A theoretical analysis of the systematic errors in the Red Clump distance to the LMC
在LMC恒星形成率（SFR）和年龄-金属丰度关系（AMR）的各种假设下，采用星族合成算法对RC星的光度和光谱性质进行了理论模拟，详细分析了理论星族对LMC红团（RC）绝对星等的修正的不确定性.我们的模拟结果的比较与观测的低，中等质量的恒星在LMC允许一个选择的组合SFR和AMR括号的真实LMC恒星形成的历史，并估计相关的RC人口校正的系统误差。由K波段的星等得到了RC方法（采用OGLE-Ⅱ红化图）对LMC距离模的最精确估计，得到（m-M）_{0，LMC}=18.47 +/-0.01（随机）+0.05/-0.06（系统）。从I波段获得的距离，或从同时确定红化和距离的多色RC技术获得的距离，都与该值一致（尽管误差线稍大）。
2003-07-17 astro-ph
Red Clump Morphology as Evidence Against a New Intervening Stellar Population as the Primary Source of Microlensing Toward the LMC
我们研究了核心氦燃烧（红团）恒星的色星等图（CMD）的形态，以验证Zaritsky & Lin（1997）最近提出的观点，即大麦云（LMC）中的红团向更亮星等的延伸是由于恒星的介入，这是观测到的大麦哲伦微透镜的一个重要部分。使用我们自己的CCD测光的几个领域的LMC，我们确认存在这种额外的红色团块功能，但得出的结论是，它是由恒星演化，而不是前景人口。我们通过证明特征（1）存在于我们所有的LMC场中，（2）与中等年龄红团星等时线中蓝环的位置与LMC的金属丰度和年龄精确一致，（3）具有与恒星演化和LMC恒星形成历史一致的相对密度，以及（4）存在于Hipparcos CMD中，用于不能调用干预种群的太阳邻域。假设在模型等时线中没有系统性的偏移，这与依巴谷数据的细节相吻合，距离模数$μ_{LMC} = 18.3$提供了对我们去红化CMD的最佳拟合。
1998-03-19 astro-ph
CMD's, RR Lyrae's, clump stars and reddening in the LMC
本文介绍了在标准Johnson-Schmidt测光系统中大麦云（LMC）棒附近的两个区域的新的B、V、I测光，其中一个区域与“Coimbra综合CMD技术检验”中的LMC场非常接近。这两个区域包含了128颗天琴座RR型变星和8000多颗星团星。一旦与Clementini等人（2001年）结合，（astro-ph/0007471）测光新的数据集使我们能够得到（i）精确到V~23等的CMD，（ii）完全覆盖超过80%的RR天琴座的B和V光变化，（iii）非常精确地估计LMC RR天琴座的平均视光度，（iv）对LMC团簇星I光度的精确估计，以及（v）使用我们样本中RR天琴座的脉动性质对LMC这些区域的红化进行独立评估。详细比较了我们的OGLE II和OOO光度计。我们讨论了我们的新结果对LMC的距离和“短”和“长”距离尺度的争议的影响。
2001-10-29 astro-ph
Evidence for an Intervening Stellar Population Toward the Large Magellanic Cloud
我们在大麦云云（LMC）的一个截面的色星等图（CMD）中识别出了红色团簇星的垂直延伸。减去主红团成分后，我们发现剩余恒星分布中的一个峰值比主红团分布的峰值亮约0.9等。我们考虑并拒绝以下可能的解释：不均匀的红化，银河系盘星，随机混合的红团星，相关的混合红团星（双星），红团星的演化，和红团星从一个年轻的LMC恒星星族。这些效应的组合不能被排除是这个恒星星族的起源。对这个新星群的一个自然解释是，它由比大麦哲伦星系中的红团星更接近我们的红团星组成。我们发现佐证这种解释在霍尔茨曼等人。的（1997）哈勃空间望远镜CMD的大麦哲伦星系场恒星。这些恒星相对于LMC恒星的导出距离和投影角面密度（<~ 5至7%）与（1）将观察到的微透镜透镜光学深度归因于（Alcock等，1997）到一个明显的前景恒星星族（Zhao 1997）和（2）LMC和银河系之间相互作用的潮汐模型（Lin，Jones，& Klemola 1995）。我们的结论是，一个标准的假设，一个平滑分布的晕人口的LMC不能得到证实，至少没有一个详细的了解红团恒星演化，二进制分数，二进制质量比，在LMC内的恒星的空间相关性，卫星星系的恒星星族的可能变化，和微分红化-所有这些都是非常复杂的。
1997-09-06 astro-ph
K-Band Red Clump Distance to the Large Magellanic Cloud
依巴谷I波段校准的水平分支红团巨星作为标准蜡烛，导致了有争议的结果的距离大麦云（LMC）。在试图正确地确定星际消光和团块年龄和金属丰度的修正，我们分析了新的多波长光度函数的LMC红团。我们在K波段的测光数据集是用欧洲南方天文台新技术望远镜的SOFI红外成像仪获得的。在V和I通带中，我们采用哈勃太空望远镜上的WFPC 2数据。大麦哲伦星云的红团首先在K，（V-K）色星等图中被识别出来。我们的光度函数得出的视星等分别为K = 16.974、I = 18.206和V = 19.233（分别为+- 0.009_r +- 0.02_s;随机误差和系统误差）。直接与依巴谷红团校准（没有年龄和金属丰度的校正）相比，LMC团测量意味着负的星际红化校正。此非物理结果指示块之间的总体差异。基于理论模型的修正校准产生E（B-V）= 0.089 ± 0.015_r的平均红化校正，以及18.493 ± 0.033_r ± 0.03_s的真实LMC距离模量。我们调和我们的结果与以前来自OGLE II红团数据的短距离。
2002-05-28 astro-ph
HST observations of the LMC field around SN87A: distance determinations with Red Clump and Tip of the Red Giant Branch stars
我们利用HST-WFPC 2多波段观测了大麦云星云SN 1987 A周围的一个区域，测量了它与太阳的距离。这些观测使我们能够仔细确定沿着视线到大量恒星的星际消光，并通过使用两个恒星距离指示器测量LMC距离：红团和红巨星分支的尖端。应用红团方法，我们得到了距离模（m-M）o，rc（LMC）=18.59+-0.04+-0.08 mag（统计加系统误差），与用红巨星支端星的距离，即（m-M）o，trgb（LMC）=18.69+-0.25+-0.06 mag（统计加系统误差），符合得很好。这两个值都与SN 1987 A的距离一致，这是从其内环荧光回波的研究中确定的（（m-M）（SN 87 A）=18.55+-0.05 mag，Panagia 1998），因此排除了低于18.43的距离模量，达到99.7%的显著性水平。与以前的结果使用相同的距离指标的差异进行了讨论。
1999-10-05 astro-ph
Harmonizing the RR Lyrae and Clump Distance Scales - Stretching the Short Distance Scale to Intermediate Ranges?
