The Star Formation History of the Magellanic Clouds from HST and VISTA data

This thesis presents a study of the Star Formation History on the Magellanic Clouds using HST and VISTA data. Chapter 2 introduces the VMC survey and then describes the observing strategy and first observations, the data reduction steps for producing images and catalogs for individual observations. Than present a description of the subsequent stages of reduction for deep and linked observations and presents the archival procedures. In chapter 3 as part of the preparation for the VMC survey, we aim to access the accuracy in the Star Formation History (SFH) that can be expected from VMC data, in particular for the Large Magellanic Cloud (LMC). We first simulate VMC images containing LMC stellar populations and the foreground Milky Way (MW) stars and background galaxies. We then evaluate the expected errors in the recovered star formation rate as a function of stellar age, SFR(t), starting from models with a known Age–Metallicity Relation (AMR). In chapter 4 we applied to the NGC 419 SMC star cluster data the classical method of star formation history (SFH) recovery via CMD reconstruction, deriving for the first time this function for a star cluster with multiple turn-offs. The values for the cluster metallicity, reddening, distance and binary fraction, were varied within the limits allowed by present observations. Star formation is found to last for at least 700 Myr, and to have a marked peak at the middle of this interval, for an age of 1.5 Gyr. Our findings argue in favour of multiple star formation episodes (or continued star formation) being at the origin of the multiple main sequence turn-offs in Magellanic Cloud clusters with ages around 1 Gyr. In chapter 5 we studied the HST/ACS colour–magnitude diagrams (CMD) of the populous LMC star cluster NGC 1751 that present both a broad main sequence turn-off and a dual clump of red giants. We show that the latter feature is real and corresponds to the first appearance of electron-degeneracy in the H-exhausted cores of the cluster stars. We then apply to the NGC 1751 data the classical method of star formation history (SFH) recovery via CMD reconstruction. After considering the random and systematic errors in the analysis, star formation in the cluster centre is found to last for a time span of 460 Myr. In chapter 6 we present the preliminary results on the recovery of the SFH with VISTA data of 3 LMC VMC (Cioni et al. 2010) fields located around the LMC main body. Following the method described in Kerber et al. (2009a), Harris & Zaritsky (2004), Gallart et al. (1999) we evaluated the SFH deriving at the same time the Age Metallicity Relation AMR, the distance modulus (m− M)0 and the extinction AV . The comparison of ours results on the AV and (m− M)0 with Zaritsky et al. (2004) (for the AV ), Nikolaev et al. (2004), van der Marel & Cioni (2001b) and van der Marel et al. (2002) (for the (m− M)0 ) to the VMC field 8 3 show an agreement with this authors in all subregions analyzed. Chapter 7 summarizes and comments the results obtained in this work.

Questa tesi presenta uno studio sulla storia della formazione stellare delle nubi di Magellano usando dati osservati con i telescopi HST e VISTA. Il capitolo 2 introduce il programma osservativo VMC e ne descrive la strategia osservativa e i primi risultati, la riduzione dati e i passi fatti per produrre le immagini scientifiche finali e i relativi cataloghi. Il capitolo 3 presenta il lavoro di preparazine al programma VMC al fine di valutare l’accuratezza sulla ricostruzione della storia della formazione stellare (SFH) che ci si aspetta dai dati ottenuti con il telescopio VISTA nel caso della grande nube di Magellano (LMC). In questa parte della tesi sono state simulate le immagini del programma VMC nel caso della LMC contenenti tipiche popolazioni stellari osservate nella LMC, stelle appartenenti alla Via Lattea (MW) piu le galassie. In seguito sono stati analizzati gli errori dovuti al recupero della SFH in funzione dell’ eta , partendo da modelli con conosciuta relazione eta –metallicita (AMR). Nel capitolo 4 e stato applicato il metodo per il recupero della SFH attraverso il diagramma colore magnitudine all’ammasso NGC 419 nella SMC. E stato possibile derivare per la prima volta la SFH per un ammasso che presenta un turn-offs multiplo. Si sono potuti derivare inoltre la metallicit` , l’estinzione, il modulo di distanza e la frazione di binarie nei limiti degli errori stocastici e sistematici. Abbiamo valutato per questo ammasso un periodo prolungato di formazione stellare con ampiezza pari a 700 Myr, e con un picco di et` a 1.5 Gyr. I nostri risultati favoriscono l’idea che all’origine del turn-offs multiplo di sequenza principale in ammassi delle nubi di Magellano con eta vicine a 1 Gyr ci siano episodi di formazione stellari multipli. Nel capitolo 5 abbiamo studiato il diagramma colore–magnitudine (CMD) ottenuto utilizzando i dati HST/ACS dell’ammasso stellare NGC 1751 nella LMC, il quale presenta un turn-off di sequenza principale allargato ed un doppio clump per le giganti rosse. Abbiamo dimostrato che queste caratteristiche nel CMD si spiegano allo stesso modo di quanto fatto per l’ammasso NGC419 nel capitolo precedente. Applicando anche a questo ammasso il metodo per la ricostruzione della SFH via CMD abbimo valutato il tasso di formazione stellare in funzione del tempo trovando un’ampiezza pari a 460 Myr. Il capitolo 6 presnta i primi risultati sul recupero della SFH con dati VMC (Cioni et al. 2010) per 3 campi della LMC localizzati attorno alla parte centrale della galassia. Seguendo il metodo descritto nel capitolo 3, Harris & Zaritsky (2004), Gallart et al. (1999) abbiamo misurato la SFH e derivato contemporaneamente la relazione eta metallicita AMR, il modulo di distanza (m− M)0 e l’estinzione AV . Infine abbiamo confrontato i nostri risultati per AV e (m− M)0 con quelli ottenuti in Zaritsky et al. (2004) (per AV ), Nikolaev et al. (2004), van der Marel & Cioni (2001b) e van der Marel et al. (2002) (per (m− M)0 ). Per il campo 8 3 il confronto mostra un buon accordo nella gran parte delle aree considerate. In fine il capitolo 7 riassume e commenta tutte le parti affrontate in questo lavoro.