Study of the stellar and cluster populations in the central regions of the small magellanic cloud

Abstract

The Small Magellanic Cloud (SMC) is one of the closest star forming dwarf galaxies and the second nearest dwarf irregular galaxy to our own. The SMC is gas rich and about two orders of magnitude less massive than our own galaxy. It is a member of an interacting galaxy pair (the other member being the Large Magellanic Cloud - LMC), which is believed to be in falling to (and interacting with) the Milky Way Galaxy. The aim of this study is to analyze the stellar populations in the inner denser regions of this galaxy and determine its star formation history and its star cluster population. Recent star formation is exemplified by the presence of a large population of high mass X-ray binaries(of the Be type). One of the aims of this thesis is to identify the optical counterparts of known X-ray sources in the SMC central regions and ultimately link them to star forming events. Observations of four fields in the SMC central regions were obtained with the 6.5m Magellan Telescope at the Las Campanas Observatory in Chile on October 4th, 2004,using the Inamori Magellan Areal Camera and Spectrograph (IMACS). Each field had a 0.44 o diameter (SMC3: RA 00 56 53.6, DEC -72 17 16.7, SMC4: RA 00 49 36.1, DEC-73 16 18.0, SMC5: RA 00 53 22.4, DEC -72 26 36.2, SMC6: RA 00 53 15.0, DEC -72 4206.8). The images were reduced following standard procedures. After bias subtraction and flat fielding (using IRAF), an astrometric solution was calculated and applied to the data using the 2MASS catalog as reference. The absolute astrometric accuracy of the reference catalog is approximately 0.1 arcsec. The final mosaic image in each filter and field was constructed using SWarp. Point spread function (PSF) photometry was then performed,using the DAOPHOT package in IRAF, separately for each constituent CCD. Absolute photometric calibration was achieved by using a set of secondary standards selected from isolated relatively bright stars (B≤17.5mag and I≤18mag) in the Zaritsky et al. [2002] photometric catalog. This analysis yielded a photometric catalogue of 1.068.893 stars with a limiting magnitude of B ∼ 24.5, significantly deeper by at least 2 magnitudes than any other published optical survey in the inner regions of the SMC, to date. Extensive artificial star experiments were performed in order to estimate the level of completeness of the data.The photometric data were used to construct colour magnitude diagrams (B versus B-I) in the four fields studied. These diagrams show a well defined main sequence (MS), the subgiant (SG) and red giant (RGB) branches as well as the red clump (RC) and its vertical extension to brighter magnitudes caused by the presence of younger stellar populations in the fields studied. It is noted that in the case of field SMC4,the RC appears to be strongly elongated (and strongly inclined, essentially along the reddening vector) towards redder colours. This is caused by differential interstellar reddening, which is particularly severe in this field. The CMDs were used to study the stellar populations present in the SMC central regions and estimate the star formation history (SFH), i.e. the star formation rate as a function of look-back time. The latter was achieved by applying the method of Dohm-Palmer et al. [1997] to MS stars. The method is more sensitive to relatively recent star formation, as the time resolution and accuracy degrade with increasing look-back time. A general conclusion of this analysis was that in all four fields star formation has been more