Eclipsing Binaries in the Young LMC Cluster NGC 1850
我目前的光变曲线的两个分离的食双星在该地区的大麦哲伦星系团NGC 1850，这可能是一个年轻的球状星团仍在形成中。其中一颗可能是光谱型O星，是在非常年轻的子星团NGC 1850A区域新发现的食双星。这颗双星是在大麦哲伦星系团中发现的双星系统中少数高质量O型恒星之一。这两颗食双星是在NGC 1850中首次发现的，而O型星是在NGC 1850A中发现的第一颗食双星。图中还显示了两颗NGC 1850区域造父变星的光变曲线。本文讨论了在年轻的球状星团NGC 1850中发现的两个食双星对球状星团演化的重要性。
2004-10-21 astro-ph
The distance to the LMC cluster NGC 1866 and the surrounding field
我们使用主序星在大麦哲伦星系团NGC 1866和红团星在本地领域获得两个独立的估计大麦哲伦星系距离。我们应用经验的主序列拟合技术的基础上，一个大样本的次矮星准确的{ \sl Hipparcos}的松弛，以估计集群的距离模，和红团的方法来获得距离和红化的LMC字段。我们发现，主序星拟合和红团距离模数存在显著的不一致; NGC 1866距离等于$\rm (m-M)_{0,NGC 1866}=18.33\pm$ 0.08（与之前使用相同数据和理论主序星等时线的估计一致），而场星提供$\rm (m-M)_{0,field}=18.53\pm$ 0.07。这种差异反映了在文献中发现的LMC距离估计中更普遍的二分法。这种分歧的各种可能的原因进行了探讨，特别注意到仍然不确定的金属量的集群和恒星形成的历史的场星。
2003-01-27 astro-ph
Deep STIS Luminosity Functions for LMC Clusters
我们提出了深光度函数来自HST STIS数据的三个丰富的LMC星系团（NGC 1805，NGC 1868，和NGC 2209），和一个银河系球状星团（NGC 6553）。所有LMC星系团亮度函数都与Kroupa、Tout & Gilmore（1993）的Salpeter IMF或太阳近邻IMF大致一致。它们继续上升至少到0.7 Msun。NGC 1868显示了可能是原始的质量分离的证据。对7个银河系球状星团的深光度函数的比较表明，在低质量下，光度函数被侵蚀的量与到银河系平面的距离密切相关。
1998-08-07 astro-ph
Multiple stellar populations in Magellanic Clouds clusters. I. An ordinary feature for intermediate age globulars in the LMC?
在NGC 2808和半人马座欧米茄中发现了多个MS，在NGC 1851和NGC 6388中发现了多个SGB，这挑战了长期以来的范式，即GC由简单的恒星星族组成。最近对LMC中年星团的研究使这一情况进一步复杂化，发现MSTO是双峰或加宽的。我们已经进行了一项研究的档案HST图像的LMC和SMC集群的频率测量集群的证据，多个或长期的恒星形成事件，并确定其主要属性的目的。在本文中，我们分析了16个中年LMC集群的CMD。我们发现11个星团在MSTO周围的颜色和大小上表现出异常的扩散（或分裂）。我们表明，所观察到的功能是明确相关的集群，它不是一个工件，由于光度误差，微分红化或二进制。我们确认NGC 1806和NGC 1846清楚地表现出两个不同的MSTO，并首次在NGC 1751中观察到双MSTO。在这三个星团中，对应于较亮的MSTO的星族包括了超过三分之二的星团恒星星族。我们证实了NGC 1783中存在多个恒星星族，并认为该星团的MSTO由两个不同的分支组成。在7个星团（ESO 057-SC 075，HODGE 7，NGC 1852，NGC 1917，NGC 1987，NGC 2108和NGC 2154）中，我们观察到MSTO的内在加宽，这可能表明这些星团经历了较长的恒星形成期（1.5亿-2.5亿年）。IC 2146、NGC 1644、NGC 1652、NGC 1795和NGC 1978…
2008-10-14 astro-ph
A study of the B and Be star population in the field of the LMC open cluster NGC2004 with VLT-FLAMES
利用VLT-GIRAFFE装置在MEDUSA模式下对年轻星团LMC-NGC 2004及其周围区域的热星进行了观测。发现了25颗Be星;在LMC和银河场中，Be星与B型星的比例是相同的。23颗热星被发现为光谱联星（SB 1和SB 2），其中5颗是食系统，周期为几天。在我们的样品中，大约75%的光谱被氢（Halpha和Hgamma），[SII]和[NII]星云线污染。这些线是典型的HII区。它们可能与径向速度呈双峰分布的斑片状星云有关，在HI 21 cm处观测到的已知气泡LMC 4的南部，更高的值（+335 kms^{-1}）优先出现。
2005-09-13 astro-ph
Photometry of Magellanic Cloud clusters with the Advanced Camera for Surveys - I. The old LMC clusters NGC 1928, 1939 and Reticulum
本文给出了用ACS在HST上拍摄的大麦哲伦球状星团NGC 1928、1939和网壳的测光结果。F555 W和F814 W曝光导致这三个集群的高精度CMD。这是NGC 1928和1939的CMD首次公布。所有三个集群都具有CMD，其特征表明它们的年龄>10 Gyr，包括V~23处的主序列关闭和良好填充的HB。我们使用的CMD获得金属丰度和红化估计每个集群。NGC 1939是一个贫金属星系团，[Fe/H] = -2.10 +/- 0.19，而NGC 1928则是一个富金属星系团，[Fe/H] = -1.27 +/- 0.14。网壳的丰度介于两者之间，[Fe/H] = -1.66 +/- 0.12。这三个星团都是中等偏红的，其数值范围从网状星团的E（V-I）= 0.07 +/- 0.02和NGC 1928的E（V-I）= 0.08 +/- 0.02到NGC 1939的E（V-I）= 0.16 +/- 0.03。我们估计每个簇的HB形态。NGC 1928和1939拥有几乎完全由蓝色不稳定带的恒星组成的HB。相比之下，网室有一个中间的HB形态，恒星穿过不稳定带。使用各种测年技术，我们表明，这三个集群是同时代的对方和最古老的银河系和大麦哲伦球状星团，在~2 Gyr。因此，已知的老LMC球状星团的普查现在有15个，加上独特的，稍微年轻的星团ESO 121-SC 03。NGC 1939字段包含视线…
2004-04-13 astro-ph
Cepheid variables in the LMC cluster NGC 1866. I. New BVRI CCD photometry
本文报道了大麦云星云中年轻的富星系团NGC 1866中一组七颗造父变星的BV（RI）c CCD测光数据。测光是作为一个程序的一部分，以确定准确的距离，这些造父变星的红外表面亮度技术的手段，并改善LMC造父变星数据库建设造父变星PL和PLC的关系。使用新的数据与文献中的数据一起，我们已经确定了所有变量的改善期。对于五个基模反射器，光变曲线现在具有优良的质量，一旦这些变量的完整的红外线曲线和径向速度曲线可用，将导致精确的距离和半径确定。
2000-03-16 astro-ph
Infrared photometry of Cepheids in the LMC clusters NGC 1866 and NGC 2031
造父变星在大麦哲伦星云的近红外研究利用了这些波长下降低的光变曲线振幅和金属丰度依赖性。这项工作提出了这样的测光两个年轻的集群已知包含相当大的造父变星人口：NGC 1866和NGC 2031。我们的目标是确定光变曲线和周期光度（PL）的关系，在近红外，以评估集群和现场的反射器之间的相似性，并检查当前的脉动模型的预测能力。光变曲线由两个星团造父变星的多波长宽带J、H、Ks测光得到，周期由光学测光确定。造父变星的平均幅度被用来构建PL关系在近红外。PL平面中的属性进行比较，在LMC领域造父变星的行为和最近的脉动模型的预测，规范和overluminous。集群和领域造父变星是同质的，并列入集群造父变星的领域样本很好地扩展了PL关系。PL关系的斜率在整个周期范围内是恒定的，并且不显示-至少在所采用的IR波段中-一些作者报道的在P ~ 10 d处的斜率的中断。与脉动模型的预测比较，可以估计NGC 1866和NGC 2031的距离模量。这两个集群被发现躺在基本上相同的距离。对K滤光片的理论模型进行拟合，若采用正则模型，则（m-M）_0 = 18.62 ± 0.10;若采用过光模型，则（m-M）_0 = 18.42 ± 0.10。在此基础上，对团簇与LMC内部结构的关系提出了一些看法。
