Confirmation of New Planetary Nebulae in the Large Magellanic Cloud
我们目前的哈勃太空望远镜（HST）的图像新的行星状星云（PNE）中发现的里德-帕克AAO/UKST的H-α调查的大麦云。这些来自不同HST计划的偶然观测产生了6个PNe的独立确认;另一个探测到的星云也可能是PN，还有一个似乎是扩散发射区。高分辨率的HST档案图像使我们能够确定的物理尺寸，星云的形态，以及这些新的PNe的详细的第一次相关功能。在少数情况下，我们还能够识别中心恒星，这是不可能的低分辨率，宽视场的发现数据。在RP目录中，围绕许多PNE的微弱，扩展的晕的确认必须等待新的深，高分辨率，窄带图像的收购。
2006-11-30 astro-ph
Very young massive stars in the Small Magellanic Cloud, revealed by HST
高空间分辨率成像与哈勃太空望远镜使我们能够解决紧凑的HII，区域N81躺在小麦哲伦云（SMC）。我们展示了一个紧密的新生大质量恒星集群的存在，它们嵌入在这个大约10角秒的星云“斑点”中。这是第一次发现这样一个物体的恒星内容和内部形态。它们是这个星系中最年轻的大质量恒星之一，可以在紫外线和光学波长下直接观测。其中六颗聚集在直径约2角秒的核心区域，一对主要的激发星位于最中心，相距仅0.27角秒或0.08秒差距。图像显示了剧烈的现象，如恒星风，冲击，电离锋，典型的湍流星暴区域。由于SMC是最贫金属的星系，具有非常高的角分辨率，这些观测提供了重要的模板，研究在非常遥远的贫金属星系，居住在早期宇宙的恒星形成。
1999-01-20 astro-ph
Mass Segregation in Young Magellanic Clouds Star Clusters: Four Clusters observed with HST
本文介绍了我们对麦哲伦星云中年轻星团质量分离现象的研究结果。利用HST/WFPC 2对大麦云云中的NGC 1818、NGC 2004和NGC 2100以及小麦哲伦云中的NGC 330的观测，对质量分离的诊断工具进行了应用：i）不同质量群的径向密度分布，ii）围绕中心不同半径的质量函数。所有四个集群被发现是质量隔离，但每一个以不同的方式。具体来说，样本中并非所有的星系团都显示出它们的密度分布对所选星等范围的相同依赖性，NGC 1818提供了强有力的这种关系的证据，而NGC 330只显示出这种现象的一个暗示。NGC 2004在其密度分布图中也没有显示出任何明显的质量分离特征。MFs的径向依赖性为NGC 1818、NGC 2100和NGC 2004提供了明确的证据，而对NGC 330只给出了指示。两个诊断工具的应用所引入的限制的调查。我们还讨论了相关的问题，一个可靠的MF集群的建设和他们的影响调查的现象的质量分离。我们发现，这些集群的MF，因为它们是用两种方法构建的，是可比的萨尔彼得的IMF。讨论了团簇的动力学状态，并对团簇中几个质量群之间的均分进行了检验。两者都表明，在集群中观察到的质量分离是原始的性质。
2003-11-26 astro-ph
Low Mass Pre-Main Sequence stars in the Large Magellanic Cloud - II: HST-WFPC2 observations of two fields in the 30 Doradus region
作为一个正在进行的努力的一部分，在大麦云年轻的恒星星族，我们提出了HST-WFPC 2宽和窄波段成像的两个领域与最近的恒星形成活动在狼蛛地区。人口的对象与Halpha和/或Balmer连续过剩被确定。根据强的H α辐射（等效宽度可达几十埃）、与Balmer连续谱过剩的相关性以及它们在HR图上的位置，我们认为它们是低质量（~1-2 Mo）的前主序星。在这个框架下，数据显示，同时代的高质量和低质量的恒星有显着不同的空间分布，这意味着恒星形成过程的不同范围的恒星质量是相当不同的和/或需要不同的初始条件。我们发现，年轻的人口的质量函数的整体斜率是有点陡峭的古典Salpeter值和恒星形成密度的这个年轻的组件是0.2-0.4 Mo/年/kpc 2，即中间的值之间的一个活跃的螺旋盘和一个星爆区。与确定的质量函数的斜率和恒星形成密度的不确定性进行了彻底的讨论。
2005-10-06 astro-ph
HST WFPC2 Observations of the Peculiar Main Sequence of the Double Star Cluster NGC 2011 in the Large Magellanic Cloud
我们报告了在存档的哈勃太空望远镜WFPC 2观测大麦云云中的年轻星团NGC 2011中偶然发现的一个特殊的主序列。这个主序星的明亮部分呈现出突出的双重叉状特征，就好像它由两个主序星组成，其中一个更红。色星等图，从星团中唯一可用的WFPC 2领域中发现的恒星构建，用于根据它们对每个序列的成员资格来区分恒星，并研究它们的空间分布。我们发现，有两个很好区分的人口在这个意义上，红色的主序是由属于集群的主体的恒星为主，而蓝色的主序的恒星属于周围地区。假设NGC 2011是一个经过验证的双星系团，不幸的是没有观察到第二个伴星，并考虑到这个星系团所在的一般区域，我们讨论了可能的情况，从恒星形成和早期动力学演化的角度来解释这一独特的发现。
2006-11-22 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Investigating the Influence of Blending on the Cepheid Distance Scale with Cepheids in the Large Magellanic Cloud
我们调查的造父变星距离尺度的影响。混合导致系统的低距离星系观察HST，因此系统的高估计的哈勃常数H_0。我们从光学引力透镜实验最近公布的星表中选取了大麦云星云中的43颗长周期、大振幅造父变星。然后，我们通过添加附近明亮恒星的V，I波段贡献，模拟混合的影响，如HST在大距离观察到的。我们发现，推导出的距离模量将太短，与真实值相比，在距离为12.5 Mpc时约为0.07 mag，在距离为25 Mpc时约为0.35 mag。这对HST河外距离尺度关键项目和其他团队观测到的造父变星到星系的距离有直接和重要的影响：KP样本的一半可能表现出大于0.1 mag.的混合偏差。
1999-09-21 astro-ph
Far-Ultraviolet Imaging of the Field Star Population in the Large Magellanic Cloud with HST