我探讨的后果，使RR天琴座和丛巨人的距离尺度一致的太阳附近，银河系凸起和大麦云云（LMC）。本文采用两个主要假设：1）RR型天琴座星的绝对星等-金属丰度关系M_V（RR）- [Fe/H]是普适的; 2）Baade窗中的团簇巨星的绝对I星等M_I（RC）是已知的（例如，可以从基于局部依巴谷的校准或理论建模中推断出）。太阳邻域和Baade窗口之间的比较将M_V（RR）设置为[Fe/H] = -1.6，范围为（0.59 +/- 0.05，0.70 +/- 0.05），比统计视差解稍亮。明亮的天琴座RR型星意味着球状星团的年龄更年轻，这与当前流行的恒星演化和宇宙学模型的结论更一致。Baade窗口和LMC之间的比较将M_I^{LMC}（RC）设置在范围（-0.33 +/- 0.09，-0.53 +/- 0.09）内。到LMC的距离模量mu^{LMC}在18.24 +/-0.08和18.44 +/-0.07之间。与M_I^{LMC}（RC）不同，这个以μ ^{LMC}为单位的范围不依赖于所采用的去红化LMC团块星等I_0^{LMC}（RC）的值。我认为，目前可用的信息是不够的，以选择正确的距离尺度高的信心。
2000-09-26 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Red Clump Stars as a Distance Indicator
给出了红团簇星I波段平均亮度与金属丰度的关系。红丛星被认为是一种非常有吸引力的测距标准烛光。校准是基于附近的284颗红巨星，其高质量的光谱允许确定准确的单个金属丰度。依巴谷星的高质量测光图（σ_π/ π< 10%）和光度图都来自依巴谷星。样品的金属量范围很大：-0.6<[Fe/H]<+0.2 dex。我们发现一个弱的依赖平均I-带亮度的金属丰度（约0.13兆/德克斯）。更重要的是，依巴谷样本的金属丰度范围与大麦哲伦星系中的场巨星的金属丰度部分重叠，因此可以通过几乎直接比较本地依巴谷红团巨星与大麦哲伦星系恒星的亮度来确定到大麦哲伦星系的距离。在OGLE-II微透镜巡天期间收集的LMC晕的9个低消光场中的野外红团巨星的测光结果与依巴谷红团星的数据相比较，得出了到LMC的距离模数：（m-M）_LMC=18.24+/-0.08 ma。
2000-01-14 astro-ph
Red Clump Stars as a Tracer of Microlensing Optical Depth
Zaritsky和Lin最近提出，大麦云（LMC）的色星等图包含了前景红团星的证据。他们将其解释为潮汐碎片或距离$\sim 35$ kpc的矮星系的证据，这可能是由CNOO合作观察到的大引力微透镜光学深度的原因。我推导出这样一个前景人口的微透镜光学深度和所观察到的前景红团星的密度之间的关系。最近对Pop I和Pop II恒星质量函数的观测结果表明，Zaritsky和Lin所声称的前景红团星的表面密度意味着在$τ_{fg} = 0.8-3.6\times 10^{-8}$范围内的微透镜光学深度，它仅为由OOO合作组确定的$τ_{LMC}$的3-13%。如果前景星群与大麦哲伦星系有相似的恒星形成历史，那么隐含的$τ_{fg}$只有$τ_{LMC}$的3-4%。
1997-10-13 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
A Warp in the LMC Disk?
我们提出了一个研究的形状的大麦云盘。我们使用的亮度的核心氦燃烧的红色团簇恒星中确定的V-I，I色星等图的50个随机选择的LMC领域，观察与CTIO 0.9米望远镜，测量相对距离的领域。测光随机误差和定标误差均小于1%。在对通过红色团块的颜色测量的变红进行校正之后，我们求解LMC的倾斜平面的节点线的倾角和位置角，发现i=35.8 +/- 2.4度和θ =145 +/- 4度。我们的解决方案要求我们排除15个在LMC西南部的字段，这些字段具有比拟合平面亮约0.1等的红团星等。在这些领域的基础上，我们认为，LMC磁盘是扭曲和扭曲的，包含的功能，延伸到2.5千秒差距的平面。我们认为，产生比预期更亮的红团星的其他方法，例如恒星年龄和金属丰度的变化，不太可能解释我们的观测结果。
2002-07-02 astro-ph
Optical Gravitational Lensing Experiment. The Distance Scale: Galactic Bulge - LMC - SMC
我们分析的平均光度的三个样本的领域RRab天琴座恒星的OGLE微透镜实验过程中观察到的：73颗恒星从银河系的凸起和110和128颗恒星从选定的领域中的LMC和SMC，分别。这些场与Udalski等（1998）用红团星方法测定麦哲伦云距离的结果相同。我们确定相对距离尺度d_{GB}：d_{LMC}：d_{SMC}等于：（0.194+/-0.010）：1.00：（1.30+/-0.08）。我们用Gould和Popowski（1998）最近基于统计学的校准来校准我们的RR Lyr距离尺度。我们得到了银河系核球、大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的距离模：m-M=14.53+/-0.15，m-M=18.09+/-0.16和m-M=18.66+/-0.16等。我们使用RR Lyr在银河系核球金属丰度处的V波段平均亮度作为参考亮度并分析平均值，不同年龄和金属丰度天体中红团簇星的i波段光度。我们添加到我们的分析，贫金属船底座矮星系，其中包含老RR天琴座恒星和中间年龄的红团人口。我们发现平均红团亮度对金属丰度的依赖性很弱，并用依巴谷观测到的附近红团星校准了它的零点：M^{RC}_I=（0.09+/-0.03）*[Fe/H]^{RC}-0.23+/-0.03。修正后的红团距银河球、大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的距离模量分别为m-M=14.53+/-0.06、m-M=18.13+/-0.07和m-M=18.63…
1998-05-16 astro-ph
The ARAUCARIA project: Deep near-infrared survey of nearby galaxies. I. The distance to the Large Magellanic Cloud from K-band photometry of red clump stars
我们用ESO NTT望远镜在精细视宁度条件下，获得了大麦哲伦星云棒区两个近红外J和K波段的深像。根据这些数据绘制的K，J-K色星等图具有出色的光度质量，并揭示了数百颗红团星的存在。利用Alves对依巴谷观测到的太阳附近红团星K波段绝对星等的刻度，我们导出了观测到的LMC场的距离模为18.487等。根据van der Marel等人的几何模型，对LMC棒相对于视线的倾斜进行了修正，相应的大麦哲伦星系质心距离为18.501等。如果我们采用Alves等人2002年所做的K波段星族修正值-0.03等，来解释太阳邻域和大麦哲伦星系红团星族之间年龄和金属丰度的差异，我们从我们的数据中获得的大麦哲伦星系质心距离模为18.471等。这与Alves等人的结果非常一致，以及Sarajedini等人（2002年）从K波段光度学获得的另一项最近的研究。然而，我们强调，目前的模型预测的人口校正的不确定性似乎表明，误差高达约0.12等可能是可能的，可能在任何光度带。因此，必须继续努力加强对这些更正的限制。我们还确定了我们的LMC领域中的J波段，这可能是一个有用的替代K波段的平均红团星等，未来的工作应该揭示，人口效应修正的红团星在J波段更小，或更可靠地确定比那些为K波段。
