Detection of Cold Atomic Clouds in the Magellanic Bridge
我们报告了冷原子氢的麦哲伦桥使用21厘米吸收光谱对射电源B 0312 -770的检测。在柱密度N_HI=1.2E20 cm^-2、最大吸收光学深度τ =0.10和最大21 cm发射亮度温度1.4 K的情况下，这条视线产生的自旋温度Ts在20 K和40 K之间。H I 21-cm吸收和发射光谱对其他7个低柱密度的视线上的LMC和SMC的外围揭示了对一个额外的背景射电源后面的SMC与tau=0.03的吸收。数据具有吸收的sigma_tau=0.005至0.070和发射的sigma_{T_B} =0.03 K的典型灵敏度。这些数据表明，在桥区稀薄的星际介质中，可能伴随着分子凝聚的冷原子相的存在。在麦哲伦桥观测到的年轻OB星可能是从这些冷凝聚物中“原位”形成的，而不是从SMC主体中活跃的恒星形成区域迁移而来。麦哲伦桥中的冷凝聚和恒星形成可以理解为在相互作用星系的潮汐尾中产生恒星形成的机制的小尺度版本。
1998-10-15 astro-ph
Ha Emission from the Magellanic Bridge
我们在这里提出了一个初步的报告和评论最近处理的观测哈排放朝向麦哲伦桥。这些数据已被分析，试图量化的程度，恒星星族是能够重塑本地ISM。我们发现，哈发射区域小，弱，分布稀疏，符合一个相对静止和不活跃的ISM辐射和碰撞电离是低效和零星的。这表明，小尺度（即~几十pc）的能量过程并不主导桥的ISM内的能量平衡，因此它拥有一个原始的湍流结构，否则在我们自己的银河系中无法进入。我们发现Ha发射与检测到的12 CO（1-0）线发射（分子氢的代表）以及其他容易识别的环状HI特征密切相关。
2007-06-27 astro-ph
High Resolution \hi observations of the Western Magellanic Bridge
澳大利亚望远镜紧凑阵列和帕克斯望远镜观测到了小麦哲伦云（SMC）以东和邻近的7x6度区域的21厘米线发射。这个区域代表了麦哲伦桥的最西端，一个富含气体的尾部延伸到大麦云（LMC）的14度。发现了一个丰富而复杂的中性氢（HI）结构，包括壳层、气泡和细丝。在更大的尺度上，桥的HI被组织成两个速度分量。这种双峰，这似乎起源于SMC，收敛到一个单一的速度分量内观察到的区域。一项普查的贝壳状结构表明，壳人口的特点类似的SMC。壳的平均运动学年龄约为600万年，与SMC壳的年龄一致，但与麦哲伦桥上的OB星团的年龄不一致，后者大约是前者的三倍。一般来说，桥HI壳与OB关联的投影空间相关性较差，因此，OB关联的位置与膨胀的球形HI结构的位置之间似乎没有令人信服的关系。本次调查仅发现一个HI壳与已知的Ha壳有可识别的关联。因此，膨胀结构的起源通常仍然不确定，尽管目前关于其形成的理论包括重力和压力不稳定性，HVC碰撞和冲压压力效应。
2002-10-29 astro-ph
Observations of the interstellar medium in the Magellanic Bridge
我们目前的紫外和光学光谱DI 1388，在麦哲伦桥，小和大麦云云之间的气体区域的年轻恒星。这些数据的信噪比为20至45，光谱分辨率为6.5公里/秒。在v_LSR = 200 km/s时，麦哲伦桥的星际吸收在C I、C II、C II*、C IV、N I、O I、Al II、Si II、Si III、Si IV、S II、Ca II、Fe II和Ni II谱线上可见。相对气相丰度的C II，N I，O I，Al II，Si II，Fe II和Ni II相对于S II是相似的发现在星系晕云，尽管显着较低的金属在麦哲伦桥。云中较高的电离物质的柱密度比N（C IV）/N（Si IV）约为1.9，与温度为10^5 K时碰撞电离的银河云界面的推断结果相似。我们在较强的星际线中识别出子结构，在179 km/s处有宽分量（FWHM = 20 km/s），在198 km/s处有尖分量（FWHM = 11 km/s）。对这些云的丰度分析表明，198公里/秒的特征包括低电子密度，主要是中性气体，可能与高度电离气体的界面有关。179公里/秒的云由部分电离的较温暖，较低密度的气体组成。
2001-03-20 astro-ph
CaII K observations of QSOs in the line-of-sight to the Magellanic Bridge
