Quantitative studies of the Far-UV, UV and optical spectra of late O and early B-type supergiants in the Magellanic Clouds
利用远紫外FUSE、紫外IUE/HST和光学VLT-UVES光谱对麦哲伦星云中的8颗晚O型和早B型超巨星进行了定量研究。温度、质量损失率和CNO丰度是使用Hillier & Miller（1998）的非LTE、球形、线覆盖模式大气代码获得的。我们支持最近的结果，OB型超巨星的温度较低的恒星风和覆盖的结果，这相当于~2000 K在B 0 Ia。在一般情况下，H $α$得出的质量损失率与紫外和远紫外光谱是一致的，虽然从考虑的SIV $λλ$ 1063-1073双峰，聚集风优于均匀的模型。AV 235（B 0 Iaw）是一个值得注意的例外，它具有异常强的H $α$轮廓，与其他Balmer线和UV风诊断不一致。我们还推导出我们的样品的CNO丰度，揭示了大量的氮富集，碳和氧耗尽。我们的研究结果得到了银河系超巨星HD 2905（BC0.7 Ia）的近太阳CNO丰度的比较支持。这支持了以前的建议，即“正常”的OB型超巨星表现出的大气成分表明粒子CNO处理。
2004-04-12 astro-ph
Two Ring Nebulae around Blue Supergiants in the Large Magellanic Cloud
环星云经常出现在大质量恒星周围，例如沃尔夫-拉叶星、OB星和Of星以及亮蓝变星（LBV）。本文报道了大麦云星云中围绕蓝超巨星的两个环状星云。恒星Sk-69 279被分类为O 9 f，被一个直径为4.5 pc的封闭壳层包围。我们的中阶梯观测表明，膨胀速度为14 km/s，[N II] 6583 A/H α比值很高。这条线的比例表明，氮丰度增强与从LBV喷出物中看到的一致。因此，Sk-69 279周围的环状星云是一个拱星泡。恒星Sk-69 271是一颗B2超巨星，被一个类似半壳的H α弧所包围。中阶梯观测显示一个巨大的膨胀壳，弧是接近表面的一部分。膨胀速度约为24 km/s，[N II] 6583 A/H α与背景辐射相比并不高多少。缺乏氮丰度异常表明，膨胀壳层是一个星际气泡，动力学年龄为2 - 10^5年。
1997-04-30 astro-ph
The Evolution of Massive Stars. I. Red Supergiants in the Magellanic Clouds
我们调查的红超巨星（RSG）的SMC和LMC的内容使用多目标光谱的红色恒星的样本先前确定的{ \it BVR} CCD测光。我们获得了高精度（$<1$公里秒$^{-1}$）的径向速度为118颗红色的恒星看到对SMC和167颗红色的恒星看到对LMC，确认其中大部分（89%和95%，分别）作为红超巨星（RSG）。还确定了大多数这些RSG的光谱类型。我们发现，光谱类型的分布偏向于早期类型在较低的金属丰度：平均（中位数）的光谱类型是K5-7 I的SMC，M1 I的LMC，和M2 I的银河系。我们认为，在麦哲伦云的RSG是100度（LMC）和300度（SMC）比银河系的RSG相同的光谱类型冷却。我们比较RSG的分布在H-R图的各种恒星演化模型，我们发现，没有一个模型产生的RSG的冷却和发光的实际观察。然而，在我们所有的H-R图中，都有一个随着光度增加而降低的有效温度的优雅序列;解释这一点将是对未来恒星演化模型的重要考验。
2003-09-09 astro-ph
A UBVR CCD Survey of the Magellanic Clouds
我们提出测光和UBVR调查的大，小麦哲伦云的初步解释。我们确定了蓝超巨星和红超巨星的相对数量的改进值。我们还比较了红超巨星（RSG）和沃尔夫-拉叶星的相对数量，证明了与金属丰度的强烈，紧密的相关性，并重新调查了在现场发现的大质量恒星的初始质量函数斜率。
2001-10-24 astro-ph
FUSE Observations of the Stellar Winds of Two O7 Supergiants in the Magellanic Clouds
比较了大麦哲伦星云O 7 Ib（f）星Sk-67 111和小麦哲伦星云O 7 Iaf+星Sk 80的远紫外光谱特征。最显著的区别是Sk 80具有显著更低的终极速度、更弱的O VI吸收和更强的S IV发射。我们已经使用线覆盖，流体动力学，非LTE大气模型来探索这些差异的起源。远紫外光谱需要系统较低的恒星温度比以前的测定O 7超巨星来自平面平行，流体静力学模型的光球线轮廓。在这些温度下，SK -67 111中的O VI主要是由于风中的冲击。
2000-05-02 astro-ph
Late-Type Red Supergiants: Too Cool for the Magellanic Clouds?
