The iron abundance of the Magellanic Bridge
本文分析了麦哲伦桥和大、小麦哲伦云中五颗B型星的高分辨HST紫外光谱，以估算它们的铁丰度。云的这些值比晚型星或B型星的光学线的估计值低约0.5 dex。这可能是由于系统误差可能产生的非LTE效应或错误的原子数据，类似的低铁丰度以前曾报告从银河系早型恒星的紫外光谱分析。所有三个Bridge目标的铁丰度估计值似乎明显低于SMC和LMC的铁丰度估计值，分别约为-0.5 dex和-0.8 dex，这些差异结果不应受到绝对丰度估计值中存在的任何系统误差的影响。这些不同的铁丰度估计值与C、N、O、Mg和Si的丰度不足相一致，相对于我们以前在桥目标中发现的银河系，这些丰度不足约为-1.1 dex。这些非常低的金属丰度的麦哲伦桥的影响进行了讨论，从SMC剥离的金属缺乏的材料。
2008-02-01 astro-ph
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
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
Catalogue of candidate emission-line objects in the Small Magellanic Cloud
对小麦哲伦星云的Hα和[O III]窄波段宽视场（7 * 7度）CCD图像进行了比较，编制了行星状星云和Hα发射线恒星的候选星表。该目录包含131个行星状星云候选者，其中23个已知是或可能是行星状星云或非常低激发天体。此外，已经确定了218条候选发射线，其中113条已经知道。因此，我们的目录是对Meyssonnier & Azzopardi（1993）和Sanduleak，MacConnell & Davis Phillip（1978）的目录的有益补充。需要进一步观测以确认未知物体的身份。
1999-09-13 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
Discovery of H2O maser emission from the red supergiant IRAS04553-6825 in the Large Magellanic Cloud
报道了在大麦云星云中探测到红超巨星IRAS 04553 -6825的22 GHz H2O脉泽辐射。它是第一个已知的在银河系外的星周H2O脉泽发射源。测量到的通量密度与从银河系红超巨星天鹅座NML的尺度所预期的相当。峰值速度与SiO脉泽峰值速度一致。近红外光谱表明IRAS 04553 -6825具有典型的LMC金属丰度。我们认为，可能是由于金属丰度低，H2O的排放可能发生附近或尘埃形成半径内，而不是进一步出现的情况下，在NML天鹅座和银河OH/IR星。
1998-06-15 astro-ph
Supernova Remnants in the Magellanic Clouds. VII. Infrared Emission from SNRs
我们使用斯皮策太空望远镜上的仪器研究了大麦云云超新星遗迹（SNRs）N11 L、N44、N49、N206、N63 A和N157 B。在任何IRAC或MIPS波段都没有检测到两个大SNR N44和N206;其余的在一个或多个波长处检测到。特别地，SNR N49和N63 A各自具有在所有可用的IRAC和MIPS频带中明显的特征。这两个中的每一个也仅在MIPS 24微米波段显示微弱的肢体发射。IRS光谱获得的N49 SNR显示了一些突出的线，几乎没有连续贡献。因此，我们认为，N49，可能N63 A，占主导地位的线发射，热尘埃的热发射是最次要的组成部分。
2006-07-26 astro-ph
AST/RO Observations of CO J=4-3 Emission from the N44 Complex in the Large Magellanic Cloud
