Diagramma di densità di Gaia DR2 dell'ampiezza rispetto al periodo per stelle simili al sole con massa di circa 0,7 massa solare. La scala dei colori (arcobaleno) indica la densità del punto dati. Tre raggruppamenti sono immediatamente identificabili. Crediti:Università di Catania
Dalla seconda pubblicazione dei dati Gaia del 25 aprile 2018, gli astrofisici hanno avuto a disposizione un patrimonio di informazioni senza precedenti non solo sulle distanze e sui moti delle stelle nella galassia, ma anche su tanti altri parametri stellari che si sono presentati sfruttando la strumentazione a bordo del satellite e le caratteristiche uniche della missione. Osservazioni multiple della stessa stella, necessario per ricavarne la distanza e il moto, ha anche prodotto parametri relativi alla variabilità stellare. Dati per 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 superficiali. Le macchie stellari generate dai campi magnetici in superficie modulano la luminosità stellare mentre ruota, permettendo di ricavare il periodo di rotazione della stella e di fornire un'indicazione della sua attività magnetica. Il gran numero di stelle osservate ha permesso di produrre, con solo i primi 22 mesi di osservazioni di Gaia, il più grande set di dati a rotazione fino ad oggi, con periodo di rotazione e ampiezza di modulazione di circa 150, 000 stelle simili al solare.
Quando gli scienziati hanno ispezionato il nuovo set di dati di modulazione rotazionale Gaia di stelle simili al sole, si aspettavano di trovare una diminuzione generale dell'ampiezza di modulazione con l'aumentare del periodo, con forse un ginocchio che separa una rotazione più veloce, regime "saturato", in cui l'attività magnetica è debolmente dipendente dalla rotazione, da una rotazione più lenta, regime "insaturo", in cui l'attività magnetica è più fortemente dipendente dalla rotazione. Infatti, l'esistenza di una tale tendenza è ben stabilita da osservazioni basate sul terreno, ed è stato recentemente confermato dalle osservazioni del satellite Kepler. Con loro sorpresa, però, i dati di Gaia hanno invece rivelato un quadro diverso e del tutto inaspettato. La ricchezza dei dati ha permesso di svelare, per la prima volta, firme di diversi regimi di disomogeneità superficiale nel diagramma densità ampiezza-periodo. Questi regimi producono raggruppamenti di dati in un diagramma tale che solo la ricchezza dei dati di Gaia può rivelare.
Il regime saturo si è rivelato esso stesso composto da due rami, ad alta e bassa ampiezza, separati da un evidente gap al periodo di rotazione inferiore a circa due giorni. Anche il ramo a bassa ampiezza si risolveva in due ciuffi, mostrando una densità eccessiva di punti dati in un periodo di rotazione inferiore a circa mezza giornata, che definisce i rotatori ultraveloci (UFR), e un'altra sovra-densità in un periodo superiore a circa 5 giorni, quale, rispetto ai dati di Keplero, è identificato come la punta del regime insaturo. Tali prove inaspettatamente e profondamente sfidano la nostra visione dell'evoluzione magneto-rotazionale di giovani stelle di tipo solare e suggeriscono un nuovo scenario.
Indagini più approfondite hanno mostrato che il ramo ad alta ampiezza è popolato da giovani stelle che non hanno ancora acceso l'idrogeno nei loro nuclei. Le stelle del gruppo dei rotatori lenti di bassa ampiezza sono identificate come vecchie stelle insature. I rotatori ultraveloci e le stelle più veloci sul ramo ad alta ampiezza dovrebbero essere stelle che sono sul punto di accendere l'idrogeno che brucia nei loro nuclei.
