Dynamical evolution of clusters in the Magellanic Clouds
Evolution dynamique des amas des Nuages de Magellan
Résumé
Context. Recent surveys of the clusters in the Large and Small Magellanic Clouds have provided us with a wealth of data on their age and structure, which can be combined to study their evolutionary history.
Aims. Our aim is to study the dynamical state and evolution of the clusters in these two dwarf galaxies.
Methods. We have collected structural parameters and ages for a sample of 710 clusters in the LMC and 198 in the SMC from the literature and successively computed their central surface brightness, their current and initial masses, their central and mean relaxation times, and their dissolution time. To obtain the current and initial masses of the clusters, we used synthetic stellar population models which take into account mass-dependent loss of stars during the evolution.
Results. The present-day and initial masses of the clusters remain constant on average in both galaxies until an age of 300Myr. Both progressively increase thereafter, because of evaporation of low-mass clusters. The analysis is therefore limited to clusters younger than 300Myr. The spread in core radius increases with dynamical age to a maximum, and then decreases until final dissolution. There are no dynamically young clusters in regions of low galactic stellar density, indicating that the clusters must form in dense regions of the two galaxies. The LMC and SMC clusters are (marginally) different in their dynamical properties in that the former have on average larger current and initial masses and smaller core, half-mass and tidal radii.
Conclusions. The present results rest on parameters that are very model-dependent. The ages were mostly determined from color-magnitude diagrams that assume a constant metallicity and do not take into account multiple stellar populations or unusual Helium abundances, and the masses were derived from models for the evolution of the mass function in star clusters. Other assumptions and/or methods will certainly yield different ages and masses, but not necessarily a different overall evolutionary picture.
Des études récentes des amas du Grand et du Petit Nuage de Magellan nous ont fourni une multitude de données sur leur âge et leur structure qui peuvent être combinées pour étudier leur histoire évolutive. Notre objectif est d'étudier l'état dynamique et l'évolution des amas de ces deux galaxies naines.
Nous avons collecté les paramètres structuraux et les âges d'un échantillon de 710 amas du LMC et de 198 amas du SMC dans la littérature, puis avons calculé successivement leur brillance de surface centrale, leurs masses actuelle et initiale, leurs temps de relaxation central et moyen, et leur temps de dissolution. Pour obtenir les masses actuelle et initiale des amas, nous avons utilisé des modèles de populations stellaires synthétiques qui prennent en compte une perte d'étoiles qui dépend de la masse au cours de l'évolution.
Nous avons trouvé que les masses actuelle et initiale des amas restent constantes en moyenne dans les deux galaxies jusqu'à un âge de 300Ma. Ces deux masses augmentent progressivement par la suite, en raison de l'évaporation des amas de faible masse. L'analyse est donc limitée aux amas plus jeunes que 300Myr. La dispersion des valeurs du rayon du noyau augmente avec l'âge dynamique jusqu'à un maximum, puis diminue jusqu'à la dissolution finale. Il n'y a pas d'amas dynamiquement jeunes dans les régions de faible densité stellaire galactique, ce qui indique que les amas doivent se former dans les régions denses des deux galaxies. Les amas des LMC et SMC sont (marginalement) différents dans leurs propriétés dynamiques dans la mesure où les premiers ont en moyenne des masses actuelles et initiales plus grandes et des rayons de noyau, de demi-masse et de marée plus petits.
En conclusion les présents résultats reposent sur des paramètres qui dépendent fortement du modèle. Les âges ont été principalement déterminés à partir de diagrammes couleur-magnitude qui supposent une métallicité constante et ne prennent pas en compte d'éventuelles populations stellaires multiples ou des abondances anormales d'hélium, et les masses ont été obtenues par des modèles d'évolution de la fonction de masse dans les amas d'étoiles. D'autres hypothèses et/ou
méthodes donneront certainement des âges et des masses différents, mais pas nécessairement une image évolutive globale différente.
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