Star cluster "infant mortality" in the Small Magellanic Cloud (Redivivus)
小麦哲伦星云（SMC）中星团的早期演化一直是最近重大争议的主题，特别是关于最早的，基本上与质量无关的破坏阶段（称为“婴儿死亡”）的重要性和长度。在这里，我们采取一种新的方法来解决这个问题，使用一个独立的，均匀的数据集的UBVR成像观测，从中我们获得SMC的集群年龄和质量分布在一个自洽的方式。我们的结论是，（光学选择）SMC星团人口经历了最多30%（1西格玛）的婴儿死亡率之间的年龄范围从约（3-10）百万年，约（40-160）百万年。我们排除了在> 6 sigma水平下每10岁（直至10^9岁的整个年龄范围）90%的聚集性死亡率。我们根据SMC集群样本的年龄分布独立地确认了这种情况。
2007-09-24 astro-ph
The star clusters of the Magellanic System
自从第一次对麦哲伦星云中的星团进行研究以来，已经过去了50多年。从那时起积累的丰富数据不仅揭示了一个大的星团系统，而且还揭示了一个多样化的星团系统，填充了与银河系星团互补的年龄，质量和化学丰度参数空间中的位点。目前可用的星表和光度学样本涵盖了大部分星团质量范围。云中相对较长的集群中断时间尺度的预期已经得到证实，允许可靠的评估集群初始质量函数和云中的团簇形成率。由于它们靠近银河系，麦哲伦星系团也可以很好地分解成恒星。分析不同年龄、质量和金属丰度的星系团的色星等图（CMD）是检验恒星演化引起的质量损失、二体弛豫、恒星蒸发、星系团相互作用和潮汐效应等动力学效应的有用工具。大质量和年轻的麦哲伦星系团的存在为团簇形成的物理学提供了新的视角。不同类型恒星的星等和颜色与恒星演化轨迹相对应，从而制约了对流超射、恒星质量损失、自转和主序前演化等过程。最后，麦哲伦星系团系统可能与最近提出的河外星系团类型（如模糊星团和弥散星团）的邻近和研究得很好的对应物一起做出贡献。
2008-10-08 astro-ph
The Star Clusters of the Small Magellanic Cloud: Age Distribution
我们目前的年龄测量的195个星团在小麦哲伦云的基础上比较的综合颜色测量的麦哲伦云测光调查与模型的简单恒星星族。我们发现，模拟的团簇颜色随年龄的不均匀变化会导致团簇年龄分布中出现虚假的年龄峰，观察到的团簇数量随年龄t平滑地下降为t^{-2.1}，对于假设的初始团簇质量函数标度为M^{-2}，团簇破裂时间对质量的依赖性与M^{0.48}成正比，尽管年轻星团明显丰富，但团簇形成的主导时期是初始时期，不同年龄星团的空间分布存在显著差异。由于我们的年龄测量精度有限，我们无法解决星团年龄函数和场恒星形成历史之间的详细对应问题。然而，这个样本提供了一个初步的指导，在特定年龄段的更详细的研究中，哪些集群是目标。
2004-08-10 astro-ph
Basic parameters of three star clusters in the Small Magellanic Cloud: Kron 11, Kron 63 and NGC 121
本文介绍了小麦哲伦星云中三个星团Kron 11、Kron 63和NGC 121的观测结果。利用它们的光度函数、色星等图和帕多瓦等时线套，我们研究了它们的结构，并导出了它们的基本参数。NGC 121是一个研究得很好的天体，我们证实了以前关于它的年龄和低金属含量的证据，并发现它正在经历质量分离。Kron 11和Kron 63是迄今为止从未被研究过的人口稀少的星团。Kron 11比NGC 121年轻几十亿年，而Kron 63基本上是一个非常年轻的恒星集合体。这两个集群都沉浸在稠密的恒星领域，共享相同的人口属性，这表明在他们的情况下，集群的年龄是一致的场星的典型年龄。
2008-08-26 astro-ph
Disruption time scales of star clusters in different galaxies