2006-10-16 astro-ph
The distance to the LMC cluster NGC 1866; clues from the cluster Cepheid population
最近的研究旨在估计到年轻的LMC星团NGC 1866的距离，利用了LMC周围区域的红团星，以及经验和理论的主序拟合方法，发现了区域和星团的距离明显不同，后者在距离模上接近Δ（DM）\sim 0.20 mag.本文重新考虑了NGC 1866的造父变星星族，试图解释这种差异.结合BVI的各种测光数据和单历元的2 MASS JHK测光，得到了造父变星团的光致发光关系。通过比较LMC和团PL与无红化Wesenchmark指数的关系，确定了团与LMC主体之间的距离（0.04兆的距离模量，该集群更远），其耦合到LMC盘的几何形状的模型，提供的Δ（DM）范围在0.0和-0.11马格之间。同时比较BVI中星团和LMC场的PL关系，给出了星团红化的估计，其结果是E（B-V）= 0.12 \pm 0.02。这一决定是高于在所有以前的研究中使用的典型值0.06 mag，但我们表明，这是不矛盾的独立估计的重新分析。用这种新的红化方法得到的聚类主序拟合距离为DM = 18.58 \pm 0.08，与DM = 18.53 \pm 0.07（随机）^{+0.02}_{-0.05}（系统）的红聚类值和对Δ（DM）的造父变星约束完全相容。
2003-08-29 astro-ph
NGC 1427A - an LMC type galaxy in the Fornax Cluster
我们发现，天炉座不规则星系NGC 1427 A在很多方面都是大麦云云的孪生兄弟。基于B，V，I和H alpha图像，我们发现以下内容。该星系的光主要由西南部的高表面亮度区域所控制，这些区域被OB协会和H II区域的半环所叠加，表明最近的恒星形成。主恒星的颜色是（V-I）= 0.8等和（B-V）= 0.4等，与大麦哲伦星系的颜色相当。主体北面的低表面亮度云以及西面的LSB尾具有更典型的蓝色致密矮星系的颜色（V-I = 0.2等）。我们确定了一个平均年龄<2 Gyr（假设LMC金属丰度）的候选星系团系统，该系统包括迄今为止在本星系群外观测到的不规则星系中最丰富的星系团系统。在X射线波段，NGC 1427 A的光谱相对较软且复杂。
1997-07-14 astro-ph
Mass Segregation in Young LMC Clusters I. NGC 2157
我们已经进行了WFPC 2的V-和I-波段成像的年轻LMC集群NGC 2157。色星等图的构造和等时线拟合得出τ = 100 000 000年，红化E（B-V）= 0.1，距离模量为18.4等。我们的数据涵盖了0.75 < m < 5.1太阳质量的质量范围。我们发现，集群的质量函数的变化显着从内部区域到外部区域，变得陡峭（大量的低质量恒星相对于高质量恒星）在较大的半径。NGC 2157的年龄只有在星团核心才能与它的两体弛豫时标相媲美。因此，观测到的质量函数在较大半径处变陡很可能是星团恒星的初始条件。这样的初始条件在星团恒星形成的模型中得到了预测，在这些模型中，耗散过程对质量更大的恒星作用更强。
1997-10-31 astro-ph
Age and metallicity for six LMC clusters and their surrounding field population
本文利用CCD Stroemgren测光方法，研究了六个大麦哲伦星系团及其周围星群的年龄和金属丰度。簇和金属度是：NGC1651（在[Fe/H]=-0.65 dex至-0.41 dex范围内），NGC 1711（-0.57+/-0.17 dex）、NGC 1806（-0.71+/-0.23 dex）、NGC 2031（-0.52+/-0.21 dex）和NGC 2136/37（-0.55+/-0.23 dex）和NGC 2257（-1.63+/-0.21 dex）。在星团周围，我们发现了大约650个场星，适合用于确定年龄-金属丰度关系（AMR）。我们的方法是估计年龄的基础上的Stroemgren等时线与个别测量的金属丰度个别恒星。用这种方法，我们能够采样的AMR的现场人口高达8 Gyr。我们的金属丰度数据与预测许多贫金属恒星的模型（G矮星问题）不一致。从大约2 Gyr前开始，现场人口的金属丰度增加了6倍。建议的AMR与LMC星系团系统（包括ESO 121 SC 03和3个年龄为4 Gyr的星系团）的AMR一致。
2000-04-03 astro-ph
K-Band Red Clump Distances to the LMC Clusters Hodge 4 and NGC 1651
我们提出了近红外色星等图的LMC星团霍奇4和NGC 1651揭示了氦燃烧的红团星的第一次在JK通带。从这些图中，延伸到K~19，和现有的光学CMD揭示集群的主序列关闭，我们确定了以下集群参数。对于Hodge 4，我们估计金属丰度[Fe/H] = -0.17 +/- 0.04，年龄为1.7 +/- 0.3 Gyr，红团绝对星等Mk（RC）= -1.64 +/- 0.17。根据Burstein & Heiles和Schlegel等人的红化图，采用了E（J-K）= 0.03 +/- 0.01的红化，我们发现Hodge 4的距离为（m-M）o = 18.52 +/- 0.17。在NGC 1651的情况下，我们得出[Fe/H] = -0.07 +/- 0.10，年龄为1.8 +/- 0.3 Gyr，Mk（RC）= -1.56 +/- 0.12，E（J-K）= 0.06 +/- 0.01，（m-M）o =18.55 +/- 0.12，所有这些都是以与Hodge 4相同的方式测量的。基于这两个聚类，我们计算出平均LMC距离为（m-M）o = 18.54 +/- 0.10。
2002-07-26 astro-ph
Young LMC star clusters as a test for stellar evolutionary models:
比较了NGC 1711、NGC 2004、NGC 2164和NGC 2214等4个大麦云星团的色星等图和主序星光度函数，并与由恒星演化模型合成的结果进行了比较。四种不同类型的恒星演化模型已被用于比较。观测到的CMD特征与合成CMD特征的比较支持Bressan等人（1993）的过冲模型。通过改变质量函数斜率的值，可以使模型的合成积分亮度函数与观测值相匹配。为了限制模型的合成ILF与观测的比较，质量函数斜率和二进制分数的可靠估计是期望的。
1994-10-27 astro-ph
Mass Segregation in Young LMC Clusters
本文详细分析了哈勃空间望远镜观测到的大麦云星云中两个年轻致密星团NGC 1805和NGC 1818中不同种类恒星的空间分布。基于比较的特征弛豫时间在其核心，并在其半质量半径与所观察到的质量偏析程度，它是最有可能的，显着的原始质量偏析是存在于这两个集群，特别是在NGC 1805。这两个集群可能形成非常相似的初始质量函数（IMF）。事实上，我们提供了强有力的支持的普遍性的IMF在LMC集团的恒星质量m >= 0.8 Msun。
2003-05-15 astro-ph
On the Iron content of NGC 1978 in the LMC: a metal rich, chemically homogeneous cluster
我们对NGC 1978中的巨恒星进行了详细的丰度分析，NGC 1978是大麦云星云中的一个大质量、中等年龄的星团，其特征是椭圆率很高，并被怀疑有金属丰度分布。我们分析了11个巨人，所有的集群成员，通过使用高分辨率光谱获得的UVES/火焰光谱仪在ESO甚大望远镜。我们发现铁的含量[Fe/H]=-0.38 dex，色散非常低（0.07 dex），平均日心径向速度Vr=293.1（误差为0.9 km/s）和速度色散（3.1 km/s），因此排除了存在显着的金属丰度，以及速度，在集群内传播。
2006-05-25 astro-ph
Gamma Ray Bursts versus OB Associations: do they trigger star formation?
