An Atlas of FUSE Sight Lines Toward the Magellanic Clouds
我们提出了一个图集的57大麦云（LMC）和37小麦哲伦云（SMC）的观测获得的远紫外光谱探测器（FUSE）卫星。该图集以约15 km/s的分辨率突出显示了12条星际吸收线跃迁。这些转变涵盖了广泛的温度，电离状态和丰度。包括OVI，探测热（T~3x10^5 K）电离气体; CIII和FeIII，探测热（T~10^4 K）电离气体; SiII、PII、CII、FeII和OI，热中性气体;以及六种不同的分子氢跃迁，跟踪冷（T<=500 K）气体。我们包括施密特Halpha CCD图像的区域周围的每个视线显示附近的温暖的电离气体的形态，随着连续图像附近的每个FUSE光圈位置。最后，我们提出了几个初步的科学结果来自这个数据集的星际介质的麦哲伦云和星系晕。
2001-10-23 astro-ph
Extinction in the Large Magellanic Cloud
我们提出了一个灭绝的大麦云云（LMC）的地图，使用204,502颗恒星从2微米全天巡天点源目录。我们首先使用NICE方法来确定红化分布，\ehk和\ejh，我们将其与HI分布进行比较，以找到$\ejh/\ehk=1.20\pm 0.04$的近红外红化规律。用NICER方法得到了LMC的可见消光图（$\sim 6^\circ\times 6^\circ$），在4弧分分辨率下，平均值为$\av=0.38$ mag.通过比较NICER消光图和NANTEN $^{12}$ CO观测值，我们得到了LMC CO到H的$_2$转换因子$\x{LMC}$，与巨分子云的维里化假设无关.在$\av>1$ mag和$^{12}$ CO排放为$\ge$ 2 \counits的区域，我们测量$\x{LMC}=9.3\pm 0.4\times 10^{20} \xunits$。在相同区域，LMC含有总分子量为$(4.5\pm 0.2)\times 10^7 \msun$的物质。
2007-03-15 astro-ph
FUSE Measurements of Far Ultraviolet Extinction. II. Magellanic Cloud Sight Lines
我们提出了一个消光分析的9个路径通过LMC和SMC的基础上FUSE的观测。到目前为止，只有两个LMC视线探测尘埃颗粒成分和大小分布在云中使用光谱，包括波长短至950 A。我们补充这些结果，从4个地区区分其IR通过UV消光曲线和分组为LMCAvg，LMC 2，SMC酒吧和SMC翼。尽管银河系和麦哲伦云消光的不同特征，我们的结果通常类似于银河系曲线中发现的，每个消光曲线的FUSE部分被FM曲线描述得相当好，FM曲线只适合于较长的波长数据，缺乏任何戏剧性的新的消光特征，任何偏离CCM形式主义的情况都持续到FUV波长。对这些曲线的MEM分析表明，LMCAvg和SMC机翼瞄准线需要的灰尘中硅和/或碳比当前丰度测量所允许的要多，而LMC 2和SMC杆瞄准线的要求并不完全加重可用储层的负担。这种分析的中间产物是测量麦哲伦星云中新的H_2丰度。综合考虑具有显著H_2柱密度的云视线，E（B-V）/N（HI）比相对于银河系平均值减小了显著的因子，而相应的E（B-V）/N（H_2）值更接近于银河系的对应值。这些趋势反映了这样一个事实，即在这些视线f（H_2）-值低于那些常见的银河系中的路径具有类似程度的红化。
2005-05-19 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
Bump Cepheids in the Magellanic Clouds: Metallicities, the Distances to the LMC and SMC, and the Pulsation-Evolution Mass Discrepancy
我们利用非线性脉动模型再现所观察到的光和颜色曲线的两个样本的凹凸造父变星，19个从大麦云和9个从小麦哲伦云。这种分析确定了恒星样本的基本参数质量、光度、有效温度、金属丰度、距离和红化。光变曲线形状单独用于确定金属丰度是这里介绍的一种新的建模技术。这两个样品的金属丰度、距离和红化分布与文献中相似的恒星星族的分布一致。大麦云的距离模数为18.54 $\pm$ 0.018，小麦哲伦云的距离模数为18.93 $\pm$ 0.024。LMC和SMC的造父变星平均金属丰度分别为$Z = 0.0091\pm0.0007$和$0.0050\pm0.0005$。来自脉动分析的质量显着小于恒星演化模型预测没有或轻度对流核心过冲。我们表明，这种差异不能占我们的输入不透明度或质量损失物理的不确定性。我们解释所观察到的质量差异增强内部混合在附近的对流核心在主序列的寿命，并发现，过冲参数$Λ_{c}$上升从0.688 $\pm$ 0.009H_p在平均LMC金属丰度0.746 $\pm$ 0.009H_p在SMC。
2006-01-10 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
The Magellanic Clouds Photometric Survey: The Large Magellanic Cloud Stellar Catalog and Extinction Map