intense recently (in the past 1Gyr). More specifically, the star formation activity seems to have been intense over the past ∼100Myr, decreasing rapidly over a period of few hundred Myr (look-back time). In fields SMC4 and SMC6, there appears to have been a small enhancement in SF around 700-800 Myr ago. Beyond 1Gyr, from about 1 to about 3Gyr ago, star formation activity seems to have been lower, while it peaked again between 4 and 8 Gyr ago. Our results also confirmed that most of the stars in the SMC seem to have been formed over the past 8 Gyr. In the two fields with fainter completeness limits(fields SMC3 and SMC5) the peak in star formation rate occurred close to an age of 6-7Gyr. The SFH beyond the 50% completeness limit is less reliable, therefore for fields 4and 6 the displacement to somewhat different ages of the SFR peaks beyond 4 Gyr is most probably the result of increased uncertainties and biases. To investigate probable differences in the mixture of stellar populations across the SMC central regions, we followed a different approach, which takes full account of the differences in completeness in the regions studied. The Luminosity Function (LF) of the MS3 stars encodes information on the ages of the stellar populations present. Combining the LF of MS stars with the completeness of our data, we derived the completeness corrected LF (CCLF). The MS CCLF can be used for a rough comparison of the mixture of stellar populations of different ages present in the different fields. The CCLFs have been normalized to older stars, assuming that older populations are more evenly distributed spatially than younger ones. Based on this analysis, it was found that fields SMC3 and SMC5,which are located in the North-Northeast, have a significantly higher contribution from younger populations compared to the Southern-Southwestern fields SMC4 and SMC6. Younger populations therefore, seem to be more abundant in the North-Northeastern regions, which was also noted in near-infrared studies (e.g. Rubele et al. [2018])). Our analysis confirmed that the history of star formation is not uniform along the so called SMC Bar. Therefore, the ”Bar” may not be considered as a unique entity, at least in terms of stellar populations. CMDs constructed over large regions may suffer from small but non-negligible residual systematic photometric errors due to PSF variability, different completeness levels,differential interstellar absorption and possibly line-of-sight distance variations. All these factors may result in ”blurring” specific features, such as distinct main sequence turnoffs, in CMDs constructed over extended areas. In order to overcome these limitations, we focused our study on smaller regions with optimal sizes of about 1.1 arcmin in radius. Regions of this size contain enough stars to allow for detection of stellar evolutionary features in the CMD, and at the same time they are small enough to be less influenced by the previously mentioned systematic effects. We found that in a few regions (favoured by low dust absorption) there are clear indications of distinct MS turnoffs (MSTOs), at 2.7and 4 Gyr ago. This confirms beyond doubt that SF has not been continuous over this period and that intense SF activity has been followed by periods of low SF. This may be secular, or connected to the SMC-LMC interaction. Apart from distinct turnoffs in intermediate ages, we also noted the existence of a distinct turnoff around 56-120Myr old. Enhanced SF for this period was also reported by Harris and Zaritsky [2004], Rubele et al. [2015] and Auchettl et al. [2019] who showed that a large