我们讨论了不同的形状，膨胀速度和破碎时间的结构所产生的能量沉积从一个单一的伽马射线暴（GRB）或OB协会的ISM。在初始膨胀之后，由GRB产生的超壳层几乎是静态的或缓慢膨胀，与OB协会产生的更快速膨胀的超壳层相反。我们讨论了相对于星系对称平面的能量源的位置：观察到的弧形结构可以是由星系平面上方或下方的源膨胀形成的结构中最密集的部分。如果膨胀发生在一个巨大的HI云内部，也可能形成弧。我们试图重现的大小，年龄和OB协会之间的平均距离在六分仪区域的边缘LMC 4。
1999-08-05 astro-ph
The AGB stars of the intermediate-age LMC cluster NGC 1846 Variability and age determination
目的：调查变异性和模拟的脉动行为的AGB变量在中年大麦哲伦星系团NGC 1846。研究方法：我们自己的光度监测已经与来自CAMO档案的数据相结合，以检测星团AGB恒星中的22个变量，并推导出脉动周期。根据团簇的全局参数，建立了考虑C/O比对大气结构影响的脉动模型。特别是，我们使用了不透明度适合O-丰富的恒星和碳星的脉动计算。结果：用质量约为1.8 M的AGB星$_{\sun}$拟合NGC 1846的PL图。我们发现，脉动的周期增加时，AGB星变成碳星。使用我们的样品的脉动行为所定义的AGB上的质量，我们得出了$1.4\times10^{9}$年的集群年龄。这是第一次从AGB恒星的变化性中推导出星团的年龄。碳星被证明是一个混合物的基本和第一泛频径向散射。
2007-10-04 astro-ph
Analysis of colour-magnitude diagrams of rich LMC clusters: NGC 1831
本文分析了大麦哲伦星云中的富星团NGC 1831的深色星等图。在F555 W（~V）和F814 W（~I）滤波器中使用HST/WFPC 2获得数据，达到m_555 ~ 25。我们讨论并应用一种方法来校正CMD采样不完整性和场星污染。有效地利用CMD数据的直接比较的观测到的模型CMD。模型CMD由一种算法建立，该算法从单个恒星星族生成人造恒星，其特征在于年龄，金属丰度，距离，红化值，现今质量函数和未解析双星的分数。光度不确定性是根据经验从数据中确定的，并纳入模型中。统计技术，并作为一个客观的方法来评估模型和数据CMD之间的兼容性。通过模拟NGC 1831中心区域的CMD，我们推断金属丰度Z = 0.012，8.75 < log（tau）< 8.80，18.54 <（m-M）_0 < 18.68和0.00 < E（B-V）< 0.03。对于位置相关的PDMF斜率（α = -dlog（Phi（M））/dlog（M）），我们清楚地观察到系统中质量分离的影响：对于投影距离R < 30 arcsec，α约为1.7，而在NGC 1831的外部区域，α < 2.5。
2002-07-08 astro-ph
The Ionized Gas Kinematics of the LMC-Type Galaxy NGC 1427A in the Fornax Cluster
NGC 1427 A是天炉座星系团中的一个类似LMC的不规则星系，在它的一个边缘周围有一个扩展的强恒星形成模式，这可能是由于与星系团环境的某种相互作用。我们目前的H-alpha速度在NGC 1427 A，通过长缝光谱在七个不同的位置，选择落在最明亮的HII区域的星系。由于它的位置非常靠近星系团的中心，它是研究星系团环境对其中富含气体星系的影响的一个很好的候选对象。NGC 1427 A的自转有两种不同的模拟方法。全球电离气体的运动学是合理的固体旋转，虽然在小尺度上，它表现出混乱的行为。在这个简单的模型中，NGC 1427 A的特殊形态不太可能是与星系团中较小成员的碰撞造成的，因为唯一的候选入侵者平稳地落入主星系的一般速度模式中。在一个更精细的模型中，我们得到了一个更好的解决方案，这个物体并不位于NGC 1427 A的同一个平面上，在这种情况下，我们将其确定为与星系绑定的卫星。这些结果进行了讨论的背景下，一个正常的不规则与一个相互作用的一些外部代理。基于几个参数和定量估计，我们认为，通过热的天炉座星团内气体的通道是一个非常可能的方案来解释NGC 1427 A的形态特征。
1999-10-19 astro-ph
Pristine CNO abundances from Magellanic Cloud B stars I. The LMC cluster NGC 2004 with UVES
本文给出了大麦云（LMC）中年轻星团NGC 2004中四颗主序星的化学丰度。除了H II区，未演化的OB型恒星是目前唯一可获得的不受恒星演化影响的MC现今CNO丰度的来源。在VLT上使用UVES，我们获得了足够分辨率（R = 20 000）和信噪比（S/N > 100）的光谱，以获得各种元素（He，C，N，O，Mg和Si）的丰度与NLTE线形成。这项研究使LMC中具有详细化学丰度的主序星B的数量增加了一倍。更重要的是，与以前的研究相比，我们没有发现CNO丰度异常所带来的，例如，二元相互作用或旋转混合。因此，这是第一次，从大麦哲伦星云的H II区的丰度可以合理地交叉检查对那些从B星排除进化的影响。我们确认H II区CNO丰度在误差范围内，特别是在7.0左右的非常低的氮丰度。从表面上看，星云碳丰度比B星值低0.16 dex，这可以用星际尘埃耗尽来解释。两个来源的氧丰度在0.03 dex以内。与MC金属丰度的银河系薄盘相比，麦哲伦云显然是氮贫乏的环境。
2002-01-28 astro-ph
Pristine CNO abundances from Magellanic Cloud B stars II. Fast rotators in the LMC cluster NGC 2004
本文对年轻的大麦云星云NGC 2004中的三颗主序星进行了光谱丰度分析。所有三个目标的预计旋转速度都在130公里/秒左右。提出的技术，允许恒星的参数和化学丰度的推导，尽管这些高V正弦值。结合以前对该星团恒星的分析，我们没有发现主序星中存在旋转混合效应的证据，旋转混合速率高达130 km/s。除非赤道旋转速度明显大于v sin i值，否则这一发现可能与理论预期一致。NGC 2004/B30是一颗位于蓝赫兹泉间隙的恒星，它的演化状态不确定，在大气层中有明显的混合迹象。因此，为了验证旋转混合的影响，需要对低金属丰度主序星B星在广泛的旋转速度范围内的统计学显著样本进行均匀分析。
2005-10-19 astro-ph
A Direct Distance to the LMC Cepheid HV 12198 from the Infrared Surface Brightness Technique
我们报告的第一个应用程序的红外表面亮度技术的造父变星在大麦云，变量HV 12198在年轻的球状星团NGC 1866。从这一颗恒星，我们确定到星团的距离模数为18.42 ± 0.10（随机和系统不确定性）。当NGC 1866中更多造父变星成员的结果可用时，我们希望用这种技术得到到LMC的距离，精度为± 3- 4%，包括系统误差。
2000-03-15 astro-ph