本文介绍了南极亚毫米波望远镜（AST/RO）对大麦云云N44 H II复合体中12 CO J=4-3和C I辐射的观测结果。我们在N44区的一个膨胀巨壳的边缘探测到了强的12 CO J=4-3的H II区（称为N44 BC）发射。利用光解区（PDR）模型进行的分析表明，12 CO J=4-3的发射云非常致密，n约为10^5 cm^-3。我们还注意到，有一个高速分量与12 CO J=4-3的排放。这可能是由于N44复合体中LH 47周围的巨大壳层膨胀引起的运动加速了分子物质。我们发现，在CO J=4-3向膨胀的H II壳层边缘的发射中观察到的这种高速气体的动能至少比在该区域中导出的H I和H II气体的动能高一个数量级。
2004-06-07 astro-ph
Large Scale Diffuse X-ray Emission from the Large Magellanic Cloud
用ROSAT位置敏感正比计数器（PSPC）拍摄的大麦云（LMC）的X射线镶嵌图显示了广泛的弥散X射线发射，表明与这个不规则星系相关的热气体>= 10^6 K，尺度从约10 pc到>= 1000 pc。我们选择了大尺度（d >= 600 pc）弥散X射线辐射的区域，如超巨星壳层、大麦哲伦星系支区和大麦哲伦星系棒区，并研究了与它们相关的热气体的物理条件。我们发现，这些天体的等离子体温度范围为kT ~0.15 - 0.60 keV，导出的电子密度范围为n_e ~0.005 - 0.03 cm^-3。此外，我们已经检查了从LMC的扩散X射线发射的分数，并将其与总X射线发射进行比较。我们发现，离散源，如X射线双星和超新星遗迹（SNRs）的X射线发射的约41%和约21%，分别从LMC。相比之下，来自场和超巨星壳的弥散X射线辐射分别占总X射线辐射的约30%和约6%。
2001-04-11 astro-ph
The Magellanic zoo: Mid-infrared Spitzer spectroscopy of evolved stars and circumstellar dust in the Magellanic Clouds
利用斯皮策空间望远镜的红外光谱仪观测了大麦哲伦云和小麦哲伦云中的演化恒星样本。比较来自SMC、LMC和银河系的样本，发现尘埃产生率取决于富氧恒星的金属丰度，但具有类似脉动特性的碳恒星产生类似数量的尘埃，而不管它们的初始金属丰度如何。富氧恒星的其他性质也取决于金属丰度。随着金属丰度的降低，裸星（即无尘）的比例增加，其中的裸星，从SiO的8 μ m吸收带的强度降低。我们的样本包括LMC中的几颗大质量恒星，它们具有长的脉动周期，产生了大量的尘埃，这可能是因为它们年轻且相对富含金属。在SMC和LMC的拱星壳中可以看到很少的氧化铝尘埃，这与银河系样品不同。三个富氧源也显示了富镁结晶硅酸盐的排放。许多还在14 μ m处显示出发射特征。我们样本中的一颗S星显示了一个新探测到的中心在13.5 μ m的发射特征。在较低的金属丰度下，壳层中具有相似数量的无定形碳的碳星对分子乙炔（C_2H_2）的吸收较强，而对SiC和MgS尘埃的发射较弱。
2008-07-18 astro-ph
Molecular Cloud Structure in the Magellanic Clouds: Effect of Metallicity
本文研究了低金属丰度环境中中性云的化学结构，特别着重于H到H_2和C ~+到CO的跃迁。我们观测了大麦云云剑鱼座30和N159/N160的近红外H_2线和CO J=1-0线，以及小麦哲伦云DEM S 16、DEM S 37和LI-SMC 36的近红外H_2线和CO J=1-0线。我们发现H_2的发射是由紫外光激发的，在我们所观测的区域内，在H_2和[CII]发射的位置附近总是存在（弱）CO发射。利用PDR程序和辐射转移程序，模拟了球形云和大平面云的线辐射发射。由于[CII]发射和H_2发射产生于云的表面，且谱线在光学上较薄，因此这些谱线不受中性云和含CO核的相对大小的影响，而光学上较厚的CO发射则受到强烈的影响。云的大小是通过测量CO排放强度与给定大小的平面云模式预测的CO排放强度的偏差来估计的。平均云柱密度和大小随金属丰度的降低而增加。我们的结果与Mc Kee（1989）提出的光电离调节恒星形成理论相一致。
1998-01-12 astro-ph
Results of the ESO-SEST Key Programme on CO in the Magellanic Clouds X. CO emission from star formation regions in LMC and SMC
