Cluster and field star formation in the Magellanic Clouds

The work presented in the thesis is intended to improve the understanding of the complex star formation phenomenon. Magellanic Clouds represent the ideal laboratory for they proximity to the Galaxy allows us to resolve single stars. The first part of the research determined the age of a sample of 462 clusters and associations in the Small Magellanic cloud (SMC). Adopted method was that of isochrone fitting in the colour-magnitude diagram. An extimate of the reddening has also been given for all these clusters. Data were taken at the telescope 2.2m ESO for a region of 0.3 sq.deg. around NGC-269. Moreover it has been made use of OGLE data for an area of 2.4 sq.deg. that covers the entire SMC bar. The number of considered clusters not only allows for a good statistic in the determination of the cluster star formation rate but also allows to study the correlation with the environment, expecially with HI regions and with the relative velocity dispersion maps and with CO clouds. Finally the field star formation rate were drawn for the areas of the two super-shells 37A and 304A. The cluster age distribution supports the idea that clusters formed in the last 1 Gyr of the SMC history in a roughly continous way with periods of enhancements. The two super-shells 37A and 304A detected in the HI distribution are clearly visible in the age distribution of the clusters: an enhancement in the cluster formation rate has taken place from the epoch of the shell formation. A tight correlation between young clusters and the HI intensity is found. The degree of correlation is decreasing with the age of teh clusters. Clusters older than 300 Myr are located away from the HI peaks. Clusters and associations younger than 10 Myr are related to the CO clouds in the SW region of teh SMC disk. A positive correlation between the location of the young clusters and the velocity dispersion field of the atomic gas is derived only for the shell 304A, suggesting that the cloud-cloud collision is probably not the most important mechanism of cluster formation. Evidence of gravitational triggered episode due to the most recent close interaction between SMC and LMC is found both in the cluster and field star distribution. Subsequently three clusters in particular were deeper analyzed: NGC-265, K-29, NGC-290. For these clusters data were drawn from the ESO archive. Images were taken with the ACS/WFC of HST. The better quality of the data allows the determination of cluster physical parameters. Moreover for the same clusters were determined the age, the metallicity, the reddening, the slope of the initial mass function (IMF) with the chi-square method. This method varies the parameter of the luminosity functions obtained from stellar population synthesis and finds the solution that best minimize the chi-square between theoretical and experimental luminosity functions. In this case also field star formation rates were drawn from the associated fields. For the clusters we find the following ages and metallicities: NGC-265 has log(Age)=8.5\pm0.3 and metallicity Z=0.004\pm0.003, K-29 has log(Age)=8.2\pm0.2 and metallicity Z=0.003\pm0.002, NGC-290 has log(Age)=7.8\pm0.5 and metallicity Z=0.003\pm0.002. The initial mass function turns out to be in agreement with the standard Kroupa model. The star formation rate of the field population presents periods of enhancements at 300-400 Myr, 3-4 Gyr and finally 6 Gyr. However it is relatively quiescent at ages older than 6 Gyr. This result suggests that at older ages, the tidal interaction between the Magellanic Clouds and the Milky Way was not able to trigger significant star formation events. The last part of the thesis analyzes a region of high intensity star formation in the Large Magellanic Cloud (LMC), namely N11. In this case also the data were taken from the archive. The analysis of the colour-magnitude diagrams immediately presented an interesting feature: the presence of a double low-magnitude main sequence. This feature has been interpreted as the presence of pre-main sequence stars (PMSs). The hypothesis of a differential reddening has also been discussed. In this region young clusters and associations are present: for all the observed objects the presence of clustered substructures has been investigated by mean of the graph method. Finally all the enhancements of star formation are compared with dynamical models of the interaction between the Milky Way and the Magellanic Clouds known in literature, finding that they are related, for example, around 200 Myr (perigalactic passage between the Magellanic Clouds) and at 1-2 Gyr (perigalactic passage with the Milky Way).

