Dynamical characterisation of the Magellanic Clouds with Gaia data and the KRATOS simulations

Abstract

[eng] The more clearly visible galaxies to the naked eye in the night sky are the Magellanic Clouds (MC), the biggest galaxies in the Milky Way (MW) neighbourhood. Because they are so close, the Large and Small Magellanic Cloud (LMC and SMC, respectively) provide astronomers with a unique window into the complexities of galactic systems, which make them the ideal case for studying galactic interactions, stellar evolution, and the fundamental principles underlying the formation and dynamics of galaxies. The LMC is so peculiar that it gives name to a type of galaxy, the Barred Magellanic Spirals. This galaxy is a dwarf bulgeless disc with a single spiral arm, and an off-centred and asymmetric stellar bar. It is a gas-rich galaxy characterised by an inclined disc, with a warp, that lies at a distance of around 50 kpc. The SMC has long been thought to be a satellite of the LMC due to its proximity. It is at around 62 kpc from the MW and 20-25 kpc away from the LMC. The SMC is a gas rich dwarf irregular galaxy. The Gaia satellite was launched on the 19th of December of 2013, and it is currently operational (on January 2024). The spacecraft precisely measures the positions, movements and distances (through their parallax) of stars by repeatedly observing them over time. Gaia is the main scientific endeavour undertaken by the European Space Agency (ESA) to map and study the stars in our Galaxy. However, Gaia collects light from all sources: asteroids, unresolved binaries, quasars, and other point-like sources that enter the focal plane. Among the light sources that cross the Gaia focal plane, we have the stars of the MCs. These galaxies are close enough that Gaia is able to individually resolve many of their stars. This thesis is focused on the kinematic analysis of the LMC disc. To do so, we applied a selection strategy based on neural networks to distinguish the LMC stars from the MW foreground using most of the available information from Gaia. With the LMC clean samples, we generated 3D velocity maps and profiles of the LMC measured using Gaia DR3 proper motions and line-of-sight velocities. It was the first time that a homogeneous data set of a galaxy that is not the MW is generated with 3D velocity information, for more than 20 thousand stars. We used these kinematics maps to provide novel constraints on the corotation and pattern speed of the stellar bar of the LMC. Following the LMC/MW classifier's success, we trained and used a neural network to also separate the SMC stars from the MW foreground. However, the study of the formation and evolution of the LMC-SMC system cannot be fully carried out only by using observational data. Observations give us only a static picture of the whole process, and that is why most researchers complement them with numerical simulations. In the last years, these studies have been focused on trying to recreate the distribution of neutral gas and the position and properties of the streams using hydrodynamical simulations, and not the internal kinematics of the MCs. In this context, in this thesis we present KRATOS, a comprehensive suite of 28 open access pure N-body simulations of isolated and interacting LMC-like and SMC-mass galaxies. With these models it is possible to study the formation of substructures in an LMC-like disc after the interaction with an SMC-mass system and to compare them with the observations (e.g. the kinematic maps and the bar pattern speed of the LMC using Gaia DR3 data). This is the first paper of a series that will be dedicated to a more specific analysis of the LMC-SMC interaction. In conclusion, this thesis provides the scientific community with a catalogue that disentangles LMC and SMC stars from foreground MW stars. With these clean samples we have deepened the knowledge of the internal kinematics of the LMC disc through 3D kinematic maps and the analysis of the bar pattern speed. Finally, we started assessing the impact of the SMC on the LMC disc substructure through the use of the KRATOS simulations, which we will continue in future works.

[cat] Els Núvols de Magalhães són les galàxies més visibles a simple vista en el cel nocturn, ja que estan molt a prop de la nostra galàxia i són les més grans del seu entorn. A causa de la seva proximitat, el Gran i el Petit Núvol de Magalhães (LMC i SMC) proporcionen als astrònoms una finestra única per a l'estudi de les complexitats dels sistemes galàctics en interacció, gràcies a la gran quantitat de característiques observables en aquestes galàxies. Situada a una distància d'aproximadament 50 kpc, la peculiar LMC presenta un únic braç espiral i una barra estel·lar asimètrica. La SMC sempre s'ha considerat un satèl·lit de la LMC a causa de la seva proximitat. Es troba a uns 62 kpc de la Via Làctia i a una distància de 20-25 kpc de la LMC. La SMC és una galàxia irregular nana i rica en gas. Amb el llançament de la missió espacial Gaia el 2013, s'ha inaugurat una nova era en l'observació astronòmica, permetent l'estudi detallat de milers de milions d'estrelles. L'objectiu científic principal de Gaia és cartografiar i estudiar les estrelles de la Via Làctia. No obstant això, Gaia recull informació de totes les fonts de llum, la qual cosa inclou també les estrelles dels Núvols de Magalhães, així com asteroides, binàries no resoltes o quàsars. Un element destacat d'aquesta tesi és l'anàlisi cinemàtic del disc de la LMC utilitzant dades de Gaia, on es van obtenir mostres netes (eliminant la contaminació de la Via Làctia) i es van presentar els primers mapes i perfils de velocitat en 3D. Això va ajudar a definir noves restriccions sobre la velocitat de rotació de la barra. Seguint l'èxit del classificador per a la LMC, es va entrenar una altra xarxa neuronal per a separar també les estrelles de la SMC de la contaminació de la Via Làctia. No obstant això, l'estudi de la formació del sistema LMC-SMC no es pot dur a terme només amb observacions, ja que donen una imatge estàtica del procés. També és necessari fer servir simulacions numèriques, típicament centrades a recrear la distribució de gas i corrents estel·lars de l’halo i no en la cinemàtica interna dels Núvols. Aquesta tesi inclou la presentació de KRATOS, 28 simulacions de N-cossos (d'accés lliure) de galàxies tipus LMC i SMC, que possibiliten l'estudi de la formació de subestructures en el disc de la LMC després de la interacció amb la SMC, mitjançant la seva comparació amb les observacions