Gaia DR2 fornisce evidenze di nuove transizioni magnetiche in stelle nane di tipo spettrale avanzato

Dalla pubblicazione della seconda Gaia data release, avvenuta il 25 Aprile 2018, gli astrofisici hanno avuto a disposizione una ricchezza di informazioni senza precedenti non solo sulla distanza e moto delle stelle nella nostra Galassia ma anche su molti altri parametri stellari ottenuti sfruttando la strumentazione a bordo del satellite e le caratteristiche uniche della missione. Osservazioni ripetute della stessa stella, necessarie per derivarne la distanza e il moto, producono anche parametri collegati alla variabilità stellare. Dati relativi a stelle con macchie sulla superficie simili a quelle del nostro Sole, in particolare, forniscono informazioni sul loro periodo di rotazione e sui loro campi magnetici alla superficie. Macchie stellari generate da campi magnetici alla superficie modulano la luminosità stellare al ruotare della stella, rendendo possibile la derivazione del periodo di rotazione stellare e dando una indicazione della sua attività magnetica. Il grande numero di stelle osservate ha reso possibile ottenere, usando soltanto i primi 22 mesi di osservazioni di Gaia, il più grande database di rotazione stellare ad oggi, con periodi di rotazione e ampiezza di modulazione per circa 150 000 stelle di tipo solare.

Quando gli scienziati ispezionarono il nuovo set di dati di Gaia sulla modulazione rotazionale di stelle di tipo solare, ci si aspettava di trovare una decrescita dell’ampiezza all’aumentare del periodo, magari con un “ginocchio” che separa un regime di rotazione più rapida, di “saturazione”, in cui l’attività magnetica è debolmente dipendente dalla rotazione, da un regime di rotazione più lenta, di “non-saturazione”, in cui l’attività magnetica è maggiormente dipendente dalla rotazione. In effetti l’esistenza di questo trend è stato ben stabilito da osservazioni da terra e confermato, più di recente, da osservazioni del satellite Kepler. Con grande sorpresa, i dati di Gaia rivelarono invece un quadro diverso e completamente inaspettato. La ricchezza dei dati aveva permesso di mettere in luce, per la prima volta, evidenze di diversi regimi di disomogeneità della superficie stellare nel diagramma di densità ampiezza-periodo. Tali regimi producono degli addensamenti di dati in un diagramma di questo tipo che solo la ricchezza dei dati di Gaia può rivelare.

Il regime di saturazione risultò essere composto, in effetti, da due rami, ad alta e bassa ampiezza, chiaramente ben separati a periodi di rotazione inferiori a circa due giorni. Il braccio a bassa rotazione, a sua volta, mostrava due raggruppamenti corrispondenti ad una sovradensità di dati a periodi di rotazione inferiori a 12 ore, che definisce il regime dei rotatori ultraveloci (ultra-fast rotators, UFR), ed un’altra sovradensità a periodi più grandi di circa 5 giorni che, nel confronto con i dati di Kepler, è identificata come la parte superiore del regime di non-saturazione. Una tale evidenza contraddice profondamente e del tutto inaspettatamente le attuali conoscenze sull’evoluzione magneto-rotazionale delle stelle giovani di tipo solare e suggerisce un nuovo scenario.

Una investigazione più approfondita ha mostrato che il ramo ad alta ampiezza è popolato da stelle giovani che non hanno ancora innescato il bruciamento dell’idrogeno nel proprio core. Stelle del gruppo dei rotatori lenti a bassa ampiezza sono identificate come stelle più vecchie in regime di non-saturazione. I rotatori ultra-veloci e le stelle ad alta velocità di rotazione nel braccio ad alta ampiezza di modulazione sono stelle in prossimità dell’innesco del bruciamento dell’idrogeno nel core.

Oltre che produrre macchie, i campi magnetici alla superficie di stelle di tipo solare sono anche responsabili del rallentamento della rotazione. In effetti i campi magnetici generano e controllano il vento stellare, il quale rimuove momento angolare dalla stella. C’è tuttavia una fase nell’evoluzione di una stella di tipo solare in cui essa può accelerare la sua rotazione. Stelle giovani di tipo solare che non hanno ancora innescato il bruciamento dell’idrogeno si contraggono e quindi tendono ad accelerare la loro rotazione. Nelle prime fasi di questa contrazione, l’aumento della velocità di rotazione è contrastato dalla perdita di momento angolare nell’interazione con il disco di accrescimento dove si formano i pianeti. Quando i pianeti cominciano a formarsi e il gas nel disco viene dissipato la stella è libera di aumentare la sua velocità di rotazione fino a che complessivamente la fase di contrazione si esaurisce. Dopodiché l’aumento della velocità di rotazione cessa e la stella comincia a rallentare la sua rotazione