Testing intermediate-age stellar evolution models with VLT photometry of LMC clusters. II. Analysis with the Yale models
我们提出了一个分析的CMD的三个中间年龄的大麦哲伦星系团，即NGC 2173，SL 556和NGC 2155。我们的项目的主要目标是调查的对流核心过冲的量，必要的复制相对贫金属，中间年龄的恒星星族的CMD。我们的结论是，适量的过冲和一些分数的双星是必不可少的复制观察到的形状周围的CMD的所有三个集群：未解决的双星填补预期的核心收缩差距，并作出独特的序列附近的差距，这不能单独复制的单星，即使有更大的过冲量。从我们的整体分析，如，等时线的形状，恒星计数，颜色分布，和合成CMD比较，我们得出结论，过冲~ 20%的局部压力标度高度最好地再现所有三个集群的CMD属性。NGC 2173、SL 556和NGC 2155的最佳年龄估计分别为1.5、2.1和2.9 Gyr。
2002-08-06 astro-ph
Effects of metallicity, star-formation conditions, and evolution in B and Be stars. II: Small Magellanic Cloud, field of NGC 330
我们在小和大麦云星云（SMC和LMC）和银河系（MW）中寻找金属丰度对B星和Be星的影响。我们扩展我们以前的分析B和Be星人口在LMC SMC。大质量恒星的自转速度和Be星的演化状态与它们的环境进行了检查。利用VLT-GIRAFFE装置在MEDUSA模式下对年轻星团SMC-NGC 330及其周围区域的热星进行了光谱观测。我们确定的基本参数B和Be星的GIRFIT代码，考虑到快速旋转的影响，和观察到的集群的年龄。我们比较平均VSINI获得的光谱类型和质量的选择领域和集群B和Be星在SMC与一个在LMC和MW。我们发现：（i）B和Be星旋转快，在SMC比在LMC，并在LMC比在MW;（ii）在一个给定的金属丰度，Be星开始其主序星的生活与较高的初始旋转速度比B星。因此，只有一小部分B星以足够高的初自转速度到达ZAMS，才能成为Be星;（iii）在ZAMS，Be星在SMC、LMC和MW中的初自转速度分布与质量和金属度有关;（iv）B星和Be星在SMC中的角速度高于在LMC和MW中的角速度;（v）在SMC和LMC中，大质量Be星出现在主序星的第二部分，而在MW中则相反。
2006-09-25 astro-ph
Primordial or Dynamical Mass Segregation in Young LMC Clusters?
本文详细分析了哈勃空间望远镜观测到的大麦云星云中两个年轻致密星团NGC 1805和NGC 1818中不同种类恒星的空间分布。基于比较的特征弛豫时间在其核心，并在其半质量半径与所观察到的质量偏析程度，它是最有可能的，显着的原始质量偏析是存在于这两个集群，特别是在NGC 1805。这两个集群可能形成非常相似的初始质量函数。
2002-07-11 astro-ph
H2 and its relation to CO in the LMC and other magellanic irregulars
根据LMC和SMC的远红外表面亮度和HI柱密度估算了它们的H2柱密度。N（H2）/I（CO）转换因子为X（LMC）= 1.3和X（SMC）= 12（单位：10**21 mol cm**-2（K km/s）**-1）。大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的H2总质量分别为1.0和0.75 × 10**8 M（太阳）。在麦哲伦不规则星系NGC 1569（X = 16）、NGC 55、4214和6822（X = 3- 6）、NGC 4449以及M 33和M 101（X = 1- 2）的河外HII区NGC 604、595和5461中也发现了类似的局部H2/HI质量比。CO-H_2转换因子X取决于每核子周围辐射场强s（FIR）/N（H）和金属丰度[O]/[H]。结果被解释为CO的选择性光解的结果进行高辐射场能量密度和低金属环境中的不良（自）屏蔽，特别是优先破坏扩散CO在“interclump”分子气体。虽然局部H2可能是主要ISM组分，但平均整体H2/HI质量比为0.2，平均H2气体质量分数为0.12。因此，麦哲伦不规则星系具有与我们银河系非常相似的温暖分子气体比例，而其他全球性质（质量，光度，金属丰度，CO光度）则非常不同。
1997-09-19 astro-ph
The Cepheid Period-Luminosity relation and the maser distance to NGC 4258
Newman等人（2001）在最近的一篇描述螺旋星系NGC 4258中造父变星的HST观测的论文中报告说，为银河系外距离尺度的关键项目修订的校准和方法得出该星系的真实距离模为29.40+-0.09等，对应于7.6+-0.3 Mpc的公制距离。这个造父变星的距离，18.50等是大麦哲伦星云的真实距离模数，并不明显大于7.2+-0.5 Mpc，这个值是Herrnstein等人（1999）从水脉泽源轨道运动的纯粹几何考虑确定的。然而，如果考虑到NGC 4258和LMC之间的金属丰度差异D[O/H]~0.35，那么关键项目方法得出的金属丰度校正值为29.47 ± 0.09等，LMC为18.50等，即造父变星距离为7.8 ± 0.3 Mpc，与脉泽测定值相差1.2 sigma。在本文中，我们表明，金属修正造父变星的距离测定，建议脉动模型，可能会提供一个自然的方式达到造父变星和脉泽之间的距离NGC 4258的各种LMC距离测定密切一致。
2001-10-24 astro-ph
HST Colour-Magnitude Diagrams of Six Old Globular Clusters in the LMC
本文报道了大麦云星云中六个古老球状星团的HST观测结果：NGC 1754，NGC 1835，NGC 1898，NGC 1916，NGC 2005和NGC 2019。使用F555 W和F814 W滤波器进行的深度曝光为我们提供了色-星等图，其视星等V约为25，远低于主层序关闭。这些特殊的星团与显着高的LMC场星密度和照顾，采取了准确地从集群颜色星等图减去场星。在两种情况下，至少在部分图像上有明显的变红，但只有NGC 1916的差异变红妨碍了CMD特性的准确测量。颜色-星等图的形态与具有类似金属量的银河系球状星团的相匹配。所有六个都有发达的水平分支，而四个明显地在天琴座RR间隙的两侧都有恒星。从红巨星分支的水平以上的水平分支的高度的测量获得的丰度是0.3德克斯高，平均而言，比以前测量的光谱丰度。与银河系球状星团基准的详细比较显示，所有六个星团都是老天体，在年龄上与经典的银河系球状星团如M5非常相似，星团之间的年龄分布很小。这一结果与通过测量水平分支和主序断陷之间的震级差而获得的年龄一致。通过与Lee，Demarque和Zinn（1994）的水平分支进化轨迹进行比较，我们也发现了类似的年代学。我们的结果意味着LMC与银河系同时形成。
1998-06-02 astro-ph
On the nature of a secondary main sequence turn-off in the rich LMC cluster NGC 1868