我们描述了中分辨率光谱观测与ESO多模式仪器在CaII K线（3933.661埃）对7个类星体位于视线的麦哲伦桥。在光谱分辨率R = 6，000时，五条视线的信噪比为20或更高。在3个物体上检测到桥材料引起的明确钙吸收，在另外两个视线上可能检测到。利用Parkes 21厘米HI谱线数据估算了所有视线范围内的气相CaII K桥和银河系丰度或下限。这些数据的空间分辨率只有14角分，而光学观测的分辨率为毫角秒。有了这个警告，对于三个探测到Ca II K的天体，我们发现Ca II K相对于HI的离子丰度，A=log（N（Ca K）/N（HI）），对于低速银河系气体，范围在-8.3到-8.8 dex之间，HI柱密度在3- 6 × 10^20 cm^-2之间变化。对于麦哲伦桥气体，A值高出0.5 dex，范围为-7.8到-8.2 dex，N（HI）=1-5x10^20 cm^-2。较高的A值对应于较低的N（HI）值，尽管数量很小。对于B 0251 - 675的视线，桥气体有两种不同的速度，其中只有一种是CaII K，这可能表明气体的起源或现在的特征（如尘埃含量）不同，尽管这一结论是不确定的，其中一种成分可能与麦哲伦流有关。需要更高信噪比的CaII K数据和更高分辨率的HI数据来确定A是否随桥上的N（HI）而变化，以及两个桥组分对B 0251 -675的金属性的隐含差异是否真实。
2005-10-18 astro-ph
The HI fine structure of HVC187 near NGC3783, gas in the leading bridge of the Magellanic System
本文分析了HVC 187（Wakker & van Woerden 1991）岩心之一HVC 287 +22+240的高分辨率HI数据。结构存在于最低可测量尺度（~1 arcmin），几个浓度似乎无法分辨。大多数在低分辨率下看到的核心在更高分辨率下分解成更小的子核心。典型的体积密度和压力估计分别为~30/R/D（kpc）cm^{-3}和~18000/R/D（kpc）K cm^{-3}，其中R是以arcmin为单位的分辨率，D（kpc）是以kpc为单位的未知距离。
1998-11-16 astro-ph
Under the Shadow of the Magellanic Bridge: A Measurement of the Extragalactic Background at $\sim 0.7$~keV
We measured the extragalactic 0.7 keV X-ray background by observing the X-ray shadow of a neutral gas cloud in the Magellanic Bridge region. Two \rosat PSPC observations of total 104~ks were complemented by a detailed H I mapping of the cloud with both the Parkes 64~m telescope and the Australia Telescope Compact Array. From the detected anti-correlation between the observed background intensity and the \ion{H}{1} column density of the cloud, we derived the unabsorbed extragalactic background intensity as 28 keV s^{-1} cm^{-2} keV^{-1} sr^{-1} at 0.7~keV. The 95% confidence lower limit 18 keV …
1996-08-26 astro-ph
The Parkes HI Survey of the Magellanic System
我们提出了第一个完全和均匀采样，空间完整的HI调查整个麦哲伦系统的高速度分辨率，与帕克斯望远镜进行。最终的数据立方体具有σ ~ 0.05 K的均方根噪声和16弧分的有效角分辨率。大麦云云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）与巨大的气体特征相关联，如果所有的HI气体都在55 kpc的相同距离上，则HI的总质量为M（HI）= 4.87 10^8 M_sun [d/55 kpc]^2。大约三分之二的HI气体位于麦哲伦云附近（麦哲伦桥和界面区域），25%的HI气体与麦哲伦流有关。引导臂的HI质量比麦哲伦流低四倍，相当于气体特征的HI总质量的6%。本文引入LMC静止标架，分析了麦哲伦云及其邻域的速度场。麦哲伦桥中的HI相对于麦哲伦云的速度很低，这表明它几乎是平行运动的，而界面区的气体具有明显更高的相对速度，这表明这些气体正在离开麦哲伦桥，形成麦哲伦流的新部分。在麦哲伦流和引导臂的云显示出显着的差异，无论是在柱密度分布和线轮廓的形状。HI气体在麦哲伦流中的分布比在引导臂中的气体更平滑。如果引导臂处于相当低的z高度并且嵌入在较高压力的环境介质中，则可以解释这些形态差异。
2004-11-16 astro-ph
The Magellanic System: What have we learnt from FUSE?