fraction of the supernova remnants in the SMC indicated a burst of star formation between 50 and 200 Myr ago. We have investigated the kinematic behaviour of this population using proper motion measurements from Gaia DR2. It was found that the 56-120Myr stars are kinematically distinct from very young stars that still lie on the zero-age main sequence (at least up to the saturation limit of the IMACS data). This is a tentative result that needs to be further investigated using the new Gaia EDR3 data and it alludes to the presence of distinct substructures proposed by Murray et al. [2019] who also found that non-rotational motions are prevalent throughout the SMC. A first analysis of the EDR3 data have shown that significant systematic errors were present in the DR2 data, that probably created false kinematic trends. Star clusters are often considered as the building blocks of galactic disks, as star formation is generally clustered. The identification of star clusters (mostly small clusters) in the SMC is an ongoing endeavour. It is only relatively recently that machine learning and data mining methods and techniques have been employed to detect star clusters in the Magellanic Clouds. Our data provide a unique opportunity to investigate the validity of these identifications and classifications and have superior spatial resolution to most data used to date to search for star clusters. Applying criteria based on CMDs corrected for the field contribution, number density profiles and image inspection, we examined all known clusters and candidates in our fields. We could only confirm about 70% of the objects classified as clusters in the most recent compilation of Bica et al. [2020]. Most of the non-confirmed objects are artifacts, caused by the inferior spatial resolution of some of the older surveys. We also applied the well-known data clustering algorithm, ”Density-based Spatial Clustering of Applications with Noise” (DBSCAN), to both the IMACS data and to Gaia DR2 data. DBSCAN is a non-parametric algorithm based on density. The results from the application of DBSCAN confirmed the classification resulting from the use of the three criteria described above. The combined use of the two methods is a very useful tool for the discovery and verification of star clusters in resolved galaxies. The last part of the thesis concerns the optical identification of X-ray sources that have been discovered in the direction of the SMC central regions. To identify candidate high mass X-ray binaries, we cross-correlated the most recent X-ray source catalogue in 4 the SMC central regions Antoniou et al. [2019] with the IMACS photometric catalogue. In order to correctly interpret the results of the cross-correlation, we calculated statistical tables of chance coincidence in different regions of the CMD: the CMD was divided in colour-magnitude cells. For each cell, we calculated the ”chance coincidence”, i.e. the probability to detect one or more optical matches (inside the specified cell) to a X-ray source, within a search radius determined by the positional uncertainty. The resulting chance coincidence probabilities in the various CMD cells for different search radii were extracted. As expected, the chance coincidence probability is higher for regions of the CMD with high stellar density, and increases with increasing search radius. We found a total of 9 new candidate high mass X-ray binaries of the Be type, within a 2 sigma search radius. Optical spectroscopy is needed to confirm these identifications.