我们提出了一个分析的最深的纯紫外观测与最高的角分辨率进行过，一组12曝光与HST WFPC 2和F160 BW过滤器在平行观测模式下获得，其中包括$\sim$ 12平方角分在LMC，北酒吧和在"一般领域“制度的LMC。对198个天体的341次独立测量代表了$\geq 2 10^4$秒的累积曝光量，并揭示了像m $_{UV}\simeq$ 22等一样微弱的恒星。观测表明，大麦哲伦星云的紫外辐射中的$\sim 2/3$是由我们的哈勃望远镜探测到的紫外星发射的，即，不成簇或成团。我们在ROE/NRL测光表中为这些天体的$\sim 1/3$确定了光学对应物。结果被用来讨论这些紫外源的性质，估计从LMC作为矮星系的原型扩散的紫外辐射，并评估在LMC的球状和疏散星团的紫外观测的场星的污染。我们发现，紫外星的投影密度在一般领域的LMC是几倍高于银河系盘靠近太阳。结合我们的数据与UIT的观测，我们可以定义恒星的紫外光度函数从$m_{UV}=8$到18等，并确认在LMC领域的地区已形成恒星在一个稳定的速度在过去的1 Gyr，与IMF接近萨尔彼得定律。
1998-09-24 astro-ph
The Structure and Environment of Young Stellar Clusters in Spiral Galaxies
利用HST/WFPC 2的存档图像，在18个邻近的旋涡星系中进行了星团的搜索。所有的星系以前都是从UBVI的地面拍摄的。一个目录的结构参数，测光和评论的基础上目视检查的集群的汇编和使用集群结构，环境，年龄和质量之间的相关性进行调查。对数据的最小二乘拟合表明，星系团的半高宽和半光半径（Reff）与它们的质量（M）之间的相关性大约在3-sigma水平。虽然这两种关系都显示出很大的分散性，但拟合的斜率比恒定密度关系要小得多。然而，许多最年轻的星系团都有扩展的晕，这使得Reff的测定不确定。没有证据表明星系与星系之间的平均星系团大小存在差异。特别是，平均大小似乎并不依赖于宿主星系恒星形成率表面密度。许多最年轻的天体（年龄<1000万年）位于强拥挤区域，其中约1/3-1/2是双源或多源。HST图像还用于检查在以前的地面调查中确定的集群候选者的性质。在地面样本的污染率通常小于约20%，但一些集群的识别仍然模糊，因为拥挤，即使与HST成像，特别是对最年轻的对象。
2003-12-12 astro-ph
Low-Mass Pre-Main Sequence Stars in the Large Magellanic Cloud - III: Accretion Rates from HST-WFPC2 Observations
我们测量了大麦云（LMC，Z~ 0.3Zo）超新星1987 A场中约800颗低质量（~1- 1.4Mo）前主序星的吸积速率。这是第一次确定我们银河系以外的低质量恒星的恒星形成的基本参数。用于推导吸积率的巴耳末连续辐射与H α过剩正相关。这两种现象都被认为是源于拱星盘的吸积，因此它们的同时探测提供了一个重要的证据，证实了主序前的Halpha和UV过剩天体的性质，它们可能是银河系经典TTauri恒星的LMC等价物。在12-16百万年的年龄，具有统计上显著过量的恒星的吸积速率大于1.5 × 10 ^{-8}Mo/yr。相比之下，在银河系中观察到的盘耗散的时间尺度是600万年的量级。此外，银河系中已知的最古老的经典金牛座T星（长蛇座TW，年龄为1000万年）的吸积速率仅为5x 10 ^{-10} Mo/年，比我们在大麦哲伦星系中测量的年龄相当的恒星的吸积速率小30倍。我们的研究结果表明，金属丰度在调节低质量恒星的形成中起着重要作用。
2004-02-21 astro-ph
The Initial Mass Function toward the low-mass end in the Large Magellanic Cloud with HST/WFPC2 Observations
我们提出了在大麦云云的两个领域的V和I等效HST/WFPC 2测光：南部的恒星协会LH 52，位于西部边缘的超级壳层LMC 4，和两个协会之间的领域，这是位于壳层的西南边缘，并占一般的背景领域的星系。HST/WFPC 2的观测结果达到了V=25等的微弱星等，比LMC早期恒星协中观测到的星等要深得多。我们确定的MF的主序星的地区。质量M < 2 M_solar（-4 < Gamma < -6）的恒星在这两个区域的斜率（Gamma）比质量M > 2 M_solar（-1 < Gamma < -2）的恒星更陡。因此，就LMC的场而言，MF在整个观测质量范围内并不具有均匀的斜率。对于M > 5 M_solar的大质量恒星，以前发现大麦哲伦星系的磁场比星协的磁场陡。我们的结论是，对于低至M ~ 1M_solar的较低质量，情况似乎也是如此。我们的数据允许构建场减去，不完全校正，主序MF的西南部的年轻恒星协会LH 52，它占初始质量函数（IMF）的系统。它的平均斜率被认为是可比的，但仍然比典型的Salpeter IMF（伽马= -1.12 +/- 0.24）更浅，质量下降到~ 1 M太阳。我们发现的迹象表明，该协会的IMF可能是“头重脚轻”，由于大量的中等质量的恒星在该系统的领域，而一般的LMC领域被发现是负责低质量的人口，与M < 2 M_太阳，在两个领域观察。
2005-01-17 astro-ph
Stellar populations in the Magellanic Clouds: looking through the dust
我们提出的第一个结果，我们的研究恒星星族在大，小麦哲伦云的基础上采取的“纯平行”计划的一部分，与HST作为服务社会的“随机”场的多波段WFPC 2观测。
2007-02-01 astro-ph
Hubble Space Telescope Images of Magellanic Cloud Planetary Nebulae
我们目前的图像和无狭缝光谱中获得的行星状星云（PNe）在大，小麦哲伦云的HST调查，使用空间望远镜成像光谱仪。这些关于59个PNe（54个在LMC，5个在SMC）的新数据使我们能够确定几条发射线的单色光中的星云尺寸和形态：Ha，[N II] lambda 6583和[O III] lambda 5007，以及其他不同电离的，包括[O I]，He I和[S II]。我们详细描述了星云的形态和相关特征。这项调查，当结合类似的数据，从我们以前的HST计划和其他存档的PN图像，使总的星云成像与HST 114在LMC和35在SMC。我们描述了样品的各种基本性质，包括尺寸，形态，密度和完整性。[O III] lambda 5007通量，表面亮度和电子密度与物理半径的趋势表明，许多星云，特别是那些具有双极形态，可能是光学厚，即使在大尺寸。双极型的[N II]/H α通量比值也显示出最大值，这是一个粗略的N富集指示。
2006-08-15 astro-ph