我回顾了麦哲伦星系的远紫外光谱探测器（FUSE）期间和之后的八年的服务产生的一些结果。麦哲伦星系及其高速复合体提供了一个附近的实验室，可用于描述涉及星系之间相互作用、星系中气体和金属的流入和流出的现象。这些过程对于理解星系和星系际介质的演化至关重要。我强调的FUSE成功之处包括LMC和SMC周围的日冕气体，以及在银河系之外，这些星系的流出物，在银河系和桥的扩散气体中发现分子，桥的金属丰度非常低于太阳和亚SMC，以及银河系和云之间的高速复合体。
2008-12-20 astro-ph
Triggered star formation in the Magellanic Clouds
我们讨论了如何潮汐之间的相互作用的大麦云云（LMC），小麦哲伦云（SMC），和银河系触发银河系范围内的恒星形成的云的最后~0.2 Gyr的基础上，我们的化学动力学模拟。我们的模拟表明，潮汐相互作用诱导形成的不对称的螺旋臂与高气体密度，从而触发在LMC的臂内的恒星形成。由于潮汐相互作用，目前大麦哲伦星云的恒星形成率在大麦哲伦星云的恒星棒东部边缘上方显著增强。增强型恒星形成的位置与剑鱼座30的观测位置非常相似，这表明剑鱼座30的形成与大约0.2 Gyr前的最后一次麦哲伦碰撞密切相关。潮汐相互作用可以显著压缩SMC外部的气体，从而可以从气体中形成新的恒星，成为云间区域的星系间年轻恒星（例如，麦哲伦大桥（Magellanic Bridge）麦哲伦桥新形成恒星的金属丰度分布函数有一个峰值[Fe/H]-0.8，明显低于SMC的恒星金属丰度。
2006-09-17 astro-ph
FUSE Observations of the Magellanic Bridge Gas toward Two Early-Type Stars: Molecules, Physical Conditions, and Relative Abundance
讨论了麦哲伦桥低密度低金属丰度气体中的两颗早型星DI 1388和DGIK 975的FUSE观测结果。对于DI 1388，FUSE观测显示分子氢、O VI和许多其他原子或离子的吸收跃迁，这意味着在复杂的排列中存在多个气相。甲基溴的相对丰度模式是由于不同程度的消耗到尘埃类似的晕云。N/O比接近太阳，远高于阻尼Ly-alpha系统中的N/O，这意味着随后的恒星加工可以解释MB中氮的起源。在这个方向上的扩散分子云具有低的柱密度和低的分子分数。H2在麦哲伦流和MB中都被观测到，但大质量恒星只在MB中形成，这意味着它们之间的物理过程明显不同。在MB中，一些H2可能通过潮汐相互作用从SMC中被拉出，但一些也可能在可能发生恒星形成的致密云中原位形成。对于DGIK 975，中性，弱和高度电离的物种的存在表明，这条视线也有几个复杂的气相。朝向两颗恒星的O VI，C IV和Si IV的高度电离物质具有非常广泛的特征，表明存在不同速度的热气体的多种成分。几个来源（湍流混合层、传导加热和冷却流的组合）可能有助于MB中高度电离气体的产生。最后，本研究证实了以前的结果，高速云HVC 291.5-41.2+80主要是由弱离子和高离子组成的电离。高离子比率与喷泉流模型中的辐射冷却气体一致。
2002-09-03 astro-ph
AGB stars in the Magellanic Clouds. I. The C/M ratio
利用光谱型C和M的渐近巨星分支星的比值，在麦哲伦星云中鉴别出不同金属丰度的区域。在大麦云云中，这个比值似乎呈放射状下降，而在小麦哲伦云中，没有明显的趋势，这反映了大麦哲伦云沿视线的大范围延伸，或者是更复杂的恒星形成历史。C/M比的分布是clusterian，对应于两个云中[Fe/H]的0.75 dex的分布。有一个迹象表明，增加C/M比，从而减少金属，对桥梁地区连接两个云。
2003-02-04 astro-ph
The Magellanic impact: Collision between the outer Galactic HI disk and the leading arms of the Magellanic stream