我们已经在大麦云云（LMC）中发现了7颗红超巨星（RSG），在小麦哲伦云（SMC）中发现了4颗RSG，所有这些RSG的光谱类型都比它们的母星系中观察到的平均类型晚得多。使用中等分辨率的光学分光光度计和MARCS恒星大气模型，我们确定了它们的物理性质，并将它们放在H-R图上与当前恒星演化轨迹的预测进行比较。这些恒星的径向速度表明它们可能都是星云的成员，而不是前景矮星或晕巨星。它们在H-R图中的位置也向我们表明，这些恒星的温度比当前演化轨迹所允许的要低，出现在Hayashi极限的右边，在这个区域中，恒星不再处于流体动力学平衡状态。这些恒星的V星等表现出相当大的变化，其中三颗恒星的有效温度（和光谱类型）也在月的时间尺度上发生变化。其中一颗恒星，[M2002] SMC 055188，被捕获在M4.5 I状态，与HV 11423最近的极端状态一样晚：比SMC中的任何其他超巨星都要晚得多，而且温度更低。此外，我们发现了由于星周尘埃和恒星光度变化而导致的可变消光的证据，这也与我们最近对HV 11423的发现一致-当这些恒星更热时，它们也更脏，更亮。我们认为，这些恒星具有不寻常的性质，因为它们处于不稳定的（和短暂的）演化阶段。
2007-05-23 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
Evidence for Tidal Effects in the Stellar Dynamics of the Large Magellanic Cloud
我们提出了一个综合分析的大麦云云的运动学通过其HI气体，碳星，红超巨星。在修正了最近精确测量LMC空间运动的视线速度后，我们发现每个运动示踪剂都清楚地定义了一条形状相似但幅度不同的平坦旋转曲线：碳星为61 km/s，HI为80 km/s，红超巨星为107 km/s。以前发现的潮汐HI特征被认为是拥有许多碳星，潮汐扰动星占总样本的7-15%。这一发现意味着我们不能仅仅依靠碳星样本来构建LMC引力势的可靠模型。我们还发现了具有特殊运动学的红超巨星，但它们与潮汐特征的关系尚不清楚，可能与超巨星HI壳层SGS 4相互作用。此外，虽然红超巨星的局部速度色散很小，约为8 km/s，但它们对碳星自转解的速度色散为17 km/s，等于碳星本身的速度色散。因此，我们似乎正在目睹大麦哲伦星系恒星盘的潮汐加热。
2007-01-17 astro-ph
The Effective Temperatures and Physical Properties of Magellanic Cloud Red Supergiants: The Effects of Metallicity
我们利用MARCS恒星大气，采用中分辨率光学分光光度计（4000- 9000 A）和宽波段颜色（V-R，V-K），推导了LMC中36颗红超巨星（RSG）和SMC中39颗RSG的物理性质。从去红的V-R颜色得到的结果与从分光光度法得到的结果非常一致，但去红的V-K颜色给出的温度比SMC数据高3-4%，LMC和银河系显示出较小但相似的效果。我们的结论是，这种差异是由于1D模型的局限性。我们新推导出的有效温度和热光度使麦哲伦云RSG与恒星演化模型，包括旋转的影响很好的协议。一个典型的M2~I在SMC中比它的银河系对应物冷大约150 K，在LMC中比它的银河系对应物冷大约50 K。这是由于SMC和LMC中较低的化学丰度所预期的，尽管它不足以解释SMC，LMC和银河系之间的平均RSG光谱类型的变化。相反，这主要是由于Hayashi极限随金属丰度的变化，正如Elias等人（1985）首次提出的那样。最后，我们的研究证实，麦哲伦星云中的许多RSG比OB星显着更红，这与我们最近对银河系恒星的发现一致，即星周尘埃可能会导致几个数量级的额外视觉消光。
2006-03-22 astro-ph
Revised Stellar Temperatures for Magellanic Cloud O Supergiants from FUSE and VLT-UVES Spectroscopy