观测到的平均寿命的人口的星团在太阳附近，小麦哲伦云和选定的地区的M51和M33进行比较与简单的理论预测和N体模拟的结果。根据经验推导出的星团寿命（或破裂时间）取决于它们的初始质量，在所有四个星系中t_dis ~ Mcl ^0.60。N体模拟表明，预测的潮汐场中团簇的破裂时间与t_dis^pred ~ t_rh ^0.75 t_cr ^0.25成比例，其中t_rh是初始半质量弛豫时间，t_cr是处于平衡状态的团簇的穿越时间。我们发现，对于质量范围在10^3 ~ 10^6太阳质量的星系团，这可以精确地近似为t_dis^pred ~ M_cl ^[0.62]，与观测结果非常吻合。对不同河外环境中星系团的观测表明，t_dis还取决于星系团所在星系的环境密度。线性分析预测，中断时间将取决于集群环境的周围密度为t_dis ~ rho_amb^-0.5。这种关系与N体模拟是一致的。
2004-08-12 astro-ph
A radio survey of supersoft, persistent and transient X-ray sources in the Magellanic Clouds
本文用澳大利亚望远镜紧凑阵在6.3和3.5厘米波段对大麦哲伦云和小麦哲伦云中的X射线源进行了射电观测。具体地说，我们已经观察到的领域的五个LMC和两个SMC超软X射线源，X射线双星LMC X-1，X-2，X-3和X-4，X射线瞬态新星SMC 1992年，和软γ射线中继SGR 0525-66。没有一个目标在其编目位置被检测为点源。特别是，我们没有探测到超软喷流源RXJ 0513-69，这使得它的射电光度与银河系喷流源相比受到限制。从黑洞候选系统LMC X-1和X-3的发射限制是一致的持久的银河系黑洞X射线双星的无线电行为，和以前可能的无线电探测LMC X-1被发现几乎肯定是由于附近的场源。SGR 0525-66区域中的SNR N49以比以前更高的分辨率绘制，但仍然没有证据表明X射线源位置处的任何增强发射或SNR中断。
1998-02-13 astro-ph
The TP-AGB phase. Lifetimes from C and M star counts in Magellanic Cloud clusters
利用麦哲伦星系团中Mbol<-3.6的C巨星和M巨星的现有数据，我们导出了相应演化阶段的寿命极限，作为恒星质量的函数。对于质量范围从1.5到2.8 Msun的恒星，C星阶段的持续时间在2到3百万年之间。还有一个迹象表明，当我们从LMC移动到SMC金属丰度时，C星寿命的峰值会向较低的质量（从略高于2 Msun到略低于2 Msun）移动。M-巨星的寿命在大麦哲伦星云中也达到了2 Msun的峰值，最大值约为400万年，而在小麦哲伦星云中，它们的寿命看起来要短得多，但实际上，它们并没有受到数据的限制。这些数字构成了有用的限制TP-AGB阶段的理论模型。我们发现，文献中的几个模型低估了LMC金属丰度的C-星阶段的持续时间。
2006-09-22 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
Magellanic Cloud Periphery Carbon Stars IV: The SMC
本文将小麦哲伦云外围中等色散观测到的150颗碳星的运动学与云间区的中性氢星和早型星的运动进行了比较。径向速度的分布意味着这些恒星的配置是一个相对于天空平面倾斜73+/-4度的薄片。在南边的近侧，主要是恒星成分;在北边，远侧包含较少的碳星，主要是中性气体。恒星的上部速度包层与气体的速度包层非常接近。这种配置被证明是一致的SMC沿视线的已知的扩展，并归因于潮汐引起的SMC的中断，起源于近距离接触的LMC一些0.3至0.4 Gyr前。在片的近侧缺乏气体是由于烧蚀过程，类似于韦纳和威廉姆斯（1996）推断的麦哲伦流云前缘的碰撞激发。将Hardy，Suntzeff，& Azzopardi（1989）关于碳星的LMC/SMC相遇前的运动学数据与Maurice等（1989）和Mathewson等（a986，1988）关于相遇后形成的恒星的数据进行比较，毫无疑问，引力以外的力在HI的动力学中起着作用。