Absolute Proper Motion of the Fornax Dwarf Spheroidal Galaxy from Photographic and HST WFPC2 Data
我们已经测量了天炉座矮球状星系的绝对自行从组合的照相板材料和HST WFPC 2数据，提供了一个长达50年的时间基线。河外参考系由8幅类星体图像和48个星系组成。绝对自行为μ_α cos（δ）= 0.59 ± 0.16 mas/yr和μ_δ = -0.15 ± 0.16 mas/yr。天炉座的轨道是极轨道，离心率为0.27，径向周期为4.5 Gyr。天炉座现在的位置在近心点附近。天炉座的运动方向支持了林登-贝尔（1976，1982）和马多夫斯基（1994）的假设，即天炉座属于天炉座-狮子座I-狮子座II-玉夫座-六分仪座流。根据我们的轨道测定，天炉座在1.9亿年前穿过麦哲伦平面，这一时间与天炉座恒星形成过程的终止相吻合。我们建议，冲压压力剥离由于通过气体介质密度比典型的银河系内介质留下的大麦哲伦星云可能导致了恒星形成的天炉座的结束。在麦哲伦流的南银河极区域内的多余的异常云，其起源在文献中长期以来一直被争论为麦哲伦流或河外玉夫座群的组成部分，被发现位于天炉座的轨道上。我们推测，这些云是当侏儒穿过麦哲伦云的轨道时从天炉座剥离的物质。
2004-05-13 astro-ph
Australia Telescope Compact Array Survey of Candidate Ultra-Compact and Buried HII Regions in the Magellanic Clouds
我们提出了一个系统的调查超紧凑HII（UCHII）地区的麦哲伦云。了解大质量恒星形成的物理过程是一个重要的天体物理学问题。MSF的研究始于我们星系的UCHII区域，但在此之前还没有对其他星系进行过调查。我们根据红外天文卫星（IRAS）的颜色选择候选者，并使用澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）在3和6厘米处对它们进行成像。几乎所有观测到的区域都含有与热辐射一致的致密射电源。许多辐射源都与可见光HII区有关，并且通常射电辐射追踪HII区最年轻和最密集的部分。致密射电源的光度函数和莱曼连续通量的数量分布与标准恒星和星团初始质量函数一致。IRAS诊断的这种类型的系统评估对于解释斯皮策太空望远镜数据非常重要，这将探测附近星系中类似的物理尺度，就像IRAS在麦哲伦云中所做的那样。
2004-07-23 astro-ph
Young stellar populations in the Magellanic Clouds
我们将讨论麦哲伦星云中的年轻恒星和星团。本文介绍了利用HST ACS测光在大麦云星云N~11中发现的前主序星候选者。对比色-星等图和主序前轨迹，以及斯皮策天体YSO I和II的存在，表明该区域的恒星形成活跃了很长一段时间，从几$10^5$年到几百万年前
2007-11-29 astro-ph
Magellanic Cloud planetary nebulae as probes of stellar evolution and populations
麦哲伦星云中的行星状星云（PN）提供了独特的机会来研究低质量和中等质量恒星的人口和演化，在一个没有距离尺度偏差和差异红化的环境中，阻碍了银河系样本的观测。对LMC和SMC PN的研究还提供了不同金属丰度的恒星星族的直接比较。麦哲伦云的相对接近允许对其中的PN进行详细的光谱分析，而哈勃太空望远镜（HST）则需要获得它们的空间分辨率图像。在本文中，我们通过回顾开创性研究以及最新的地面和太空成就，讨论了恒星天体物理学这一相对较新分支的历史和演变。特别是，我们目前的结果，从我们最近的HST调查，包括金属依赖的PN识别（以及最终的星系中PN计数的金属丰度依赖性）;麦哲伦PN的形态分析，以及形态与其他星云性质之间的相关性;形态与祖星质量和年龄之间的关系;麦哲伦中心星的直接分析及其对恒星演化的重要性。我们的形态学结果与恒星演化的预测是一致的，如果不对称PN的祖细胞的平均质量大于对称PN的祖细胞，没有任何假设或关系的恒星祖细胞的二元性。
2003-10-28 astro-ph
The Distance to the Large Magellanic Cloud from the Eclipsing Binary HV2274
到大麦云云（LMC）的距离对于宇宙距离尺度的校准至关重要。通过对大麦哲伦星云食双星系统HV 2274的地面测光和基于HST的光谱学和分光光度学的分析，我们得出了到大麦哲伦星云的距离。光学光变曲线和HST/GHRS径向速度曲线的分析提供了二进制组件的质量和半径。对HST/FOS紫外/光学分光光度计的分析提供了组成恒星的温度和系统的星际消光。当这些数据结合在一起时，就会产生到双星系统的距离。在对HV 2274相对于LMC中心的位置进行校正后，我们发现d（LMC）= 45.7 +/- 1.6 kpc或DM（LMC）= 18.30 +/- 0.07 ma。这个结果不受金属性引起的零点不确定性的影响，而这种不确定性困扰着其他技术，强有力的支持“短”LMC距离尺度来自一些独立的方法。
1998-10-21 astro-ph
Post-AGB Evolution in the Large Magellanic Cloud. A Study of the Central Stars of Planetary Nebulae
利用哈勃空间望远镜（HST）对大麦云（LMC）中的35颗行星状星云（PNs）中心恒星（CS）进行了中波段和宽波段测光。观测是用HST上的WFPC 2和STIS仪器进行的。通过观测LMC天体，我们的样本是免费的距离的不确定性，这是在确定银河系PN CS光度的主要误差来源。通过使用HST进行观测，我们可以分辨星云，因此我们经常可以清楚地探测到CS。一旦我们通过Zanstra分析确定恒星的有效温度，我们通过比较它们在HR图上的位置与理论演化轨迹来获得16个物体的核心质量。这个CS质量的样本是在银河系外环境中获得的最大和最可靠的集合。我们发现平均质量为0.65 Msun，尽管有一些物体的质量非常高。这个平均值与银河系中白矮星的平均质量是一致的。作为白矮星的直接前体，对PN CS的质量分布的研究有助于在不同金属丰度的环境中约束初终质量关系。最后，通过探索恒星和星云之间的物理联系，我们建立了在LMC中的PN的研究的重要性，以限制在后AGB阶段从风输入的能量。
2003-07-11 astro-ph
How well do we know the age and mass distributions of the star cluster system in the Large Magellanic Cloud?