我们表明，银河系外HI盘和麦哲伦流（MS）的引导臂（LAs）之间的碰撞可以在盘中产生巨大的HI孔和烟囱状结构。基于我们的N体模拟的结果的最后2.5 Gyr的大麦哲伦云和小麦哲伦云（LMC和SMC，分别）与银河系相互作用的演变，我们调查的LA何时何地可以通过银河系平面后MS形成。然后，我们调查LAs和银河系HI盘（“麦哲伦撞击”）之间的流体动力学相互作用，通过使用我们的新的流体动力学模拟与有点理想化的LAs模型。我们发现，大约0.2 Gyr前，由LAs组成的SMC的初始气体质量的1-3%可以通过银河系HI盘的外部（R=20-35 kpc）。我们还发现，麦哲伦撞击可以推出一小部分（~1%）的外银河系HI盘，形成1-10 kpc规模的HI孔和烟囱状桥梁之间的LAs和磁盘。
2007-11-22 astro-ph
Galactic Cannibalism: the Origin of the Magellanic Stream
我们处于宇宙中的一个特殊位置，这使我们能够近距离观察星系间的相互作用--我们最近的两个矮卫星星系LMC和SMC的合并。在我们有信心理解高红移下的合并之前，了解局部合并过程是很重要的。我们提出了高分辨率Nbody+SPH模拟的LMC和SMC的破坏和麦哲伦流的形成，并讨论了星系形成和演化的影响。
2002-01-24 astro-ph
The Origin of the Magellanic Stream and Its Leading Arm
我们探索麦哲伦流（MS）使用高斯分解的HI速度分布在莱顿-阿根廷-波恩（LAB）全天HI调查。这种分解暴露了MS由两个空间上不同的细丝组成（如Putman等人首先指出的）。和速度。利用细丝的速度相干性，我们可以追溯到它的起源，我们确定为大麦云（LMC）的东南HI超密度（SEHO），其中包括30剑鱼座。引导臂（LA）的部分也可以在速度和位置上追溯到SEHO。因此，至少有一半的尾流和大部分的LA起源于大麦哲伦星云，与之前的说法相反，MS和LA都起源于小麦哲伦星云（SMC）和/或麦哲伦桥。这两个MS细丝显示出强烈的周期性，起伏的空间和速度模式，我们推测是LMC旋转曲线的印记。如果是真的，那么流气体从麦哲伦云的漂移速率为~49 km/s，MS的年龄为~1.74 Gyr。Staveley-Smith等人的LMC高分辨率HI数据显示，从SEHO的超巨星壳层流出的气体似乎正在形成MS的LA和LMC细丝。
2008-02-04 astro-ph
Formation and evolution of the Magellanic Clouds. I.Origin of structural, kinematical, and chemical properties of the Large Magellanic Cloud
利用一系列自洽化学动力学模拟方法研究了大麦云云（LMC）与银河系和小麦哲伦云（SMC）相互作用的动力学和化学演化。我们的数值模型旨在解释LMC的整个特性，即，观测到的恒星晕和星盘组成部分的结构和运动学，以及场星和星团的种群。本模拟的主要结果总结如下。(1)在最后9 Gyr期间，云和银河之间的潮汐相互作用将最初薄的、无棒的LMC盘转变为三个不同的组成部分：中央棒、厚盘和运动学上热的恒星晕。中央棒由旧的场星和新形成的场星组成，在其最里面的部分中，每一部分都是相等的。最后厚盘的中心速度分散$\sim$ 30公里秒$^{-1}$，并显示旋转支持的运动学与$V_{\rm m}/σ_{0}$ $\sim$ 2.3。(2)恒星晕是在相互作用过程中形成的，主要由来自最初薄的LMC盘外部的老恒星组成。外晕显示$\sim$ 40 km s $^{-1}$的速度色散，距离大麦哲伦星云中心7.5 kpc，恒星分布有些不均匀。恒星晕包含相对年轻、富含金属的恒星，质量分数为2%。
2004-12-14 astro-ph
A Magellanic Origin for the Warp of the Galaxy
我们表明，银河系弯曲的麦哲伦云起源可以解释Levine，Blitz和Heiles（2005）最近确定的外HI层的大多数定量特征。我们建立了一个类似于Weinberg（1998）的模型，该模型在暗物质晕中产生扭曲，并计算了这些暗物质晕扭曲和麦哲伦云对线性区域中盘弯曲的直接潮汐强迫的综合效应。暗物质晕与盘的相互作用以及云的轨道与盘之间的共振解释了观测到的垂直m= 0，1，2谐波的大振幅。观测结果导致翘曲强迫机制的六个约束，我们的模型合理地近似所有六个。该盘被证明是非常动态的，不断改变其形状的云沿其轨道进行。我们讨论的挑战MOND放置的意见。
2006-01-30 astro-ph
Once again about the origin of the system of the giant stellar arcs in the Large Magellanic Cloud