本文给出了大麦哲伦云和小麦哲伦云中几个恒星形成区的J=1-0和J=2-1 ~（12）CO图，并简要讨论了它们的结构。许多被探测到的分子云是相对孤立的，并且非常小，尺寸通常为20 pc。一些更大的复合物已被检测到，但在所有情况下，CO排放采样的分子云的范围是显着小于恒星形成区域的电离气体的范围。很少看到扩散扩展的CO排放;在检测到的离散云之间或周围的扩散CO要么非常弱，要么不存在。在大麦哲伦星系中，大多数13 CO的同位素放射比I（12 CO）/I（13 CO）约为10，是银河系恒星形成复合体的两倍。在最低的12 CO强度，同位素排放比的传播迅速增加，低的比率表示相对密集和冷的分子气体和高的比率标记CO在云边缘的光解离。
2003-06-02 astro-ph
A Quest for PMS candidate stars at low metallicity: Variable HAe/Be and Be stars in the Small Magellanic Cloud
除了Beaulieu等人（2001）报道的2颗候选星外，我们还在小麦哲伦星云中发现了5颗新的Herbig Ae/Be候选星。我们讨论了这7颗HAeBe候选星的光度变化、近红外辐射、H α辐射和光谱类型。其中一颗恒星具有典型的光度行为，这是只在主序前UX猎户座型恒星中观察到的。这些天体比银河系HAeBe恒星和大麦云HAeBe候选者的光谱类型更明亮。这些恒星是在对EROS 2数据库的一个子集中的变星进行系统搜索时发现的，该数据库由小麦哲伦星云中24 x24弧分区域内的115，612颗恒星组成。我们总共发现了504颗变星。在根据它们的变化类型对不同的物体进行分类之后，我们集中在7个具有不规则光度行为的蓝色物体上。我们用Simbad和2 MASS的JHK测光的发射线目录交叉识别了这些物体。该分析是补充所获得的窄带和宽带成像。我们讨论了它们的变化，尘埃遮蔽和束缚自由和自由自由的排放。我们估计了金属丰度对前主序星星环周尘埃辐射的影响。
2003-07-08 astro-ph
The critical velocity effect as a cause for the Hαemission from the Magellanic stream
观测表明，在麦哲伦流冷气体云边缘附近的星系晕中有显著的Hα发射。冷气体电离的来源仍然是一个广泛开放的问题。本文讨论了临界速度效应对观测到的Hα发射的可能解释。如果中性气体在合适的条件下通过磁化等离子体，临界速度效应可以使冷气体快速电离。我们表明，对于麦哲伦流的典型参数的临界速度效应被认为是一个可能的电离源的高度相关性。
2000-10-09 astro-ph
A revised and extended catalog of Magellanic System clusters, associations and emission nebulae. II. the LMC
对大麦云云中的扩展天体进行了调查，在ESO/SERC R和J巡天仪上进行了检查，检查以前目录中的条目并寻找新的天体。普查提供了6659个天体，包括星团、无发射星协和与发射星云有关的天体。这些类中的每一个都包含3个具有中间属性的子类，这些子类用于推断总种群。该调查包括交叉识别之间的目录，我们提出了3246个新的对象。我们提供准确的位置，分类，均匀测量的大小和位置角度，以及信息的集群对和层次关系的叠加对象。这种星表的统一和扩大对于未来寻找更暗和更小的新天体非常重要。我们讨论的角度和大小分布的不同类别的对象。角分布显示了两个偏心的系统，具有不同的倾角，这表明LMC盘是翘曲的。目前的目录连同其以前的对应的SMC和云间区域提供了7847个扩展对象在麦哲伦系统的总人口。系综的角分布揭示了LMC和SMC之间相互作用的重要线索。
1998-10-17 astro-ph
An X-ray Survey of Wolf-Rayet Stars in the Magellanic Clouds. II. The ROSAT PSPC and HRI Datasets