[摘要] LMC星团系统提供了独特的机会，可以根据多种互补技术（包括等时线分析）独立检查年龄和质量测定的准确性。利用我们先进的基于宽带光谱能量分布（SED）的星团分析工具，我们重新分析了Hunter等人（2003）的LMC星团测光。我们的主要目标是对基于宽带SED的绝对年龄测定的准确性以及这种方法的实用性设定最严格的限制。我们的宽带SED拟合产生可靠的年龄，统计绝对不确定性在Delta[log（年龄/年）] = 0.4的范围内。我们发现，相对于以前的年龄测定系统的差异是由观测测光转换到不同的过滤系统。大麦哲伦星云的团簇形成率（CFR）在3 - 13 Gyr之间的年龄差距之外大致保持不变，当时CFR低5倍。我们推导出星系团破裂的特征时间尺度log（t_4^dis/yr）= 9.9 +-0.1，其中t_dis = t_4^dis（M_cl/10^4 Msun）^0.62。这种长的特征性破坏时间尺度意味着我们正在观察初始集群质量函数（CMF）。我们的结论是，最年轻的质量和亮度受限的LMC星团子集显示出比α = -2预期的斜率更小的斜率（至少低于几× 10^3 Msun的质量），这与动力学预期相反。这可能意味着LMC星系团系统作为一个整体的初始CMF斜率并不能很好地用幂律来表示，尽管我们不能在最年轻的年龄将未束缚的星系团与束缚的星系团分开。
2005-11-10 astro-ph
The population of Magellanic Cloud planetary nebulae
在这篇评论中，我们解决的进展，已经朝着理解麦哲伦星云行星状星云的人口，因为最后麦哲伦云研讨会。星云中的行星状星云不仅是这些星系中恒星和ISM演化的重要探针，而且还反映了AGB星及更远的低金属丰度环境的演化。本文介绍了近年来的观测结果，包括对PNe的宽视场地基搜索，对分离出的喷出物及其中心恒星的{ \it HST}研究，以及对这些喷出物气体含量的{ \it Spitzer}分析。最后，我们展示了如何麦哲伦云PNe可以用来约束银河系PNe的距离尺度。
2008-10-22 astro-ph
Central Stars of Planetary Nebulae in the Magellanic Clouds: A Detailed Spectroscopic Analysis
用远紫外光谱探测器（FUSE）观测了大麦云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）中的行星状星云（CSPN）的5颗中心星，它们的亮度范围在905-1187 Ang之间。我们进行了基于模型的分析，这些光谱与哈勃太空望远镜（HST）光谱在紫外线和光学范围内，以确定恒星和星云的参数。在大多数天体的FUSE谱中发现了热（T >~ 2000 K）星周分子氢的特征。我们还在LMC-SMP 76的风中发现了X射线的证据。
2006-12-12 astro-ph
Stellar luminosity functions of rich star clusters in the Large Magellanic Cloud
本文给出了大麦云星云中6个不同年龄、不同金属丰度的富星团的深V和IHST测光结果。每个星团中有测量星等的恒星数量从3000到10000不等。我们建立恒星密度和表面亮度的集群和提取半光半径和其他结构参数。我们还得到了直到Mv ~ 6（m/msun > 0.6）的光度函数Phi（Mv），并研究了它们与远离星系团中心的距离的关系。在所有的集群中，我们发现一个系统的光度函数的斜率与径向距离中心的增加。在显示出显著质量分离的星系团中，有两个是样本中最年轻的：NGC 1805和NGC 1818。对于这两个集群，我们得到了现今的质量函数。NGC 1818的质量函数与其他作者也使用HST数据得出的结果非常一致。它们的年轻星团质量函数斜率不同，NCG 1805的质量函数斜率比NGC 1818的要大。由于这些都是非常年轻的恒星系统（年龄<4000万年），这些变化可能反映了初始条件，而不是由于内部动力学的演化。
2001-02-21 astro-ph
Is the SMC Bound to the LMC? The HST Proper Motion of the SMC
本文介绍了利用\textit{Hubble Space Telescope}（\textit{HST}）上的高级巡天照相机（ACS）对小麦哲伦云（SMC）系统自行的测量。我们跟踪SMC的运动相对于4个背景类星体超过了约2年的基线。测量的自行为：$μ_W = -1.16 \pm 0.18 \masyr, μ_N = -1.17 \pm 0.18 \masyr$。这是迄今为止对SMC自行的最佳测量。我们结合这一新的结果与我们以前的估计自行的大麦云（LMC）从同一个观测计划，调查轨道演变的云在过去的9 Gyr。目前云之间的相对速度是$105 \pm 42 \kms$。我们在一个简单的银河系暗晕模型中对云过去的轨道运动进行的研究表明，云可以彼此分离。然而，我们的数据也与云相互束缚约一个哈勃时间的轨道相一致。需要更小的自行误差和更好地理解LMC和SMC质量，以明确地限制它们过去的轨道历史和它们的束缚与非束缚性质。新的自行测量应该足以让建设的起源和麦哲伦流的属性的改进模型。反过来，这将为银河系暗晕的性质提供新的限制。
2006-07-27 astro-ph
Interstellar Abundances in the Magellanic Clouds
我们总结了最近的研究，主要是中性气体的麦哲伦云（MC），基于高分辨率的光学光谱和紫外光谱与IUE，HST，和FUSE获得的组合。银河系和MC视线中相对气相丰度的相似性相对较低的N（H）表明，在三个星系中的耗尽模式可能是相似的-至少在耗尽相对温和的地方。然而，一个更高的N（H）SMC视线的新STIS光谱显示出显着的差异，相对于银河系的模式，SMC云的特点是更严重的消耗。
2001-10-16 astro-ph
On the Spatial Distribution of Stellar Populations in the Large Magellanic Cloud
我们测量了大麦云云（LMC）中一个跨度为2度乘1.5度的区域中恒星的角关联函数。我们发现，恒星星族的关联函数的角度分离的指数函数表示为2和40 arcmin之间的分离（对应于~ 30 pc和550 pc的LMC距离为50 kpc）。内边界由不同的、高度相关的结构确定，这些结构是我们更熟悉的星团，外边界由观测区域的大小和区域内两个主要恒星形成中心的存在确定。我们还发现，关联函数的归一化和标度长度随恒星星族的平均年龄而系统地变化。正相关的存在，在大的分离（~300 pc），即使在最年轻的人口，认为在目前的恒星形成的大规模层次结构。随着恒星年龄的变化，角相关向较低的标准化和较长的尺度长度演化，这说明恒星随时间的色散。我们表明，一个简单的，随机的，自传播的恒星形成模型是定性一致的关联函数的这种行为。
1999-02-20 astro-ph
Deep HST Imaging of Sextans A. III. The Star Formation History
