The star formation history in the local group

Abstract

In this thesis, I focused on the study of the dwarf galaxies in the Local Group (LG). Since they can be resolved into stars, this group of galaxies offers a perfect laboratory in addressing the problems still open in galaxy formation and evolution. In addition, the LG is composed of a unique mixture of all the morphological types of dwarfs, namely dwarf irregulars (dIrr), spheroidals (dSph), and the recently discovered ultra faints (UFD). The star formation histories (SFH) of these systems are fundamental to obtain deeper insights into their stellar populations, and especially on the presence of radial gradients. The sample of galaxies analysed in the present study is composed of a dIrr, two dSphs, and a UFD. These are NGC 6822, Draco, Ursa Minor (UMi), and Hercules, respectively. In all the cases the photometry was obtained using DAOPHOT/ ALLSTAR/ ALLFRAME (Stetson 1987, 1994), which resulted in the derivation of very accurate colour-magnitude diagrams (CMD). The study of NGC 6822 is based on HST data, whereas in all the other cases Subaru data have been used. In addition, in the case of NGC 6822 and Draco the accurate star formation history was derived using the IAC method composed of IACstar/ IAC-pop/ MinnIAC (Aparicio & Gallart 2004; Aparicio & Hidalgo 2009; Hidalgo et al. 2011). The data sample of NGC 6822 is divided into six fields, which cover the whole bar of this dwarf galaxy. The SFH solutions we derived show an enhanced star formation rate (SFR) in Fields 1 and 3 during the past 500 Myr, whereas the SFRs in the other fields are almost extinguished at very recent epochs. In addition, I studied the radial gradients of the populations by considering the total mass converted into stars in two time intervals (between 0 and 0.5 Gyr ago and between 0.5 and 13.5 Gyr ago). The scale lengths of the young and intermediate-to-old populations result perfectly compatible, with the exception of the young populations in Fields 1 and 3. The recent SFR in these two fields is greater than in the other ones. This might be an indication that in these two fields we are sampling incipient spiral arms. In addition, the age-metallicity relations were derived. As expected, the metallicity increases with time for all of the fields. No radial gradient in the metallicity is observed. The data available for the dSph Draco are composed of five fields, which cover as far out as 3 core radii. The SFH of Draco is characterized by a unique burst which took place ∼ 12.9 Gyr ago, with a width of ∼ 0.5 Gyr. This is compatible with a quenching of the SF activity due to the effect of reionization, even though a signature in the spectroscopic measurement of the metallicity rises doubts about this interpretation. In addition, I studied the presence of radial gradients in Draco. I calculated the scale lengths of different evolutionary features of this galaxy. All the scale lengths are compatible, hence there is evidence that Draco is composed of a unique stellar population. For UMi the SFH was not obtained, because of a significant difference between the predictions of the evolutionary models and the observed CMD. A real peculiarity in this galaxy is excluded if archival HST photometry is considered, since it agrees with the models. Hence I requested two additional sets of data, obtained with the IAC80 and NOT telescopes. The first dataset was used in order to verify the calibration equations obtained. The second one was used to investigate if a non linearity between the NOT and Subaru photometries was present. None of the two data sets were useful in solving the discrepancy, hence I performed a study of the populations in this galaxy based on star counts. In particular, I compared the width of the observed sub-giant branch with that predicted by stellar evolutionary models. This comparison sheds light on the duration of the SF burst in UMi, which results to be between 0.15 and 2 Gyr. Moreover, I investigated the radial gradients in this dSph. As in the previous cases I derived the scale lengths for different evolutionary features in this galaxy, which result compatible. Hence, UMi appears to be dominated by only one stellar population. The photometry of Hercules resulted to be too shallow to derive the accurate SFH, therefore, I compared it to a set of GGC and isochrones belonging to the BaSTI library (Pietrinferni et al. 2004). This comparison discloses that this galaxy hosts a population of age ≥ 12 Gyr and of very low metal content.