我们提出我们的目录U，B，V，和I恒星测光的中央64平方米。°的大麦云云的面积。内部和外部的天体测量和光度测试，使用现有的光学测光（U，B，V从梅西的明亮的恒星目录和我从近红外巡天DENIS）被用来确认我们的观测不确定性估计。我们适合恒星大气模型的光学数据检查的一致性测光个别恒星的通带和估计的视线消光。最后，我们使用估计的视线距离来产生横跨大麦云云的消光图，确认消光的变化作为恒星星族的函数，并产生一个简单的几何模型作为恒星星族的函数的消光。
2004-06-30 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
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
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
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
The Magellanic Clouds Photometric Survey: The Small Magellanic Cloud Stellar Catalog and Extinction Map
我们提出我们的U，B，V和I恒星测光的中央18平方米的目录。小麦哲伦星云的一部分。我们结合我们的数据与2 MASS和DENIS目录提供，当可用时，通过K_S的恒星数据的U。利用现有的光学光度学（来自梅西亮星表的U、B和V;来自OGLE微透镜数据库的B、V和I以及来自近红外巡天DENIS的I）进行内部和外部天体测量和光度学测试，以确定观测不确定度和识别系统误差。我们适合恒星大气模型的光学数据检查的一致性测光个别恒星的通带和估计的视线消光。最后，我们使用估计的视线距离来制作一张小麦哲伦星云的消光图，并研究消光的性质与恒星星族的关系。
2001-10-30 astro-ph
A "pulsational" distance determination for the Large Magellanic Cloud
本文给出了大麦云星云中14颗RR型天琴座星B、V光变曲线的理论模拟结果。样品中含有7个基波和7个一阶泛音，金属丰度范围为-2.12 ~-0.79dex，平均值为-1.54dex。质量，固有的光度，有效温度，和reddenings来自拟合高精度的多波段光变曲线可用于这些RR天琴座恒星的非线性对流脉动模型。每个变量的距离模数都被确定，它们导致大麦云云的平均距离模数为（m-M）o= 18.54 +/-0.02（sigm= 0.09等，平均值的标准差），与“长”天文距离尺度非常一致。
2005-02-11 astro-ph
SDSS Quasars and Dust Reddening
斯隆数字巡天可以用来探测和表征红色和变红类星体。在Richards等人（2003年）的研究中，我们发现6%的SDSS类星体具有红色，这与小麦哲伦云（SMC）的消光曲线相似，这与明显的尘埃红化一致。我们估计，在我们的星等有限的SDSS样本中，还缺少10%的发光类星体。最近的工作（霍普金斯等人，在准备中）证实了这样的结论，即尘埃变红是SDSS类星体在颜色分布的红尾的主要解释。将正交的一阶和二阶多项式拟合到SDSS类星体光度测量中，可以测量每个物体的UV/光谱的斜率和曲率。斜率与曲率分布沿SMC样红化预测的轴延长，而LMC或MW样红化预测的轴提供明显较差的拟合。使用较小的SDSS/2MASS匹配样本扩展到较长波长，证实了这一结果具有高度显著性。
2003-12-10 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
ORFEUS II echelle spectra : H_2 measurements in the Magellanic Clouds
在哥白尼卫星发射20多年后，ORFEUS再次允许通过FUV吸收光谱法研究扩散星际介质中的分子氢。这一次，麦哲伦星云中的目标也被观测到，这是第一次在银河系盘外的贫金属环境中对冷H_2进行研究。本文介绍了沿HD 269698（Sk 67 166）、HD 269546（Sk-68 82）和HD 36402（Sk 67 104）视线方向对大麦哲伦星云气体中H_2的新测量结果，并对ORFEUS在麦哲伦星云中的H_2测量结果进行了总结。在七条视线上，我们研究了N（H Ⅰ），N（H_2），E（B-V）之间的相关，并与银河系盘中H_2的观测结果进行了比较。我们发现H_2的丰度相对于总气体量来说是很低的，并推测分子形式的氢的分数受到麦哲伦云较低的尘埃含量的限制。
2000-05-12 astro-ph
Tiny-Scale Molecular Structures in the Magellanic Clouds (Part 1)
我们报告了HD和CO分子的{ \small FUSE}探测{ \bf在朝向三颗大麦哲伦星的视线上}：Sk $-$ 67 D 05，Sk $-$ 68 D135和Sk $-$ 69 D246。HD也是第一次被探测到{ \bf在两颗小麦哲伦云恒星的视线上}：AV 95和SK 159。虽然HD和CO的丰度预计将较低的大麦云的分子分数的三分之一的银河系的值和那里的光解通量高达数千倍大，我们报告的平均HD/H $_2$比为1.4 $\pm$ 0.5 ppm和CO/H $_2$比范围从0.8至2.7 ppm类似的银河系的。我们暂时确定了一个氘水库（以下D-水库）对小麦哲伦云，沿光路AV 95。我们得到的D/H比范围为1。10 $^{-6}$至1.1 10 $^{-5}$。
2004-04-02 astro-ph
Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer Observations of a Supernova Remnant in the Line of Sight to HD 5980 in the Small Magellanic Cloud