麦哲伦云中的沃尔夫-拉叶星是研究其强快速星风产生X射线的理想场所。我们已经开始了一个系统的调查X射线发射的WR星在MC使用档案钱德拉，ROSAT和XMM牛顿观测。在第一篇论文中，我们利用Chandra ACIS对70颗WR星的观测，观测到了29颗WR星的X射线辐射。在本文中，我们报告的档案ROSAT PSPC和WR星的HRI观测的搜索和分析。虽然对MC中的117颗WR星进行了有用的ROSAT观测，但仅从其中7颗中检测到X射线发射。ROSAT巡天中MCs WR星的X射线发射的探测率远小于Chandra ACIS巡天中的探测率，说明了高角分辨率和灵敏度的必要性。ROSAT和Chandra都探测到了LMC-WR 101-102和116，但没有明显的长期变化。
2008-02-05 astro-ph
Optical counterparts to four X-ray sources in the Small Magellanic Cloud
本文报道了小麦哲伦星云中四个X射线源的光谱和光度分析结果：AX J0049.4-7323，AX J0057.4-7325，RX J0058.2-7321和RX J0101.1-7206。在最后两个的情况下，我们认为，从以前提出的光学候选人的存在下，强烈的H α发射是明确的确认，这些是Be星。类似地，我们在AX J0049.4-7323的误差圆内检测到来自RX J0049.7-7323的光源的强H α发射，并且我们得出结论，这些是同一个物体。我们无法从AX J0057.4-7325的任何候选物中检测到任何H α发射，并且相关的光度分析也不确定。
2002-09-19 astro-ph
Multi-wavelength analysis of the dust emission in the Small Magellanic Cloud
本文分析了小麦哲伦云（SMC）弥散星际介质中的尘埃粒子发射。这项研究的动机是170微米的ISOPHOT数据覆盖了大部分的SMC的可用性，与分辨率能够解开恒星形成区域的扩散介质。在数据减少和减去银河系前景发射后，我们使用ISOPHOT数据与HiRes IRAS数据和ATCA/Parkes结合HI柱密度图来确定弥漫介质的尘埃特性。我们发现每氢原子的远红外发射率比太阳邻域值低30倍。考虑到增强的星际辐射场，尘埃的光谱能量分布的建模给出了类似的结论，最小的颗粒（多环芳烃和非常小的颗粒）发射在较短的波长。假设SMC中的银河尘埃成分，这一结果意味着气尘比（GDR）的差异比金属丰度的差异大3倍。尘埃中重元素的这种低消耗可能是弥漫性ISM的特有现象，如果它是超新星爆炸对尘埃有效破坏的结果，则不适用于整个SMC尘埃。
2004-05-04 astro-ph
Infrared Emission from Interstellar Dust. III. The Small Magellanic Cloud
采用无定形硅酸盐和碳质颗粒的混合物模拟了小麦哲伦云（SMC）中星际尘埃的红外（IR）发射，其中包括多环芳烃（PAH）分子。(1)结果表明，该尘埃模型是能够再现光谱能量分布从近红外到远红外的整个SMC酒吧区，提供的PAH丰度在SMC酒吧区是非常低的。(2)SMCB 1#1分子云的红外光谱也可以通过我们的尘埃模型再现，前提是PAH丰度相对于整体SMC Bar增加。SMCB 1#1中的多环芳烃占SMC C丰度的约3%，而SMC Bar中的多环芳烃含量<0.4%。(3)如果PAH混合物具有与最适合银河系PAH混合物的谱带强度不同的固有IR谱带强度，则SMCB 1#1的光谱最佳再现。多环芳烃红外波段强度的变化意味着不同的多环芳烃混合物，可能是不同金属含量或环境条件的结果。其他的可能性，如超氢化的多环芳烃和软化的星光光谱也进行了讨论。
2002-04-11 astro-ph
HI Imaging of the Large Magellanic Cloud
我们提出的结果，从澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）的孔径合成镶嵌调查的HI发射在大麦云与64米帕克斯单碟望远镜观测。
2000-09-19 astro-ph
Detection of H-alpha emission from the Magellanic Stream: evidence for an extended gaseous Galactic halo