Mi tesis est´a focalizada en el estudio de las galaxias enanas del Grupo Local (GL). Ya que las galaxias del GL se pueden resolver en estrellas, este grupo ofrece un laboratorio perfecto para estudiar la formaci´on y la evoluci´on estelar y gal´actica. Las galaxias enanas del GL son principalmente de tres tipos morfol´ogicos, irregulares, esferoidales, y ultra debiles (UFD). Adem´as, las historias de formaci´on estelar (HFE) son fundamentales para obtener informaci´on sobre las poblaciones estelares de que est´an compuestas. Las galaxias que he estudiado en mi tesis son una irregular, NGC 6822, dos esferoidales, Draco y Ursa Minor (UMi), y una ultra d´ebil, Hercules. Para todas las galaxias hice la fotometr´ıa aplicando el paquete DAOPHOT/ ALLSTAR/ ALLFRAME (Stetson 1987, 1994). De esta manera obtuve el diagramas color-magnitud (DCM) de cada galaxia. Los datos de NGC 6822 han sido obtenidos con el HST; los dem´as, con el telescopio Subaru. Para NGC 6822 y Draco deriv´e las HFEs usando el paquete desarrollado en el IAC espec´ıficamente para estudiar las poblaciones resueltas de las galaxias cercanas. Este paquete incluye IAC-star/ IAC-pop/ MinnIAC (Aparicio & Gallart 2004; Aparicio & Hidalgo 2009; Hidalgo et al. 2011). Los datos de NGC 6822 est´an divididos en seis campos, que cubren todo el cuerpo principal de esta galaxia. La HFE de NGC 6822 est´a caracterizada por una subida de la tasa de formaci´on estelar en los ultimos 500 Ma˜nos en los campos 1 y 3, mientras los dem´as campos tienen un tasa aproximadamente cero en ´epocas m´as recientes. Para NGC 6822 he estudiado tambi´en los gradientes de poblaciones estelares en dos intervalos temporales, uno joven entre 0 y 0.5 Ga˜nos y otro entre 0.5 y 13.5 Ga˜nos. Las escalas de longitud en los dos intervalos temporales resultan perfectamente compatibles, con la excepci´on de las poblaciones j´ovenes en los campos 1 y 3. Este resultado podr´ıa indicar que en estos dos campos hay brazos espirales en formaci´on. Las relaciones edad-metalicidad muestran que la metalicidad crece con el tiempo y que no hay dependencia con la distancia desde el centro de la galaxia. Draco ha sido observada en cinco campos, que cubren hasta tres veces su radio del n´ucleo. La HFE est´a caracterizada por un episodio de formaci´on estelar, con edad de ∼ 12.9 Gyr y anchura de 0.5 Gyr. Este resultado es compatible con la extinci´on de la tasa de formaci´o estelar por la reionizaci´on cosmica. No obstante, los estudios espectrosc´opicos arrojan dudas sobre esta interpretaci´on. Para concluir el estudio de Draco me focalic´e en los gradientes radiales de las poblaciones en esta galaxia. Calcul´e las escalas de longitud caracter´ısticas de distintas fases evolutivas y los valores obtenidos son todos compatibles, dentro de los errores. Esto es una evidencia de que no hay gradientes radiales en las poblaciones de esta galaxia y por lo tanto se puede considerar compuesta de una sola poblaci´on estelar muy antigua. En el caso de UMi no he derivado la HFE, porque se ha encontrado una fuerte discrepancia entre los datos observados y los modelos de evoluci´on estelar. Se excluye una peculiaridad real en esta galaxia, ya que los datos del HST son compatibles con los modelos evolutivos. Por esta raz´on he pedido dos observaciones adicionales, que se han realizado una con el IAC80 y otra con el NOT. Los datos del IAC80 han sido usados para comprobar los coeficientes derivados en la calibraci´on fotom´etrica. En cambio, los datos del NOT, que llegan a magnitudes m´as profundas, fueron usados para excluir la posibilidad de que los datos del Subaru no sean lineales a magnitudes d´ebiles. Ninguno de los dos grupos de datos ha ayudado a solucionar la discrepancia encontrada. Por esta raz´on compar´e la anchura de la rama de las sub-gigantes observada con la de la rama de las sub-gigantes de los modelos, considerando distintos intervalos de muestreo de edad. Usando esta comparaci´on se obtiene que el brote de formaci´on estelar en UMi ha durado entre 0.15 y 2 Ga˜nos. He seleccionado distintas fases evolutivas y, para estas he calculado las escalas de longitud. Tambi´en en este caso todos resultan compatibles dentro de los errores. Lo mismo que Draco, UMi posee una poblaci´on estelar ´unica. Para Hercules no deriv´e la HFE porque la fotometr´ıa no es bastante profunda. De todas formas, para obtener informaciones sobre las poblaciones estelares en esta galaxia, hice una comparaci´on con c´umulos globulares e is´ocronas de la libreria BaSTI (Pietrinferni et al. 2004). Hercules est´a dominada por una poblaci´on estelar muy antigua y de baja metalicidad.