我们报告了小麦哲伦星云（SMC）中超新星遗迹SNR 0057 - 7226的远紫外吸收的探测。在LBV/WR恒星HD 5980的远紫外光谱探测器（FUSE）光谱中可以看到这种吸收。O VI 1032和C III 977的吸收速度相对于银河系吸收线为+300 km/s，相对于SMC吸收线为+170 km/s。O VI 1038管线被H_2吸收污染，但存在。这些谱线在Sk 80的FUSE光谱中看不到，距离HD 5980仅约1'（约17 pc）。在FUSE光谱中没有看到来自SNR的蓝移OVI 1032吸收。SNR中的OVI 1032线由具有FWHM=75 km/s的高斯很好地描述。我们发现log N（O VI）=14.33-14.43，这大约是SMC中剩余O VI柱的50%（不包括SNR），并且大于沿这条视线的银河系晕中的O VI柱。SNR吸收的N（C IV）/N（O VI）比在0.12-0.17的范围内，类似于在银河系盘中看到的值，并且低于晕值，支持SNR产生接近银河系平面的高度电离气体的模型，而其他机制发生在晕中。N（C IV）/N（O VI）的比例也低于SMC的比例沿这条视线，这表明其他机制有助于创建全球热电离介质在SMC。O VI，C IV和Si IV表观柱密度分布表明存在多相壳层，然后是温度较高的气体区域。
2001-08-02 astro-ph
Reddening of microlensed LMC stars vs. the location of the lenses
我们提出了一个观测测试，可以打破两个主要类别的微透镜模型麦哲伦云的简并：（a）透镜位于星系晕，（b）透镜位于大麦哲伦星系盘。在后一种（自透镜）模型中的源星往往位于大麦哲伦星云盘的远端或后面，因此在大麦哲伦星云盘中的尘埃比在附近视线中的普通恒星经历更多的变红和消光。显然，这种偏差不会发生在男性光晕透镜模型。我们表明，这种变红效应是在一个水平上容易观察到的目前30个左右的微透镜警报领域，无论是从一个良好的看到网站的多波段测光，或更明确地与紫外线（UV）光谱与空间望远镜成像光谱仪（STIS）。大麦哲伦星云尘埃层后面的恒星应该是紫外线微弱的天体（比大麦哲伦星云中的平均恒星多1等）。HST还可以在透镜源的几个弧秒内分辨出许多暗淡的邻近恒星，从而消除这些拥挤区域的混合，并建立一个变红的地图来控制尘埃的斑块。
1999-10-25 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
On the calibration of the COBE/IRAS dust emission reddening maps
在这项工作中，我们研究了银河系低纬度（|b| <25）、中纬度（包括麦哲伦云周围）和高纬度（南极帽）早型星系核区的光谱特性（3600 - 6800 A）。我们确定的E（B-V）红化值的星系匹配其连续分布相对于那些无红化光谱星系模板相似的恒星星族。我们还比较了每个星系的光谱红化值与其视线内100 μ m尘埃辐射（E（B-V）_{FIR}）的红化值，发现在E（B-V）=0.25的范围内是一致的。超过此极限E（B-V）_{FIR}值较高。考虑到E（B-V）\approx 0.7的数据，我们推导出光谱E（B-V）值和Schlegel等人之间的校准因子为0.016。’s（1998）opacities.通过将这一结果与使用膨胀巨星作为探测器在银河系中心10度范围内建立的A_K消光图相结合（Dutra et al. 2003），我们将尘埃排放红化图的校准扩展到低银河系纬度，降至|b| =4和E（B-V）= 1.6（A_V \approx 5）。根据这一新的校准，必须对COBE/IRAS尘埃排放红化图应用约0.75的乘法因子。
2003-06-29 astro-ph
Interstellar O VI in the Large Magellanic Cloud
我总结了远紫外光谱探测器（FUSE）对12个早期型恒星在大麦云（LMC），最近的盘星系银河系的OVI吸收观测。在所有12颗恒星中都可以看到LMC O VI，其性质（平均柱密度，运动学）与银河系晕非常相似，尽管LMC中的O/H比低约2.5倍。视线投射到已知的LMC超级气泡显示在OVI柱密度相比，视线朝向静止区域的LMC几乎没有增强。O-VI吸收从与大体积LMC气体相关联的相应低电离吸收位移约-30 km/sec。的LMC O VI最有可能出现在一个垂直延伸的分布，我讨论的背景下，由辐射冷却热气体的晕的测量。在这种情况下，大麦哲伦星系盘一侧的质量流率是1太阳质量/年的量级。
2001-09-14 astro-ph
Large Magellanic Cloud Bump Cepheids: Probing the Stellar Mass-Luminosity Relation
我们提出的非线性脉动模拟的结果，20凹凸造父变星在LMC。通过获得一个最佳的拟合所观察到的V，R O光变曲线，我们已经放置了严格的限制恒星参数的M，L，Teff和数量的距离模量和红化。我们描述了中等质量恒星核氦燃烧的质光关系。质量-光度关系主要取决于恒星内部在主序星寿命过程中的混合程度。我们的样本是显着更明亮的经典恒星演化模型，不包括扩展到对流核心的预测。在对流核心超调的范例下，我们的数据意味着$Λ_c$为0.65 $\pm0.03l/H_p$。我们推导出LMC距离模量为18.55 $\pm$ 0.02。
2002-06-13 astro-ph