我们分别探测到了表面亮度为$0.37 \pm 0.02$ Raylewald、$0.21 \pm 0.04$ R和$0.20 \pm 0.02$ R的微弱、漫射H $αemission from several points along the Magellanic Stream, using the Rutgers Fabry--Perot Interferometer at the CTIO 1.5-m telescope. At points on the leading edges of the H I clouds MS II, MS III, and MS IV, we detect H$ α发射，对应于1.0到0.5 \cmsixpc的发射测量值。我们已经观察到MS IV浓度附近的几个位置，并发现最强的发射是在尖锐的前缘密度梯度。在远离梯度的地方发射较少，在MS III和MS IV之间的中间位置，在云的前缘H $αsurface brightness is $ < 0.04 $ R. We attribute the H$ α发射是由于星系晕中电离气体的冲压压力加热了流云。这些观测结果表明，来自晕气体的冲压压力在将流从麦哲伦云中剥离出来的过程中发挥了重要作用。它们还表明在星系晕中存在相对较大密度的气体$n_{\rm H} \sim 10^{-4} cm^{-3}$，其…
1995-12-05 astro-ph
The optical counterparts to Be/X-ray binaries in the Magellanic Clouds
在麦哲伦星云中发现了8个被认为是Be/X射线双星的X射线源，并对它们的辐射场进行了研究。利用BVR和H α CCD成像，通过颜色指数和H α通量来识别早期型发射星。5个源的光谱证实了在每种情况下H α发射的存在。基于发射线天体与X射线源的位置重合，我们确定了与{ROSAT}源RX J0032.9-7348、RX J0049.1-7250、RX J0054.9-7226和RX J0101.0-7206以及最近发现的{ASCA}源AX J 0051 -722对应的Be星。我们确认了{HEAO 1}源H 0544 -66对应物的Be星性质。在ROSAT源RX J0051.8-7231的领域中，我们发现有三个可能的对应物，每个都显示出H α发射的证据。我们在{EXOSAT}源EXO 0531.1-6609的误差圆中发现了一个近双星，它的每一个组成部分都可能是与X射线源有关的Be星。
1999-06-07 astro-ph
First Detection of Submillimeter [C I] Emission in the Small Magellanic Cloud
本文报道了在小麦哲伦云（N27）的一个区域首次探测到609 μ m的[CI]（3 P1 - 3 P0）辐射。在重元素和灰尘，如SMC穷人的环境被认为是由光解区为主。这是金属含量最低的来源，其中已检测到亚毫米中性碳排放。研究了几个来源的[CI]/CO强度比，这些来源的金属丰度Z超过一个数量级，我们发现[CI]/CO比随着Z的减小而增加。这种趋势的存在表明分子云中大部分中性碳的光解起源，与标准PDR模型一致。我们还报告了N27的ISO FIR光谱观测，并使用它们来推导其物理性质。通过对FIR诊断法（n~300-1000 cm-3，Xuv~30-100 Xo）和毫米波和亚毫米波数据（n~10^5 cm-3，Xuv<30 Xo）所揭示的密度和辐射场进行比较，可以看出FIR谱线起源于更弥散的气体，并且可能主要由团间介质所控制。不管原因是什么，FIR和毫米-亚毫米数据的分析产生了两个数量级的差异，这个源的密度。
2000-08-02 astro-ph
An ATCA 20cm Radio Continuum Study of the Large Magellanic Cloud
本文给出了澳大利亚望远镜紧凑阵（ATCA）和帕克斯望远镜观测到的大麦云（LMC）1.4GHz射电连续辐射的镶嵌图像。马赛克覆盖10.8 x 12.3平方度，角分辨率为40”，对应于LMC中10 pc的空间尺度。最终图像适合于研究40”和调查区域之间所有尺度的排放。在本文中，我们讨论i）的LMC的弥漫性和紧凑的无线电连续辐射的特性，ii）的热过程和隐含的恒星形成率在LMC中产生的发射的分数，和iii）在整个LMC的无线电频谱指数的变化。两个非标准的减少技术，我们用来处理ATCA能见度数据可能是未来的宽场无线电连续调查的兴趣。这些数据向天文学界开放，应成为研究超新星遗迹、HII区和行星状星云等单个天体以及同步辐射的漫发射等扩展特征的丰富资源。