在LMC 4区域的弧形恒星复合体的起源仍然未知。这些完美的弧不可能是由O型星和SNe在它们的中心形成的;也有强有力的论据反对它们由下落的气体云形成的可能性。不排除微类星体/伽玛暴喷流的起源，因为在同一区域有很强的X射线双星聚集，而且大质量的老星系团NGC 1978也在那里，它可能是具有致密成分的双星的形成地。最后一种可能性是，形成恒星弧和LMC 4超壳层的能量来源可能是来自银河系核心的巨大喷流，它可能在一千万年前活跃。
2003-10-24 astro-ph
The Origin of the Magellanic Stream
简短摘要：我们提出了旨在严格测试麦哲伦流起源模型的数值研究。最先进的模型是潮汐模型，它不能再现潮汐的几个特性。我们提出了一个替代模型的流的起源，它可以解释所有的观察到的功能和动力学，以及提供一个强大的约束气体的分布在银河系的晕。我们提出，该流由物质组成，这些物质是在其最后一次通过银河系的扩展电离盘时从麦哲伦系统中被冲压压力剥离的。这次碰撞发生在大约5亿年前，距离银河系中心约65 kpc，并将束缚最少的HI的$\sim 20$扫入银河流。柱密度最低的气体失去了最多的轨道角动量，目前处于流的尖端，已经下降到距离银河系$\sim 20$ kpc的地方，达到了200 \kms的负速度。为了防止被剥离的物质引导麦哲伦云并获得过大的下落速度，我们假设银河系周围存在扩散电离气体的扩展稀释晕。如果晕气体处于银河系势阱的维里温度，它的热辐射将贡献$\sim$ 40%的观测到的0.5-1.0 keV（M）波段的漫射背景辐射，与最近的ROSAT测量以及脉冲星色散测量相一致。柱塞压力汽提
1994-01-07 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
The star formation process in the Magellanic Clouds
麦哲伦星云提供了独特的机会，研究恒星形成的全球范围内的相互作用系统的气体丰富的星系，以及对个人的恒星形成云的规模。小麦哲伦云和大麦云的星际介质以及它们之间的连接桥，在（低）金属丰度和气体密度上跨越了一个范围。这使我们能够研究恒星形成的临界密度附近，并获得如何潮汐矮星可能形成的理解，特别是SMC的低金属量是典型的星系在其组装的早期阶段，并在SMC恒星形成的研究提供了一个垫脚石，以了解恒星形成在高红移，这些过程不能直接观察到。在这篇综述中，我介绍了麦哲伦系统中遇到的不同环境，并将其与施密特-肯尼库特定律和各种化学物理过程的预测效率进行了比较。然后，我集中在三个方面，是特别重要的：化学嵌入阶段的恒星形成，初始质量函数，并从大质量恒星的反馈效应和它的能力，以触发进一步的恒星形成。
2008-12-12 astro-ph
On the origin of double main-sequence turn-offs in star clusters of the Magellanic Clouds
最近对大麦云星云（LMC）中的中间年龄星团（SC）的观测研究表明，这些天体中有相当数量的天体在它们的色星等图（CMD）中显示出双主序星关闭（DMSTO）。对于这些DMSTO的起源，一个合理的解释是，SC由两个年龄相差约3亿年的不同恒星星族组成。基于分析方法和数值模拟，我们探索了一种新的场景，其中SC与恒星形成的巨分子云（GMCs）相互作用并合并，形成新的复合SC与两个不同的组成部分人口。在这种新的情况下，两个不同的恒星星族之间可能的年龄差异负责DMSTO主要是由于二级恒星形成GMC内的相互作用和合并与已经存在的SC在LMC磁盘。总的气体质量被转换成新的恒星（即，在这种情况下，在GMC-SC相互作用和合并期间的第二代恒星）的质量可以与原始SC（即，第一代恒星）的质量相当或大于原始SC的质量。我们的模拟结果表明，在GMC-SC合并形成的复合SC中的新恒星的空间分布比最初在SC中的恒星的空间分布更紧凑。我们讨论的优点和缺点的新的情况下，在解释的基本属性SC与DMSTO在LMC和小麦哲伦云（SMC）。我们还讨论了DMSTO起源的各种替代方案的优点。
2008-12-03 astro-ph
The Metallicity and Dust Content of HVC 287.5+22.5+240: Evidence for a Magellanic Clouds Origin