Limits on Reddening and Gas-to-Dust Ratios for Seven Intermediate Redshift Damped Ly-alpha Absorbers from Diffuse Interstellar Bands
本文给出了在红移范围0.091<z<0.524，采样20.3<log[N（HI）]<21.7的七个阻尼Ly-alpha吸收体（DLAs）中六个弥散星际带（DIB）的等效宽度测量和极限。在七个DLA中仅在一个DLA中检测到DIB，该DLA具有最高的变红和金属性。根据银河系DIB-N（HI）关系，7个DLA中有4个的6284 DIB等效宽度上限是银河系中观测到的6284 DIB等效宽度的4-10倍，但与麦哲伦云中的不一致。假设银河系的DIB-E（B-V）关系，我们确定在我们的样本中的DLAs的红化上限。基于E（B-V）极限，上述四个DLA的气尘比N（HI）/E（B-V）至少是银河系ISM的5倍。另外两个DLA的比率至少高出几倍。对红化的最佳约束来自于5780和6284 DIB的上限，其对于七个DLA中的四个产生E（B-V）<0.08。我们的研究结果表明，在DLAs，与尘埃有关的量，如变红和金属含量，似乎有一个更大的影响DIB的强度比HI气体丰度;有机分子可能负责DIB在DLA选定的视线是相对于视线在银河系中的类似高N（HI）的不足。关于天体生物学的研究，这可能对红移星系中有机分子的丰度有影响。然而，由于观察到DLA具有低变红，选择偏差可能在DLA中DIB的明显丰度不足中起作用。
2008-05-15 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
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
The Influence of Stellar Wind Variability on Measurements of Interstellar O VI Along Sightlines to Early-Type Stars
FUSE任务的一个主要目标是了解银河系和麦哲伦云的星际介质中O VI离子的起源。沿着OB型恒星的视线，这些星际成分通常与O VI型恒星风剖面混合，其形状经常变化。为了评估这种随时间变化的混合对星际O VI线测量的影响，我们对银河系和大麦云星云中的OB型恒星进行了一次小型的重复观测调查。这些稀疏的时间序列由2-3个观测数据组成，间隔从几天到几个月不等，表明风的变化通常发生在O VI（50颗恒星样本的60%），就像它确实在其他共振线中一样。然而，在星际O VI $λ$ 1032区域，O VI $λ$ 1038风只在$\sim$ 30%的情况下变化。通过研究表现出大幅度变化的情况下，我们得出结论，星风的变化{ \em一般}介绍了沿银河系视线的单个星际O VI组件可以忽略不计的不确定性，但可能导致在更广泛的组件或混合组件的测量，如那些通常观察到的朝向恒星在大麦云的巨大误差。由于恒星O VI线中的离散吸收成分可能会造成污染，因此应小心处理终极速度大于或等于双重分离（1654 km/s）的恒星。
2001-06-29 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
VLT/UVES Observations of Interstellar Molecules and Diffuse Bands in the Magellanic Clouds
利用VLT/UVES获得的7颗SMC星和13颗LMC星的光谱，讨论了麦哲伦星云（MC）中CH、CH+和CN的丰度。在3颗SMC星和9颗LMC星上检测到CH和/或CH+;在2颗星上检测到CN。在MC中，CH/H2比在某些视线上与弥漫的银河系分子云相当，但在其他视线上要低10-15倍。因此，MC中CH的丰度似乎取决于当地的物理条件，而不仅仅是金属丰度。观测到的MC中CH柱密度与CN、CH+、Na I和K I柱密度之间的关系与我们银河系中观测到的趋势基本一致。使用现有的数据旋转人口的H2，我们估计温度，辐射场强度，和本地氢密度的扩散分子气体。假设CH是通过稳态气相反应产生的，从N（CH）估计的密度要高得多;假设CH是通过（尚未确定的）过程（ES）负责观察到的CH+，发现更好的一致性。UVES光谱还揭示了来自MC中5780、5797和6284 A处的弥漫星际带的吸收。平均而言，与在具有相似N（H I）的银河视线中观察到的DIB相比，这三个DIB弱7-9倍（LMC）和约20倍（SMC），并且相对于E（B-V），弱2-6倍N（Na I）和N（K I）。然而，对几个"C2 DIB“的探测，其强度与银河系的视线相似，表明没有单一的、统一的比例因子（例如，一个与金属性有关）适用于MC中的所有DIB（或所有视线）。（摘要删节）
2006-03-14 astro-ph
Starburst-like Dust Extinction in the Small Magellanic Cloud
最近的发现，在星暴星系的紫外尘埃消光是类似的小麦哲伦云（SMC）中发现的，促使我们重新调查的紫外（UV）消光中发现的SMC。我们已经能够通过仔细选择匹配良好的红色和未红色恒星对来显着改善以前的研究。此外，我们受益于改进的S/N的NEWSIPS IUE数据和更大的样本SMC明星现在可用。通过搜索IUE最终档案，我们只发现了四颗合适的早期类型恒星，它们明显变红，并且与比较恒星匹配良好。其中三颗恒星的灭绝非常相似。曲线与1/lambda大致呈线性，并且没有可测量的2175 A凸起。第四颗恒星的消光曲线有一个显著的2175 A凸起和较弱的远紫外消光。沿着所有四条视线的尘埃被认为是SMC的本地尘埃。没有明显的银河前景成分。前三颗恒星位于SMC Bar，它们的视线都穿过最近恒星形成的区域。第四颗恒星属于SMC翼，它的视线穿过一个更加安静的区域。因此，SMC中尘埃消光的行为支持尘埃性质对恒星形成活动的依赖。然而，其他环境因素（如银河系金属丰度）也必须是重要的。在大麦哲伦星云30 Dor区域的尘埃，那里有更多活跃的恒星形成，并不具有SMC尘埃的极端消光特性。