2002-08-07 astro-ph
Magnitude bias of microlensed sources towards the Large Magellanic Cloud
有证据表明，在大麦云（LMC）方向观察到的一些微透镜事件是由普通的恒星透镜引起的，而不是星系晕中的黑暗Machos。普通恒星的有效透镜效应通常需要沿着大麦哲伦星系盘的视线存在一个或多个额外的恒星聚集。如果在大麦哲伦星系盘后面存在这样的星群，那么源星（对于大麦哲伦星系盘天体的透镜效应）将优先从背景星群中选取，并将显示出与大麦哲伦星系场星的系统差异。其中一个区别是，（透镜）源星将比大麦哲伦星系场星的平均距离更远，这应该反映在它们的表观基线星等上。我们把注意力集中在红团星上：它们在色星等图上的亮度应该比红团星暗十分之几。建议，两个近丛确认的事件之一，MACHO-LMC-1，比丛暗十分之几等。
2000-02-03 astro-ph
A New Giant Branch Clump Structure In the Large Magellanic Cloud
本文介绍了位于大麦云云（LMC）北部的华盛顿C，T1 CCD测光的21个字段，并蔓延到一个区域，超过2.52度约6度的酒吧。选择调查区域的依据是它们靠近SL 388和SL 509，这两个区域的观测场显示存在一个次级巨丛，这是Bica等人（1998年，AJ，116，723）通过观测发现的。从收集到的数据中，我们发现，大多数观测到的现场CMD没有显示出单独的二级丛，而是一个连续的垂直结构（VS），这是第一次清楚地看到。它的位置和大小在整个被调查的区域几乎是相同的：它位于红巨星团（RGC）下方，从RGC底部延伸到大约0.45等，横跨RGC最蓝的颜色范围。一个区域中的VS星越多，同一区域中LMC巨星的数量就越多。我们的分析表明，VS星属于LMC和最有可能的结果，在LMC的某种演化过程中，特别是在这些LMC地区有一个显着的大巨星人口。我们的研究结果表明，为了触发VS星的形成，除了适当的年龄，金属丰度和必要的红巨星密度外，还应该有其他条件。事实上，满足上述条件的恒星在大麦哲伦星云中很常见，但VS现象只在一些孤立的区域清晰可见。最后，团簇星具有内在光度色散的事实进一步限制了团簇星等作为可靠距离指标的使用。
1999-09-28 astro-ph
The Line-of-Sight Depth of Populous Clusters in the Small Magellanic Cloud
我们提出了一个分析的年龄，金属丰度和位置数据的人口稠密的集群在小麦哲伦云（SMC）的最终目的是确定的视线（LOS）的SMC深度使用这些集群作为代理。我们的数据集包含12个对象，并且仅限于具有最高质量数据的聚类，这些数据的年龄和丰度最为人所知，并且可以放置在内部一致的尺度上。分析了星团性质随天空位置和视线深度的变化。基于这一分析，我们得出以下结论。1)观测资料表明，与西侧相比，SMC东侧（面向LMC）包含更年轻和更富金属的星系团。这不是一个很强的相关性，因为我们的聚类数据集是有限的，但它是有启发性的，值得进一步研究。2)根据如何计算我们的聚类的红化，我们发现平均距离模量的范围从（m-M）_0 = 18.71 +/- 0.06到（m-M）_0 = 18.82 +/- 0.05。3)在我们的研究中，SMC人口稠密星系团的内在+/- 1-sigma视线深度在~6 kpc和~12 kpc之间，这主要取决于我们采用的是Burstein & Heiles红化还是Schlegel等人的红化。4）将SMC视为一个三轴星系，以赤经、赤经和视线深度为三个轴，我们发现轴比约为1：2：4。总的来说，这些结论在很大程度上与以前的研究者一致，并强调了人口稠密的星团作为小麦哲伦云结构探测器的实用性。
2001-04-12 astro-ph
Age, Metallicity, and the Distance to the Magellanic Clouds From Red Clump Stars
我们发现红团星的光度对年龄和金属丰度的依赖性可以导致不同恒星星族之间红团星的平均绝对I星等相差< ~0.6等。我们发现，这种效应可以解决红团衍生的距离模量麦哲伦云和那些，例如，造父变星。考虑到人口对红团光度的影响，我们确定的距离模的LMC为18.36 +/- 0.17等，和SMC的18.82 +/- 0.20等。我们的替代红团LMC的距离是一致的值（m-M）{LMC} = 18.50 +/- 0.10的HST造父变星重点项目采用。我们简要地检验了模型对红团光度的预测，发现氦丰度和核心质量的变化可以使云接近0.10- 0.15等，但不能使云红团的平均绝对I星等等于太阳附近红团的平均绝对I星等，从而使云红团接近0.4等。
1998-04-10 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
Clump Distance to the Magellanic Clouds and Anomalous Colors in the Galactic Bulge
本文证明了两个在局域宇宙中的意外结果：（1）银河系中心的团簇巨星和天琴座RR星的反常内禀（V-I）_0色，（2）从团簇巨星推断的麦哲伦云（LMC，SMC）的非常短的距离是相互联系的。用光学引力透镜实验（OGLE）第二阶段的测光方法而不是第一阶段的测光方法，部分地解决了（V-I）_0异常。凸起（V-I）_0中基于V或I幅度的变化的需要是解释剩余颜色差异的一个选项。这种变化可能源于选择消光系数A_V/E（V-I）小于通常假定的值。应用（V-I）_0修正（与其来源无关）使团簇巨星的绝对星等-金属丰度关系的斜率加倍，使M_I（RC）= -0.23 +0.19 [Fe/H]。因此，到LMC和SMC的丛距离的估计受到影响。Udalski（1998 c）的距离模量从mu_{LMC} = 18.18 +/- 0.06增加到mu_{LMC} = 18.27 +/- 0.07。到SMC的距离模量增加0.12，达到mu_{SMC} = 18.77 +/- 0.08。我认为，需要更全面地评估金属丰度对M_I（RC）的影响。
1999-11-13 astro-ph
Optical Gravitational Lensing Experiment. Distance to the Magellanic Clouds with the Red Clump Stars: Are the Magellanic Clouds 15% Closer than Generally Accepted?