在NGC 1868的深色星等图中给出了第二个主序关闭的证据。用HST/WFPC 2获得数据，并达到m_{555} ~ 25。除了在以前的分析中发现的通常的t ~ 0.8 Gyr关断之外，在m_{555} ~ 21（M_V ~ 2.5）处观察到另一种可能的关断，这与t ~ 3 Gyr的年龄一致。这CMD功能脱颖而出，特别是当污染场LMC明星统计删除。减去背景的CMD还清晰地显示出一个红色的亚巨星分支，在年轻的转折点和红巨星团下方延伸约1.5等。通过蒙特卡罗模拟和自举技术证实了NGC 1868中二次关断的重要性。簇CMD中选定区域中的星计数表示取决于质量函数斜率，在5% <= PDMATHAMN/ M_{young} <= 12%的范围内的老年群体/年轻群体的质量比。即使在背景减除存在不确定性的情况下，NGC 1868中存在这样一个亚群也是很重要的。二次关断与场星人口的可能性进行了检查，通过搜索场星的CMD中的类似功能。在20 <= m_{555} <= 22的范围内，在所有这样的区域中，都发现了主序红向的恒星在统计上显著过剩。然而，这些是更广泛的特征，不类似于单个群体的主序列终止。我们还讨论了其他可能的解释，如未解决的联星，特殊的恒星或CMD不连续的Bohm-Vitense间隙在m_{555} ~ 21的功能。
2002-07-08 astro-ph
AGB stars of the intermediate-age LMC cluster NGC 1846 II. Dredge up along the AGB
目的：我们研究了$^{12}$ C在沿AGB演化过程中表面丰度的变化，旨在约束第三次疏浚模型。方法：获得了LMC星团NGC 1846中AGB星样本的高分辨率近红外光谱。集群样本确保了在年龄、金属丰度和距离方面的高度同质性。测量了C/O比值和$^{12}$ C/ $^{13}$ C比值，并与我们的进化模型进行了比较。结果：首次给出了C/O和$^{12}$ C/ $^{13}$ C比值沿簇AGB的演化。我们的研究结果使我们能够检查进化模型的可靠性，特别是第三次挖掘的效率。模型很好地再现了观测到的富氧星中C/O和$^{12}$ C/ $^{13}$ C的增加。然而，在我们的样本中的两个C-星的碳同位素比值较低，表明适度的额外混合的后期发生。额外的混合影响了最明亮的AGB星，并能够增加$^{13}$ C的丰度，而保持不变的C/O比，这已经被几个第三次挖掘事件的累积作用所固定。我们发现的迹象表明，F丰度也增加沿AGB，支持在原地生产的这种元素。
2008-05-21 astro-ph
Testing intermediate-age stellar evolution models with VLT photometry of LMC clusters. III. Padova results
基于Padova恒星模型，分析了NGC 2173、SL 556和NGC 2155三个中等年龄大麦哲伦星系团的色星等图，确定了它们的年龄和金属丰度。合成CMD与集群数据进行比较。最佳匹配是使用两个拟合函数获得的，这两个拟合函数是基于聚类CMD的不同仓中的星计数。使用了两种不同的标准。其中之一是考虑到了红团星颜色的不确定性。考虑到团簇金属丰度实验值的不确定性，我们提供了一组可接受的解决方案。它们定义了金属丰度、年龄、红化和距离模量（对于假定的IMF）的相应值。与帕多瓦模型的比较表明，NGC 2173的恒星形成时间较长（跨度约为0.3 Gyr），开始于1.7 Gyr，结束于1.4 Gyr。金属度Z在0.0016 $-$ 0.003的范围内。与NGC 2173的观测结果相反，SL 556和NGC 2155的观测结果并不需要恒星形成期的延长。SL 556的年龄为2.0 Gyr。根据采用的比较标准，金属度值在0.002 $-$ 0.004范围内。NGC 2155的年龄为2.8 Gyr，金属丰度Z在0.002 $-$ 0.003的范围内。这个集群的CMD功能表明，更有效的过冲应在进化模型中采用。
2002-11-08 astro-ph
On the Cepheid variables of nearby galaxies III. NGC 3109
我们将Capaccioli等[AJ，103，1151（1992）]在B和V中研究过的8颗造父变星的光变曲线范围扩展到R和I波段。另外16个造父变星候选者已经确定，并提出了初步的周期。新的造父变星允许周期光度关系被扩展一个星等。计算了表观B、V、R和I距离模量。结合不同波长的数据，并假设大麦哲伦星云的真实距离模数为18.50等，我们得到NGC 3109的真实距离模数$(m-M)_0=25.67\pm0.16$，相当于$1.36\pm0.10$ Mpc。采用$E(B-V)=0.08$作为大麦哲伦星云的红化因子，NGC 3109造父变星的星际红化与0.这一结果的可能影响的讨论。周期-颜色、周期-振幅和周期-光度关系的比较表明，LMC、NGC 3109、六分仪A、六分仪B和IC 1613中的造父变星具有类似的性质，尽管主要参数确定的不确定性仍然不令人满意。关于周期-光度关系的普遍性的坚定结论。
1997-06-27 astro-ph
Effects of metallicity, star formation conditions and evolution in B and Be stars. I: Large Magellanic Cloud, field of NGC 2004
利用VLT-GIRAFFE装置在MEDUSA模式下对年轻星团LMC-NGC 2004及其周围区域的热星进行了光谱观测。我们确定的基本参数（Teff，logg，vsini，径向速度），所有的B和Be星的样品中由于在我们组开发的代码。研究中考虑了快速自转（恒星扁率和引力暗化）的影响。我们还确定观察到的集群的年龄。我们将大麦云（LMC）中的场星、星团B星和Be星获得的平均vsini与银河系（MW）中的平均vsini进行比较。我们发现，特别是，被恒星旋转速度比在MW的LMC，在外地以及在集群。通过对LMC和MW的比较，讨论了vsini、金属丰度、恒星形成条件和恒星演化之间的关系。我们的结论是，Be星开始他们的主序星的生活与初始旋转速度大于B星之一。很可能只有一部分B星，在有足够的初自转速度时，才能成为Be星。这一结果可以解释相似年龄星团中Be星比例的差异。
2006-01-11 astro-ph
Studies of binary star cluster candidates in the bar of the LMC. II
双星星团占麦哲伦星云星团总数的10%以上.据统计，发现的对中预计只有不到50%是偶然叠加。我们估计了集群的遭遇率，并建议潮汐捕获是一个不太可能的形成方案形成的二元集群。因此，大多数真正的二进制集群可以预期已经形成在一起。在这里，我们提出了一个研究的三个二进制集群候选人位于酒吧的LMC。NGC 1971和NGC 1972位于沙洲东部的LH 59组合中。第三个星团，NGC 1969，离这对天体足够近，这三个天体可能构成一个三重系统。我们提出的第一个年龄测定是基于这些星团的CMD。我们的研究结果表明，这三个集群都是年轻的（40-70万年），可能已经形成在同一个GMC。NGC 1894和SL 341位于LMC酒吧的西南边缘。这对星系团是第一次被详细研究：两个星系团的等值线都显示出椭圆形。这是否可能被解释为相互作用的迹象，或者是与大量LMC星团共享的特性，这些星团显示出比银河系中的同类更高的椭圆率，目前尚不清楚。根据我们的年龄测定，我们发现这两个星团都是同时代的，年龄为55+/-500万年。这使得来自同一GMC的编队成为可能的场景。SL 385和SL 387在LMC酒吧的西部是一个接近的对。我们推导出SL 385的年龄为1.7亿+/-3000万年，SL 387的年龄为>= 2.5亿年。由于年龄差异较大，这两个集群不太可能形成于同一GMC。