2000-03-24 astro-ph
The Large Magellanic Cloud cluster NGC 2214
用英澳望远镜对年轻的大麦云云NGC~2214及其附近的一个视场进行了Johnson { \it BV} CCD观测。在文献中已经提出，这个椭圆星系团实际上是两个正在合并的星系团。没有证据被发现从配置文件拟合或颜色-震级图来支持这一论点。完整性因素估计的CCD帧。这些值与光度函数一起被用来估计NGC~2214的初始质量函数（IMF）。假设IMF为幂律，对于指数（1 + $x$）= 2.01~ $\pm$ 0.09找到了良好的拟合。有一些迹象表明，低质量端（小于或等于3个太阳质量）比导出的IMF的高质量端具有更低的梯度。这个值与其他麦哲伦星系IMF的文献值是合理的一致，与那些确定得不好的银河系IMF没有实质性的不同，这表明在麦哲伦星云和我们的银河系的质量范围$\sim 1$到$\sim 10$太阳质量的“普遍”IMF的可能性。
1995-03-19 astro-ph
The dynamics of satellite disruption in cold dark matter haloes
我们利用基于宇宙学初始条件的N体模拟研究了冷暗物质宿主晕中潮汐加热和卫星破裂的物理机制。我们的共振冲击和共振力矩与主机晕卫星加热的重要性。共振冲击（扭矩）将卫星在其轨道上的径向（切向）运动耦合到其相空间。对于圆形轨道上的卫星，类ILR共振主导加热，这种加热导致卫星质量持续损失。我们估计的要求，模拟实现这些动态微扰理论。共振冲击和共振扭矩都会影响偏心轨道上的卫星。我们证明，卫星质量损失是一个由外向内的过程中的能量空间，卫星的恒星和气体，从而保护自己的光环潮汐剥离。我们模拟了一个类似于银河系暗物质晕中大麦云（LMC）的晕的演化，并得出结论，大麦哲伦星云的恒星还没有被剥离。最后，我们提出了一个简单的算法估计卫星质量的演变，包括冲击加热和谐振力矩。
2009-08-17 astro-ph
The Source of Ionization along the Magellanic Stream
自1996年发现以来，沿麦哲伦流的明亮H-α发射（高达750 mR）的来源仍然是一个谜。没有证据表明HI流中存在电离恒星，而且扩展的热晕太过稀薄，无法将强烈的冲击波驱动到云中。现在，我们提出了一个流体动力学模型，解释了已知的H-α发射特性，并提供了新的见解的流云的寿命。上游云由于与热晕气体的相互作用而逐渐被破坏。随后的云犁入从上游云烧蚀的气体中，导致下游云前缘的激波电离。由于接下来的云也经历了消融，而较弱的H-α（100-200 mR）相当广泛，因此沿着大部分溪流的破坏性级联必须运行。在我们的模型中，这些云在1亿至2亿万年的时间尺度上演化，因此麦哲伦云必须以相当恒定的速率补充银河流。烧蚀的物质以温暖的毛毛雨的形式落在银河系上，这表明10**4 K的弥漫电离气体可能是银河系吸积的重要组成部分。所观察到的HI发射提供了一个新的限制流的中断率，因此，贫金属气体到银河系的下降率。当电离流的成分被充分考虑时，气体吸积的速率为0.4 Msun/年，大约是单独从HI观测中推导出的速率的两倍。
2007-11-02 astro-ph
Quantifying the Drivers of Star Formation on Galactic Scales. I. The Small Magellanic Cloud