我们提出了一个新的距离测定的大麦哲伦云和小麦哲伦云使用新开发的红团星的方法（Paczynski和Stanek 1998）。这种新的、单步、依巴谷校准方法似乎是最精确的距离确定技术之一，由于通常存在大量红团星，因此统计误差非常小。这些距离是沿着位于每个麦哲伦星云相对两侧的四条视线独立确定的。每个视线的结果非常一致。对于SMC，我们得到距离模量：m-M=18.56+/-0.03+/-0.06 mag（分别为统计误差和系统误差），对于LMC：m-M=18.08+/-0.03+/-0.12} mag，其中系统误差主要是由于红化估计的不确定性。当我们的田地有了精确的红化地图时，这两个距离都将得到改善，系统误差也将减少。到两个麦哲伦星云的距离模数比一般接受的值小~0.4等。LMC的模量与最近从RR型天琴座星得到的结果和从SN 1987 A回波得到的上限值吻合得很好。我们怀疑到大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的距离比之前假设的分别为42 kpc和52 kpc要短约15%。我们还提出了我们的颜色星等图周围的红色团块的LMC和SMC。我们在两个麦哲伦星云的色星等图中发现了Zaritsky和Lin（1997）首先注意到的垂直红团，并将其解释为大麦哲伦星云和银河系之间的演化特征，而不是未知的恒星星族。
1998-03-13 astro-ph
A New Kinematic Distance Estimator to the LMC
到大麦云云（LMC）的距离可以直接通过测量它的三个属性来确定，即径向速度场、平均自行和测光节点线的位置角α_ph。根据几颗建议中的天体测量卫星获得的自行，2%的统计误差是可行的，第一种可能性是全天天体测量测绘探测器（FAME）。系统误差的最大来源可能是在确定的α_ph。我建议两个独立的方法来测量α_ph，一个是基于计数的簇巨星和其他测光的簇巨星。我简要地讨论了各种方法来测试其他来源的系统误差。
1999-06-01 astro-ph
Re-examination of the possible tidal stream in front of the LMC
最近有人提出，在大麦哲伦星系颜色星等图中看到的红色团块特征的垂直延伸部分的恒星可能属于位于该星系前面的潮汐物质流。如果这一说法是正确的，那么这种前景恒星的聚集可能会对LMC微透镜实验中观察到的引力微透镜事件的速率做出重大贡献。在这里，我们提出了径向速度测量的恒星在这个所谓的“垂直红团”（VRC）人口。所观察到的恒星样本，它透露，具有典型的LMC运动学。它表明，这是不可能的，一个干预潮汐流应该有相同的径向速度分布的LMC，这是与早期的研究表明，VRC功能更有可能是一个年轻的恒星星族在该星系的主体是一致的。然而，运动学数据不歧视的可能性，VRC是一个LMC晕人口。
1998-11-04 astro-ph
Fine structure of the red giant clump from HIPPARCOS data, and distance determinations based on its mean magnitude
团簇星的I波段亮度最近被用来确定到球核、大麦哲伦星云和小麦哲伦星云以及到M31的距离。它被认为是一个标准的蜡烛的基础上的观察事实，它是独立的（V-I）-颜色在所有观察到的人口。校准是使用附近的星团星与HIPPARCOS-BELLAXES。最令人惊讶的结果，这一过程是声称的距离LMC只有18.04马格。在本文中，我们表明，人口合成的方法，我们可以重现恒定的M_I与颜色的地方依巴谷集群样本。然而，M_I在不同种群间并不是一个常数，而是取决于金属丰度。因此，测定的到LMC的距离模量为18.28 ± 0.18 mag，与标准值更一致。这至少部分地解决了由M_I的普适值的假设所得到的有争议的结果。我们还发现和讨论的子结构的集群：我们预测，恒星略重于最大质量的发展退化他的核心应定义一个二级，clusterous结构，约0.3马格以下的最蓝的极端的红色集群。这个次级星团可以在依巴谷的恒星数据库中清楚地识别出来。我们认为，仍然存在严重的不确定性，在使用丛星作为距离指标。
1998-05-11 astro-ph
Distances to six Cepheids in the LMC cluster NGC1866 from the near-IR surface-brightness method
利用近红外表面亮度技术计算了大麦云星云中年轻星团NGC 1866中六颗造父变星的距离。有六颗恒星在完全相同的距离，我们可以直接测量方法的内在不确定性。我们发现标准差为0.11等，比误差估计大两到三倍，更符合Barnes等人（2005）的贝叶斯统计分析估计。使用所有六个距离估计值，我们确定未加权平均聚类距离为18.30+-0.05。观测结果表明，NGC 1866与LMC主体的距离接近。如果我们使用Gieren等人（2005）提出的p因子对周期的更强依赖性，我们发现距离为18.50 ± 0.05（内部误差），银河系和MC造父变星的PL关系非常一致。
2005-10-06 astro-ph
Red variables in the OGLE-II data base -- III. Constraints on the three-dimensional structures of the LMC and SMC
利用OGLE-II样本中脉动红巨星的周期光度（PL）关系，我们分析了麦哲伦星云的3-D结构。通过解释偏离平均P-L关系的距离模量的变化，我们研究了样品的三维分布。大麦云云的结果，完全基于红巨星分支尖端以下的恒星，证实了以前关于大麦哲伦星云倾斜和可能弯曲的棒的结果。整个OGLE-II油田的深度变化约为2.4千秒差距，解释为薄但倾斜的结构的距离范围。倾斜角度约为29度。与OGLE-II红团距离的比较显示了有趣的差异，似乎与红团变红校正有关。一个空间可变的红团人口在LMC可以解释的偏差，这可能有更广泛的影响，我们的理解LMC的形成历史。对于小麦哲伦云，我们发现一个复杂的结构，显示出斑片状分布分散在3.2千秒差距的平均值。然而，每条视线上更大范围的总体深度可能会显着平滑真实变化。
2005-02-22 astro-ph
On the self-consistent physical parameters of LMC intermediate-age clusters
大麦哲伦星系团是简单恒星星族（SSP）的独特模板，对于校正描述积分光的模型以及检验恒星演化理论至关重要。考虑到这一点，我们分析了HST/WFPC 2（V，B-V）的颜色星等图（CMD）的15个人口稠密的LMC集群的年龄之间的~0.3 Gyr和~4 Gyr使用不同的恒星演化模型（Padova，PEL或比萨，BaSTI或Teramo）。遵循Kerber，Santiago & Brocato（2007）描述的方法，我们通过将观测到的CMD与合成的CMD进行比较，确定了每个集群的准确和自洽的物理参数（年龄，金属丰度，距离模量和红化）。我们发现，由于恒星演化模型的选择和对流核过冲的处理，物理参数的显着趋势。在一般情况下，模型，包括超调比那些不提供更可靠的结果。与文献中的结果比较表明，我们推导的金属丰度与红巨星光谱的结果吻合得很好。我们还证实，独立于所采用的恒星演化库，恢复的三维分布这些集群是一致的厚盘大致对齐的LMC磁盘所定义的场星。最后，我们还提供了到LMC中心的距离模量的新估计，这与规范值18.50略微一致。
2008-09-23 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Short Distance Scale to the LMC
我们给出了食双星HV 2274的{ \it UBVI}测光。最近Guinan等人（1998）用这个系统测定了到大麦哲伦星系的距离。根据观测到的恒星颜色，我们确定了恒星的星际红化，E（B-V）=0.149+/-0.015等。这个值与从周围区域的红团星测光中获得的HV 2274的平均红化非常一致。红化几乎是Guinan等人（1998年）确定的两倍。我们讨论的后果红低估。最有可能的是，HV 2274距离恒星和大麦哲伦星云的距离模数更近：m-M = 18.22+/-0.13等，支持了大麦哲伦星云的短距离标度。这样的距离模数与最近用天琴座RR星和红团簇星进行的距离测定非常吻合。
1998-10-21 astro-ph