2000-04-14 astro-ph
Dynamics of the Young Binary LMC Cluster NGC 1850
本文利用52颗超巨星的BV CCD像和阶梯光栅光谱研究了年轻双星LMC星系团NGC 1850的年龄和内部动力学。等时线拟合的BV颜色星等图显示，主集群的年龄为$τ= 90 \pm 30$ Myr，而次要成员有$τ= 6 \pm 5$ Myr。BV表面亮度分布被构建到R $>$ 40 pc上，并应用单组分King-Michie（KM）模型。当各向异性半径从无穷大到尺度半径的三倍变化时，总的星系团光度变化范围为L $_B$ = 2.60 - 2.65 $\times 10^6$ L $_B$ \sol \和L $_V$ = 1.25 - 1.35 $\times 10^6$，各向同性模型提供了与数据最好的一致性。在52颗中阶梯光谱的恒星中，有36颗被用来研究星团动力学。KM径向速度分布与这些速度相拟合，得到总的星团质量为5.4 - 5.9 $\pm 2.4 \times 10^4$ M \sol \，对应于M/L $_B$ = 0.02 $\pm 0.01$ M \sol /L $_B$ \sol \或M/L $_V$ = 0.05 $\pm 0.02$ M \sol /L $_V$ \sol。在93%的置信水平下检测到径向速度中的旋转信号，这意味着旋转轴的位置角为100°。假设星团椭圆率为$ε= 0.1 - 0.3$，将各种旋转模型与速度数据拟合。这些模型与KM模型相比，与径向速度数…
1992-10-20 astro-ph
The Stellar Mass Spectrum in the Young Populous Cluster NGC 1866
位于大麦云星云中的年轻星团NGC 1866可能是大麦哲伦星云中最后一个~ 3 Gyr期间形成的质量最大的天体之一，它似乎具有出乎意料的高质光比。Fischer等人（1992年）根据其速度色散发现其质量为（1.35“0.25）× 105 Mu。这个星团的光度为MV = -8.93“0.13，相当于LV =（3.2“0.4）x 105 LV（u）。这产生M/LV = 0.42“0.09（太阳能单位）。对于一个年龄为0.1 Gyr的星团来说，这样一个相对较高的质光比需要一个指数为x = 1.72“0.09的质谱;或者如果考虑到演化恒星的质量损失，则x = 1.75“0.09。
1999-07-20 astro-ph
Structures in surface-brightness profiles of LMC and SMC star clusters: evidence of mergers?
大麦哲伦星云和小麦哲伦星云有丰富的双星星团，预计会有一些合并。对单簇、二元簇和合并候选簇的特征刻画是非常重要的。我们在每个星云中选择了一个星团样本。用丹麦ESO 1.54米望远镜对25个SMC和22个LMC星团进行了表面测光。首次观察到23个集群。我们拟合了Elson，Fall和Freeman（1987，EFF）的数据，推导出结构参数，光度和质量。我们还使用等照度图来约束候选簇的相互作用。{The结构参数、光度和质量与文献值吻合较好。样本中的三个二元簇具有双重轮廓。四个星系团（NGC 376，K 50，K 54和NGC 1810）没有同伴，并提出了重要的偏离EFF配置文件。目前的样品包含蓝色和红色的麦哲伦星系团。在一些蓝色簇中检测到扩展的EFF配置文件。我们发现的证据表明，从身体的EFF配置文件的重要偏差可能会被用作一种工具来检测集群合并。
2008-04-25 astro-ph
Properties of RR Lyrae stars in the inner regions of the Large Magellanic Cloud. II. The extended sample
到目前为止，所有经过充分研究的星系都显示出扩展的恒星晕。为了在LMC中寻找这样的晕，我们获得了100颗LMC RR型天琴座星的低分辨率光谱，其中87颗在现场，13颗在星团NGC 1835和NGC 2019中。我们测量了87颗LMC RR型天琴座恒星的径向速度，以及78颗RR型天琴座恒星的金属丰度，几乎是之前样本的三倍。这些目标位于10个区域，覆盖范围很广，距离LMC中心2.5度。我们的主要结果是LMC RR天琴座星的平均速度色散为50+-2 km/s。这一数量似乎并不随与LMC中心的距离而变化。金属丰度呈高斯分布，平均值[Fe/H]=-1.53+-0.02dex，Harris金属丰度表中的离散度为0.20 dex，证实它们代表了非常均匀的贫金属群体。天琴座RR星群的运动学和金属丰度之间没有依赖关系。利用FORS 1、FORS 2和GEMINI-GMOS的高质量低分辨率光谱，我们发现大麦哲伦星云中的RR型天琴座星存在较大的速度色散，这表明存在古老的贫金属恒星晕。然而，到目前为止，所有关于光环的证据都来自LMC内部区域的光谱学，类似于我们银河系中的内部扁平光环。需要进一步的研究来证实这一重要结果。
2006-09-07 astro-ph
Testing intermediate-age stellar evolution models with VLT photometry of LMC clusters. I. The data
这是一系列三篇论文中的第一篇，致力于校准中等质量恒星演化建模中至关重要的几个参数，特别关注对流核心过冲量。为此，我们获得了大麦云（LMC）的三个球状星团，即NGC 2173，SL 556和NGC 2155，在1-3 Gyr年龄间隔的深V和R测光。在这第一篇论文中，我们描述了该项目的目的，VLT的观测和数据处理，我们做了初步的比较，颜色星等图与帕多瓦和Yonsei-Yale等时线。本系列中的两篇论文介绍了耶鲁和帕多瓦恒星演化小组的成员对这些数据进行详细分析的结果。这使我们能够比较这两套模型，并讨论他们的主要差异，以及系统的影响，他们将有确定的年龄和金属丰度的中期年龄单恒星星族。
2002-08-08 astro-ph
Star Formation Histories from HST Color-Magnitude Diagrams of Six Fields of the LMC
