Diagramme de densité Gaia DR2 de l'amplitude en fonction de la période pour les étoiles de type solaire avec une masse d'environ 0,7 masse solaire. L'échelle de couleurs (arc-en-ciel) indique la densité des points de données. Trois regroupements sont immédiatement identifiables. Crédit :Université de Catane
Depuis la deuxième diffusion des données Gaia le 25 avril 2018, les astrophysiciens ont eu à leur disposition une richesse sans précédent d'informations non seulement sur les distances et les mouvements des étoiles dans la galaxie, mais aussi sur de nombreux autres paramètres stellaires issus de l'exploitation de l'instrumentation à bord du satellite et des caractéristiques uniques de la mission. Observations multiples de la même étoile, nécessaire pour dériver sa distance et son mouvement, ont également produit des paramètres liés à la variabilité stellaire. Données pour les étoiles avec des taches à la surface similaires à celles de notre Soleil, en particulier, renseignent sur leur période de rotation et sur leurs champs magnétiques de surface. Les taches stellaires générées par les champs magnétiques à la surface modulent la luminosité stellaire lors de sa rotation, permettant de déduire la période de rotation de l'étoile et de donner une indication de son activité magnétique. Le grand nombre d'étoiles observées a permis de produire, avec seulement les 22 premiers mois d'observations de Gaia, le plus grand ensemble de données sur la rotation à ce jour, avec période de rotation et amplitude de modulation d'environ 150, 000 étoiles de type solaire.
Lorsque les scientifiques ont inspecté le nouvel ensemble de données de modulation rotationnelle Gaia d'étoiles de type solaire, ils s'attendaient à trouver une diminution générale de l'amplitude de modulation avec l'augmentation de la période, avec peut-être un genou séparant une rotation plus rapide, régime "saturé", dans laquelle l'activité magnétique est faiblement dépendante de la rotation, d'une rotation plus lente, régime "insaturé", dans laquelle l'activité magnétique est plus fortement dépendante de la rotation. En effet, l'existence d'une telle tendance est bien établie à partir d'observations au sol, et cela a été récemment confirmé par les observations du satellite Kepler. A leur grande surprise, cependant, les données Gaia ont plutôt révélé une image différente et complètement inattendue. La richesse des données a permis de dévoiler, pour la première fois, signatures de différents régimes d'inhomogénéité de surface dans le diagramme de densité amplitude-période. Ces régimes produisent un regroupement de données dans un tel diagramme que seule la richesse des données de Gaia peut révéler.
Le régime saturé s'est avéré être lui-même composé de deux branches, à haute et basse amplitude, séparés par un écart évident à une période de rotation inférieure à environ deux jours. La branche de faible amplitude s'est également résolue en deux touffes, montrant une surdensité de points de données à une période de rotation inférieure à environ une demi-journée, qui définit les rotateurs ultra-rapides (UFR), et une autre surdensité à une période supérieure à environ 5 jours, lequel, par comparaison avec les données de Kepler, est identifié comme la pointe du régime non saturé. De telles preuves remettent en cause de manière inattendue et profonde notre vision de l'évolution magnéto-rotationnelle des jeunes étoiles de type solaire et suggèrent un nouveau scénario.
Une enquête plus approfondie a montré que la branche de haute amplitude est peuplée de jeunes étoiles qui n'ont pas encore enflammé d'hydrogène dans leur cœur. Les étoiles du groupe des rotateurs lents de faible amplitude sont identifiées comme des étoiles insaturées plus anciennes. On s'attend à ce que les rotateurs ultra-rapides et les étoiles les plus rapides sur la branche de haute amplitude soient des étoiles qui sont sur le point d'allumer l'hydrogène brûlant dans leurs noyaux.