Optical Gravitational Lensing Experiment. Population Effects on the Mean Brightness of the Red Clump Stars
我们提出了一个经验性的测试表明，平均I波段的红团星，作为标准烛光在最近的距离测定麦哲伦云和其他对象，是年龄无关的中间年龄（2-10 Gyr）的恒星。观测了15个年龄在1.5-12 Gyr之间的LMC和SMC星团（ESO 121 SC 03，SL 663，NGC 2155，NGC 2121，SL 388，SL 862，NGC 121，L1，KRON 3，NGC 416，L113，NGC 339，L11，NGC 419，NGC 411），并给出了它们的色星等图。在平均金属丰度为-0.8 dex和-1.2 dex时，LMC和SMC星团中红团的平均I带亮度是恒定的，其平均无扰星等分别为：I_0=17.88+/-0.05 mag和I_0=18.31+/-0.07 mag。对于较老的天体（> 10 Gyr），红团的亮度会转换成水平分支的红色部分，大约会衰减0.3-0.4等，这对红团恒星的距离测定方法造成了重要的限制。新的独立数据集得到的红团到麦哲伦云的距离模量分别为：大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的m-M=18.18+/-0.06等和m-M=18.65+/-0.08等，与以前的测定结果非常一致。红团的平均I波段亮度对金属丰度的依赖性很弱，它与中等年龄（2-10 Gyr）恒星的年龄无关，以及与其他标准烛光候选者相比最精确的校准，使红团星方法成为距离尺度阶梯中最精确的步骤之一。
1998-09-02 astro-ph
The Distance to the Large Magellanic Cloud
本文证明了在局域宇宙中的两个意想不到的结果：银河系中心的天琴座RR型星和团簇巨星的反常内禀（V-I）_0色，以及从团簇巨星到麦哲伦云的很短距离，至少可以用修正的选择消光系数A_V/E（V-I）部分地解决。通过这种修正，我们得到了一个新的大麦云云的团-巨距离模：mu_{LMC} = 18.27 +/- 0.07，比Udalski（1998 b）的结果大了0.09。当将红团、天琴座RR星和食联星HV 2274的距离估计结合起来时，可以得到mu_{LMC} = 18.31 +/- 0.04（内部）。
2000-01-31 astro-ph
Physical parameters of 15 intermediate-age LMC clusters from modelling of HST colour-magnitude diagrams
分析了15个年龄在~ 0.3 Gyr ~ 3 Gyr之间的人口众多的大麦云（LMC）星团的HST/WFPC 2色星等图（CMD）。这些（V，B-V）CMD在光度上是均匀的，并且典型地达到V22。准确和自洽的物理参数（年龄，金属丰度，距离模量和红化）提取每个集群通过比较观察到的CMD与合成的。这些测定涉及主序列基准线和红色团块位置的同步统计比较，提供了客观和可靠的标准来确定最佳模型。该模型探讨了一个规则的网格中的参数空间所涵盖的文献中发现的先前的结果。一般来说，最好的模型显示出令人满意的数据拟合，以及约束每个集群的物理参数。我们推导出的年龄-金属丰度关系比文献中发现的相同的集群的类似结果提出了一个较低的蔓延。我们的研究结果是根据公布的年龄最古老的集群，但揭示了可能低估的年龄由以前的作者为最年轻的集群。我们的金属丰度的结果一般同意的基础上的巨星光谱和最近的工作涉及CMD分析。最可靠的解决方案所暗示的导出的距离模量与变红值相关，正如预期的那样，从不可忽略的三维分布的集群内的LMC。这些星系团的空间分布与大麦哲伦星系盘大致一致，也比最近的数值预测更加分散，表明它们不是在大麦哲伦星系盘中形成的。在这里得到的年龄和金属丰度的集合可以用来校准应用于遥远星系的综合光研究。
2006-10-27 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
Possible Implications of Sagittarius Type Dwarf Galaxy on Microlensing Towards the Large Magellanic Cloud
Sgr矮星系的发现（Ibata，Gilmore，Irwin 1994）表明，星系晕中含有未完全病毒化的大团块。这样一个星系团中的恒星可以遮蔽一个背景的河外源。我使用参数的Sgr证明，微透镜的解体矮星系的概率（光学深度）$10^{-7}-10^{-6}$，这是一个等温的银河系暗晕的大规模紧凑型物体（MACHO）。这可能会改变所观察到的微透镜事件对LMC的影响。如果在星系晕中隐藏着不止一个这样的团块，那么考虑到它们巨大的角尺寸（$\sim 5^o \times 20^o$），{ \sl任何}视线，比如说LMC方向，都有很大的机会与其中一个相交。作为半-OOO暗晕模型（Alcock et al. 1996 a，c）的替代，我讨论了一个非-OOO模型，其观测事件的透镜是在大麦哲伦星系的视线路径上隐藏的类Sgr解体矮星中的暗星。
1996-06-28 astro-ph
Theoretical expectations for clump red giants as distance indicators
红团簇巨星的I波段绝对星等M_I^RC，作为恒星年龄和金属丰度的函数，预计会有~0.4等的变化。这不考虑一些潜在的理论不确定性。由于星系间团簇星的平均年龄和金属丰度差异较大，它们的M_I^RC也出现了系统性的变化（也可达~0.4等）。这些数字也表明到LMC的距离不一定是"短“的。
2000-10-10 astro-ph
Formation of Cavities, Filaments, and Clumps by the Non-linear Development of Thermal and Gravitational Instabilities in the Interstellar Medium under Stellar Feedback
基于我们的高分辨率，二维流体动力学模拟，我们提出，大腔可能形成的非线性发展的热和引力不稳定性相结合，而不需要恒星能量注入星系建模的大麦云（LMC）。我们的恒星形成的数值模型，使我们能够遵循由于超新星在不均匀，多相，和类似的介质自洽的爆炸波的演变。kpc尺度不均匀性的形成，如大麦哲伦星云的HI图所观察到的空洞，被频繁的超新星抑制（整个盘的平均超新星速率约为0.001/年）。而对于热组分（T_g > 10^{6-7} K），则需要超新星爆发.位置-速度图显示，在没有恒星能量反馈的模型中，通过非线性演化形成的kpc尺度的壳/弧具有与爆炸现象（如超新星）相似的运动学。我们还发现，由于多噬菌体ISM的非线性演化的自然结果，形成了致密的团块和网状结构。虽然ISM在小范围内看起来是暂时的，但ISM的全局结构是准稳定的。我们比较了大麦哲伦星系的HI和分子气体的观测与数值计算得到的HI和CO图。数值HI和CO地图的形态和统计特性进行了讨论。
2000-05-16 astro-ph
Young star clusters in M31
在我们用MMT/Hectospec对M31的球状星团系统的研究中，我们获得了85个年龄小于1 Gyr的高质量的光谱。除了NGC 205中的年轻星团哈勃V外，我们发现这些年轻星团的运动学和空间分布与M31年轻盘的成员一致。初步估计的集群质量和结构参数，使用光谱推导的年龄和HST成像，证实了早期的建议，M31的集群类似于LMC的年轻的人口稠密的集群。
2007-08-28 astro-ph
UBVI Color-Magnitude Diagrams in Baade's Window: Metallicity Range, Implications for the Red Clump Method, Color ``Anomaly'' and the Distances to the Galactic Center and the Large Magellanic Cloud