Uguale al pannello precedente con i tre gruppi annotati e la nuova traccia evolutiva magneto-rotazionale suggerita indicata con frecce. Giovani stelle simili al sole con uno spesso disco di accrescimento (T Tauri) si trovano sul ramo ad alta ampiezza. Da lì le stelle passano infine al regime insaturo. Però, se lo spin-up li porta quasi alla velocità di rottura, cambiano il loro aspetto molto rapidamente in una configurazione di macchie superficiali più assialsimmetriche, che produce un'ampiezza di modulazione rotazionale molto più piccola, che popolano il gruppo dei rotatori ultraveloci (UFR). Da lì la stella evolve a un ritmo più lento verso il clustering a rotazione lenta a bassa ampiezza, corrispondente al regime insaturo in cui il frangivento domina lo spin-down stellare. Crediti:Università di Catania
Oltre a produrre spot, i campi magnetici di superficie nelle stelle simili al solare sono anche responsabili dello spindown stellare all'aumentare dell'età. Infatti, i campi magnetici generano e controllano il vento stellare, che rimuove il momento angolare dalla stella. C'è, però, una fase nell'evoluzione di una stella simile al solare in cui può ruotare. Le giovani stelle simili al solare che non hanno ancora acceso l'idrogeno nei loro nuclei si contraggono, e quindi tendono a crescere. Nelle prime fasi di questa contrazione, lo spin-up è impedito dalla perdita di momento angolare attraverso l'interazione con il disco di accrescimento, dove si formano i pianeti. Quando i pianeti iniziano a formarsi e il gas nel disco si dissipa, la stella diventa quindi libera di ruotare fino al termine della fase di contrazione complessiva. Dopo di che, lo spin-up si ferma e la stella inizia a girare verso il basso.
Il posizionamento di stelle di età nota e stato evolutivo nel diagramma ampiezza-densità di periodo di Gaia consente, perciò, delineare un nuovo scenario per l'evoluzione magneto-rotazionale di giovani stelle di tipo solare. Nella prima fase della loro evoluzione, quando sono identificati come tipo T Tauri con un disco di accrescimento spesso, le stelle sono sul ramo ad alta ampiezza. Quando iniziano a dissipare i loro dischi, si girano, pur rimanendo ancora sul ramo ad alta ampiezza fino a quando non accendono l'idrogeno che brucia nei loro nuclei e smettono di contrarsi. Successivamente le stelle precipitano a causa della frenata indotta dai campi magnetici, e spostati verso l'ampiezza bassa, regime dei rotatori lenti. Il passaggio al rotatore lento, regime insaturo è alquanto discontinuo, come mostrato dalla densità inferiore nel diagramma ampiezza-densità periodo. Ciò fornisce supporto osservativo all'esistenza di una transizione magnetica che è stata recentemente proposta in letteratura.
La presenza della sovra-densità del rotatore ultraveloce a bassa ampiezza, nettamente separato dal ramo ad alta ampiezza, e la diminuzione della densità del ramo ad alta ampiezza verso periodi molto brevi, suggeriscono un'evoluzione magneto-rotazionale alternativa per la quale non c'erano prove prima di Gaia. Le stelle sul ramo ad alta ampiezza che ruotano vicino alla loro velocità di rottura (cioè quando la forza centrifuga all'equatore è paragonabile alla forza di gravità) subiscono una transizione magnetica molto rapida verso una configurazione di campo più assialsimmetrica, che provoca una drastica diminuzione dell'ampiezza di modulazione e li porta nel regime di rotatori ultraveloci. La popolazione molto sparsa che collega il gruppo dei rotatori ultraveloci al gruppo dei rotatori lenti a bassa ampiezza suggerisce che le stelle ruotano verso il basso a un ritmo più lento, e alla fine si fondono nel ramo a rotazione lenta a bassa ampiezza.
Perciò, tutte le stelle alla fine convergono al ramo a rotazione lenta di bassa ampiezza, cioè al regime insaturo, dove il freno magnetizzato dal vento controlla lo spin-down stellare. Quest'ultima fase di spin-down stellare è oggetto di indagine attiva da parte della comunità scientifica, in quanto può fornire un metodo efficiente per derivare l'età della stella durante le fasi evolutive quando altri parametri stellari variano molto poco. Nel rispetto, la bimodalità di ampiezza riscontrata nei dati di Gaia aiuta ad identificare le stelle che si trovano in regime insaturo, quando questa "girocronologia" può essere applicata.