Disporre stelle di età e stato evolutivo noto nel diagramma di densità ampiezza-periodo di Gaia permette quindi di delineare un nuovo scenario dell’evoluzione magneto-rotazionale di stelle giovani di tipo solare. Nelle prime fasi della loro evoluzione, quando sono identificate come stelle di tipo T Tauri con uno spesso disco di accrescimento, le stelle si collocano nel braccio ad alta ampiezza di modulazione. Quando cominciano a dissipare il loro disco esse aumentano la loro velocità di rotazione, rimanendo sempre nel braccio ad alta ampiezza, finché innescano il bruciamento dell’idrogeno nel core e smettono di contrarsi. Dopodiché le stelle cominciano a rallentare a causa del frenamento indotto dai campi magnetici e si spostano verso il regime di rotazione lenta a bassa ampiezza di modulazione. La transizione verso il regime non-saturato a bassa rotazione è piuttosto discontinuo, come indicato dalla minore densità nel diagramma di densità ampiezza-periodo. Ciò fornisce supporto all’esistenza di una transizione magnetica che è stata recentemente proposta nella letteratura scientifica.

La presenza della sovradensità dei rotatori ultra-veloci a bassa ampiezza, chiaramente separati dal ramo ad alta ampiezza, e la diminuzione di densità del braccio ad alta ampiezza verso i periodi molto brevi suggerisce una evoluzione magneto-rotazionale per la quale non c’era nessuna evidenza prima di Gaia. Stelle nel braccio ad alta ampiezza che accelerano la loro rotazione quasi fino alla loro velocità di rottura (cioè quando la forza centrifuga all’equatore è confrontabile con la forza di gravità) sono soggette ad una transizione magnetica molto rapida verso una configurazione di campo a maggiore simmetria assiale che causa una notevole diminuzione dell’ampiezza di modulazione e li porta nel regime dei rotatori ultra-veloci. La popolazione molto diradata che connette il gruppo dei rotatori ultra-veloci al gruppo dei rotatori lenti a bassa ampiezza suggerisce che successivamente le stelle rallentano ad un tasso più lento fino a convergere nel ramo dei rotatori lenti a bassa ampiezza.

Di conseguenza ad un certo punto tutte le stelle convergono nel ramo dei rotatori lenti a bassa ampiezza, cioè nel regime di non-saturazione, dove il frenamento del vento determina il rallentamento della velocità di rotazione stellare. L’investigazione su quest’ultima fase del rallentamento della rotazione stellare da parte della comunità scientifica è particolarmente intensa dato che potrebbe fornire un metodo efficace per derivare l’età delle stelle in fasi evolutive in cui altri parametri stellari variano molto poco. Sotto questo punto di vista la bimodalità in ampiezza scoperta nei dati di Gaia aiuta nell’identificazione delle stelle in regime di non-saturazione nel quale questa “giro-cronologia” è applicabile

Diagramma di densità dell’ampiezza di modulazione vs periodo di rotazione per stelle di tipo solare con massa di circa 0.7 masse solari. La scala di colore (arcobaleno) indica la densità del numero di dati. In questo diagramma si possono identificare facilmente tre sovradensità corrispondenti a tre gruppi di stelle con caratteristiche di velocità di rotazione e distribuzione delle disomogeneità superficiali differenti.

Come figura precedente con in più l’identificazione dei tre gruppi e l’indicazione della ramificazione dell’evoluzione magneto-rotazionale suggerita. Stelle giovani di tipo solare con un disco di accrescimento spesso (T Tauri) si dispongono sul ramo ad alta ampiezza di modulazione. Da qui le stelle transitano, ad un certo punto della loro evoluzione, al regime di non-saturazione.  Tuttavia, se l’aumento della velocità di rotazione è tale da portare la stella vicino al limite di rottura, essa cambia il suo aspetto molto rapidamente assumendo una configurazione di macchie superficiali a maggiore simmetria assiale, il che produce un’ampiezza di modulazione rotazionale molto minore, popolando in questo modo il gruppo dei rotatori ultra-veloci (UFR). Da qui la stella evolve più lentamente verso il gruppo dei rotatori lenti a bassa ampiezza di modulazione, corrispondente al regime non-saturato dove il frenamento magnetico domina il rallentamento della velocità di rotazione stellare.

Credits: Lanzafame A.C, Distefano E., Barnes S A, Spada F, Evidence of New Magnetic Transitions in Late-Type Dwarfs from Gaia DR2, ApJ 877, 151 (2019).