Le due nubi di Magellano sono gli esempi più famosi di galassie satelliti della Via lattea e sono anche quelle di dimensioni maggiori. Chiamate brevemente dagli astronomi LMC e SMC (Large e Small Magellanic Cloud), sono visibili anche ad occhio nudo ma solo nell'emisfero australe. In base alle stime più recenti, distano dal Sole 49,5 e 62,8 kpc rispettivamente (ovvero 161 e 205 migliaia di anni luce) e sono definite galassie irregolari; la più grande delle due, in realtà, ha una forma vagamente barrata, misura 14000 anni luce ed ha una massa stimata pari al 10% di quella della nostra galassia.
Un nutrito team di ricercatori del consorzio Gaia ha scelto questi due corpi celesti per condurre uno studio approfondito sulla popolazione stellare al loro interno; è un altro esempio di quello che si può fare con il nuovo catalogo EDR3, con una particolare attenzione al miglioramento rispetto al precedente catalogo DR2. Qui passerò in rassegna alcuni di questi risultati, mettendo l'accento sui risultati visualmente più spettacolari con immagini tratte dall'articolo originale ma spesso processate per renderle più chiare e anche un po' spettacolari, come nel caso delle due immagini in apertura che visualizzano il movimento e la densità delle stelle in maniera suggestiva e quasi artistica.
Credits: Gaia Collaboration / ESO 2020 - Processing: Marco Di Lorenzo
Iniziamo con la visualizzazione della densità stellare delle due nubi nelle regioni prescelte, ampie rispettivamente 40° e 22°. Le due immagini qui sopra le mostrano in falsi colori, dopo la rimozione di stelle più vicine (appartenenti alla Via Lattea) sulla base dei valori di moto proprio e parallasse. In totale, i campioni comprendono oltre 11 milioni di stelle per LMC e 1,7 milioni per SMC. Qui sotto, tali stelle sono rappresentate in due diagrammi CMD (Color Magnitude Diagram), simili ai celebri diagrammi HR (Hertsprung-Russel); a differenza di questi ultimi, però, qui la magnitudine assoluta non è graficata in funzione del tipo spettrale, bensì verso l'indice di colore ovvero la differenza tra la magnitudine nel blu e quella nel rosso, misurate attraverso il sistema fotometrico di Gaia. Si riconoscono chiaramente, nella parte sinistra dei due diagrammi, le stelle di sequenza principale più calde e luminose mentre, nella porzione destra, il ramo delle giganti in uno stadio evolutivo più avanzato; mancano le stelle di luminosità medio-bassa di sequenza principale (come il Sole o le nane rosse) e le nane bianche, ma questo è inevitabile data la grande distanza che impedisce a Gaia di rilevare stelle con magnitudine assoluta al di sopra di +2, approssimativamente.
Credits: Gaia Collaboration / ESO 2020
La collocazione in diversi rami ben riconoscibili nei diagrammi CMD ha permesso di suddividere le stelle delle due nubi in otto diverse popolazioni, legate a differenti fasi evolutive e quindi differenti età delle stelle che li compongono. Esse sono elencate di seguito:
- Young 1: stelle di sequenza principale, calde, luminose e molto giovani (meno di 50 milioni di anni o Myr);
- Young 2: giovani stelle di sequenza principale (da 50 a 400 Myr);
- Young 3: stelle di sequenza principale, di età intermedia (fino a un paio di miliardi di anni);
- RGB (red giant branch): ramo delle giganti rosse;
- AGB (asymptotic giant branch): ramo asintotico delle giganti, incluse le stelle variabili a lungo periodo;
- RRL: stelle variabili di tipo RR-Lyrae;
- BL (blue loop): "cappio blu", una biforcazione al centro del diagramma che include anche le cefeidi classiche;
- RC (red clump): concentrazione di stelle rosse e vecchie, all'interno del gruppo delle giganti rosse.
I gruppi di gran lunga più nutriti sono RC, RGB e Young-3, mentre le due popolazioni Young-1 e AGB rappresentano meno dell'1% del totale. Di seguito, un istogramma delle distribuzioni in età per le varie categorie, in scala logaritmica.
Credits: Gaia Collaboration / ESO 2020
Ed ecco che scopriamo una cosa interessante: guardando le mappe di densità stellare qui sotto, divise tra le diverse popolazioni nella LMC, la loro distribuzione cambia parecchio a seconda dell'età e questo ci permette di tracciare un "filmato" evolutivo della nube; le stelle più vecchie appaiono distribuite uniformemente su una regione ampia mentre quelle recenti hanno una distribuzione molto più variegata, con diverse concentrazioni nella regione centrale ed un accenno di struttura a spirale; le concentrazioni sono chiaramente legate alle regioni ricche di gas e sede di recente formazione stellare, mentre sulle braccia esterne torneremo verso la fine dell'articolo. Come vedremo tra poco, tali differenze morfologiche corrispondono anche a differenze dinamiche nel movimento d'insieme in ciascuna popolazione.