我们利用WFPC 2测光系统测量了六分仪A的恒星形成历史，完成了50%的测量，测量值为V=27.5（M_V ~+ 1.9），I=27.0。通过对CMD模型的模拟，测量了恒星的形成历史和化学富集历史。我们发现证据表明，在最年轻的恒星星族和内在的金属丰度分布在所有年龄的增加变红。六分仪A在大约2.5 Gyr前一直在以高速率活跃地形成恒星，并且在大约0.1 Gyr前开始增加速率。我们发现了一个非零的恒星年龄大于2.5 Gyr，由于测光的深度有限，详细的恒星形成历史中，老年人有相当大的不确定性。该星系的平均金属丰度为[M/H] ~- 1.4，大部分富集发生在10 Gyr以上的年龄。我们还发现，在所有年龄的均方根金属丰度的传播0.15德克斯允许最适合所观察到的CMD。我们使用BHeB恒星重新测定了最近的恒星形成历史（年龄<= 0.7 Gyr），发现除了最后的2500万年外，所有恒星都有很好的一致性，这主要是由于两种分析中使用的距离不同以及最年轻种群的差异灭绝造成的。这表明，恒星形成的历史确定单独从BHeB星应限于CMD地区没有污染的红MS星是本。
2003-04-04 astro-ph
Magellanic Cloud PNs as probes of stellar evolution and populations
麦哲伦星云行星状星云（PNs）提供了对低质量和中等质量恒星的人口和演化的洞察力，在没有距离偏差和差异红化的环境中，阻碍了银河系样本的观测。对LMC和SMC PN的研究还提供了不同金属丰度的恒星星族的直接比较。我们提出了一个选择的结果，从我们最近的HST调查，包括（1）麦哲伦PN的形态分析，并在LMC和SMC的形态样本的统计;（2）表面亮度与半径的关系;（3）的分析和建模的[O III]/H（beta）PN光度函数在LMC和SMC。
2003-10-28 astro-ph
Clues on post-Asymptotic Giant Branch Evolution and Planetary Nebulae Populations from the Magellanic Clouds
最近的HST光学图像，光学和紫外光谱，麦哲伦行星状星云（PNe），加上在过去十年中收集的大型数据库，使人们能够前所未有地了解PNE及其中心恒星的演化。在本文中，我们介绍了一系列最近的结果：光学和紫外发射线中PN形态的分析;星云形态与恒星演化产生的化学之间的关系;直接确定过渡时间从观察;以及研究行星状星云光度函数组成部分的性质和演化阶段。
2004-09-07 astro-ph
An Accurate Age Determination for the SMC Star Cluster NGC121 with HST/ACS
作为致力于研究小麦哲伦星云中星团和场中的旧恒星星族的系列论文的第一篇，我们提出了用哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机在F555 W和F814 W滤波器中对NGC 121的深度观测。由此产生的颜色星等图达到主序关闭以下约3.5等，比以前的任何数据都要深。我们采用绝对和相对年龄法对NGC 121进行了年龄测定。将ACS测光系统中的等时线与NGC 121观测到的山脊线拟合，得出年龄为11.8 +- 0.5 Gyr（Teramo），11.2 +- 0.5 Gyr（Padova）和10.5 +- 0.5 Gyr（Dartmouth）。星系团脊线最接近阿尔法增强达特茅斯等时线。将我们的相对年龄放在绝对年龄尺度上，我们发现年龄分别为10.9 +- 0.5 Gyr（从主序关闭和水平分支之间的震级差异）和11.5 +- 0.5 Gyr（从水平分支的绝对震级）。这五个不同的年龄测定都低于2 - 3 Gyr的年龄最古老的银河系球状星团可比的金属丰度。因此，我们证实了早期的发现，最古老的球状星团在小麦哲伦云，NGC 121，是几个陀螺年轻比它最古老的同行在银河系和其他附近的矮星系，如大麦云，天炉座，人马座。如果它被吸积到银河系的晕中，NGC 121将类似于“年轻的晕球状星团”，尽管它没有与人马座矮星相关的最年轻的球状星团年轻。NGC 121的年轻年龄可能是由于小麦哲伦星云中团簇形成的延迟，或者是由于最初少数…
2008-01-07 astro-ph
Hubble Space Telescope Images of Magellanic Cloud Planetary Nebulae: Data and Correlations across Morphological Classes
行星状星云（PNe）的形态为理解其起源和演化提供了一个重要的工具，因为它反映了TP-AGB阶段喷出气体的动力学和中心恒星的能量学。在这里，我们研究了27个麦哲伦星云行星状星云（MCPNe）的形态，并分析了它们的物理特征。类似的研究已经成功地进行了银河PN，但受到个人PN距离的不确定性。我们提出了我们自己的HST/FOC图像的15麦哲伦云PNe（MCPNe）通过窄带λ 5007 [O III]过滤器获得。我们使用Richardson-Lucy反卷积技术对这些前COSTAR图像，以实现后COSTAR质量。COSTAR前后的三个PNe成像证实了我们的反卷积程序的高可靠性。我们推导出形态类，尺寸，和表面测光所有这些PNE。我们将该样品与15 MCPNe的HST/PC 1图像结合，其中三个与Dopita等人（1996）获得的FOC集相同，以获得从形态学角度检查过的最大MCPN样品。通过使用整个数据库，补充从文献中发表的数据，我们分析了MCPNe的属性，并将它们与一个典型的，完整的银河系样本进行比较。MCPNe的形态，然后与PN密度，化学和演变。
1998-06-30 astro-ph
Echoes from Ancient Supernovae in the Large Magellanic Cloud
原则上，历史上的超新星发出的光即使在几个世纪后仍然可以作为散射光的回声而可见。然而，虽然在爆炸后很久在附近的一些河外超新星周围发现了回声，但有针对性的搜索在历史上的银河系超新星区域没有发现任何回声。回声的发现可以让我们在位置和年龄上精确定位超新星事件，最重要的是，让我们在爆炸的直射光第一次到达地球几个世纪后获得回声光的光谱，以确定超新星的类型。在这里，我们报告的发现，三个微弱的新的可变表面亮度复杂的高表观自行指向明确的位置在大麦云（LMC）。这些位置对应于六个最小（也可能是最年轻）的超新星遗迹中的三个，被认为是由热核（Ia型）超新星造成的。利用这些回波弧的距离和自行，我们估计回波#2和#3的年龄分别为610年和410年。
2005-10-26 astro-ph
The sub-solar Initial Mass Function in the Large Magellanic Cloud
麦哲伦星云提供了一个独特的恒星形成区域，被视为明亮的电离气体星云，与明亮的年轻恒星协会有关。如今，哈勃太空望远镜的高分辨率观测允许检测最微弱的婴儿恒星，并且已经出现了我们矮邻居中的星团恒星形成的更完整的图片。我目前的结果，从我们的研究麦哲伦云，重点在年轻的低质量前主序星人口。我们的数据包括成像与高级相机的调查协会LH~95在大麦云，最深的观测与HST采取了这个星系。我讨论了我们的研究结果的初始质量函数，我们构建了前所未有的完整性下降到太阳系下的制度，作为恒星形成的结果，在低金属环境的LMC。