Η μελέτη αυτή επικεντρώνεται στο Μικρό Νέφος του Μαγγελάνου (Small Magellanic Cloud, SMC), που είναι ένας κοντινός, πλούσιος σε αέριο γαλαξίας, ο οποίος αλληλεπιδρά τόσο με το Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου (Large Magellanic Cloud, LMC), όσο και με τον δικό μας Γαλαξία. Εξαιτίας της μικρής του μάζας, των ενδογαλαξιακών αλληλεπιδράσεων τόσο με το Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου όσο και με τον Γαλαξία μας (Besla et al. 2016, Hammer et al. 2015,Kallivayalil et al. 2013) καθώς και της περίπλοκης γεωμετρίας του (Hatzidimitriou et al. 1993, Subramanian and Subramaniam 2015, Ripepi et al. 2017) παρουσιάζει ιδιαίτερο ενδιαφέρον τόσο ως προς την ιστορία της αστρικής δημιουργίας σε γαλαξιακή κλίμακα, όσο και ως προς τον πληθυσμό των αστρικών σμηνών που τον αποτελούν. ́Εχουν πραγματοποιηθεί αρκετές μελέτες για την ιστορία της αστρικής δημιουργίας του SMC (π.χ. Harris and Zaritsky 2004, Sabbi et al. 2009, Cignoni et al. 2012, Rubele et al. 2015, Rubele et al. 2018 κλπ) χρησιμοποιώντας τόσο επίγεια τηλεσκόπια όσο και δεδομένα από το Hubble Space Telescope (HST), καμία όμως από αυτές δεν έγινε με δεδομένα που έχουν μεγάλη χωρική ανάλυση και ταυτόχρονα μεγάλο εύρος πεδίου. Μέσα από τα αποτελέσματα των μελετών φαίνεται ότι το SMC έχει έντονη αστρική δημιουργία ακόμα και στο πρόσφατο παρελθόν. Επίσης, το SMC χαρακτηρίζεται από πλήθος αστρικών σμηνών και έχουν πραγματοποιηθεί μελέτες τόσο ώς προς την ταξινόμησή τους (Bica et al. 2008, Bitsakis et al. [2018], Bica et al. 2020) όσο και την ιστορία δημιουργίας τους (Nayak et al. 2018). Παρόλα αυτά η ανίχνευση και ταξινόμηση μικρών αστρικών σμηνών στην κεντρική περιοχή του SMC παραμένει ανοιχτό πρόβλημα εξαιτίας της υψηλής πυκνότητας του πεδίου. Για την μελέτη του SMC χρησιμοποιήθηκαν φωτομετρικές παρατηρήσεις που ελήφθησαν με το τηλεσκόπιο Magellan 6.5m στο Αστεροσκοπείο Las Campanas στην Χιλή, με την κάμερα IMACS, μέσω τεσσάρων διαφορετικών οπτικών φίλτρων (B, V, R, I), καλύπτοντας τέσσερα πεδία διαμέτρου 0.44 o το καθένα, στην κεντρική περιοχή του SMC (SMC3: RA 00:56:53.6, DEC -72:17:16.7, SMC4: RA 00:49:36.1, DEC -73:16:18.0, SMC5: RA 00:53:22.4, DEC -72:26:36.2, SMC6: RA 00:53:15.0, DEC -72:42:06.8). Σκοπός αυτής της διατριβής είναι (i) η συστηματική μελέτη των αστρικών πληθυσμών και του ρυθμού αστρικής δημιουργίας σαν συνάρτηση του χρόνου, στις πιο κεντρικές και επομένως μεγάλης πυκνότητας περιοχές του γαλαξία, όπου άλλες μελέτες επιδεικνύουν σημαντικές ελλείψεις (είτε ως προς την επιφανειακή κάλυψη, είτε ως προς την ποιότητα/βάθος των φωτομετρικών δεδομένων), (ii) η σύγκριση της ηλικιακής κατανομής των αστρικών σμηνών με τους αστρικούς πληθυσμούς πεδίου (ο στόχος αυτός προαπαιτεί αναθεώρηση των καταλόγων αστρικών σμηνών στις περιοχές ενδιαφέροντος, με μεθόδους που περιλαμβάνουν τεχνικές Machine Learning) και (iii) η ταυτοποίηση και ο χαρακτηρισμός πηγών ακτίνων Χ (που έχουν ανακαλυφθεί με το Chandra Deep Survey) με οπτικές πηγές. Αρχικά λοιπόν, αφαιρέθηκε ο ηλεκτρονικός θόρυβος (BIAS) της CCD κάμερας, έγινε διόρθωση για τη σχετική ευαισθησία των pixels (”επιπεδοποίηση”, FLAT FIELDING) και συντέθηκε το τελικό ”μωσαϊκό” όλων των τμημάτων των εικόνων (frames), μετά από κατάλληλη επεξεργασία και αστρομετρική βαθμονόμηση, με την χρήση καταλόγων από το 2ΜΑSS. Για όλες τις παραπάνω διεργασίες χρησιμοποιήθηκε το πακέτο επεξεργασίας εικόνων IRAF. H διαδικασία αυτή πραγματοποιήθηκε και για τα τέσσερα διαφορετικά φίλτρα Β, V, R, I. Η χωρική διακριτική ικανότητα ήταν εξαιρετική, χάρη στη χρήση τεχνικών προσαρμοστικής οπτικής στη διάρκεια των παρατηρήσεων. Στην συνέχεια αναπτύχθηκε και εφαρμόστηκε αλγόριθμος φωτομετρικής ανάλυσης, που συνδυάζει το πακέτο επεξεργασίας εικόνων