2007-09-13 astro-ph
ASCA Observations of the Twin Supernova Remnants in the Large Magellanic Cloud, DEM L316
我们报告了ASCA对DEM L316的X射线研究结果，DEM L316是大麦云星云（LMC）中的一个发射星云，由两个紧密间隔的超新星遗迹（SNRs）组成。SIS图像显示了位于两个无线电和光发射SNR外壳0547 $-$ 69.7 A和0547 $-$ 69.7 B（以下称为外壳A和B）位置的单独X射线源。每个壳层的X射线光谱都可以用光学薄的热发射来描述，尽管它们之间的发射特征在重要细节上有所不同。壳A具有较强的铁L发射，我们归因于富铁喷出物的存在，导致建议，这SNR源于Ia型SN，一个中等质量的祖爆炸。另一方面，壳层B的化学成分与大麦哲伦星系的星际介质相似，因此它的X射线辐射主要是由被扫起的物质组成的。不同的光谱特征强烈反对两个壳层是由于一个超新星爆炸成一个相互连接的气泡的假设。我们无法获得支持两个SNR碰撞的证据。
2000-09-20 astro-ph
New HI Features of the Magellanic System
来自HI Parkes全天巡天（HIPASS）的第一批结果提供了麦哲伦云和南银河系附近全球HI分布的壮观景象。围绕南天极（SCP）的2400平方度的马赛克揭示了一个狭窄的，连续的逆流的存在，它“引导”云的运动方向，即与流的方向相反。这有力地支持了银河流的引力模型，在该模型中，领先的和尾随的银河流被潮汐从麦哲伦云的主体上撕裂下来。数据还揭示了额外的潮汐功能的桥梁地区，似乎从LMC发出，和一个独特的螺旋结构内的LMC本身。
1998-11-09 astro-ph
X-Rays from Superbubbles in the Large Magellanic Cloud. VI. A Sample of Thirteen Superbubbles
本文介绍了ROSAT对大麦云云中13个超级气泡的观测和分析。其中11项观察结果以前没有报告过。我们研究了超气泡的X射线形貌，并提取和分析了它们的X射线谱。从这些超级气泡中的每一个中检测到漫射X射线发射，并且X射线发射比理论上预期的风吹气泡更亮，这表明超级气泡的X射线发射通过超级气泡外壳和内部SNR之间的相互作用而增强。我们还发现了一个超级气泡的X射线光度和它的H-α光度，膨胀速度和OB星数之间的显着的正相关性。此外，我们还发现，样品中的大部分超级气泡显示出“突破”区域的证据，其中热X射线发射气体延伸到H-α壳层之外。
2001-04-11 astro-ph
The optical counterpart of the supersoft Small Magellanic Cloud transient pulsar RX~J0059.2-7138
我们确定了SMC超软源RX~J0059.2-7138的可能光学对应物，其中$\sim$ ~ 14等星位于X射线误差圆内。我们提出了高分辨率的光学光谱，它揭示了强烈的HI发射和HeI吸收，指示的Be星。这种分类与我们从光学光度学中得到的颜色是一致的。因此，我们找到的证据，以支持现有的暂定识别该对象作为Be/X射线二进制，第一次展示发光的超软X射线发射。
1996-06-10 astro-ph
ROSAT PSPC view of the hot interstellar medium of the Magellanic Clouds