1998-01-31 astro-ph
Probing Galactic reddening with the 8620 A diffuse interstellar band
利用8620 A处弥漫星际带（DIB）的等效宽度与Munari（2000）报告的星际红化之间的相关性，GAIA可以直接追踪整个银河系的星际消光。我们通过模拟银河系恒星星族合成模型（Robin et al.2003）提供的恒星样本的RVS数据，检查了该方法在42个银河系方向上的星等和距离限制。模拟结果表明，在星等V~16的恒星RVS谱中可以探测到8620 A DIB的痕迹，其精度不仅可以追踪到星际介质的分布，还可以追踪到其运动学运动的径向分量，即视线中尘埃云质心的径向速度。
2004-11-16 astro-ph
A FUSE Survey of Interstellar O VI Absorption in the Small Magellanic Cloud
本文介绍了小麦哲伦星云（SMC）中18颗OB星的OVI 1031.93埃和1037.62埃吸收的FUSE测量结果。我们在每一条视线上都能探测到O VI。SMC中OVI柱密度的平均值为log <N（OVI）>=14.53。这个值比FUSE发现的银河系晕（垂直于银河系平面）log N_perp（O VI）=14.29的平均值高1.7倍，尽管SMC的金属丰度比银河系低得多。在靠近恒星形成区的视线范围内，特别是在SMC北部的NGC 346，SMC中的柱密度更高。在NGC 346之外的视线柱密度的标准偏差为+/-27%，比在银河系晕中看到的偏差略低。最低的O VI柱密度，log N（O VI）~14.3，发生在星系的中心区域和东南“翼”。即使这些低柱密度也与银河系的平均密度一样高，这表明SMC中存在大量的日冕气体。OVI吸收总是移动到比低电离气体的主要成分更高的速度。的O-VI线宽度比预期的纯热加宽。我们讨论了几种机制，可能能够解释所观察到的性质的热气体，包括超壳层，银河系喷泉，和以前剥离的SMC与银河系和大麦云云潮汐相互作用的气体的下落。如果喷泉产生热气体，每单位表面积的质量通量约为0.02 M_sun/yr/kpc 2。
2002-01-21 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
Evidence for dust reddening in DLAs identified through CaII H&K absorption
本文报道了在Sloan数字巡天（SDSS）数据发布3号类星体光谱中发现的31个Ca Ⅱ（H&K）3935，3970吸收线系统（0.84<z_abs<1.3）的新样品，并分析了它们的尘埃含量。钙吸收的存在以及MgII 2796、FeII 2600和MgI 2853谱线的测量导致我们的大多数系统是阻尼Ly-alpha（DLA）吸收剂的结论。吸收体静止坐标系中的复合光谱显示出明显的红化迹象。大麦哲伦云和小麦哲伦云的消光曲线提供了令人满意的拟合，最佳拟合E（B-V）为0.06，而银河尘埃消光曲线由于缺乏强2175 A特征而提供了较差的拟合。随CaII等效宽度的增加，含尘量有增加的趋势. Monte Carlo技术表明，在>99.99%的置信度下，变红的检测是显著的。在DLAs的子样本中发现大量的尘埃，这对研究宇宙的金属丰度演化和DLAs与高红移星系的关系有直接的影响。讨论了气尘比。我们的研究结果表明，至少~40%的CaII吸收系统被排除在星等有限的SDSS类星体样本作为相关的消光的结果，一个分数类似的上限推导出更高的红移从无线电选择的调查。
2005-05-02 astro-ph
N-body Simulations of the Small Magellanic Cloud and the Magellanic Stream
对小麦哲伦云（SMC）与银河系以及大麦云云（LMC）的引力相互作用进行了广泛的N体模拟。SMC被假定为一个棒星系，在相互作用之前，盘晕质量比为1，并由大量的自引力粒子建模，而银河系和大麦哲伦星系则由刚性球势表示。我们发现的最好的模型成功地再现了麦哲伦流（MS），以及麦哲伦流的主要对应物（主导臂），在麦哲伦云的对面，它模仿了在天空相应区域观察到的几个中性氢团的整体分布。由造父变星观测所提出的SMC棒沿视线方向的伸长已经部分地再现了，以及它在天空中的投影外观。该模型成功地解释了一些主要的趋势，在运动学的年轻人口在SMC酒吧和老年人口的SMC的“晕”，以及整体的速度模式的气体，年轻的恒星，和碳星在云间区域。
1995-03-27 astro-ph
High-velocity OVI in and near the Milky Way