我们分析了UBVI颜色星等图，朝向Baade窗口相对较低变红区域的银河系凸起。去红化的红巨星分支非常宽[（U-B）_0约为1.0星等，（B-V）_0和（V-I）_0约为0.4星等]，表明恒星金属丰度存在显著的分散性，通过与理论等时线和银河系星团的数据比较，我们估计其金属丰度约在-0.7< [Fe/H] <+0.3之间。我们还讨论了红团I带亮度与金属丰度的关系，结果表明它在0.1-0.2星等^{-1}之间。这与以前的经验测定和恒星演化模型是一致的。在观测到的球斑场中，红团的去红（V-I）_0值为<（V-I）_0> = 1.066，sigma_{(V-I)_0} = 0.14，即比依巴谷观测到的具有良好亮度的本星系星红0.056等。当我们用我们的数据重新推导红团到银心的距离时，我们得到银心距离模μ_{0，GC}=14.69 ± 0.1 mag（R_0=8.67 ± 0.4 kpc），误差主要由光度校准系统决定。然后，我们讨论了红团方法的系统性，以及它们如何影响红团到大麦云云的距离。我们认为距离模μ_{0，LMC}=18.24 +- 0.08（44.5 +- 1.7 kpc）是目前所有LMC距离估计中最安全、最稳健的。这使得任何与LMC有关的哈勃常数增加了约12%，包括HST关键项目和Sandage等人最近的测定。
2000-06-12 astro-ph
The Araucaria Project: Dependence of mean K, J, and I absolute magnitudes of red clump stars on metallicity and age
（节略）我们目前的结果，深近红外JK成像的LMC，SMC，船底座和天炉座矮星系。修正后的K波段红团星星等与红巨星分支星等尖端、平均RR天琴座星V波段星等的比较，造父变星的K波段平均星等（对于LMC和SMC）强烈表明，红丛星的绝对K波段星等非常低（如果有的话）在我们的目标星系所覆盖的广泛的金属丰度范围内依赖于金属丰度。这一发现是在相反的平均I波段和J波段红团星的星等，这确实有一个明确的金属依赖，我们从我们的数据校准。从我们的新数据中发现，与以前的校准的红团I-波段的幅度依赖于Udalski的金属丰度的极好的协议。我们使用银河系星团的K波段红团星数据的Grocholski和Sarajedini证明，K波段红团星的绝对星等也有很小的（如果有的话）依赖于年龄。因此，本研究提供了明确的证据表明，红团星的平均K波段星等是一个很好的距离指标，在很大范围内的金属丰度和年龄的人口修正非常小（如果有的话）。比较得出的距离，从观察到的平均I波段的红团星的星等，我们发现的证据表明，有可能是一个问题，在光度校准的地方，太阳附近的红团星K波段或I波段的星等约为0.2等。观察附近的红团星似乎有必要解决这个问题。
2003-02-06 astro-ph
Cluster formation versus star formation around six regions in the Large Magellanic Cloud
为了了解恒星形成和团簇形成事件之间的关系，我们研究了大麦云云（LMC）中六个区域周围的恒星和星团。利用OGLE II LMC巡天的恒星数据库和星团星表。通过对色星等图的分析，估算了恒星星族的年龄。发现大部分地区经历了三次主要的恒星形成事件。恒星形成开始于大约4 Gyr前，持续到1 Gyr，或者继续更远。另外两个事件分别发生在3亿年和1亿年左右。在5个区域的三次恒星形成事件中的第一次期间形成了一些星团。在所有的六个区域，一个很好的相关性之间的恒星和团簇形成事件发生在3亿年和1亿年。团簇形成事件和星团形成的分数被发现是非常相似的两个地区位于东南的酒吧，这表明类似的团簇形成触发器在几乎相似的情况下。最近的两个恒星形成事件似乎与大麦哲伦星云与小麦哲伦星云（SMC）和银河系的相互作用有关。因此，大麦哲伦星系中年轻的人口众多的星团很可能是由于星系-星系相互作用和这种恒星形成的进一步传播而开始的恒星形成事件的结果。
2002-03-19 astro-ph
Constraints on Intervening Stellar Populations Toward the Large Magellanic Cloud
Zaritsky & Lin认为大麦云（LMC）的色星等图中红色团块特征的垂直延伸与大麦哲伦云的大量前景星相一致，这可能解释了观测到的微透镜光学深度，但这一建议受到了各种研究人员的挑战。我们通过（1）检查提出的每一个挑战和（2）提出新的光度和光谱数据来应对。我们的结论是，虽然CMD数据并不强制存在前景人口，他们是完全一致的前景人口与LMC的贡献显着（约50%）所观察到的微透镜光学深度。从我们的新数据中，我们得出结论，<40%的VRC恒星是年轻的大质量红团星，因为（1）使用独立于HST数据的恒星形成历史创建的合成颜色-星等图表明< 50%的VRC恒星是年轻的大质量红团星，（2）VRC星的角分布比年轻星均匀（年龄< 1 Gyr）主序星，（3）ZL观测到的VRC星在大麦哲伦星云区域内的速度色散与年轻星盘星族的预期不一致。这些论点都是基于假设，结论是不确定的。因此，精确确定各种假设的前景种群对微透镜光学深度的贡献，以及随后关于晕MACHO存在的结论，需要对许多复杂的天体物理问题，如IMF，恒星形成历史和主序后恒星演化的详细知识。（节略）
1999-02-05 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Magellanic Clouds. III. Period-Luminosity-Color and Period-Luminosity Relations of Classical Cepheids
本文给出了LMC中1280颗造父变星和SMC中2140颗造父变星的周期-亮度-颜色和周期-亮度关系。在OGLE-II微透镜实验期间收集了高质量的BVI观测（I波段120-360个历元，BV波段15-40个历元）。LMC的I带图显示出非常小的散射，σ=0.074等，表明造父变星可能是一个非常好的标准烛光。我们比较了LMC和SMC的基模造父变星关系，我们没有发现这些星系的周期-亮度-颜色和周期-亮度关系的斜率有显着差异。对于第一泛音造父变星，周期-光度关系的斜率可能有微小的变化。利用造父变星关系确定了SMC与LMC的距离模量之差，并与其它标准烛光：天琴RR型和红团簇星的距离模量之差进行了比较。结果表明，这些星系的基模造父变星关系的零点值是相似的。我们利用观测到的LMC关系和短LMC距离模μ_LMC =18.22 \pm 0.05 mag，标定了经典基模造父变星的周期-亮度-颜色和周期-亮度关系。根据最近对食系统HV 2274、天琴座RR和红团簇星的测定结果，与NGC 4258星系中造父变星的观测结果一致，并得到了它们的精确几何距离。最后，我们确定了一个约束的绝对星等的造父变星的平均V-波段的星等与天琴座RR星在麦哲伦星云的比较。
1999-09-02 astro-ph
Statistical Interpretation of LMC Microlensing Candidates
经过十多年的引力微透镜实验，EROS和ESTO小组在大麦云（LMC）的恒星方向上探测到了十几个微透镜候选者。最近，它表明，所观察到的LMC微透镜事件的持续时间的分布是显着窄于预期从标准的晕模型。在这篇文章中，我们做了同样的比较，使用非标准的晕模型，并考虑到非晕成分的银河系，如盘，球体和LMC本身的微透镜事件的贡献。比较的理论和实验宽度的事件持续时间的分布表明，无论是标准的还是非标准的晕模型是兼容的微透镜数据至少有95%的信心。这一结果可能是由于（i）星系晕中的MACHO存在于星系团结构中或（ii）由于混合效应而低估了事件的持续时间。
2003-11-01 astro-ph
Line of sight depth of the Large and Small Magellanic Clouds
我们利用光学引力透镜实验（OGLE II）巡天和麦哲伦云测光巡天（MCPS）的红色团块星来估计视线深度。观测到的红团星的星等和颜色分布的色散，在校正了其他影响的贡献后，被用来估计视线深度。由于深度的原因，这种色散的范围从可以估计的最小色散到0.46 mag（500 pc到10.44 Kpc的深度）。在SMC的情况下，色散范围从最小色散到0.35等（深度为665秒差距至9.53千秒差距）。LMC棒的厚度剖面表明它是扩口的。沙洲区域的平均深度为4.0 $\pm$ 1.4千秒差距。LMC的晕（使用天琴座RR星）被发现有更大的深度相比，磁盘/酒吧，这支持存在的内晕的LMC。LMC柱和盘估计的大深度表明LMC可能有轻微的合并。在SMC的情况下，发现棒深度（4.90 $\pm$ 1.23 Kpc）和盘深度（4.23 $\pm$ 1.48 Kpc）在标准差范围内。我们发现的证据增加深度附近的光学中心（高达9千秒差距）。另一方面，估计的深度晕（RR Lyrea星）和磁盘（RC星）的酒吧区的SMC被发现是相似的。因此，增加的深度和增强的恒星以及光中心附近的HI密度表明SMC可能有一个凸起。