2008-10-12 astro-ph
The low-mass pre-main sequence population of the stellar association LH 52 in the Large Magellanic Cloud discovered with Hubble Space Telescope WFPC2 Observations
我们报告了在大麦云星云中的LH 52星协附近偶然发现的~ 500颗低质量候选PMS星。我们提出的证据表明，从HST/WFPC 2观测LH 52的CMD中看到的这些恒星的红色微弱序列只属于协会，并遵循几乎完美的等时线模型的PMS恒星的质量下降到~ 0.3 M太阳。我们发现这一特征在银河系中也有对应的特征，LH 52中PMS候选星的质量谱似乎对应于Salpeter IMF，其斜率为γ ~ -1.26，质量范围为0.8 - 1.4M_solar。
2005-12-05 astro-ph
Large-scale star formation in the Magellanic Clouds
在这篇文章中，我将介绍我们的项目的恒星星族分析和麦哲伦云（MC）的空间信息的现状。麦哲伦星云--特别是大麦哲伦星云，它的体积大，深度小（<300 pc）--是恒星形成理论模型的合适实验室和测试场。大麦哲伦星系和小麦哲伦星系的距离模数分别为18.5和18.9等，并且星系消光较小，因此可以详细研究它们的恒星组成，从最年轻的恒星群体（<2500万年）中最大质量的恒星到与H-α发射有关的低质量恒星，大约是太阳质量的1/10。本文利用宽带测光（U，B，V）方法，给出了超巨壳层SMC 1的观测结果。LMC 2显示不同的重叠年轻群体和N171周围的区域，其大而变化的颜色过剩，和LMC 4。这一最佳的SGS研究表明，一个年龄约为1200万年的同时代人口几乎没有年龄分布，与LMC 4中心的距离没有相关性。我将展示现有的数据与许多提议的场景不兼容，如SSPSF或中央触发器（如集群或GRB），而像旋转LMC的弓形冲击这样的大规模触发器可以完成这项工作。
2001-08-03 astro-ph
A Problem with the Clustering of Recent Measures of the Distance to the Large Magellanic Cloud
到大麦云（LMC）的距离一直是距离阶梯和所有星系距离的关键重要性，因此许多团体提供了许多方法和校准每种方法的各种方法来测量其距离模量（μ）。在2001年之前，许多指标的范围很广（大约18.1 < μ< 18.8），引用的误差线远小于差幅，因此一致的结论是，许多指标的不确定性主要是未被认识到的系统性问题。2001年，哈勃空间望远镜距离尺度重点项目（HSTKP）对早期的结果进行了广泛的分析，采用了距离模数为18.50 ± 0.10等的合理结论，社会上也普遍接受了这一广泛推广的数值。2002年之后，31篇独立论文向LMC报告了新的距离测量，这些测量紧紧围绕μ=18.50 mag。其中68%的测量值在18.50 mag.A的0.5-sigma范围内。Kolmogorov-Smirnov检验证明，该浓度偏离了预期的高斯分布，a >3。sigma概率水平这种集中是一个令人担忧的问题的症状。考虑的解释包括论文之间的相关性，误差线的普遍高估，以及跟风效应。本说明旨在提醒该领域的工作人员，这是一个应该解决的严重问题。
2007-09-28 astro-ph
An HST study of OB associations and star clusters in M101
本文研究了M101 = NGC 5457的大质量恒星含量、OB星协和星团。聚类算法产生79个推定的关联。它们的大小分布与麦哲伦星云M31和M33相似，平均大小约为90 pc。星协内恒星的V光度函数的斜率dlogN/dV = 0.60 +/- 0.05，而平均红化E（B-V）= 0.21等。利用色-星等图和色-色图进一步讨论了恒星含量。使用理论等时线估计年龄，范围在300万年至1400万年（+2百万年）之间。我们发现一个建议，在M101 OB协会的恒星IMF的质量上限可能是相当高的，相反的一些理论预期，在高金属丰度环境中的质量限制应该是较低的。在M101场中识别出41个候选星团和2个HII区核心星团，并将它们的综合光度特性与LMC和M33的星团系统进行了比较。大多数M101星团可能属于年轻的、人口众多的星团，就像在大麦哲伦星系中发现的那样。红色星团在这个领域很少见。在附录中，客观发现算法被应用于大麦云星云中最亮的恒星。
1996-06-08 astro-ph
Hubble Space Telescope observations of three very young star clusters in the Small Magellanic Cloud
利用空间望远镜成像光谱仪（STIS）对小麦哲伦星云（SMC）中的三个年轻星团进行了宽带成像和光学无狭缝光谱测量。MA 1796和MG 2以前被称为行星状星云，并在我们的哈勃太空望远镜（HST）调查中观察到。与HST的空间分辨率，我们表明，它们是H II区域，周围非常年轻的星团。第三个致密的H II区，MA 1797，是我们偶然观察到的，因为它落在MA 1796的同一框架内。有限的星云分析来自无狭缝光谱。我们发现MA 1796和MG 2是非常重的恒星形成区，c>1.4，这将它们定义为SMC中最重的光学发现的恒星形成区。MA 1796和MG 2非常紧凑（直径小于1 pc），而MA 1797的直径约为3 pc，与SMC中已知的超紧凑H II区域相似。对恒星进行了分析，并从巴尔末减量导出了恒星的近似红化改正。对它们的恒星含量和电离辐射的有限分析表明，这些紧凑的H II区域被小星团电离，这些星团中最热的恒星大多数是B0类。这些非常紧凑，非常红，并可能非常密集的H II区域在SMC提供洞察力在最近的恒星形成情节在一个非常低的金属丰度星系。
2003-08-14 astro-ph
The Central Region of M83
我们将VLT/ISAAC近红外光谱与存档的HST/WFPC 2和HST/NICMOS成像相结合，以研究M83的中心20“x20”。我们的近红外指数在环核星爆区域的集群是不一致的简单的瞬时爆发模型。然而，一个单一的爆发分散在一个持续时间为600万年的模型很好地拟合数据，并提供了最清晰的证据，沿着恒星形成弧的年龄梯度，最年轻的集群最接近东北尘埃带。长缝运动学没有证据支持先前关于第二个隐藏质量浓度的说法，尽管我们确实观察到了与尘埃带边缘激波存在一致的分子气体速度变化。
2008-01-08 astro-ph
The MACHO Project Hubble Space Telescope Follow-Up: Preliminary Results on the Location of the Large Magellanic Cloud Microlensing Source Stars