利用ROSAT位置敏感正比计数器（PSPC）定点观测资料，研究了麦哲伦云（MC）的X射线散射辐射。为此目的，ROSAT高分辨率成像仪和PSPC源目录中的点源和类点源的贡献被删除，太阳活动高峰期也被排除在外。光谱分析得出ISM的热薄等离子体的特征温度为10^6 ~ 10^7 K，ISM覆盖了整个大麦云云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）。在观测区域内，0.1 - 2.4 keV波段的总未吸收光度在大麦哲伦星云中为3.2 x 10^38 erg s^-1，在小麦哲伦星云中为1.1 x 10^37 erg s^-1，两者的不确定度分别为-40%和+100%。大麦哲伦星系的X射线光度与附近其他有明显恒星形成的星系相当。在LMC中，特别是在超巨星壳层（SGS）LMC 4周围以及覆盖SGS LMC 2和LMC 3的区域中发现了热区。SMC的最高温度来自银河系的西南部。弥漫的X射线辐射很可能是来自壳层和超壳层内部的热气体以及这些星系晕的辐射的叠加。
2002-06-19 astro-ph
Millimeter dust continuum emission unveiling the true mass of giant molecular clouds in the Small Magellanic Cloud
到目前为止，CO观测一直是追踪外部星系中分子气体的最佳方法，但在低金属丰度下，推断出的气体质量可能会被大大低估。目前，CO数据立方体的运动学信息被用来估计分子云的维里质量和追踪分子云的总质量。毫米粉尘排放也可用作致密气体示踪剂，并可揭示缺乏CO的H2包层。这些不同的示踪剂必须在不同的环境中进行比较。本研究比较维里质量的质量推导毫米发射，在两个GMC样本：本地分子云在我们的银河系和他们的等价物在小麦哲伦云（SMC），最近的低金属量矮星系之一。在我们的银河系中，从毫米辐射推断出的质量估计与从伽马射线分析推断出的质量一致，并追踪云的总质量。维里质量系统大于（平均两倍）从毫米尘埃排放的质量估计。这种差异随着质量的增加而减小，并且已经在以前的研究中报道过。然而，在SMC中，从SIMBA毫米观测中推导出的分子云质量系统地高于SEST CO观测中的维里质量（平均为尘埃与气体比和尘埃发射率保守值的两倍）。所观察到的过量不能用尘埃性质的任何合理变化来解释。以维里定理的一般形式，我们表明，一个磁场强度为15微高斯的SMC云可以提供额外的支持云和解释观察到的差异。因此，到目前为止，SMC分子云的质量被低估了。磁压力可能对它们的支持有很大的贡献。
2007-04-24 astro-ph
Supernova Remnants in the Magellanic Clouds. IV. X-Ray Emission from the Largest SNR in the LMC
我们首次对大麦云中已知最大的超新星遗迹（SNR）SNR 0450-70.9进行了X射线探测。为了研究这种信噪比的物理条件，我们获得了XMM-牛顿X射线观测，光学图像和高色散谱，和无线电连续谱图。SNR 0450-70.9的光学图像显示了一个巨大的、不规则的椭圆形外壳，沿着东部和西部边缘以及外壳内部有明亮的细丝。内部纤维具有较高的[S II]/H α比值，并形成明显的内壳形态。X射线发射区域小于光学壳的整个范围，最亮的X射线发射在小的内部壳和大壳的西部边缘。小壳层的膨胀速度约为220 km/s，而大壳层的膨胀速度约为120 km/s。无线电图像显示中心增亮和相当平坦的无线电频谱指数超过SNR。然而，没有探测到对应于脉冲星的点X射线或射电源，并且X射线发射主要是热的。因此，这些现象可以最合理地解释在大信噪比的先进的年龄。利用流体动力学模型结合热X射线发射的非平衡电离模型，我们推导出SNR年龄的下限约为45，000年，进入SNR演化的后期阶段。尽管如此，从X射线发射的光谱拟合得出的温度和密度表明，残余物仍然是超压的，因此，发展在很大程度上是由SNR内部的热气体驱动的。
2004-06-11 astro-ph
Recent FUSE Observations of Diffuse O VI Emission from the Interstellar Medium
我们提出了新的结果，从我们的调查弥漫OVI发射气体的星际介质与远紫外光谱探测器（FUSE）。自2005年以来获得的背景观测产生了11个新的O VI检测3西格玛的意义，和档案检索发现了两个以上。额外的15条视线产生了有趣的上限。结合以前的观测结果，这些观测揭示了以麦哲伦云为中心的天空象限中含O VI气体的大尺度结构。最显著的特征是一层低速的O VI发射，从银河平面延伸超过70度。在低纬度地区（|b| < 30度），辐射来自局部ISM中狭窄的高密度导电界面。在高纬度地区，发射来自星系晕中扩展的低密度区域。我们还检测到O VI发射的麦哲伦系统，最近确定的结构从H I观测的界面区域。这是第一次探测到麦哲伦星系中的高电离物质在云本身之外的发射。