2008-09-16 astro-ph
The Minimum Total Mass of MACHOs and Halo Models of the Galaxy
If the density distribution ρ(r) of MACHOs is spherically symmetric with respect to the Galactic center, it is shown that the minimal total mass M_{min} ^{ MACHO} of the MACHOs is 1.7 \times 10^{10} \sol τ_{-6.7}^{ LMC} where τ_{-6.7}^{ LMC} is the optical depth (τ^{ LMC}) toward the Large Magellanic Cloud (LMC) in the unit of 2 \times 10^{-7}. If ρ(r) is a decreasing function of r, it is proved that M_{min} ^{ MACHO} is 5.6 \times 10^{10} \sol τ_{-6.7}^{ LMC}. Several spherical and axially symmetric halo models of the Galaxy with a few free parameters are also considered. It is found that M_{…
1996-10-16 astro-ph
Ages and Metallicities of Star Clusters and Surrounding Fields in the Outer Disk of the Large Magellanic Cloud
本文给出了位于大麦哲伦星系盘外围的华盛顿系统C、T_1的13个星团及其周围场的CMD。年龄是通过巨分支星团和分叉之间的星等差异来确定的，而金属丰度则是根据巨分支和次巨分支相对于基准星团的位置来确定的。我们发现，在大多数情况下，每个星团的恒星星族是非常相似的领域，它是嵌入。三个特殊的领域提出了显着的性质：（i）到目前为止唯一的集群ESO 121-SC 03在~9 Gyr有一个周围的领域，共享相同的属性。(ii)在这个意义上，我们没有发现任何LMC恒星的证据，因此在远东中龄星团OHSC 37周围的区域值得注意。(iii)SL 388和SL 509的磁场呈现出一个次级星团，比主要的中间年龄星团暗约0.45等，这表明一个恒星星族组成部分位于大麦哲伦星系盘后面，距离与SMC相当。中间年龄外盘星团的平均金属丰度为<[Fe/H]>=-0.7，周围磁场的平均金属丰度为<[Fe/H]>=-0.6。这些值明显低于Olszewski等人（1991，AJ，101，515）对相似年龄集群样本的发现，但与最近的几项研究结果一致。在年龄-金属丰度关系中，少数星团表现出较强的年龄-金属丰度关系，它们是相对较低金属丰度（[Fe/H]~（-1））的中间年龄星团。
1998-03-14 astro-ph
Distance to the Large Magellanic Cloud: the RR Lyrae stars
利用位于大麦云（LMC）棒附近的两个视场中的100多颗RR型天琴座星的新光度学和光谱学资料，导出了平均星等、局部红化、光度-金属丰度关系以及到LMC的距离的新的精确估计。从VLT获得的低分辨率光谱中导出了101个RR Lyr的金属丰度;平均值为[Fe/H]=-1.48+/-0.03（σ =0.29）。用两种不同的方法对红化进行了估算，我们发现：E（B-V）=0.116+/-0.017和0.086+/-0.017等，分别在A场和B场。在[Fe/H]=-1.5时，由本测光法确定的RR天琴座的去红视平均光度为<V（RR）>_0=19.064+/-0.064。我们确定了RR型天琴座星的光度-金属丰度关系的斜率：δ [M_V（RR）]/δ [Fe/H]=0.214+/-0.047，没有明显的证据表明在[Fe/H]=-1.5时斜率发生了变化。当结合从Baade-Wesselink和统计学的方法得到的绝对星等时，这两种方法都有利于短距离标度，这个值分别导致mod（LMC）=18.38+/-0.16和18.30+/-0.14。如果我们使用银河系球状星团新的主序拟合的绝对星等[M_V（RR）=0.61+/-0.07等at [Fe/H]=-1.5]，我们得到mod（LMC）=18.45+/-0.09。团簇星的平均I光度为I_0=18.12+/-0.06，当使用两个金属度-I关系时，团簇距离模对LMC的…
2002-12-09 astro-ph
A Review of the Distance and Structure of the Large Magellanic Cloud
最近14次测量到大麦云云（LMC）距离的平均值意味着真实模数为18.50 ± 0.02等，并表明在过去两年中有向标准值收敛的趋势。回顾的距离指标是红团，红巨星分支的尖端，造父变星，天琴座RR和Mira变星，星团主序拟合，超新星1987 A和食双星。食双星的平均距离是一致的;然而，内部散射是平均测量误差的两倍。我讨论了LMC结构的参数，属于距离指标，并推测发现使用的颜色的丛的翘曲不是真正的翘曲。
2003-11-26 astro-ph
Dynamical Influences of the Last Magellanic Interaction On the Magellanic Clouds
利用完全自洽的数值模拟方法，研究了大麦哲伦云和小麦哲伦云（LMC和SMC）中最近0.8 Gyr的气体和年轻恒星的分布。我们的主要结果如下，这些结果可以用观测来检验。大约0.2 Gyr前的最后一次动力和流体动力相互作用可以形成LMC明显的偏心棒和特殊的HI螺旋。由于相互作用的影响，目前大麦哲伦星云中年龄小于2000万年的年轻恒星的空间分布可能是显著的不对称和聚集。在相互作用过程中，一小部分但不可忽略的恒星和气体成分可以从SMC转移到LMC中，在LMC周围形成扩散晕成分。在某些模型中，SMC中的恒星形成爆发可以与LMC同步约0.2 Gyr。新的恒星可以从SMC潮汐尾的气体中形成，其中一个可以被观察到作为麦哲伦桥（MB）。MB中新星的金属丰度分布函数有一个峰值[Fe/H]-0.8，明显小于SMC中的恒星金属丰度。在此基础上，我们讨论了剑鱼座30、大麦哲伦星云南分子脊、球状星团ESO 121-SC 03、大麦哲伦星云内贫金属星和大麦哲伦星云的巨HI洞的起源。
2007-02-19 astro-ph
Depth estimation of the Large and Small Magellanic Clouds
我们利用光学引力透镜观测和麦哲伦云测光观测的红团星来估计云的深度，并利用观测到的红团星星等和颜色分布的色散来估计云的深度。云内部变红和测光误差。观测到的视线深度色散范围为0.023等至0.45等（深度500秒差距至10.4千秒差距）和0.025至0.34等（深度670秒差距至9.53千秒差距）。LMC棒的深度剖面表明它是张开的。棒区域的平均深度为4.0 $\pm$ 1.4千秒差距。北盘被发现有深度（4.17 $\pm$ 0.97 kpc）比盘的南部大（2.63 $\pm$ 0.8kpc）。东西盘之间没有深度变化的迹象。盘的平均深度为3.44 $\pm$ 1.16 kpc。在SMC的情况下，钢筋深度（4.90 $\pm$ 1.23 kpc）和磁盘深度（4.23 $\pm$ 1.48千秒差距）大麦哲伦星云的一个显著特征是在光学中心附近深度增加，大麦哲伦星云棒和北盘的大色散估计表明，大麦哲伦星云LMC的晕（使用RR型天琴座星）比盘/棒有更大的深度，这支持了LMC内晕的存在。另一方面，对于SMC棒区，晕（RR型天琴座星）和盘的估计深度相似。因此，增加的深度和增强的恒星以及光中心附近的HI密度表明SMC可能有一个凸起。