我们估算了银河系方向l~287，b~23的高速云HVC 287.5+22.5+240中S和Fe的丰度。HVC 287.5 + 22.5+240相对于当地静止标准速度为+240 km/s。测量是基于这些元素的紫外线吸收线在哈勃太空望远镜光谱的NGC 3783，一个背景的塞弗特星系，以及新的H I 21厘米干涉数据与澳大利亚望远镜。我们发现S/H=0.25+/-0.07和Fe/H=0.033+/-0.006太阳能，S/Fe=7.6+/-2.2倍太阳能比率。S/H值提供了HVC中化学富集水平的准确测量，而超太阳S/Fe比清楚地表明存在尘埃，这耗尽了Fe的气相丰度。这里获得的金属丰度和耗尽信息，再加上HVC在天空中的速度和位置，强烈建议HVC起源于麦哲伦云。很可能（虽然不是必要的），产生麦哲伦流的同一过程也是造成HVC 287.5+22.5+240的原因。
1997-10-04 astro-ph
The Binarity of the Magellanic Clouds and the Formation of the Magellanic Stream
HST自行（PM）测量的云有严重的影响，他们的相互作用历史与银河系（MW）和彼此。云很可能是第一次通过MW，SMC围绕LMC的轨道更好地描述为准周期而不是圆形。满足相互作用历史观测约束条件的双星L/SMC轨道（例如，约3亿年前云之间碰撞期间麦哲伦桥的形成）可以位于平均PM的1 sigma范围内。然而，这些双星轨道并不与麦哲伦流（MS）共同定位时，投影在天空的平面上，沿着LMC的轨道的视线速度梯度明显比沿着MS更陡。潮汐在没有多次近心通过的情况下是无效的，并且既不能减小速度梯度，也不能解释极轨道配置中的偏移流。或者，扩展的气体盘的冲压压力剥离可以自然地解释偏差。偏移还表明，在RA 21 h和23 h之间很少探索的区域的观测对于表征MS的完整范围至关重要。
2008-09-24 astro-ph
High-Velocity Clouds Related to the Magellanic System
通过几个与麦哲伦云相连的高速复合体，揭示了银河系与麦哲伦云相互作用的结果。它们形成的确切机制还存在一些争议，但它们仍然是唯一一组我们有起源和大致距离的高速云（HVC）。鉴于此，麦哲伦HVC可以用作其他HVC的校准器，同时也提供了密切研究相互作用系统残余物的机会。这些HVC可能持有的关键，恒星形成的历史，运动学结构，并目前哈勃类型的麦哲伦云，和他们的接近银河系允许我们估计关键的银河系参数。与麦哲伦星系有关的HVC可以分为三个主要的复合体：麦哲伦桥，云之间的HI连接;麦哲伦流，它跟随云，是我们银河系以外天空中最大的HI特征之一;和引导臂，一个更分散的HI灯丝，引导云。就HVC而言，这些特征已被广泛研究。在这篇综述中，我将首先描述每个复杂的观察结果，随后讨论它们的起源和整体HVC人口的关系。所有的HI数据都来自HI Parkes全天巡天（HIPASS）（Barnes et al. 2001; Putman et al. 2001）。
2001-03-08 astro-ph
A Radio and Optical Polarization Study of the Magnetic Field in the Small Magellanic Cloud
利用射电法拉第旋转和光学星光偏振数据对小麦哲伦云（SMC）的磁场进行了研究。SMC上一致的负旋转测量（RM）表明，视线磁场均匀地远离我们，强度为0.19 +/- 0.06微高斯。将拉塞卡-费米方法应用于星光偏振数据，在天空平面上产生了一个有序的磁场，强度为1.6 +/- 0.4微高斯，方位角为4 +/- 12度，从连接SMC和大麦云（LMC）的天空大圆逆时针测量。我们构造了一个三维的磁场模型的SMC，在假设的RM和星光偏振探测相同的基础上的大尺度场。定义SMC磁场的总体方向的矢量显示出与连接SMC中心和LMC中心的矢量的潜在对齐，表明“泛麦哲伦”磁场的可能性。宇宙射线驱动的发电机是对观测到的场的几何形状最可行的解释，但难以解释观测到的单向场线。需要通过麦哲伦桥研究法拉第旋转，以进一步验证泛麦哲伦场假设。
2008-07-09 astro-ph
A general catalogue of extended objects in the Magellanic System