IRAF, με τη γλώσσα προγραμματισμού Python (PyRAF). Η φωτομετρία έγινε με την χρήση της συνάρτησης Point Spread Function (PSF). Με τον αλγόριθμο αυτό εξήχθησαν όλες οι βασικές οπτικές παράμετροι για κάθε άστρο στα φίλτρα Β, R, V, I. Αναγωγή της φωτομετρίας στο σύστημα BVRI έγινε μόνο για τις μετρήσεις στα φίλτρα Β, I, με την χρήση δευτερογενών άστρων βαθμονόμησης (secondary standards) από τον φωτομετρικό κατάλογο των Harris and Zaritsky [2004]. Λόγω της χωρικής μεταβλητότητας του υποβάθρου και της συνάρτησης PSF, ο ορισμός των φωτομετρικών παραμέτρων και η αναγωγή της φωτομετρίας έγιναν για κάθε CCD, κάθε πεδίου, ξεχωριστά. Πρέπει να αναφερθεί ότι τα μεγέθη στο φίλτρο R δεν μπόρεσαν να βαθμονομηθούν γιατί τα δευτερογενή άστρα που χρησιμοποιήθηκαν από τονκατάλογο Harris and Zaritsky [2004] δεν είχαν μεγέθη στο συγκεκριμένο φίλτρο. Παρόλο που υπάρχουν άλλοι κατάλογοι (βλ. Massey [2002]), αυτοί περιλαμβάνουν κυρίως λαμπρά άστρα, που εμφανίζουν ”κορεσμένα” είδωλα στις εικόνες του IMACS και δεν μπορούν να χρησιμοποιηθούν. Ο τελικός κατάλογος περιλαμβάνει βαθμονομημένα μεγέθη B και I και τα σφάλματα αυτών για 1.068.893 άστρα, με οριακό μέγεθος περίπου 24mag. Για να ελεγχθεί η αξιοπιστία και η πληρότητα (completeness) της φωτομετρίας ως προς το μέγεθος, ακολουθήσαμε τη μέθοδο της προσθήκης ”τεχνητών άστρων” στις εικόνες (artificial star experiments). Το πλήθος των τεχνητών άστρων είναι ∼ 8% του αρχικού πληθυσμού των άστρων της περιοχής που μελετάμε. Τα τεχνητά άστρα έχουν ομοιόμορφη χωρική κατανομή και κατανομή μεγεθών. Στην συνέχεια εξάγουμε τη φωτομετρία με την ίδια διαδικασία που περιγράφηκε προηγουμένως. Συγκρίνουμε τον αριθμό των τεχνητών άστρων που ανακτήθηκαν με τον αρχικό τους αριθμό, για διαφορετικές τιμές αστρικών μεγεθών. Για να μπορέσουμε να μελετήσουμε καλύτερα την χωρική μεταβολή του ποσοστού πληρότητας, η μελέτη πραγματοποιήθηκε για επιμέρους τμήματα των CCDs. Τις μεσαίες CCDs (που είναι μεγαλύτερες) τις χωρίσαμε σε 8 ισοεμβαδικά τμήματα και τις ακραίες (που είναι μικρότερες) σε 4. Για να έχουμε μεγαλύτερο στατιστικό δείγμα επαναλάβαμε την παραπάνω διαδικασία 10 φορές σε κάθε τμήμα CCD, προσθέτοντας κάθε φορά καινούργια τεχνητά άστρα.Στην συνέχεια υπολογίσαμε σε ποιο μέγεθος (για κάθε φίλτρο) η πληρότητα είναι 50% και 20%. Η διαδικασία αυτή επαναλήφθηκε πολλές φορές, καθώς είναι αναγκαία η βελτίωση της ακρίβειας των υπολογιζόμενων διορθώσεων πληρότητας ανά μέγεθος, οι οποίες με την σειρά τους χρειάζονται για την ακριβέστερη εξαγωγή της ιστορίας της αστρικής δημιουργίας από τα φωτομετρικά δεδομένα (π.χ. Cole et al. 2007). Για την μελέτη των αστρικών πληθυσμών των πεδίων κατασκευάστηκαν διαγράμματα δείκτη χρώματος-μεγέθους (Β, Β-Ι). Στα διαγράμματα αυτά (εικόνες 25, 26, 27, 28) διακρίνονται άστρα σε διαφορετικές φάσεις εξέλιξης (Κύρια Ακολουθία, κλάδος των γιγάντων, οριζόντιος κλάδος). Οι κόκκινες γραμμές στα διαγράμματα παριστάνουν το όρια κάτω από τα οποία τα άστρα έχουν ποσοστά πληρότητας κάτω από 50% και 20% αντίστοιχα. ́Οπως αναφέραμε και προηγούμενως στα πεδία SMC3, SMC5 τα ποσοστά πληρότητας 50% και 20% είναι σε μεγαλύτερα μεγέθη, που σημαίνει ότι η φωτομετρία στα πεδία αυτά είναι πιο αξιόπιστη για τα πιο αμυδρά άστρα. Επίσης, αριστερά απεικονίζεται ανά διάφορα μεγέθη στο Β το μέσο σφάλμα μεγέθους (είναι συνδυασμός του σφάλματος που προκύπτει από την φωτομετρία και του σφάλματος μέσης τιμής της βαθμονόμησης, μέσω της διάδοσης σφαλμάτων) και το σφάλμα χρώματος που προκύπτει από τα σφάλματα μεγεθών στο φίλτρο Β και Ι. Για την μελέτη του ρυθμού αστρικής δημιουργίας συναρτήσει του χρόνου χρησιμοποιούμε την μέθοδο που ανέπτυξε ο Dohm-Palmer et al. [1997] για