我们使用的恒星形成的历史小麦哲伦云（SMC）的潮汐相互作用和气体的恒星形成和化学富集的SMC历史上的影响的定量限制。最近两次（< 4 Gyr）恒星形成率增加和SMC/银河系（MW）近心通道的同时发生，表明SMC中的全球恒星形成至少部分是由MW产生的潮汐力驱动的。大麦云云（LMC）是恒星形成的另一个潜在驱动力，但在最近的爆发中只靠近SMC。LMC-SMC轨道约束较差是我们的主要不确定性。为了进一步探索爆发和MW近心通道之间的对应关系，我们使用连续和潮汐触发的恒星形成相结合的SMC模型中的恒星形成。潮汐触发模式的行为是SMC-MW分离的一个强反函数（优选行为约为r^-5，导致近心点和远心点潮汐触发恒星形成速率相差约100倍）。尽管这些闭箱演化模型成功地再现了最近的SMC恒星形成历史和当前的化学丰度，但它们存在一些系统性的缺陷，这些缺陷可以通过假设大约4 Gyr前发生了一个相当大的撞击事件（约占总气体质量的50%）来弥补。无论是否包括这个坠落事件，SMC中通过潮汐触发模式形成的恒星比例> 10%，可能高达70%。
2003-12-04 astro-ph
The Coolest Stars in the Clouds: Unusual Red Supergiants in the Magellanic Clouds
红超巨星（英语：Red supergiants）是中等质量恒星（10-25太阳质量）演化过程中的氦燃烧阶段。这些恒星的演化，特别是在低金属丰度时，仍然知之甚少。麦哲伦星云中最新类型的RSG比目前的演化轨迹所允许的温度要低，占据了Hayashi极限右侧的区域，那里的恒星不再处于流体动力学平衡状态。我们在这个地区发现了四个云RSG，它们显示出非常相似的不寻常行为。它们的V星等和有效温度（以及光谱类型）都有相当大的变化。其中的两颗恒星HV 11423和[M2002] SMC 055188被观测到处于M4.5 I状态，比SMC中的任何其他超巨星都要晚得多。这些恒星在几个月的时间尺度上经历着戏剧性的物理变化-当它们处于最温暖的时候，它们也更明亮，更明亮，并且表现出更多的灭绝。这种可变的消光是星周尘埃效应的特征，可能与这些恒星在较冷状态下的零星尘埃生产有关。我们认为，这些不寻常的属性是一个不稳定的（和短暂的）进化阶段，以前没有与RSG的指示，并考虑这样的行为可能对我们的理解的最新阶段的大质量恒星演化的低金属环境的影响。
2007-08-21 astro-ph
Brown dwarf formation by binary disruption
内容：褐矮星形成的主要机制，以及它与更高质量恒星（即氢燃烧）形成的关系，人们知之甚少。目标：我们倡导一种新的褐矮星形成模型。研究方法：在这个模型中，褐矮星最初是双星伴星，由低质量氢燃烧恒星周围的原恒星盘外部（R > 100 AU）的引力碎裂形成。这些双星中的大多数然后被经过的恒星轻轻地破坏，产生了一个很大程度上单一的棕矮星和低质量的氢燃烧恒星。结果如下：这个想法与在低密度的前主序星群中发现的过量双星是一致的，比如金牛座，在那里它们应该比在更密集的星团中生存更长时间。结论：如果褐矮星以这种方式形成，作为更大质量恒星的伴星，就可以避免形成质量非常低的星前核心的困难。由于被破坏的双星往往是那些包含低质量成分和宽轨道的双星，并且由于破坏是由于经过恒星的温和潮汐（而不是小N子星团中的剧烈N体相互作用），因此被释放的褐矮星将具有与高质量恒星非常相似的速度色散和空间分布，它们将能够保留盘，从而维持吸积和流出。因此，可以避免与喷射和湍流机制相关的问题。这个模型意味着大多数，可能是所有的恒星和棕矮星都是在双星或多星系统中形成的。
2007-03-06 astro-ph
The Disruption and Fueling of M33
M33星系的分裂从其扩展的气体结构中可以明显看出。我们提出了来自银河阿雷西博L波段馈源阵列HI（GALFA-HI）调查的新数据，显示了M33中性氢的完整范围和详细的空间和运动学结构。在远紫外线（FUV）的追踪下，发现M33的HI质量（M_HI（tot）=1.4 x 10^9 Msun）超过18%都在恒星形成盘之外。最明显的特征是延伸的弯曲，从北部弯曲到盘的弧形，弥漫的气体包围着星系，以及南部的云带着一条回到星系的细丝。这些特征从星系中心延伸到22 kpc（从FUV盘边缘延伸到18 kpc），气体直接连接到M33的盘。只有五个离散云（即，在位置-速度空间中与M33没有直接联系的气体）在M33附近被编目，这些云显示出与银河系和M31晕云相似的性质。M33的气体特征很可能是由M31在1-3 Gyr前对M33的潮汐破坏造成的，轨道分析表明，在M33的大部分可能轨道中，潮汐半径< 15 kpc。M33现在已经超出了M31的破坏性引力影响，气体似乎正在返回M33的圆盘并重新分配其恒星形成燃料。M33的高平均速度色散（~18.5 km/s）也可能与之前的相互作用和高恒星形成率相一致。M33要么在接下来的几个Gyrs内耗尽其恒星形成燃料，要么最终成为M31的恒星形成燃料。后者代表了一个巨大的气态卫星被螺旋星系吸积，类似于麦哲伦云与银河系的关系。