远紫外线光谱探测器（FUSE）已经观测到超过350条银河系外目标的视线。其中大约有150个质量足以测量银河系及其附近的OVI吸收。在大约80%的视线中检测到高速OVI吸收，对于具有较高信噪比的视线，检测率上升。OVI几乎总是看到的方向与以前已知的HI HVC，包括HVC复杂的C，复杂的A，复杂的WD，麦哲伦流，和外臂。通过复杂的C几个视线的研究表明，OVI的吸收产生在导电界面之间的冷HVC和较热的周围介质，最有可能是围绕银河系的日冕。与麦哲伦流相关的OVI探测表明，这个热日冕的半径至少为50千秒差距。大约有一半的高速OVI的检测是在没有高速HI以前是已知的方向。其中一些可能与麦哲伦流有关，另一些可能代表本族气体。还有一些经常在低速吸收上显示为一个明显的翅膀;这些可能代表与银河喷泉有关的银河系外流，它们可能是河外HVC，或者它们可能是来自银河系中心的风。高速OVI的距离限制很少，但至少有一个云似乎比4 kpc更远。
2004-09-24 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
On the model of dust in the Small Magellanic Cloud
我们在这里提出的尘埃模型的小麦哲伦云酒吧计算的第一次与正规化的方法。核幔和/或复合颗粒（主要由硅酸盐和有机耐火材料制成）与硅纳米颗粒的简单混合物与以下内容一致：1）观察到的AzV 398消光（典型的SMC条视线），2）元素丰度，以及3）星际辐射场的强度。我们预测了模型的预期的非对称性和非对称性参数，这可以在未来的观测中进行检验。建议的尘埃模型也可以通过寻找预期的扩展红色发射来测试。
1998-12-29 astro-ph
A delta Scuti distance to the Large Magellanic Cloud
我们目前的结果，从一个良好的研究发现的盾牌座三角洲星在大麦哲伦星云。该变量的绝对星等是由银河系三角洲盾牌座恒星的PL关系和观测到的B、V、I光变曲线的理论模型确定的。这两种方法给出的LMC距离模量分别为18.46+-0.19和18.48+-0.15，恒星红化的一致值为E（B-V）=0.08+-0.02。我们还分析了在大麦哲伦星系OGLE II巡天中发现的24个Scuti三角洲候选者，以及Kaluzny et al.（2003，2006）在疏散星团LW 55和星系盘中发现的7个变星。我们发现LMC delta Scuti星定义了一个PL关系，其斜率与银河系delta Scuti变星定义的PL关系非常相似，并得出LMC的距离模为18.50+-0.22 mag.我们将从delta Scuti变星得到的结果与从LMC RR Lyrant星和造父变星得到的结果进行了比较。在观测的不确定性范围内，这三组脉动恒星产生非常相似的距离模数。这些模量都与大麦云云的“长”天文距离尺度一致。
2007-02-05 astro-ph
Stellar Populations in the Large Magellanic Cloud from 2MASS
我们提出了一个形态分析的功能丰富的2 MASS LMC颜色星等图，确定银河系和LMC人口和估计的LMC人口的密度。我们还提出了各种恒星星族的投影空间分布。根据CMD的形态特征与已知种群的预期位置、等时线拟合和预测空间分布分析，确定主要种群。沿着第一上升RGB和AGB的LMC人口进行量化。我们在$K_s=12.3\pm0.1$中找到RGB提示。初步的等时线分析是在酒吧和云的外部区域的巨大人口。我们没有发现显着差异的金属丰度和年龄之间的领域。观测到的LMC巨分支与CIT/CTIO系统中发表的轨道拟合良好，距离模量为$μ=18.5\pm0.1$，变红$E_{B-V}=0.15-0.20$，金属丰度$Z=0.004^{+0.002}_{-0.001}$，年龄为3-13 Gyr。对深度2 MASS工程数据的分析（暴露量为标准暴露量的六倍）得出了类似的估计。
2000-03-01 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
Kinematical Structure of the Magellanic System
我们回顾了我们对LMC和SMC运动学的理解，以及它们围绕银河系的轨道。视线的速度场的LMC和SMC已被映射与高精度使用数千个离散的轨迹，以及HI气体。LMC是一个旋转盘，其视角已经使用各种方法很好地建立。圆盘在圆盘平面上是椭圆形的。圆盘厚度根据示踪剂的数量而变化，从最老的到最年轻的数量，V/sigma的范围为2-10。对于SMC，旧的恒星星族居住在一个球状分布具有相当大的视线深度和低V/sigma。年轻的恒星和HI气体存在于一个更不规则的旋转盘中。基于运动学的质量估计表明，每个云都嵌入在黑暗的光环中。HST的自行测量表明，这两个星系在银河系周围的运动速度比以前认为的要快得多。这表明，对于一个典型的10^12太阳质量的银河系，云只是第一次经过我们。虽然银河系的质量越大，它的轨道就越有约束力，但这个轨道仍然与先前在麦哲伦流模型中所假设的轨道有很大的不同。因此，我们对麦哲伦星系的历史和麦哲伦流的形成的理解可能需要修改。自行数据的准确性不足以说明LMC和SMC是否彼此绑定，但绑定轨道确实存在于自行误差椭圆内。
2008-09-24 astro-ph
Cepheid Mass-Luminosity Relations from the Magellanic Clouds