我们目前的背景场星的分析结果发现在HST WFPC 2观测的6个老球状星团的大麦云。被球状星团分析师视为污染物，我们制作了场星的V-I，V色星等图，并用它们来探索大麦哲伦星系的恒星形成历史。测光接近V~26，远低于古老的~14 Gyr LMC恒星群的关闭值。我们使用最大似然技术来拟合从Bertelli等人（1994）等时线中得出的模型CMD与观测到的CMD。我们约束模型的年龄-金属丰度关系来自LMC集群，测试四个IMF的斜率，并适合红化，距离模量，和恒星形成率。我们发现，在SFR（t）中，我们仅能以~0.15的时间步长在对数年龄中解析结构，这意味着在1 Gyr年龄时的分辨率为~4x10^8年。对于一个Salpeter IMF，我们推导出的NGC 1754领域的恒星形成历史的特点是在过去的4 Gyr增强的恒星形成率，定性类似于其他人推导出的各种LMC领域。然而，剩下的四个区域似乎在5-8 Gyr前就有高水平的恒星形成活动;这些区域位于LMC Bar，而NGC 1754区域位于盘中，这表明LMC的内部区域比外部区域包含更多的老年恒星。检查模型和观测的残差，我们发现模型的旧红巨星分支提供了一个很差的拟合观测，这表明模型等时线的错误。这种分歧的影响似乎是低估了老年人口的贡献。
1999-02-02 astro-ph
HI in NGC 5433 and its Environment: High-Latitude Emission in a Small Galaxy Group
我们提出了HI合成地图的边缘上的星暴NGC 5433和它的环境，获得与VLA在其C和D配置。NGC 5433主盘辐射的观测和光谱模型残差揭示了3个面外特征。我们将其中2个特征与我们数据中多个光谱通道的相干面外扩展相关联，包括位置-速度空间中的完整循环。将后者解释为一个膨胀的壳层，我们得出相应的输入能量为2 × 10^54尔格，与银河系中发现的最大超壳层和其他边缘系统中的超壳层相当。NGC 5433所处的环境比之前想象的要丰富。我们确认KUG 1359+326是NGC 5433的物理伴星，并发现了两个新的微弱伴星，都有明尼苏达自动板扫描仪的识别，我们标记为SIS-1和SIS-2。包括更遥远的IC 4357在内，NGC 5433是一个至少有5个星系的星系群中的主要成员，其星系结构跨越750 kpc。各种证据表明，在这一群体中正在发生相互作用。虽然一些潜在的机制与NGC 5433中高纬度特征的形态一致，但我们认为环境影响可能在其生成中发挥作用。
2004-07-07 astro-ph
Chemical Compositions of Red Giant Stars in Old Large Magellanic Cloud Globular Clusters
我们用麦哲伦Landon Clay 6.5米望远镜的高分辨率光谱仪MIKE观测了四个老大麦云球状星团中的十颗红巨星。在我们的样本中的恒星有多达20个元素丰度测定的α，铁峰，和中子捕获元素组。我们还推导出了轻奇Z元素Na和Al的丰度。我们发现NGC 2005和NGC 2019比以前从Ca II三重态估计的更富金属，我们推导出的[Fe/H]值更接近从红巨星分支的斜率获得的值。然而，我们确认了先前对霍奇11和NGC 1898的测定结果在0.2 dex之内。LMC星团的[Mg/Fe]和[Si/Fe]比值与在古老的银河系球状星团中观测到的值相当，丰度[Y/Fe]、[Ba/Fe]和[Eu/Fe]也是如此。大麦哲伦星系团不具有在某些矮球状星系中观察到的低Y行为。[Ca然而，LMC中的[Ti/Fe]，[V/Fe]和[Ti/Fe]明显低于银河系球状星团系统中所看到的。在我们的LMC星系团中，[Cu/Fe]作为[Fe/H]的函数的行为也不符合银河系中所见的趋势，而是保持在约0.8的恒定值。由于并非所有的α/Fe比值都被抑制，这些丰度比不能仅仅归因于Ia型SNe物质的注入，而是反映了大麦哲伦星系与银河系恒星形成历史的差异。我们的结论是，我们观察到的大麦哲伦球状星团中的许多丰度与银河系中观察到的丰度不同，这些差异是这些系统中恒星所固有的。
2005-12-05 astro-ph
NGC1866: New analysis from HST-WFPC2 observations of the inner regions
通过分析WFPC2@HST的F555 W和F814 W图像，获得了LMC球状星团NGC 1866的新结果。在CMD的基础上，我们得到了星团距离的信息和对恒星演化理论的限制。在团核中发现了质量分凝的证据。
2002-10-01 astro-ph
The Araucaria Project. Near-Infrared Photometry of Cepheid Variables in the Sculptor Galaxy NGC 55
我们用ESO VLT和ISAAC相机获得了玉夫座星系群旋涡星系NGC 55四个视场的近红外J和K滤光片深像。对于Pietrzy{\displaystyle Pietrzy}ski等人最近发现的这些领域中的40个长周期造父变星，我们从两个历元的观测中确定了平均J和K星等，并从这些波段中观测到的PL关系导出了距离模。利用这些值和以前测量的光学V和I波段的距离模量，我们确定了NGC 55造父变星的总平均红化E（B-V）=0.127 $\pm$ 0.019等，这主要是在NGC 55本身内部产生的。对于星系的真实距离模数，我们的多波长分析得出的值为26.434 $\pm$ 0.037等（随机误差），对应的距离为1.94 $\pm$ 0.03兆秒差距。这个值与采用的真实LMC距离模数18.50 mag.我们推导的造父变星到NGC 55的距离的系统不确定性（除了采用的LMC距离的不确定性）是$\pm$ 4%，主要贡献可能来自一些造父变星与未解决的伴星的混合效应。从我们的多波长造父变星分析得出的NGC 55的距离与NGC 300的距离在误差范围内一致，加强了这两个玉夫座星系的物理关联的情况。
2007-09-15 astro-ph
The Extragalactic Distance Scale Key Project VIII. The Discovery of Cepheids and a New Distance to NGC 3621 Using the Hubble Space Telescope
我们报告的发现造父变星的领域螺旋星系NGC 3621，根据与宽视场和行星相机2上的哈勃太空望远镜（HST）的观测。NGC 3621是HST河外距离尺度关键项目中观测到的18个星系之一，该项目旨在测量哈勃常数达到10%的精度。用F555 W滤波器在12个历元和用F814 W滤波器在4个历元内观测到69颗周期在9- 60天范围内的造父变星。HST F555 W和F814 W数据分别转换到Johnson V和Kron-Escherins I星等系统。使用两个独立的软件包（DAOPHOT II/ALLFRAME和DoPHOT）进行光度测定。在V和I波段的周期光度关系是使用我们的69个变量中存在的36个相当孤立的造父变星构建的。使用ALLFRAME和DoPHOT数据分别获得相对于LMC的消光校正距离模量为10.63 +/- 0.07 mag和10.56 +/- 0.10 mag。通过假设LMC的距离模量值为18.50 +/- 0.10 mag，LMC变红的E（V-I）= 0.13 mag，获得了29.13 +/- 0.18 mag和29.06 +/-0.18 mag的真实距离模量，对应于6.3 Mpc和6.1 Mpc的距离。
1997-05-30 astro-ph
Late-type giant variables in NGC6522, LMC and SMC: How do they differ?