κάθε ένα από τα 4 πεδία που μελετήσαμε. Η μέθοδος εφαρμόστηκε σε άστρα της Κύριας Ακολουθίας (ΚΑ). Για τον σκοπό αυτό χωρίσαμε τα άστρα της ΚΑ σε οριζόντιες λωρίδες συγκεκριμένο εύρους του μεγέθους Β. Υποθέτουμε επίσης ότι η αρχική συνάρτηση μάζας (Initial Mass Function, IMF) που θα την χρειαστούμε στην μέθοδό μας είναι ανεξάρτητη του χρόνου και εξαρτάται μόνο από το μέγεθος και το χρώμα. Αυτή η σύμβαση γίνεται ακόμα πιο αποδεκτή δεδομένου ότι τα άστρα της ΚΑ έχουν στενό εύρος χρώματος. Επίσης, δεχόμαστε ότι τα άστρα της ΚΑ που βρίσκονται στην ίδια οριζόντια λωρίδα έχουν την ίδια IMF. Πρέπει να προσέξουμε εδώ ότι μία λωρίδα έχει άστρα ίδια μάζας αλλά διαφορετικών ηλικιών. Δηλαδή άστρα που έχουν εξελιχθεί και θα φύγουν από την ΚΑ και άστρα νεότερα ίδιας μάζας με τα προηγούμενα που θα συνεχίσουν να είναι άστρα κύριας ακολουθίας. Για να λάβουμε υπόψη την μείωση των ποσοστών πληρότητας σε αμυδρότερα άστρα διαιρούμε το πλήθος των άστρων σε μία συγκεκριμένη λωρίδα με το αντίστοιχο ποσοστό πληρότητας σε αυτό το μέγεθος. Δηλαδή αν μία λωρίδα σε ένα συγκεκριμένο μέγεθος, έχει Ν άστρα της ΚΑ και ποσοστό πληρότητας σε αυτό το μέγεθος 50% θεωρούμε ότι τα άστρα τελικά είναι Ν/0.5.Παρατηρούμε ότι για t ≤ 1.2Gyr) παρουσιάζεται ενίσχυση του ρυθμού αστρικής δημιουργίας και στα 4 πεδία. Ο ρυθμός αυτός μειώνεται όσο πηγαίνουμε προς τα πίσω στον χρόνο. Στα πεδία SMC4 και SMC6 μετά τα 800Myr εμφανίζεται επίσης μια (μικρότερη) ενίσχυση της αστρικής δημιουργίας. Εν συνεχεία, ο ρυθμός μειώνεται από 1 έως 3Gyr ενώ στην συνέχεια παρατηρείται μία αύξηση μεταξύ ∼ 4 − 8Gyr. Στα πεδία όπου τα ποσοστά πληρότητας είναι βέλτιστα (SMC3, SMC5), παρατηρείται ένα μέγιστο αστρικής δημιουργίας μεταξύ 6-7Gyr. Το πεδίο SMC4 είναι σε μεγαλύτερη απόσταση από εμάς σε σχέση με τα άλλα πεδία και αυτό οφείλεται στην κλήση που έχει το SMC ως προς την γραμμή παρατήρησης, παρ’ όλα αυτά τα αποτελέσματα είναι ίδια στα όρια του σφάλματος για μικρές μεταβολές στη τιμή που υιοθετούμε για το μέτροαπόστασης. Τα αποτελέσματα που αναφέραμε πριν είναι σε γενικές γραμμές σε συμφωνία με την βιβλιογραφία. Πράγματι επεισόδιο ενίσχυσης αστρικής δημιουργίας στα ∼ 4 − 6Gyr προτείνεται από τους Rezaeikh et al. [2014], Weisz et al. [2013], Cignoni et al. [2012] και Noël et al. [2009]. Επίσης οι Bitsakis et al. [2018] και Nayak et al. [2018] πρότειναν αυξημένο ρυθμό αστρικής δημιουργίας τα τελευταία 100-200Myr. Για τη μελέτη των αστρικών πληθυσμών χρησιμοποιήθηκαν επίσης συναρτήσεις λαμπρότητας των άστρων κύριας ακολουθίας που κατασκευάστηκαν με βαση τα διαγράμματα δείκτη χρώματος-μεγέθους, σε ένα τετραγωνικό πλέγμα υποπεριοχών (στις οποίες υποδιαιρέθηκαν τα αρχικά πεδία), που επέτρεψε την μελέτη της χωρικής κατανομής των διαφορετικών πληθυσμών. Οι συναρτήσεις λαμπρότητας διορθώθηκαν με την χρήση των τιμών πληρότητας (completeness corrections) σε όλο το φάσμα των μεγεθών για κάθε υποπεριοχή. Οι συναρτήσεις έχουν κανονικοποιηθεί με τέτοιο τρόπο ώστε να έχουν το ίδιο πληθυσμό άστρων για Β≤ 21.6. H κανονικοποίηση έγινε με το σκεπτικό ότι άστρα αυτού του μεγέθους ή αυτής της ηλικίας είναι ομοιόμορφα κατανεμημένα σε όλο τον γαλαξία, οπότε κάθε πεδίο πρέπει να περιέχει τον ίδιο αριθμό άστρων από αυτή την ηλικία και πάνω. Με βάση τις συναρτήσεις λαμπρότητας τα πεδία SMC3 και SMC5 που βρίσκονται βόρεια και βορειοανατολικά της μπάρας του γαλαξία αντίστοιχα έχουν μεγαλύτερο αριθμό νέων άστρων από τα πεδία SMC4, SMC6 που βρίσκονται νότια και νοτιοδυτικά της μπάρας. Επίσης, χρησιμοποιώντας τις συναρτήσεις λαμπρότητας κατασκευάστηκαν χάρτες χρωματικής απεικόνισης της κλίσης της διορθωμένης συνάρτησης λαμπρότητας, που επέτρεψαν την αναγνώριση