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

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.