在3个领域的不同的金属丰度（可能不同的年龄分布）的2 MASS星的完整样本已被提取和交叉相关的CAMO和ISO数据，以确定其可变性和质量损失的属性。在每个M_K直方图中，在RGB的顶端上方可以看到数字的下降。在给定的M_K下，针尖的光度随金属丰度的增加而增加，平均J-K值也随金属丰度的增加而增加。高H-K的恒星比例在较低的金属丰度下增加。这是因为C星的比例越来越高。所有3个字段都包含类似类型的变量，主要是短周期，Mira-like和双周期（具有长周期和短周期）。变星的比例在较低的金属丰度和最小周期与一个给定的振幅变长。在每个油田的K、log P图中可以看到各种趋势。麦哲伦星云的场彼此很相似，但膨胀场却明显不同。在球状星云中遵循“A”K，log P关系的恒星几乎不延伸到M巨星顶之外，而其他恒星群相对于它们的麦哲伦云对应物在M_K上也是截断的。在星云中，有许多恒星的周期在200- 300 d左右，遵循“C”或Mira关系，但振幅相对较小。在麦哲伦云小型巡天期间，ISOCAM探测到的中红外样品对于M_K大于-7等的源来说是可靠和完整的，即，对于那些接近AGB高层的人来说。各种颜色-颜色和颜色-星等图反映了C星在低金属丰度时的优势。Mira星等与log P的关系存在至少7微米。质量损失从较长的周期和双周期SRVs发生在每个领域的相似的速度，尽管金属丰度的差异。
2004-08-06 astro-ph
A new Cepheid distance to the maser-host galaxy NGC 4258 and its implications for the Hubble Constant
我们目前的初步结果，从时间序列的BVI调查的两个领域在NGC 4258使用先进的相机上的调查哈勃太空望远镜。这个星系被选中是因为它精确的脉泽距离，预计总的不确定性为~ 3%。HST观测的目标是提供造父变星距离尺度的绝对校准，并测量其对化学丰度的依赖性（所谓的“金属丰度效应”）。我们进行了两个领域的观测在不同的银河系中心距离的平均丰度差异为0.5德克斯。我们总共发现了281颗造父变星，周期从4天到45天不等（我们的观测窗口的持续时间）。我们确定了NGC 4258的造父变星距离模数（相对于LMC）10.88 +- 0.04（随机）+- 0.05（系统）磁。鉴于公布的脉泽到星系的距离，这意味着μ（LMC）=18.41 ± 0.10（r）± 0.13（s）mag或D（LMC）= 48.1 ± 2.3（r）± 2.9（s）kpc。我们测得金属度效应为γ=-0.29 +-0.09（r）+-0.05（s）mag/dex。我们没有看到周期-亮度关系的斜率随丰度变化的证据。利用最近观测到的4颗Ia型超新星的样品和我们新标定的造父变星距离标度，我们估算了哈勃常数为H_0= 74 +-3（r）+-6（s）km/s Mpc。不久将有可能测量总不确定度为5%的H_0值，从而改进暗能量状态方程的测定。
2006-08-10 astro-ph
The detection of extragalactic $^{15}$N: Consequences for nitrogen nucleosynthesis and chemical evolution
对稀有氰化氢同位素HC $^{15}$ N的观测报告了河外$^{15}$ N的探测，这些探测是在大麦云云（LMC）和（后）星暴星系NGC 4945的核心进行的。考虑到光学深度效应，来自大质量恒星形成区N113的LMC数据推断出$^{14}N/^{15}$ N比为111 $\pm$ 17，大约是$^{12}C/^{13}$ C值的两倍。对于LMC恒星形成区N159 HW和NGC 4945的中心区，$^{14}N/^{15}$ N的比值也是$\approx$ 100。的$^{14}N/^{15}$ N比小于所有星际氮同位素比率测量的磁盘和中心的银河系，强烈支持的想法，$^{15}$ N主要是“初级”的性质，与大质量的恒星是其主要来源。虽然这似乎与标准的恒星演化和核合成计算相矛盾，但它支持了最近的发现，即由于旋转诱导质子混合到大质量恒星的氦燃烧壳层中而产生了丰富的$^{15}$ N。
1998-12-21 astro-ph
The luminosity function of the Large Magellanic Cloud globular cluster NGC 1866
我们提出的{ \it哈勃太空望远镜} { \it V，I}测光的LMC集群NGC 1866的中心区域，达到的亮度为V=27等微弱。我们发现的证据表明，集群的光度函数显示出强烈的依赖于从集群中心的距离，与一个明显的不足，低光度恒星的内部区域。我们讨论了一个{ \it全球}集群光度函数，从所有的研究区域，这似乎在令人印象深刻的协议与预测从萨尔彼得质量分布的恒星。我们还重新使用NGC 1866作为探测器，以确定核心超调的效率，并得出结论，这个问题的一个明确的答案是不可能从这个集群。
2003-02-21 astro-ph
Chemical Composition of Two H II Regions in NGC 6822 Based on VLT Spectroscopy
本文介绍了本星系群不规则星系NGC 6822的V区和X区的长缝分光光度测量。这些数据由3450至7500 A范围内的VLT FORS观测数据组成。我们用不同的线强度比得到了电子温度和密度。我们根据复合线导出了He、C和O相对于H的丰度，这些元素之间的丰度比几乎与星云的温度结构无关。我们还根据碰撞激发线测定了N、O、Ne、S、Cl和Ar的丰度，这些丰度与H丰度的比值强烈地依赖于星云的温度结构。NGC 6822 V的化学成分与太阳、猎户座星云、SMC中的NGC 346和LMC中的剑鱼座30进行了比较。由复合线得到的O/H值与Venn等（2001）由NGC 6822中两颗A型超巨星得到的O/H值一致。
2005-07-04 astro-ph
Chemically peculiar stars in the Large Magellanic Cloud
在河外星系的疏散星团中探测到磁性化学奇特（CP 2）星可以为许多未解的问题提供观测上的答案。银河系中CP 2恒星的平均百分比是5%，光谱范围从早期的B型到F型，光度V类天体。CP 2现象的起源似乎与总体金属丰度和全球磁场环境密切相关。这些理论模型仍然只能通过银河系的观测来检验。因此，必须在相当不同的全球环境中提供高质量的观测。年轻星系团NGC 2136/7是在Delta a测光系统中观测到的。该中间波段测光系统通过将中心处的通量与带宽为11 nm至23 nm的相邻区域的通量进行比较来对520 nm通量凹陷的深度进行采样。Delta a测光系统最适合于高效率地探测CP 2星，但也能够探测一小部分非磁性CP天体。本文对NGC 2136/7及其周围区域的417个天体进行了高精度的Delta a测光观测，其中5个是真正的磁性CP星。此外，我们还发现了两颗Be/Ae星。通过对NGC 1711、NGC 1866、NGC 2136/7、它们的周围环境以及LMC星群中一个独立的星群的研究，我们得出LMC中经典化学奇异星的出现率为2.2（6）%，仅为银河系的一半。光度测定法检测到的CP星的质量和年龄分布与银河系疏散星团中的类似天体没有什么不同。
2006-08-09 astro-ph
Be stars in and around young clusters in the Magellanic Clouds
本文介绍了以SMC中的年轻星团NGC 330和NGC 346以及LMC中的NGC 1818、NGC 1948、NGC 2004和NGC 2100为中心的六个视场中Be星的搜寻结果。Be星是通过R波段和窄带H $α$ CCD图像的差分来识别的。我们比较大的图像提供了大量的被恒星人口内的集群和在其周围的领域。给出了所发现的224颗Be星的星等、位置和发现图，发现每个星团中Be星与正常B星的比例变化很大，但平均比例与银河系中Be星与B星的平均比例相似。在某些星团中，Be星的星群被加权到主序关闭附近的星等。在$V$ $-$ $I$中的Be星比相似星等的正常主序星更红，并且红度随着H $α$发射强度的增加而增加。
1998-09-07 astro-ph