Credits: Gaia Collaboration / ESO 2020 - Processing: Marco Di Lorenzo
Dal punto di vista astrometrico, i seguenti diagrammi (i primi 6 per LMC e altrettanti per SMC) mostrano il progresso che c'è stato passando dal catalogo DR2 (riga superiore) all'EDR3 (subito sotto). Nella colonna centrale e a destra vediamo i moti propri apparenti sulla volta celeste, misurati in direzioni mutuamente perpendicolari; la doppia colorazione è segno evidente che c'è un moto coerente d'insieme, una rotazione delle stelle attorno al centro delle due galassie; sulla base di queste misure sono state ricavate le due suggestive immagini in apertura. A sinistra vediamo invece il valore di parallasse media, che a rigore dovrebbe essere praticamente nullo data la distanza; in effetti, la parallasse teorica sarebbe di 20 e 15 μas per LMC e SMC rispettivamente, mentre le misure individuali di cui stiamo parlando sono affette da una incertezza tipica di ben 0,33 mas, circa 20 volte più grandi di quanto si vuole misurare! Anche facendo una media, statisticamente più precisa, si ottengono valori leggermente negativi per la parallasse di entrambe le galassie (-4 μas per LMC e -2,5 μas per SMC), valori ovviamente poco veritieri e legati alla presenza di un "bias" non completamente rimosso nei dati. Nonostante questo, va sottolineato il notevole miglioramento riscontrabile in tutte le mappe: con il nuovo catalogo, la "rumorosità" dei dati è scesa parecchio e le striature apparenti (dovute a errori sistematici legati alla copertura non uniforme della volta celeste da parte di Gaia) sono quasi scomparse.
Credits: Gaia Collaboration / ESO 2020 - Processing: Marco Di Lorenzo
Da queste misure di moto proprio è stato possibile ricavare, per entrambe le galassie, la posizione del centro dinamico, l'orientamento dell'asse di rotazione e anche le curve di velocità in senso tangenziale e radiale al variare della distanza dal centro; esse sono mostrate qui sotto nel caso di LMC, sia nell'andamento generale (in nero) che per ciascuna popolazione stellare, con alcune differenze dinamiche anche se l'andamento generale è lo stesso. Viene riportata anche la curva precedentemente calcolata dal catalogo DR2 (linea blu sottile tratteggiata) la quale suggeriva, nelle regioni periferiche, una riduzione della velocità di rotazione e un aumento della velocità radiale positiva (espansione), entrambe smentite dal nuovo studio. Infine, nel diagramma a sinistra, sono rappresentate anche le misure effettuate da Hubble nel 2014 su un gruppo di stelle luminose e giovani (simboli blu, magenta e rossi); la loro dispersione, rispetto ai nuovi dati, è notevole perché le misure erano meno precise e, soprattutto, basate su campioni statisticamente meno significativi.
Credits: Gaia Collaboration / ESO 2020 - Processing: Marco Di Lorenzo
Per ultimo, diamo una occhiata alle strutture periferiche delle due nubi, iniziando dai suddetti "bracci" che si dipartono dalla Grande Nube. Tali propaggini sono riconoscibili nelle seguenti tre mappe che riportano in falsi colori, partendo dall'alto, la densità stellare a diversi angoli e distanze dal centro, la corrispondente velocità tangenziale e quella radiale; come riferimento, sulla sinistra c'è la mappa della galassia (sempre la densità sulla volta celeste), con una ellisse che delimita la distanza minima di 3,8 kpc presa in considerazione e con l'indicazione dell'angolo, che è l'ascissa nei pannelli a destra. Il rigonfiamento esterno, sul lato orientale della nube, è caratterizzato da una elevata velocità di rotazione e da un complesso schema di velocità radiali, con alcune regioni in contrazione ed altre in espansione rispetto al centro.
Credits: Gaia Collaboration / ESO 2020
Le strutture spiraleggianti e la loro dinamica sono evidenziate nei seguenti due diagrammi, che ne mostrano la probabile natura mareale, dovuta all'interazione gravitazionale tra le due galassie vicine:
Credits: Gaia Collaboration / ESO 2020 - Processing: Marco Di Lorenzo
Infine, ecco il ponte di materia che unisce le due galassie irregolari, visualizzato sia con la densità stellare (a sinistra) sia con l'indice di colore medio (a destra); quest'ultimo ci mostra, di nuovo, anche come sono distribuite le diverse popolazioni stellari.
Credits: Gaia Collaboration / ESO 2020 - Processing: Marco Di Lorenzo
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