Distribution of stellar rotational velocities in star clusters of the Magellanic Clouds

There has been growing evidence in recent years that star clusters in the Magellanic Clouds (MCs) contain stars with a significant spread in rotation velocity. Indeed, the Hubble Space Telescope (HST)’s excellent photometry has revealed new surprises, such as the presence of structures that cannot be represented by evolutionary isochrones for a single age or metallicity in the observed Colour-Magnitude Diagrams (CMD) of young and intermediate-age MCs clusters. These include the identification of extended main-sequence turn-offs (eMSTO) and split Main Sequence (MS), as well as instances of clusters with a dual Red Clump (RC). The ”stellar rotation scenario”, which attributes these CMD features to stellar rotation, is currently one of the most favored hypotheses. In this thesis, I investigate the distribution of stellar rotation within four MCs clusters: NGC 419 of the Small Magellanic Cloud (SMC) and NGC 2203, NGC 1831, and NGC 1866 of the Large Magellanic Cloud (LMC). These clusters are densely populated with stars and exhibit all of the intriguing rotational features in their CMDs. The primary goal of this analysis is to explore how stellar rotation influences the morphology of CMDs and to retrieve the distribution of stellar rotational velocities of our target clusters using evolutionary models that include rotation and are complete in both evolutionary phases and color modeling. Using isochrones derived from PARSEC V2.0 stellar tracks and TRILEGAL, the analysis begins by generating distinct stellar populations, each with a different rotation rate. Using the sfhfinder, these populations, referred to as ”Partial Models,” are combined to create the final model, denoted as M. Optimization with gradient descent with momentum and Monte Carlo Markov Chain (MCMC) are used in this process, allowing M to represent the relative importance of each population corresponding to specific rotational velocities. According to the analysis, the rotational velocity distributions in all four clusters are peaked at high rotation rates and clearly reveal stars with ωi ≳ 0.6. As a result, the CMD morphology of young and intermediate-age MCs clusters can be completely explained within the context of rapid and extreme rotation. This research could be expanded to young and intermediate-age clusters within the Milky Way (MW) in the future, providing a more comprehensive understanding of the underlying mechanisms shaping CMDs in a different galactic environment.

Negli ultimi anni è divenuto evidente che gli ammassi stellari nelle Nubi di Magellano contengano stelle con una significativa variazione nella velocità di rotazione. Infatti, l'eccellente fotometria del Telescopio Spaziale Hubble (HST) ha rivelato la presenza di strutture che non possono essere rappresentate da isocrone evolutive per una singola età o metallicità nei Diagrammi Colore-Magnitudine (DCM) di ammassi giovani e di età intermedia delle Nubi di Magellano. Alcuni esempi sono Turn-Off della Sequenza Principale estesi, Sequenze Principali divise, così come casi di ammassi con un doppio Red Clump. Lo "scenario della rotazione stellare", che attribuisce queste caratteristiche dei CMD alla rotazione delle stelle dell’ammasso, è attualmente una delle ipotesi più favorite. In questa tesi, indago la distribuzione della rotazione stellare all'interno di quattro ammassi delle Nubi di Magellano: NGC 419 della Piccola Nube di Magellano e NGC 2203, NGC 1831 e NGC 1866 della Grande Nube di Magellano. Questi ammassi sono densamente popolati di stelle e presentano tutte le interessanti caratteristiche sopracitate nei loro DCM. L'obiettivo principale di questa analisi è esplorare come la rotazione stellare influenzi la morfologia dei DCM e recuperare la distribuzione delle velocità di rotazione stellare degli ammassi di interesse utilizzando modelli evolutivi che includono la rotazione e sono completi nelle fasi evolutive. Utilizzando isocrone derivate dalle tracce stellari di PARSEC V2.0 e TRILEGAL, l'analisi inizia generando diverse popolazioni stellari, ciascuna con una diversa velocità di rotazione. Utilizzando il programma sfhfinder, queste popolazioni, denominate "Modelli Parziali", vengono combinate, usando Ottimizzazione con momento e catene di Markov Monte Carlo (MCMC), per creare il modello finale, indicato come M. Secondo l'analisi, le distribuzioni delle velocità di rotazione in tutti e quattro gli ammassi sono concentrate ad alte velocità di rotazione e mostrano chiaramente stelle con ωi ≳ 0.6. Di conseguenza, la morfologia dei DCM negli ammassi giovani e di età intermedia delle Nubi di Magellano può essere completamente spiegata nel contesto di una rotazione rapida ed estrema. Questa ricerca potrebbe essere ampliata in futuro per includere ammassi giovani e di età intermedia nella Via Lattea, fornendo una comprensione più completa dei meccanismi che modellano i DCM in un ambiente galattico diverso.