我们更新的SMC，桥，和LMC目录的扩展对象，由我们的小组成员从1995年到2000年。除了前面的课程的丰富的后续文献，我们现在还包括HI壳和超壳。共有9305个物体被交叉识别，而我们以前的目录总计7900个条目，增加了$\approx12%$。我们提出的结果，在子目录包含1445发射星云，3740星团，3326协会，和794 HI壳和超壳。角和表观尺寸分布的扩展对象进行了分析。我们的结论是，对象，在一般情况下，出现响应所产生的潮汐效应从LMC，SMC，和桥梁。沿平行和垂直于LMC条的方向提取的数密度分布可以用两个指数圆盘来描述。一个单一的指数磁盘适合等效的SMC配置文件。有趣的是，当考虑大多数扩展对象的角平均数密度时，两个云的轮廓并不遵循指数盘。相反，它们最好用潮汐截断的核心/晕轮廓来描述，尽管云显然是受干扰的盘。另一方面，孤立的老星团呈指数盘状分布。目前的目录是一个重要的工具，可用来明确地查明目前CCD调查中以前的物体，并确定新的发现。
2008-06-18 astro-ph
Origin of structural and kinematical properties of the Small Magellanic Cloud
本文基于一系列自洽化学动力学模拟，研究了小麦哲伦云（SMC）与大麦云云（LMC）和银河系相互作用过程中恒星和气体的结构、运动学和化学性质。我们采用了一个新的“矮球体模型”，其中SMC最初既有球形空间分布的老恒星，又有扩展的HI气盘。我们主要研究了最后3个Gyr的SMC演化，在这3个Gyr中，由于LMC-SMC-Galaxy相互作用，形成了麦哲伦流（MS）和麦哲伦桥（MB）。我们的主要结果如下，这些结果可以用观测来检验。即使在强烈的LMC-SMC-Galaxy相互作用之后，投射到天空中的旧恒星的最终空间分布也是球形的，而新恒星的空间分布则显着平坦，似乎形成了棒状结构。老恒星的视线速度色散（sigma）约为30 km/s，自转速度慢，最大自转速度（V）小于20 km/s，并且在径向剖面上表现出不对称性。新恒星的sigma比老恒星小，旋转量也很大（V/sigma >1）。HI气体的速度色散σ = 10-40 km/s，最大自转速度V ~ 50 km/s，空间分布与新星相似。年龄小于3 Gyr的新恒星表现出负的金属丰度梯度，在这个意义上，更多的富金属恒星位于SMC的内部区域。
2009-04-14 astro-ph
Morphologies and ages of star cluster pairs and multiplets in the Small Magellanic Cloud
本文介绍了小麦哲伦星云中75个星团对和多重星团的等照度线图，包括176个天体。它们集中在SMC主体中。等照度线是由数字化巡天图像制成的，并显示出相关的结构特征，可能与约25%的样本中的相互作用有关。以前的N体模拟表明，这种形状可能是由于潮汐尾巴，桥梁或共同的信封。一对构件之间的直径比优选在1 - 2的范围内，峰值在1处。预计分离范围为~ 3 - 22 pc，在~ 13 pc处有一个明显的峰值。对于91个天体，有可能使用OGLE-II光度测量从颜色-星等图中得出年龄。星团多重态一般出现在OB星协和/或HII区复合体中。这表明了一个共同的起源，并表明多重态在短时间内合并成成对或单个星系团。SMC中的配对似乎大多是同时代的，因此捕获是一种罕见的现象。我们发现的证据表明，星团对和多重可能有一个重要的作用，目前被视为大型单一对象的集群的动态历史。
2000-06-26 astro-ph
On the Origin of the Kinematical Differences Between the Stellar Halo and the Old Globular Cluster System in the Large Magellanic Cloud
通过对大麦云（LMC）形成过程的数值模拟，讨论了LMC中恒星晕和古老球状星团系统（GCS）的结构和运动学性质。我们特别讨论了观察到的可能的GCS的旋转运动学（V/sigma > 2），这似乎是显着不同的恒星晕的一个大的速度色散（~50公里/秒）。我们认为晕场星和古老的GC都可以起源于高红移（z >6）的低质量次晕。我们调查的最终动力学性质的两个老组件在LMC的晕合并形成的低质量的subhalos与场星和GC。我们发现，由高红移（z > 6）形成的古老球状星团（GC）组成的GCS几乎没有自转（V/sigma ~0.4），其结构和运动学与恒星晕相似。这种不一致的模拟GCS的运动学和观察到的一个被发现在不同的参数模型。因此，这种不一致性意味着，如果大麦哲伦星系中古老的贫金属GC具有旋转运动学，它们极不可能起源于形成恒星晕的低质量次晕。因此，我们讨论的情况下，恒星晕形成的低质量subhalos没有/很少的GC，而GCS形成的LMC的磁盘形成的早期阶段，通过耗散未成年人和主要合并的气体丰富的subhalos和气体的infall。我们认为，可以有一个阈值subhalo质量以上的GCs可以形成在subhalos在高红移，因此，这个阈值导致恒星晕和GCS之间的物理性质的差异，如LMC发光星系。
