trouver les familles d'orbites periodiques et de construire des diagrammes caracteristiques. La serie de fourier du potentiel a ete tronquee afin d'etudier les changements qu'introduisent chacune des composantes. Ainsi, trois configurations de potentiel ont ete utilisees: un potentiel compose uniquement de la partie axisymetrique (m=0), l'ajout de la composante m=2 et enfin, l'addition de la composante m=4. Les diagrammes caracteristiques ont ete completes par des surfaces de sections calculees dans les memes configurations afin d'evaluer l'importance des regions de l'espace des phases occupees par les orbites piegees, semi-ergodiques ou ergodiques. Les orbites periodiques calculees montrent que ni celles de la famille x1, ni celles de la famille 4/1, deux familles sur lesquelles on peut construire la forme rectangulaire de la densite de masse dans les modeles traditionnels, ne peuvent, dans notre cas, contribuer au squelette de la barre. En effet, ces orbites sont generalement instables ou n'ont pas la bonne geometrie. Aussi, afin de reproduire la forme rectangulaire, il semble necessaire d'invoquer soit la superposition d'orbites asymetriques de la famille 3/1, soit des orbites semi-ergodiques confinees par un cantori autour de la x1, soit des or