2009-02-02 astro-ph
Massive Star Cluster Populations in Irregulars as Probable Younger Counterparts of Old Metal-Rich Globular Cluster Populations in Spheroids
属于不同质量的球状体的GC的富金属（MR）群体的峰值金属丰度落在稍微保守的-0.7 <=[Fe/H]<=-0.3范围内。事实上，如果考虑到可能的年龄效应，这个金属丰度范围可能会变得更小。像LMC这样的不规则星团，其形成时间较长，恒星形成效率较低，不包含[Fe/H]>-1.0的MRGCs，但它们被观察到形成质量超过10^4 Msol的年轻/中期大质量星团（MSC）。人们普遍认为，它们的形成是一个完全依赖于外部因素的偶然过程。通过对大麦哲伦星系中的星族及其宿主（包括星族星团）的数据分析，我们发现它们的最可能平均金属丰度落在-0.7 <=[Fe/H]<=-0.3之间，与MRGCs的峰值金属丰度一样，与相互作用的信号无关。此外，无论是大麦哲伦星云中的盘巨星金属丰度分布函数（ψ），还是大质量球状体晕中老巨星的金属丰度分布函数（MDF），在[Fe/H]~-0.5附近都有显著的增加。这与星系中SF活动与其金属丰度之间的相关性一致。在球状体中的旧MRGCs和不规则星系中的MSC种群的形成可能发生在宿主星系化学演化的同一阶段，并且与在大质量球状体中很快实现的相同金属丰度周围的宿主中基本上增加的SF活动有关，稍后在低质量球状体中，更晚在不规则星系中。（节录）
2006-05-23 astro-ph
Probing the RGB-phase transition: Near-IR photometry of six intermediate age LMC clusters
这是一系列论文中的第一篇，这些论文致力于通过近红外阵列光度学对大麦云星系团完整样本中红色恒星序列的光度学特性进行全球性研究。本文给出了六个中等年龄星团（NGC 1987、NGC 2108、NGC 2190、NGC 2209、NGC 2231、NGC 2249）的深J、H、Ks测光和精确到K=18.5（即红氦团以下1.5等）的色星等图。在探测红巨星分支相变（RGB Ph-T）的框架下，对每个目标星团中红巨星分支星和氦团簇星之间的人口比（按数量和光度）进行了定量估计和讨论。通过使用Elson & Fall s参数作为年龄指标，所观察到的RGB群体在s=36时显示出急剧增强（在数量和亮度上）。显然，相应的绝对年龄严格依赖于用于校准s参数的理论模型的细节。奇怪的是，目前可用的s参数的年龄校准基于典型（由Elson & Fall 1988）和超调（Girardi等，1995）模型提供的年龄在10%以内，这表明红巨星分支的完全发展发生在t= 7亿年，是一个相对较快的事件（Δ t= 3亿年）。然而，从s参数的过冲校准得到的RGB Ph-T历元明显早于Girardi等人（2000）最近的进化轨迹提供的历元。一个新的校准的s参数的基础上高品质的颜色幅值图和更新的模型，敦促解决这种差异的根源，并最终建立的RGB Ph-T的历元。
2004-03-17 astro-ph
RR Lyrae stars in the inner Large Magellanic Cloud: Halo-like location with a disk-like distribution
本文研究了大麦云云内RR型天琴座星的分布及其描绘的大麦哲伦云晕结构。由OGLE II调查确定的RRLS被用来估计它们在LMC的酒吧区域的数量密度分布。为了找到它们的位置，我用ab型星的消光校正平均星等估计了它们在大麦哲伦星云中分布的标度高度。发现密度沿LMC条和跨LMC条不同地变化，并且发现差异具有统计学显著性。发现密度分布像LMC棒一样被拉长，并且拉长的位置角（PA）被估计为112。$^o$ 15. $^o$ 3.这个PA值与用红团星和巨星估算的棒的PA $_{maj}$相同，误差在误差范围内。它们的密度分布的椭圆率估计为$\sim$ 0.5，非常类似于从巨星估计的棒的椭圆率。上述结果表明，大多数人口的RRLS中心区域的LMC被发现有酒吧的签名。这一结果可能意味着这些恒星中的大多数都位于盘中，将酒吧视为盘特征。另一方面，发现它们的尺度高度为3.0 $\pm 0.9$ kpc。这表明RRLS位于晕圈中而不是盘中。因此，这些恒星在大麦哲伦星云的内部有类似晕的位置和类似盘的密度分布。我讨论了这个令人费解的组合的一些可能的形成方案。
2005-12-02 astro-ph
A secondary clump of red giant stars: why and where
根据详细的星族合成模型的结果，最近有人声称，在合成恒星星族的色星等图（CMD）中，红巨星团应该是低光度的延伸，低到主团以下约0.4等。这一特征是由质量刚好足以在非简并条件下点燃氦的恒星组成的。在本文中，我们更详细地介绍了这个功能的起源和属性。我们首先比较了不同年龄和金属丰度的集群数据的集群理论模型，基本上证实了预测的行为。然后，我们改进了以前的模型，以表明：（i）微弱的扩展预计将明确地从富含金属的人口CMD中的主丛分离，定义一个二级丛本身。(ii)它应该存在于所有包含~1 Gyr老恒星的银河系中，平均金属丰度高于Z=0.004。(iii)如果与主要的红团相比，它应该特别强烈，在星系中，它们在最后一个Gyr左右的演化中增加了恒星形成率。事实上，类似于模型预测的次级团块在依巴谷数据的附近恒星的CMD中观察到，并且在迄今为止观察到的一些LMC场中观察到。还有几个原因可以解释为什么这个次级团可能会丢失或隐藏在其他观测到的星系场的CMD中（例如光度误差或大于0.2等的微分吸收）。尽管如此，这种结构可能提供了重要的限制本星系群的恒星形成历史。我们还评论的内在光度变化和分散的星团星，这可能会限制其使用的绝对或相对距离指标。
1999-01-22 astro-ph
Topology of HI in the Large Magellanic Cloud
我们分析了大麦云云（LMC）的HI孔径合成图像，使用客观和定量的拓扑结构来了解HI分布托管的一些洞和各种大小的团块在介质中。HI分布在四个不同的尺度上显示出不同的拓扑结构。在探索的最小尺度（19-29 pc）下，HI质量以这样一种方式分布，即许多团块嵌入在低密度背景的顶部。在从73到194 pc的较大尺度下，它显示了一个通用的孔拓扑结构。这些黑洞可能主要是由热恒星的恒星风形成的。在240到340 pc的尺度上，略高于气体盘的盘尺度高度，HI图中的主要团块改变了分布，使其具有轻微的团块拓扑结构。这些团块包括旋臂中的巨大云协会和围绕超级黑洞的粗丝。在研究的最大尺度（390-485 pc），孔拓扑结构再次出现。对这种规模的黑洞拓扑结构负责的是一些超级黑洞，它们似乎主要与外盘的超新星爆炸有关。在此比例下，条形臂和螺旋臂之间的间隙对拓扑的影响很小。
2007-05-01 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Is Interstellar Extinction Toward the Galactic Center Anomalous?
在OGLE-II微透镜搜索期间收集的银河系隆起的测光结果表明，对观测场的星际消光很高且不均匀。我们使用的平均I-波段的星等和V-I色的红色团块星作为星际灭绝的示踪剂对四个小区域的银河系隆起的高度可变的变红。对LMC中观察到的最红区域进行类似的测试。在Cardelli，Clayton and Mathis（1989，CCM 89）和Fitzpatrick（1999，F99）的消光曲线近似下，我们发现在银河系球核的色星等图（CMD）中，红团星位置的斜率明显小于符合标准消光定律（RV =3.1）的红化线的斜率。CCM 89近似的差异要大得多，另一方面，这表明LMC中控制场的斜率相同，与F99近似相反。我们讨论了可能导致所观察到的差异的系统性影响。朝向银河系凸起的异常灭绝似乎是最自然的解释。我们的数据表明，总吸收与选择性吸收的比值R_VI，一般在银河系隆起处比对应于标准消光曲线的值（R_V=3.1）小得多。然而，R_VI从一个视线变化到另一个。我们的结果解释了为什么Baade窗中的红团星和天琴座RR星在R_VI标准值下比当地星族的红。
2003-03-03 astro-ph