Il lavoro presentato nella tesi ha lo scopo di migliorare la comprensione del complesso fenomeno della formazione stellare. Il laboratorio piu' adatto a questo proposito e' quello delle Nubi di Magellano la cui prossimita' alla Galassia permette di risolvere le singole stelle. La prima parte della ricerca ha determinato l'eta' di un campione di 462 ammassi ed associazioni della Piccola Nube di Magellano (SMC) attraverso il metodo del fit delle isocrone nei diagrammi colore-magnitudine. A questi ammassi e' stata inoltre attribuita una stima dell'arrossamento. I dati utilizzati sono stati presi al telescopio 2.2m ESO per una regione di 0.3 sq. deg. intorno a NGC-269 ed inoltre si e' fatto uso dei dati OGLE per una regione di 2.4 sq. deg. che ricopre l'intera barra centrale della SMC. Il cospicuo numero di ammassi ha permesso di determinare il tasso di formazione degli stessi con una buona statistica ma anche di studiarne la correlazione con l'ambiente, in particolare con le regioni di HI e le relative mappe di dispersione di velocita' e con le nubi molecolari di CO. Si sono determinate le rate di formazione stellare di campo nelle aree delle due super-shell 37A e 304A. Gli ammassi risultano essersi formati nel corso dell' ultimo miliardo di anni in maniera continua ma con picchi di formazione a 8, 90, 700 Myr. Le due supershell 37A e 304A rilevate nella distribuzione di HI sono chiaramente visibili nella distribuzione in eta' degli ammassi: un picco nella rate di formazione di ammassi ha avuto luogo dall'epoca di formazione delle shell. Si trova una stretta correlazione fra gli ammassi giovani e le aree di maggiore intensita' di HI. Il grado di correlazione decresce con l'eta' degli ammassi. Ammassi piu' vecchi di 300 Myr sono situati al di fuori dei picchi di HI. Ammassi ed associazioni piu' giovani di 10 Myr sono in relazione con le nubi di CO situate nella regione sud-ovest del disco della SMC. Si deriva una correlazione positiva fra le posizioni degli ammassi giovani ed il campo delle dispersioni di velocita' del gas atomico solo per la shell 304A, fatto che suggerisce che la collisione fra nubi probabilmente non e' il meccanismo principale di formazione di ammassi. Si trovano inoltre prove di episodi di formazione stellare dovuti all'interazione fra SMC ed LMC sia nella distribuzione degli ammassi che in quella del campo. Successivamente si sono analizzati piu' approfonditamente tre ammassi : NGC-265, K-29 e NGC-290. Per questi ammassi i dati, provenienti dall'archivio dell'ESO, sono stati presi con la WFC di HST. La migliore qualita' dei dati ha permesso di determinare i parametri fisici dei tre ammassi. Inoltre per gli stessi ammassi si sono determinate l'eta', la metallicita', l'arrossamento, i coefficienti della funzione iniziale di massa (IMF) con il metodo del chi-quadro. Quest'ultimo prevede che al variare dei parametri nelle funzioni di luminosita' ottenute dalla sintesi di popolazione stellare si calcoli la soluzione che minimizza il chi-quadro fra la funzione di luminosita' teorica e sperimentale. Anche in questo caso si sono determinate le rate di formazione stellare dei campi associati ai tre ammassi. Per gli ammassi troviamo le seguenti eta' e metallicita': NGC-265 ha log(Age)=8.5 \pm 0.3 e metallicita' Z=0.004 \pm 0.003, K-29 ha log(Age)=8.2\pm 0.2 e metallicita' Z=0.003 \pm 0.002, NGC-290 ha log(Age)=7.8\pm0.5 e metallicita' Z=0.003\pm 0.002. La funzione iniziale di massa e' in accordo col modello standard di Kroupa. La rate di formazione stellare della popolazione di campo presenta periodi di maggiore attivita' a 300-400 Myr, 3-4 Gyr ed infine a 6 Gyr. Tuttavia e' relativamente quiescente ad eta' maggiori di 6 Gyr. Questo risultato suggerisce che ad eta' piu' vecchie, l'interazione mareale fra le Nubi di Magellano e la Via Lattea non e' stata in grado di provocare episodi significativi di formazione stellare. L'ultima parte della tesi analizza una regione di intensa attivita' di formazione stellare nella Grande Nube di Magellano (LMC) denominata N11. Anche in questo caso i dati sono stati presi da archivio. L'analisi dei diagrammi colore-magnitudine ha subito presentato una interessante caratteristica: la presenza di una doppia sequenza principale alle basse magnitudini che e' stata giustificata come costituita da stelle di pre-sequenza. Viene anche discussa l'ipotesi di un arrossamento differenziale. In questa regione sono presenti associazioni ed un ammasso giovane: di questi oggetti viene studiata la presenza di sottostrutture con il metodo dei grafi. Infine si sono confrontati i picchi di formazione stellare con i modelli dinamici di interazione fra la Galassia e le Nubi di Magellano presenti in letteratura trovando che i due, per esempio, sono correlati intorno a 200 Myr(passaggio perigalattico fra le due Nubi di Magellano) e a 1-2 Gyr(passaggio perigalattico con la Via Lattea).