OGLE数据库与Kurucz大气模型一起使用，以生成基本和泛音麦哲伦云造父变星的周期，有效温度和光度。佛罗里达脉动代码（线性湍流对流），然后用来计算这些恒星的质量，假设的平均组成（$X$ =0.716，$Z$ =0.010）的LMC和（$X$ =0.726，$Z$ =0.004）的SMC。基本造父变星的平均$M$ - $L$关系与每个麦哲伦云的第一泛音造父变星的关系密切匹配。SMC和LMC平均值$\Log M$ -$\Log L$关系都不是直线关系，但具有明显的曲率。鉴于距离和红化的不确定性，我们对这些量采用了三种不同的选择。基于到云的“长”距离尺度的结果给出了比“短”尺度更好的理论和观测之间的协议。目前所有的演化轨迹都系统地预测，对于给定的光度，质量要比我们观测得出的质量大，特别是在高端。此外，我们的研究证实，在SMC的低质量恒星的演化轨迹是不符合的观察，因为他们没有足够的蓝向延伸，没有足够深的不稳定带，或根本没有。直接从观测数据库中推断出的质量对进化计算产生了一种新的强有力的约束。
2001-04-10 astro-ph
Diffuse Interstellar Bands in NGC 1448
我们提出光谱VLT/UVES观测两个新兴的超新星，Ia型SN 2001 el和II型SN 2003 hn，在螺旋星系NGC 1448。我们的高分辨率和高信噪比的光谱显示在宿主星系的Ca II，Na I，Ti II和K I的原子线。在SN 2001 el的视线范围内，我们还在NGC 1448内探测到了十几个弥漫的星际带（DIB）。这些DIB的强度与低变红的银河系视线相当，尽管有一些变化。特别是，一个很好的匹配被发现与视线对西格玛型扩散云（HD 144217）。朝向SN 2003 hn的DIB明显较弱，并且这条视线也具有较低的钠柱密度。DIB的中心速度表明，向SN 2001 el的DIB与最强的星际Ca II和Na I成分密切相关，表明DIB优先产生于同一云中。5797和5780 DIB强度之比（r~0.14）表明，在SN 2001 el的DIB环境中有相当高的UV场。我们还注意到，使用多线拟合从钠线获得的消光估计与基于Ia型SN 2001 el颜色的红化估计一致。
2004-09-14 astro-ph
Dust-reddening and gravitational lensing of SDSS QSOs due to foreground damped Lyman-alpha systems
我们使用Sloan数字巡天数据Release 2类星体光谱来约束由阻尼Lyman α系统（DLAs）引起的尘埃红化。比较一个70视线的DLA样品的光谱指数分布与一个大的控制样品，没有发现证据的尘埃红化在z~3。我们对光谱指数变化的限制，|Delta（alpha）|< 0.19（3-sigma），对应于由于SMC样粉尘变红引起的颜色过量的极限，E（B-V）< 0.02 mag（3-sigma）。这与Fall、Pei及其合作者使用可用的小型类星体和DLA样本的早期研究不一致。DLA和控制星等分布的比较也揭示了>2-sigma的证据，表明有前景DLA的亮类星体过多和/或暗类星体不足。更高的等效宽度DLA给出更强的信号。我们将其解释为引力放大的特征，这是由于DLA的介入。
2004-09-06 astro-ph
A Reanalysis of theUltraviolet Extinction from Interstellar Dust in the Large Magellanic Cloud
我们已经重新分析了大麦云云（LMC）的紫外线（UV）消光使用的数据从IUE最终存档。我们的新分析利用了IUE NEWSIPS减少的改进的信号-噪声比，排除红化非常低的恒星，仔细选择匹配良好的比较恒星，并分析了银河系前景尘埃的影响。与以前的研究相比，30 Dor区域和LMC其余部分的平均消光曲线之间的差异减小了。我们发现有一组恒星的2175角很弱。位于或靠近超巨星壳LMC 2所占据的区域的隆起，位于30 Dor的东南侧。LMC 2内外的平均消光曲线在2175 Ang有非常显著的差异。但它们的远紫外线吸收率相似。虽然目前还不清楚LMC 2区域以外的灭绝是否可以用Cardelli，Clayton和Mathis（CCM）的关系拟合，但LMC 2附近的视线由于其弱的2175 Ang而不能用CCM拟合。疙瘩了虽然在LMC中看到的消光特性在银河系中看到的特性范围内，但在银河系中看到的UV消光特性与环境的相关性似乎并不存在于LMC中。
1998-11-03 astro-ph
The Distance to the LMC via the Eclipsing Binary HV 2274
介绍了大麦云云中食双星哈佛变星2274的UBV测光。Guinan等人（1998 a）计算了这个双星系统的恒星参数，他们给出了HV 2274的红化值E（B-V）= 0.083 +/-0.006和到大麦哲伦星系的距离模数mu_{LMC} = 18.42 +/-0.007。Udalski等人（1998）也测定了该系统的红化，发现E（B-V）= 0.149 + 1 - 0.015。与Udalski等人（1998）B和V光度法Guinan等人。（1998 b）得到E（B-V）= 0.120 ± 0.009和mu_{LMC} = 18.30 ± 0.07。使用我们的UBV测光法，我们得出E（B-V）= 0.088 + 0.025的红化值，与Guinan等人（1998 a）的原始值一致，并支持到LMC的较长距离模数约为mu_{LMC} = 18.40 + 0.07。我们强调地基UBV测光固有的不确定性和随之而来的不确定性，在确定距离的基础上，这样的测光。
1999-10-18 astro-ph
Dust absorption along the line of sight for high-redshift objects