2009-12-23 astro-ph
Cluster Mass Functions in the Large and Small Magellanic Clouds: Fading and Size of Sample Effects
利用UBVR通带的地面CCD图像，测定了大麦哲伦云和小麦哲伦云中939个星团的性质。面积覆盖面很广，相当于LMC的11.0 sq-kpc和SMC的8.3 sq-kpc。在对变红进行校正后，将星系团的颜色和大小转换为年龄和质量，并搜索由此产生的质量分布，以了解褪色、蒸发和样本大小偏差的影响。数据显示出低于检测阈值的集群衰落的明显特征。初始集群质量函数（ICMF）通过集群人口模型的质量和年龄分布拟合。这些模型提出了一种新的方法来确定ICMF，这是几乎独立的衰落或中断，是基于年龄和最大集群质量之间的相关性在等间隔的日志年龄的斜率。对于几乎均匀的恒星形成率，当ICMF为dn（M）/dM与M^-α成正比时，这种相关性的斜率等于1/（α-1）。我们确定，α是2和2.4之间的LMC和SMC使用这种方法加上另一种方法，其中模型是适合的质量分布集成的年龄和年龄分布集成的质量。最大质量法还表明，在3和13 Gy之间的LMC年龄差距的团簇形成率约为10倍，低于从0.1 Gy到1 Gy期间。最古老的星团在年龄和质量上与银河系中的晕状球状星团相当。它们不符合低质量星团的趋势，但似乎是一个单独的种群，要么有非常高的恒星形成率，并因蒸发而耗尽，要么只形成高质量。
2003-06-25 astro-ph
A Database of 2MASS Near-Infrared Colors of Magellanic Cloud Star Clusters
（静止坐标系）近红外域包含重要的恒星星族诊断，并经常被用来估计质量的星系在低以及高红移。然而，许多恒星星族模型在这部分光谱中的校准仍然相对较差。为了改进这种校准，我们提出了一个新的数据库的综合近红外JHKs的75个星团的麦哲伦云的星等，使用2微米全天巡天（2 MASS）。我们样本中的大多数星团都有可靠的年龄和金属丰度估计，从文献中的颜色-星等图中可以得到，年龄范围从1000万年到1500万年，[Fe/H]范围从-2.17到+0.01 dex。与2 MASS扩展源星表（XSC）中匹配星团的比较表明，XSC只提供了一个很好的拟合集群恒星星族的未解决的组成部分。我们还将我们的结果与常被引用的单通道JHK测光法进行了比较，发现了显著的差异，特别是对于他们的30”直径孔径，在K波段达到~2.5 mag，在J-K波段超过1 mag，在H-K波段达到0.5 mag。使用基于最大光通量的中心孔径的模拟（如由Rewerson等人执行的，我们表明这些差异可以归因于近红外明亮的星团恒星（例如，碳星）远离星团的真正中心。我们的综合JHKs光度测量样本的广泛年龄和金属丰度覆盖范围构成了测试人口合成模型预测的基本数据集，并与遥远恒星星族的近红外观测进行直接比较。
2006-07-27 astro-ph
Star Cluster Demographics. I. A General Framework and Application to the Antennae Galaxies
