Cluster and field star formation in the Magellanic Clouds

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).