我们试图通过研究微透镜源星的HST色星等图（CMD）来确定是否从LMC的平均人口或从LMC后面的人口中提取的MSO微透镜源星。本文给出了8颗LMC微透镜源星及其周围场的WFPC 2 HST测光结果。微透镜源星的识别是通过使用差分图像分析（DIA）在地基的CAMO图像中获得精确的质心，然后将DIA坐标转换到HST坐标系来实现的。我们详细考虑了一个模型的基础上提出的Zhao，Graff和Guhathakurta的源星的背景人口。在这个模型中，源星有一个额外的红化<E（B-V）> = 0.13等，距离模略<Delta mu>大于平均的大麦哲伦星群~ 0.3等。我们还研究了一系列的源星模型，不同的相对比例的源星从平均和背景人口和位移的背景人口从LMC。由于分析的事件数量较少，不同模型的概率分布相当平坦。浅极大值出现在LMC中源星的分数s_LMC ~ 0.8处。这与观测到的微透镜事件中有很大一部分是由于银河系晕中的透镜的解释是一致的，但并不完全排除其他模型。
2001-01-03 astro-ph
Young star clusters in the Large Magellanic Cloud: NGC 1805 and NGC 1818
我们提出了两个丰富的（~10^4 Msun）大麦云星团的年龄~10^7年，从光学和近红外数据构建的颜色星等图与哈勃太空望远镜。这些数据是HST项目的一部分，该项目旨在研究具有不同年龄的LMC集群。在本文中，我们调查了年轻星团的大质量恒星含量，并确定了星团的年龄和金属丰度，特别注意Be星和蓝离散星的人口和年龄传播的证据。我们将我们的数据与详细的恒星星族模拟进行比较，以研究2500万年恒星系统的关闭结构，突出了蓝离散现象的复杂性。
2000-12-18 astro-ph
HST study of the Stellar Populations within 30 pc of SN 1987A
利用HST-WFPC 2多波段图像研究了大麦云云SN 1987 A周围30 pc区域内的恒星星族。每颗被探测到的恒星的有效温度、光度和红化都是通过将测量到的宽波段星等与用模型大气计算的星等相拟合来确定的。由此产生的HR图揭示了年龄在1到1.5亿年之间的恒星的存在，叠加在一个更古老的领域人口。该区域中最年轻的恒星似乎是金牛T星，其特征是强烈的阿尔法过剩。恒星形成速率在过去8个Gyr中呈单调增加的趋势，目前恒星形成活动仍然很高。低质量和高质量的年轻恒星具有不同的空间分布。后者强烈地集中在超新星附近，而前者则更均匀地分布在场上。因此，质量函数在几个秒差距的尺度上变化。然而，在整个区域上求平均值，可以定义初始质量函数，该初始质量函数很好地符合斜率α <-2.55的幂律。讨论了由于金牛T星识别的不完全性而引起的IMF的不确定性。
1999-08-13 astro-ph
Bright Stars and Recent Star Formation in the Irregular Magellanic Galaxy NGC2366
本文利用CCD BVR测光方法讨论了Im星系NGC2366的恒星含量。三颗最亮的蓝色和红色恒星被用来估计它的距离，得到的巴卢为2.9 Mpc。根据积分色指数和星系各区的色星等图讨论了年轻恒星星族的空间分布。一个广义的恒星形成爆发似乎发生在大约5000万年前。最年轻的恒星优先形成在酒吧的西南部，那里是巨大的HII复合体NGC 2363，更年轻，更蓝。在它的一个极端中，棒似乎起着有利于恒星形成的作用。然而，自我传播似乎并没有引发大规模的恒星形成。在银河系的东部也发现了一个由非常年轻的恒星组成的小区域。
1995-04-12 astro-ph
Central Stars of Planetary Nebulae in the Large Magellanic Cloud: A Far-UV Spectroscopic Analysis
利用远紫外光谱探测器（FUSE）观测了大麦云云（LMC）中7颗行星状星云（CSPN）的中心恒星，并结合哈勃空间望远镜（HST）的紫外和光学光谱对这些光谱进行了基于模型的分析，以确定恒星和星云的参数。大多数物体都表现出风的特征，它们的有效温度范围为38至60 kK，质量损失率约为5 x 10 ^-8 Msun/yr。其中5个天体具有典型的LMC丰度。其中一个天体（SMP LMC 61）是一颗[WC 4]星，我们将其光谱与[WC]类典型的He/C/O富丰度相拟合，发现其大气层缺铁。大多数天体的星云中都有非常热的（T ~> 2000 K）氢分子，这可能表明它们的环境受到了冲击。其中之一（SMP LMC 62）也显示OVI 1032-38星云发射线，很少在PN中观察到。
2004-04-19 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
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
Star Counts From HST: Implications for Dark Matter
哈勃太空望远镜（HST）的恒星计数探测了四个对暗物质很重要的种群：盘、晕、核球和星系际。当质量M<0.6 Msun时，圆盘质量函数下降，这与通常假设的上升萨尔皮特函数形成鲜明对比。因此，“暗物质”的数量比通常认为的要低，这意味着需要盘暗物质。晕星只占暗物质的百分之几。盘和晕共同贡献不超过10%的观测到的微透镜光学深度朝向大麦云云。凸起光度函数类似于下至$M_V ~ 10$的盘的光度函数。如果这种相似性持续到主序带的底部，那么凸起微透镜事件只能由大量的棕矮星来解释。本星系群中的星系际恒星的密度比本星系晕的密度至少低$10^{-3.5}$。
1996-11-22 astro-ph
The `Papillon' nebula: a compact HII blob in the LMC resolved by HST
我们提出了LMC紧凑HII区域N159-5的高空间分辨率HST成像。这个高激发的斑点被揭示为一个“乳头状”或蝴蝶状的电离星云，“翅膀”之间的距离约为2.3”（0.6 pc）。两个亚弧秒的功能类似于一个“烟圈”和“球状”的翅膀，其起源进行了简要的讨论。N159-5可能代表了麦哲伦星云中一种新的HII区，但由于空间分辨率不足而被忽视。我们的图像还显示了巨大的HII区域N159中的Papillon周围惊人的湍流介质，这表现为大量的亚弧秒细丝，弧，脊和N159复合体中大质量恒星的恒星风在电离气体中雕刻的锋面。
1999-07-12 astro-ph
Testing Stellar Population Models with Star Clusters in the Large Magellanic Cloud