περιοχών με σημαντικές διαφοροποιήσεις ως προς τη μίξη αστρικών πληθυσμών. Παρατηρούμε ότι η μίξη των αστρικών πληθυσμών διαφοροποείται κατά μήκος της μπάρας του SMC, δηλ. η αστρική δημιουργία δεν είναι ομοιόμορφη στην μπάρα. Mελετήθηκαν τα διαγράμματα δείκτη χρώματος μεγέθους (CMD) σε δίκτυο υποπεριοχών ακτίνας 1 arcmin - αρκετά μικρών, ώστε να μην επηρεάζονται από μεταβολές της ερύθρωσης και από τη μεταβολή του PSF, και ταυτόχρονα αρκετά μεγάλων ώστε να έχουν στατιστικά σημαντικό αριθμό άστρων σε όλο το CMD. Η εξαιρετική φωτομετρία και χωρική ανάλυση επέτρεψαν, για πρώτη φορά, την ανακάλυψη διακεκριμένων συμβάντων αστρικής δημιουργίας, πριν από 2.7 και 4 Gyr, χωρίς την ανάγκη μοντελοποίησης, αλλά απευθείας από παρατήρηση των διαγραμμάτων δείκτη χρώματος μεγέθους. Τα διακριτά αυτά συμβάντα παρατηρήθηκαν σε υποπεριοχές στα πεδία SMC3 και SMC5 όπου έχουμε πολύ καλή ποιότητα της φωτομετρίας ακόμα και σε αμυδρά άστρα. Μάλιστα οι συγκεκριμένες υποπεριοχές χαρακτηρίζονται από ακόμα καλύτερη ποιότητα φωτομετρίας σε σχέση με τις υπόλοιπες υποπεριοχές του ίδιου πεδίου (κάτω διάγραμμα 46). Οι διορθωμένες συναρτήσεις λαμπρότητας των υποπεριοχών έχουν ένα στενό εύρος τιμών 0.011-0.014. Τα παραπάνω συνοψίζονται στο ότι οι υποπεριοχές αυτές χαρακτηρίζονται από υψηλής ποιότητας φωτομετρικά δεδομένα και παρουσιάζουν παρόμοια χαρακτηριστικά ως προς τον πληθυσμό των άστρων της ΚΑ. Η χωρική κατανομή των περιοχών αυτών παρουσιάζεται στην εικόνα 45. Συνολικά, επιβεβαιώνεται ότι το μεγαλύτερο μέρος των άστρων στο SMC δημιουργήθηκαν τα τελευταία 6-7 Gyr, και ότι η αστρική δημιουργία στον γαλαξία αυτό δεν είναι συνεχής: περίοδοι έντονης αστρικής δημιουργίας φαίνεται να ακολουθούνται από περιόδους χαμηλής αστρικής δημιουργίας. Αυτή η διακοπτόμενη δραστηριότητα μπορεί να σχετίζεται (εν μέρει τουλάχιστον) με την τροχιακή ιστορία του Μαγγελανικού συστήματος. Στις κεντρικές περιοχές του SMC, η αναγνώριση αστρικών σμηνών (κυρίως μικρών) παρεμποδίζεται από την υψηλή αστρική πυκνότητα. Το πρόβλημα είναι μεγαλύτερο όταν τα δεδομένα δεν έχουν επαρκή χωρική διακριτική ικανότητα. Οι περισσότεροι πρόσφατοι κατάλογοι αστρικών σμηνών στο SMC έχουν βασιστεί κυρίως σε δεδομένα χαμηλότερης ποιότητας από τα δεδομένα που έχουμε τώρα στη διάθεσή μας (Bica et al. 2008, Bitsakis et al. 2018, Bica et al. 2020). Ο Bica et al.[2008], παρουσίασε έναν από τους μεγαλύτερους και πιο ολοκληρωμένους καταλόγους αστρικών σμηνών όλων των μεγεθών, οι Bitsakis et al. [2018] παρουσίασαν έναν κατάλογο στην ευρύτερη περιοχή του SMC που περιείχε 1319 αντικείμενα χαρακτηρισμένα ως αστρικά σμήνη, τα περισσότερα αναφερόντουσαν για πρώτη φορά. Πολύ πρόσφατα, οι Bica et al. [2020] παρουσίασαν έναν ανανεωμένο κατάλογο που κυρίως ήταν βασισμένος στους ήδη υπάρχοντες καταλόγους, και περιείχε ελάχιστα αντικείμενα από τον κατάλογο του Bitsakis et al. [2018], γιατί τα περισσότερα είχαν αποχαρακτηριστεί από αστρικά σμήνη. Η μελέτη μας βασίστηκε στην ταξινόμηση των διάφορων αντικειμένων που έχουν χαρακτηριστεί ως αστρικά σμήνη στους δύο τελευταίους καταλόγους, στα 4 πεδία που μελετήσαμε. Ο έλεγχος έγινε με βάση συγκεκριμένα κριτήρια, όπως ακτινικά διαγράμματα επιφανειακής αριθμητικής αστρικής πυκνότητας (Radial Profiles, RD) διαγράμματα δείκτη χώματος-μεγέθους (CMD) και σύγκρισή τους με το CMD άστρων πεδίου με την χρήση του κριτηρίου Kolmogorov-Smirnov). Επίσης χρησιμοποιήσαμε ως δευτερεύον κριτήριο την εικόνα της περιοχής του σμήνους στις παρατηρήσεις μας με το Μagellan Telescope, δεδομένης της καλύτερης χωρικής ανάλυσης, σε σχέση με τα δεδομένα που είχαν χρησιμοποιηθεί στις περισσότερες περιπτώσεις για τον εντοπισμόκαι ταξινόμηση των