我们估计的光学深度分布的尘埃存在于吸收系统沿视线的高红移星系和由此产生的红化。通过分析估计和蒙特卡罗模拟，我们描述了给定红移的透射概率分布和有效平均消光律的形状。我们提出了我们的研究结果的格式有用的应用程序，目前的高红移星系的样本，并讨论与詹姆斯韦伯太空望远镜观测的影响。我们最现实的模型考虑了阻尼莱曼α吸收体的金属丰度演化，并预测尘埃吸收的影响是适度的：在红移z \gtrsim 5处，发射波长λ_e = 0.14 μm时透射率大于0.8，概率为90%。因此，在很高的红移下，视线上的尘埃遮蔽只会对观测产生轻微的影响。
2006-07-10 astro-ph
The Araucaria Project. The Distance of the Large Magellanic Cloud from Near-Infrared Photometry of RR Lyrae Variables
我们用配备SOFI红外相机的ESO新技术望远镜获得了位于大麦云（LMC）棒上的五个场的深红外$J$和$K$波段观测。在我们的领域，65个由OGLE合作编目的RR天琴座恒星被确定。使用不同的理论和经验校准的周期光度金属丰度的关系，我们发现一致的LMC距离模量值。由于观测场非常靠近LMC中心，因此LMC杆相对于视线的倾斜校正可以忽略不计。我们采用的最佳真距离模数为$18.58 \pm 0.03$（统计）$\pm$ 0.11（系统）等，与大多数独立测定的结果非常一致。
2008-04-21 astro-ph
New Models for a Triaxial Milky Way Spheroid and Effect on the Microlensing Optical Depth to the Large Magellanic Cloud
我们得到的数据的基础上，由纽伯格和Yanny的三轴银河系球体模型。最适合的数据发生在一个球体中心，从银河系中心移动了3 kpc。研究了三轴度对大麦云云微透镜光学深度的影响。光学深度可以用来确定大质量致密晕天体（MACHO）的数量;较大的球体贡献意味着较少的MACHO。一方面，三轴性使我们和大麦哲伦星云之间的视线上产生更多的球体质量，从而产生更大的光学深度。然而，移动球体中心会导致另一个方向的效果：球体中心的最佳拟合是远离LMC的视线。因此，这两种效应趋于抵消，使得由于Newberg/Yanny三轴晕引起的光学深度的变化至多为50%。在我们考虑的四个模型中减去球体的贡献后，如果假设MACHO合作观测到的所有过量透镜事件都是由于MACHO，那么MACHO对星系晕质量的贡献（中心值）在8- 20%之间变化。这里的最大值是由于原始的CNOO协作结果，最小值在数据中的1 sigma误差水平下与0%一致。
2006-06-20 astro-ph
First detection of a gravitational microlensing candidate towards the Small Magellanic Cloud
我们报告的第一个发现的引力微透镜候选人对一个新的人口的源星，小麦哲伦云（SMC）。候选事件的光变曲线显示在持续$ \sim 217$天的向上偏移之前3年没有变化，在$ \sim 2.1$的放大倍数下，在1997年1月11日左右达到峰值。对大麦云云和银河系隆起的微透镜事件，使重要的结论，对银河系的恒星和暗物质的内容达成。SMC提供了一个新的视线，通过银河系，并预计将证明有用的确定扁平的星系晕。
1997-12-11 astro-ph
Constraints on the star formation history of the Large Magellanic Cloud
本文分析了大麦哲伦星云中6个恒星场的深色星等图。在I和V滤波器中使用HST/WFPC 2获得数据，达到V=26.5。我们讨论并应用一种方法来校正CMD光度不完整性。提出了一种基于恒星形成历史模型生成人工CMD的方法。这种方法结合了光度误差的影响，未解决的二进制，红化，并允许使用不同形式的初始质量函数和SFH本身。我们使用的部分模型方法，由Gallart等人，CMD建模，并包括控制实验，以证明其有效性在搜索的约束条件在不同地区的大麦云恒星形成的历史。可靠的恒星形成的历史，每个字段恢复这种方法。在所有的领域，在恒星形成的差距与t=700万年观察。还观察到了场与场之间的变化。大麦哲伦星云棒附近的两个磁场呈现出一些重要的恒星形成事件，形成了年轻（t <1 Gyrs）和年老（t > 10 Gyrs）的恒星，在3-6 Gyrs之间有一个明显的间隔。另外两个区域显示出非常相似的SFH，在t=2-3 Gyrs和6 < t < 10 Gyrs时恒星形成增加。其余两个领域目前的恒星形成历史更接近统一，没有明确的事件增强恒星形成。
2004-12-20 astro-ph
Extinction bias of microlensed stars towards the LMC and the fraction of machos in the halo
我们研究了红化对微透镜恒星朝向大麦哲伦星系的影响。如果透镜在大麦哲伦星云的圆盘中，那么源星应该在大麦哲伦星云圆盘的远端或后面。因此，它们应该经历更多的变红和灭绝的尘埃在大麦哲伦星系盘比典型的恒星在直接相邻的视线。我们模拟这种效果在各种模型的LMC恒星和尘埃。我们强调，光学深度不是一个数字，而是一个函数的红度的调查星。我们将讨论如何利用这些影响来约束部分的machos在黑暗的光环。尘埃斑块的效果可以通过在微透镜恒星周围的天空中最小的斑块中使用暗淡的恒星来控制。这可以用哈勃太空望远镜在紫外线下最有效地完成。没有探测到变红的偏差，将强烈支持星系晕中的男子汉。
1999-08-17 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