我们提出了一个框架，了解星团系统的人口统计，并开发了一个玩具模型，其中包括一个通用的初始幂律质量函数，选定的形成历史，选定的中断法律，并与常见的文物和选择的卷积观测数据中发现的影响。该模型证实，观测到的星系中最明亮的年轻星团与年轻星团总数之间的相关性可以理解为统计样本大小效应，而不是导致星团形成的物理过程的差异。对不同的团簇破裂律进行了比较，指出Boutloukos & Lamers模型中用于确定参数的dN/dτ图中的破裂可能是由破裂点附近的不完全性引起的。本文提出了一个新的星系模型，并与观测数据进行了比较。我们模型的一个重要组成部分是使用“两阶段”破坏过程，对于年龄小于\approx 10 ^8岁的集群，“婴儿死亡率”非常高（即，大约80%-90%在时间τ中的每十个因子中损失，与质量无关），以及两体弛豫，其在较老的年龄成为主要的破坏机制，优先去除较低质量的团簇。因此，在我们的模型中，来自溶解星系团的恒星形成了场种群。我们注意到，对于τ中的每个因子10，90%的婴儿死亡率（即，dN/dτ \propto τ^{-1}）与所有测量到的年轻星系团数量一致，包括在麦哲伦星云、小麦哲伦星云和银河系中的。
2006-11-03 astro-ph
HI 2334+26: An Extended HI Cloud near Abell 2634
我们报告了一个大的HI云的偶然发现与相关的HI质量$6(\pm1.5)\times 10^9 h^{-2}$ M $_\odot$和日心速度8800 \kms，位于星系团Abell 2634的外围附近。它的速度场看起来非常平静，因为在143 $ h^{-1}$乘103 $ h^{-1}$ kpc的范围内没有看到峰值速度的梯度。气体的分布在空间上分辨不清楚，因此目前很难确定云的性质。至少有两个相对较小的、活跃的恒星形成星系似乎嵌在HI气体中，HI气体可能（a）是一个或两个星系周围的扩展的气体包层，（b）由于严重的潮汐破裂事件而散布在一个大的区域内，或者（c）由于其运动通过A2634的团内气体而受到冲压压力的影响。
1994-12-09 astro-ph
Observational Constraints on Cluster Evolution
评述了目前星团动力学演化的观测限制。理论和观测现在很好地同意质量依赖性和星系盘中年轻星团破裂的时间尺度，但许多问题仍有待解决。老球状星团质量函数的起源，以及它相对于宿主星系性质和在宿主星系中的位置的（近）不变性仍然是突出的难题。大多数当前的模型不能再现球状星团质量函数的动力学演化的结果，从初始的幂律，除非在非常特殊的条件下，这是不符合一般的意见。我们对正确的初始条件了解多少呢？星系团初始质量函数（CIMF）在大多数现代恒星形成星系中似乎符合指数为α ~ -2的幂律，但无论在观测上还是在理论上，这种近似的质量范围都没有得到很好的限制。此外，有迹象表明，一些矮星系可能有偏离幂律的CIMF。
2006-09-04 astro-ph
The Absolute Proper Motion of Palomar 12: A Case for Tidal Capture from the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy
我们利用跨越40年时间基线的板块物质，测量了年轻球状星团E112相对于背景星系的绝对自行，测量的恒星星等低至V~22。测得的绝对自行在每个坐标上的不确定性为0.3 mas/yr。对于球状星团来说，E12的年轻年龄导致了这样一种假设，即该星团起源于大麦云（LMC），后来被银河系捕获（Lin and Richer 1992）。在这里，我们调查这一假设使用完整的运动学数据。我们给出了银河系12的轨道特征，并与大麦哲伦星系和人马座矮星系（Sgr）的轨道特征进行了比较。目前的运动学数据表明，从两个候选的母星系中，Sgr比LMC更有可能成为宿主星系。我们在轨道不确定性的背景下探索这种情况，并使用两种不同的分析：直接比较Sgr和Sgr的轨道作为时间的函数，以及Johnson（1998）开发的Sgr潮汐破坏的分析模型。我们发现，在目前的不确定性的观测，这种情况下是可行的，在这两种方法。此外，这两种方法都将此事件放置在同一时间点。我们对1912年Sgr潮汐捕获时间的最佳估计是1.7 Gyr前。
2000-06-21 astro-ph