Identique au panneau précédent avec les trois groupes annotés et la nouvelle piste évolutive magnéto-rotationnelle suggérée indiquée par des flèches. Les jeunes étoiles de type solaire ayant un disque d'accrétion épais (T Tauri) sont situées sur la branche de grande amplitude. De là, les étoiles transitent finalement vers le régime non saturé. Cependant, si le spin-up les conduit presque à la vitesse de rupture, ils changent d'aspect très rapidement en une configuration de spots de surface plus axisymétrique, qui produit une amplitude de modulation de rotation beaucoup plus petite, peupler le groupe des rotateurs ultra-rapides (UFR). De là, l'étoile évolue à un rythme plus lent vers le cluster à rotation lente de faible amplitude, correspondant au régime non saturé où le brise-vent domine le spin-down stellaire. Crédit :Université de Catane
En plus de produire des spots, les champs magnétiques de surface dans les étoiles de type solaire sont également responsables du spindown stellaire à l'âge croissant. En effet, les champs magnétiques génèrent et contrôlent le vent stellaire, qui supprime le moment cinétique de l'étoile. Il y a, cependant, une phase dans l'évolution d'une étoile de type solaire dans laquelle elle peut tourner. De jeunes étoiles de type solaire qui n'ont pas encore enflammé d'hydrogène dans leur cœur se contractent, et ont donc tendance à tourner. Au début de cette contraction, l'accélération est empêchée par la perte de moment cinétique par interaction avec le disque d'accrétion, où se forment les planètes. Lorsque les planètes commencent à se former et que le gaz dans le disque se dissipe, l'étoile devient alors libre de tourner jusqu'à ce que la phase de contraction globale soit terminée. Après ça, la rotation s'arrête et l'étoile commence à ralentir.
Placer des étoiles d'âge et de statut évolutif connus dans le diagramme d'amplitude de Gaia - densité de période le permet, donc, pour délimiter un nouveau scénario pour l'évolution magnéto-rotationnelle des jeunes étoiles de type solaire. Dans la première phase de leur évolution, lorsqu'ils sont identifiés de type T Tauri avec un disque d'accrétion épais, les étoiles sont sur la branche de grande amplitude. Quand ils commencent à dissiper leurs disques, ils tournent, bien qu'ils restent toujours sur la branche de haute amplitude jusqu'à ce qu'ils enflamment l'hydrogène brûlant dans leurs noyaux et cessent de se contracter. Les étoiles tournent ensuite vers le bas en raison du freinage induit par les champs magnétiques, et se diriger vers la faible amplitude, régime des rotateurs lents. Le passage au rotateur lent, le régime insaturé est quelque peu discontinu, comme le montre la densité inférieure dans le diagramme de densité amplitude-période. Cela apporte un support d'observation à l'existence d'une transition magnétique qui a été récemment proposée dans la littérature.
La présence de la surdensité du rotateur ultra-rapide à faible amplitude, nettement séparé de la branche haute amplitude, et la diminution de densité de la branche de forte amplitude vers des périodes très courtes, suggèrent une évolution magnéto-rotationnelle alternative pour laquelle il n'y avait aucune preuve avant Gaia. Les étoiles sur la branche de grande amplitude qui tournent près de leur vitesse de rupture (c'est-à-dire lorsque la force centrifuge à l'équateur est comparable à la force de gravité) subissent une transition magnétique très rapide vers une configuration de champ plus axisymétrique, ce qui provoque une diminution spectaculaire de l'amplitude de modulation et les amène dans le régime de rotateur ultra-rapide. La population très clairsemée reliant le groupe des rotateurs ultra-rapides au groupe des rotateurs lents de faible amplitude suggère que les étoiles ralentissent à un rythme plus lent, et finalement fusionner dans la branche à rotateur lent de faible amplitude.
Par conséquent, toutes les étoiles convergent finalement vers la branche du rotateur lent de faible amplitude, c'est-à-dire au régime non saturé, où le freinage du vent magnétisé contrôle la rotation stellaire. Cette dernière phase de spin-down stellaire est activement étudiée par la communauté scientifique, car cela peut fournir une méthode efficace pour dériver l'âge de l'étoile pendant les phases évolutives lorsque les autres paramètres stellaires varient très peu. A cet égard, la bimodalité d'amplitude trouvée dans les données Gaia aide à identifier les étoiles qui sont en régime non saturé, quand cette « gyro-chronologie » peut être appliquée.