2007-07-15 astro-ph
N-body simulations of the Magellanic Stream
一套高分辨率的N体模拟的麦哲伦云-银河系的系统，并直接与新获得的数据从HI帕克斯全天巡天（HIPASS）。我们发现，小和大麦云云之间的相互作用的结果在空间和运动学的分歧的流和领先的手臂。空间分歧的流是显而易见的HIPASS数据，和运动学分歧也初步确定。这一分歧为麦哲伦流的潮汐扰动起源提供了有力的支持。在完成对麦哲伦云的潜在轨道构型和小麦哲伦云盘可行的初始边界条件的广泛参数调查后，提出了一个麦哲伦云的基准模型。这些关键参数的选择后，流和引导臂的最终配置的影响进行了详细说明。
2006-06-12 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Multiple Cluster Candidates in the Small Magellanic Cloud
我们从SMC的中心部分提出了潜在的多星团的列表。所介绍的系统是从SMC的星团目录中选出的。我们发现23个可疑的集群对和4个三重系统。统计分析表明，它们中的许多可能构成物理系统。给出了星系团的大小、赤道坐标和年龄。形成五对和一个三元系的星团的年龄是同时代的，表明这些天体的共同起源。
1999-07-09 astro-ph
Three new X-ray pulsars detected in the Small Magellanic Cloud and the positions of two other known pulsars determined
在小麦哲伦星云（SMC）中发现了三个新的X射线天体，另外两个天体的位置也已经确定，这些都是钱德拉天文台的存档数据。2002年5月至10月期间对SMC进行了一系列的五次观测。对这些数据的分析揭示了三个以前未知的X射线脉冲周期为34秒、503秒和138秒。脉冲星XTE J 0052 -725的位置也被准确地确定，它最初是由RXTE在2002年6月19日探测到的，以前探测到的7.78s RXTE脉冲星被确定为源SMC X-3。
2004-06-28 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Multiple Cluster Candidates in the Large Magellanic Cloud
我们提出了100多个星团的候选人选择从OGLE目录中的星团在大麦云。统计分析表明，这些物体的重要部分可能构成物理系统。多个物体的102个部件的同时代年龄表明它们有共同的起源。53个组件的年龄差异很大。来自SMC和LMC的多个集群候选的总体的比较显示：a）麦哲伦云的多个星团和单个星团的大小和年龄分布非常相似，b）给定系统的组分大小差异很小，c）在LMC和SMC的多个星团的分离分布中，在大约9 pc和15 pc处都看到两个峰值，d）两个年龄分布都显示出在1亿年左右的峰值，这可能与大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的最后相遇有关。
2000-10-16 astro-ph
Morphology and Evolution of Galactic and Magellanic Cloud Planetary Nebulae
行星状星云（PNe）存在于一系列不同的形态中，从非常简单和对称的圆形外壳到椭圆形，双极甚至四极形状。它们呈现出极其复杂的花丝、节、袢和壳多样性的集合体。因此，要推导出合理的进化路径来证明所观察到的PNe形状是极其复杂的。为了理解形态多样性的起源，需要将贝壳的进化与中心恒星的进化进行对比。我们提出了一些背景和最近的结果PN形态和PN核（PNNi）的演变，包括麦哲伦云PNe的研究之间的相关性。
1999-06-10 astro-ph