我们提出了高的S/N集成光谱的24个星团的LMC使用FLAIR光谱仪在英国施密特。为了检验简单恒星星族（SSP）模型的定标，这些光谱已被放置到Lick/IDS系统上。我们将SSP预测的团簇金属丰度与文献中的Ca三重态值进行了比较，发现在-2.10 < [Fe/H] < 0.然而，镁指数系统地预测了比铁更高的金属含量，对此的可能解释之一是LMC簇具有[α/Fe] > 0。我们提出了11个集群的金属丰度没有以前的测量。的SSP年龄的集群（从巴耳末线）与文献数据的比较显示出良好的协议的大多数。这包括我们样本中的六个古老的球状星团，它们的年龄与它们的HST CMD关闭相一致。然而，两个星系团，NGC 1754和NGC 2005，具有H β线强度，这导致它们的HST CMD年龄太年轻（在3 σ时分别为~8和~6 Gyr）。这些集群的水平分支（HB）形态和巴耳末线之间的比较表明，蓝色HB增加了他们的巴耳末指数高达~1.0埃。我们的结论是，舔/IDS指数，与当代SSP模型结合使用，能够重现的年龄和金属丰度的LMC集群放心。然而，SSP模型年龄得出的贫金属球状星团是模糊的HB形态（删节）的先验知识。
2002-06-06 astro-ph
EROS differential studies of Cepheids in the Magellanic Clouds : Stellar pulsation, stellar evolution and distance scale
我们提出了一个差分研究的500麦哲伦造父变星与300万测量作为副产品的EROS微透镜调查。数据集是无偏的，并提供了一个很好的基础LMC和SMC之间的差异分析。我们研究了造父变星的脉动性质作为金属丰度的函数，以及它们对恒星脉动、恒星演化理论和不透明度的限制。此外，我们的经验分析表明，金属丰度对周期-光度关系有很小的影响，这对最近基于HST观测的造父变星在远至室女星系团的星系中的距离估计具有重要意义。当造父变星因金属性而产生的色移被解释为在确定目标星系的真实距离模时变红时，就会产生系统误差。考虑到这一误差，使得低H_0值（Sandage et al.）高H_0（Freedman等）值更低，使这些不一致的估计值在$H_0 \approx 70$ km/s Mpc^{-1}附近一致。
1996-12-22 astro-ph
The Evolution of C/O in Dwarf Galaxies from HST Fos Observations
利用FOS观测了不规则星系H Ⅱ区的O Ⅲ] 1666 A和C Ⅲ] 1909 A辐射，测量了这些星系的C/O丰度比。我们观察到在-4.7 < log（O/H）<-3.6的范围内C/O随着O/H的增加而连续增加。一种解释是，最贫金属的星系是最年轻的，主要是由大质量恒星早期富集的产物，而更多的金属丰富的星系显示增加，延迟的贡献C从中等质量的恒星。然而，最近的大质量恒星的演化模型，包括质量损失表明，产量的C相对于O可能会增加与金属;新的化学演化模型的太阳附近占这预测的C/O丰度的演变类似于在贫金属星系中观察到的。在不规则星系中，C/N比随O/H的增加而稳定增加，而在太阳邻星和H II区则小得多。这可能表明，银河系中大部分N的产生与C的产生是分离的。
1994-11-02 astro-ph
Metallicity and Physical Conditions in the Magellanic Bridge
利用位于麦哲伦桥内的两颗早型星和一颗位于桥后的类星体的HST/STIS E140 M和FUSE光谱，对麦哲伦桥（RA> 3 h）内的扩散气体进行了新的分析，得到了桥内气体的HI（由Lyα得到）、NI、OI、ArI、Si II、SII和Fe II的柱密度。使用原子种类，我们确定了麦哲伦桥的第一气相金属丰度，[Z/H]=-1.02+/-0.07朝向一个视线，和-1.7<[Z/H]<-0.9朝向另一个视线，比现在的SMC金属丰度小2倍或更多。使用金属丰度和N（HI），我们表明，沿着我们的三条视线的桥气体是约70-90%的电离，尽管高HI柱，logN（HI）=19.6-20.1。正在进行的电离的可能来源当然是桥内的热恒星，热气体（通过OVI吸收揭示），以及SMC和LMC泄漏的光子。根据对CII* 的分析，我们推断桥的整体密度一定很低（<0.03-0.1 cm^-3）。我们认为，我们的研究结果与其他最近的观测结果相结合，应该激励SMC-LMC-星系系统的演化的新模型。
2008-01-16 astro-ph
Deep HST Imaging of IC 1613. I. Variable Stars and Distance
我们提出了WFPC 2 VI测光的一个领域的晕IC 1613，发现13 RR天琴座和11造父变星。利用我们对红巨星支尖和红团的测光结果，得到了与IC 1613的距离，它们彼此一致，并与基于变星的距离一致。我们将这些值与麦哲伦云的类似测量距离进行比较，并且能够通过要求四种技术的一致相对距离测量来测量RR Lyrics和Cepheid距离的金属丰度依赖性。对于[Fe/H] = -1.3（天琴座RR）和-1.0（造父变星）的金属丰度，我们发现天琴座RR的斜率相对较陡，为0.34 +/- 0.20星等/dex，造父变星的斜率较浅，为-0.07 +/- 0.16星等/dex，这两个值都在文献中的理论和经验结果范围内。我们发现，依赖于年龄的红团的绝对星等，除了金属丰度，需要产生自洽的相对距离IC 1613和麦哲伦云。采用这样的一个红团校准和自洽校准的其他三个距离指标，我们发现，所有三个对象的距离是非常一致的。我们对IC 1613的最佳距离模数是mu_0 = 24.31 +/- 0.06，对应于730 +/- 20 kpc的距离。这个距离产生的RR天琴座绝对星等为MV = 0.61 +/- 0.08。
2000-12-06 astro-ph
The Physical Properties and Effective Temperature Scale of O-type Stars as a Function of Metallicity. I. A Sample of 20 Stars in the Magellanic Clouds
我们已经获得了HST和地面观测的样本20 O型星在LMC和SMC，包括六个已知的最热的大质量恒星（亚型O2-3）在R136集群。总的来说，这些数据包括：（a）HST紫外光谱，用于测量恒星风的终极速度;（b）高信噪比的蓝光数据，其中发现了主要的温度和重力敏感光球线;（c）无星云H-α剖面，提供了质量损失率。然后，使用线覆盖的非LTE大气代码FASTWIND来确定该恒星样本的物理参数。我们发现，在我们分析的大多数恒星的氢，他我，和他II线的合成线配置文件之间的良好协议，三个例外的证据表明，最初解决光谱双星或光谱复合材料。一个这样的系统显然是一个O3 V+O3 V食双星，并计划进行后续的径向速度研究，以获得开普勒质量。虽然我们没有使用它们来约束拟合，但也发现He I $λ3187$和He II $λ3203$在近紫外线下的线具有良好的一致性，我们计划在未来的研究中利用这些一致性。我们的有效温度相比，最近获得的Repolust，普尔斯和Herrero的银河系恒星样本使用相同的技术。我们发现，麦哲伦云样品是3000 - 4000 $^\circ$ K比银河系的同行为早期通过中期O的热。这些较高的温度是风排放，风覆盖，金属线覆盖在较低的金属丰度的重要性降低的结果。
2004-02-26 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