2008-07-08 astro-ph
A multi-resolution analysis of the radio-FIR correlation in the Large Magellanic Cloud
本文研究了大麦云云（LMC）在0.05 ~ 1.5kpc空间尺度上1.4GHz射电连续谱与60微米远红外辐射的局部相关性。在低于1千秒差距的尺度上，无线电-远红外相关性明显优于冷气示踪剂与无线电或远红外发射的相关性。对于LMC作为一个整体，有一个紧密的相关性之间的无线电和FIR发射的空间尺度以上~50 pc。然而，通过将无线电发射分解为热和非热分量，我们表明，无线电FIR相关性分解的尺度与无线电发射的热分数成反比：与非常小的尺度具有强相关性的区域与无线电发射的热分数高的区域相同。相反，以前的研究中的本地无线电FIR相关的LMC，我们表明，无线电和FIR发射之间的关系的斜率是非线性的。在明亮的恒星形成区，射电辐射相对于FIR辐射的增长速度比线性增长更快（幂律斜率约为1.2），而在大麦哲伦星云中，更普遍的是一个更平坦的斜率，约为0.6-0.9。我们的研究结果与大麦哲伦星云中的紫外光子和宇宙射线在大质量恒星形成中有共同的起源的情况是一致的，但是宇宙射线能够扩散远离它们的产生地点。我们的研究结果没有提供直接的证据之间的耦合磁场和当地的气体密度，但我们注意到，同步辐射可能不是一个很好的示踪剂的磁场，如果宇宙射线可以很容易地逃脱LMC。
2006-05-01 astro-ph
Detection of mid-infrared Aromatic Hydrocarbon Emission Features from the Small Magellanic Cloud
利用ISOCAM观测了小麦哲伦云（SMC）中单个静止分子云的中红外（5-16微米）光谱能量分布。光谱主要由6.2、7.7和11.3微米处的宽发射带主导，在8.6和12.7微米处具有较弱的带。由于这些是相同的带，具有相似的形状和相对强度，正如在我们银河系的ISM中所观察到的那样，相同的载流子必须存在于两个星系中。载流子被广泛认为是芳香烃的大分子或簇，其在高温脉冲期间吸收紫外和可见光子并发射中红外光子。根据中红外辐射的亮度和SMC中辐射场的估计强度，芳香烃的吸收量约为尘埃总吸收量的10%，与银河系尘埃的情况相当。对大多数SMC恒星消光的紫外线观测表明，SMC中的尘埃不会吸收在银河系消光中如此突出的2175埃特征。如果芳烃和无特征的消光曲线在SMC中普遍存在，那么我们可以得出结论，芳烃不是2175埃特征的载体。然而，SMC消光曲线的测量偏向于高温明亮的恒星，在那里芳香烃被破坏，因此没有2175埃的隆起可能不是典型的SMC尘埃。芳烃在SMC中的存在进一步表明，这些分子甚至存在于金属丰度比银河系盘低一个数量级的星际介质中。
2000-07-25 astro-ph
0103-72.6: A New Oxygen-Rich Supernova Remnant in the Small Magellanic Cloud
0103 $-$ 72.6是小麦哲伦星云（SMC）中第二亮的X射线超新星遗迹（SNR），由{ \it钱德拉X射线天文台}观测到。我们的{ \it Chandra}观测明确地将X射线辐射分解成一个几乎完整的、明显的圆形外壳，围绕着残骸中心明亮的星团辐射。观察到的X射线光谱的中心区域显然是占主导地位的反向冲击加热富含金属的喷出物的排放。在这种喷出物材料中的元素丰度特别是在氧和氖中增强，而在较重的元素Si、S和Fe中不太突出。因此，我们提出0103 $-$ 72.6是一个新的“富氧”SNR，使其成为SMC中该类的第二个成员。外层是边缘变亮的软X射线，来自扫掠的SMC星际介质。富氧喷出物的存在和SNR在H{ \small II}区域内的位置证明了0103 $-$ 72.6的大质量恒星核心坍缩起源。从喷出物中得到的元素丰度比表明它是一颗$\sim$ 18 M $_{\odot}$的祖星。
2003-10-14 astro-ph