αστρικών σμηνών. Πράγματι άμεσα φαίνεται από τις εικόνες ότι κάποια ”αντικείμενα” που έχουν χαρακτηριστεί ως αστρικά σμήνη, δεν φαίνεται να είναι. ́Οπως προαναφέρθηκε, κατασκευάσαμε το προφίλ ακτινικής κατανομής της επιφανειακής πυκνότητας κάθε περιοχής με κέντρο, το κέντρο που έδιναν οι κατάλογοι για κάθε αστρικό σμήνος. Αυτό που αναμένουμε είναι εκθετική μείωση της επιφανειακής πυκνότητας, όμως σε κάποιες περιπτώσεις η επιφανειακή πυκνότητα παραμένει σταθερή μέσα στα πλαίσια διακυμάνσεων του υποβάθρου. ́Ενααστρικό σμήνος κατά πάσα πιθανότητα θα παρουσιάσει ένα CMD με διαφορετικά χαρακτηριστικά με το CMD του υποβάθρου γύρω του. Για να διορθώσουμε το CMD του υποψήφιου σμήνους από το υπόβαθρο, εφαρμόσαμε μίσ Μπαεσιανή μέθοδο (BEHR, Park et al. 2006). Τα τελικά διαγράμματα προέκυψαν από την σύγκριση του CMD της περιοχής του σμήνους και το CMD μιας ισοεμβαδικής περιοχής του υποβάθρου γύρω από το σμήνος. Το υπόβαθρο ορίζεται σε ένα δακτύλιο γύρω από την περιοχή του σμήνους.Χρησιμοποιώντας τα τρία παραπάνω κριτήρια 1) εικόνα, 2) ακτινικό προφίλ επιφανειακής πυκνότητας, 3) τα διαγράμματα CMD που προκύπτουν από την Μπαεσιανή ανάλυση, βρήκαμε 10ποια από τα αντικείμενα που έχουν κατηγοριοποιηθεί σαν σμήνη στους κατάλογους δεν μπορεί να είναι πράγματι αστρικά σμήνη. Από τον κατάλογο των Bica et al. [2020], το 30% των σμηνών (που βρίσκονται στα 4 πεδία μας) αποχαρακτηρίστηκαν, ενώ το ποσοστό αυτό ήταν πολύμεγαλύτερο για τον κατάλογο των Bitsakis et al. [2018] (με το 87% των σμηνών να έχουν απορριφθεί). Στην εικόνα 60 φαίνεται η χωρική κατανομή των σμηνών από τους 2 καταλόγους, στα 4 πεδία που μελετήσαμε, όπως ταξινομήθηκαν με τα παραπάνω κριτήρια. Επίσης, μελετήσαμε τις κατανομές των άστρων ΚΑ της περιοχής του σμήνους σε σύγκριση με του υποβάθρου ως προς το μέγεθος και ως προς τον δείκτη χρώματος με την χρήση του κριτηρίου Kolmogorov-Smirnov (βλ. εικόνα 62. Στην εικόνα 63 μπορούμε να δούμε ότι για αντικείμενα που αποχαρακτηρίστηκαν από αστρικά σμήνη, η πιθανότητα η κατανομή των άστρων της ΚΑ του ”σμήνους” σε σύγκριση με την κατανομή των άστρων της ΚΑ του υποβάθρου να προέρχονται από τον ίδιο πληθυσμό είναι μεγάλη. Επιπλέον, επιχειρήθηκε ανεξάρτητη ταυτοποίηση αστρικών σμηνών τόσο από τα δικά μας δεδομένα όσο και από τα δεδομένα από τη GAIA eDR3, με την εφαρμογή του αλγόριθμου DBSCAN (Density-Based Spatial Clustering of Applications with Noise). Πρόκειται για ένα αλγόριθμο machine learning και έχει δώσει εξαιρετικά αποτελέσματα κυρίως για τα δεδομένα από την Gaia, λόγω της ομοιογένειας τους.Τέλος, έγινε χωρική συσχέτιση μεταξύ του νέου καταλόγου πηγών ακτίνων Χ στη κατεύθυνση του SMC που προέκυψε από παρατηρήσεις με τον δορυφόρο Chandra (XVP, P.I. Andreas Zezas, Antoniou et al. [2019]), με τον κατάλογο των οπτικών πηγών που καταγράφηκαν και φωτομετρήθηκαν στα 4 πεδία που μελετήσαμε, με στόχο την ταυτοποίηση των πηγών ακτίνων Χ. Για κάθε πηγή για την οποία βρέθηκε οπτικό counterpart εντός του κύκλου αστρομετρικού σφάλματος, υπολογίστηκε η πιθανότητα να είναι η συσχέτιση τυχαία. Στην συνέχεια ανιχνεύθηκαν υποψήφια BeXRB για διάφορες ακτίνες εύρεσης (μία, δύο, τρεις φορές του αστρομετρικού σφάλματος της πηγής ακτίνων, (εικόνα 69) . Με αυτό τον τρόπο ταυτοποιήθηκαν (για ακτίνα έρευνας 1σ) 54 υποψήφια συστήματα ΒeΧRΒ (που είναι συστήματα ακτίνων Χ με συνοδό αστέρα μεγάλης μάζας, και συγκεκριμένα φασματικού τύπου Be). Για ακτίνα 2σ έχουμε 9 νέα υποψήφια συστήματα (δηλ. χωρίς προηγούμενη αναφορά), ενώ για ακτίνα 3σ έχουμε 70. ́Ενας μικρός αριθμός πηγών ακτίνων Χ συσχετίστηκε με γαλαξίες (∼ 5.7%) με βάση τις εικόνες από το Magellan Telescope και κυρίως από το Hubble Space Telescope.