我们用远紫外FUSE、紫外IUE/HST和光学VLT UVES对四颗LMC和SMC O 4 - 9.7极超巨星进行了定量分析。扩展的，非LTE模式的大气，允许一致的治疗线覆盖被用来分析风和光球光谱功能同时进行。用H α来约束dM/dt，HeI-II光球谱线揭示了T_eff的系统性（5-7.5kK）和显著性（15-20%）低于以前从未覆盖的、平面平行的、非LTE光球研究中得出的值。我们对这些修订有信心，因为推导出的T_eff通常在整个912- 7000 Ang观察到的光谱范围内产生一致的拟合。特别是，我们能够解决以前的紫外光T_eff的差异。“Of”分类标准与（强）氮富集（通过NIII 4097）和（弱）碳消耗（通过CIII 4647-51）直接相关，为恒星表面未加工和CNO加工材料的混合提供了证据。氧丰度更难以限制，除了通过O9.7超巨星的OII线，它也被发现有些耗尽。风聚集的影响也进行了研究，其中PV 1118-28可能提供了一个有用的诊断O星风。修订后的恒星性质影响现有的校准（一）莱曼连续光子-一个因素的两个低的O 4超巨星;和（二）动能释放到ISM的O超巨星。我们的结果也有重要的校准的风动量光度关系的OB星。
2002-06-15 astro-ph
Shells in the Magellanic System
麦哲伦星系拥有超过800个膨胀的中性氢壳层，为统计研究提供了独特的机会。这些壳层中的大多数都非常年轻，年龄在2- 1000万年之间，与年轻的恒星星族的相关性很差。我总结了我们所学到的关于壳层性质的知识，并特别关注壳层半径和膨胀速度之间令人困惑的相关性。在标准的框架内，壳层演化的绝热模型，这种紧密的相关性表明，在整个麦哲伦星系的恒星形成的相干爆发。然而，可能发生不止一种壳形成机制。
2006-10-12 astro-ph
IRAS 17393-3004, a late-type supergiant surrounded by a dust shell
本文介绍了IRAS 17393-3004的红外观测结果，包括一个全扫描ISOSWS。ISOSWS光谱显示在λ 10.4 μ和17.5 μ处有两个突出的尘埃发射峰，证实该源是一颗被尘埃壳包围的发光恒星。利用DUSTY程序（Ivezic et al. 1997）模拟通过球壳层的辐射转移，推导出该恒星的光谱，并结合其他已知的性质，可以用一颗具有OH、SiO和H_2O脉泽发射的M4超巨星和~ 10^{-4}M（太阳）yr^{-1}的大质量损失来解释。
1999-08-24 astro-ph
Spatially resolved dusty torus toward the red supergiant WOH G64 in the Large Magellanic Cloud
利用甚大望远镜干涉仪（VLTI）的射电望远镜对大麦云（LMC）中的红超巨星WOH G64进行了N波段光谱干涉观测。WOH G64在H-R图上的位置与现有的恒星演化理论严重不符。WOH G64周围的尘埃包层已经在空间上得到了分辨，基线约为60米-这是第一次对河外星系中单个恒星源进行空间分辨的观测。观察到的N带能级在8~10微米范围内略有减小，向10微米方向逐渐增大，反映了10微米硅酸盐的自吸收特征。在四个位置角度相差约60度但基线长度大致相同（约60米）的情况下测量的vibrium没有显示出明显的差异，这表明该物体似乎接近中心对称。观测到的N波段的光度和光谱能量分布可以通过一个光学和几何上都很厚的硅酸盐环模型在接近极点的位置进行重现，中心恒星的光度被推导为2.8 x 10^5 Lsun，比之前基于球面模型的估计值低了2倍。从我们最近的观测和二维模型中获得的较低的光度使WOH G64在H-R图上的位置与25 Msun恒星的理论演化轨迹更加一致。我们还确定了在2.7和6微米的红外空间天文台和斯皮策太空望远镜获得的光谱中的H2O吸收功能。2.7微米的特征起源于光球层和/或扩展的分子层，而6微米的特征很可能起源于拱星。
2008-03-26 astro-ph
The Supergiant Shell LMC2: II. Physical Properties of the 10^6 K Gas
LMC 2在大麦云（LMC）中拥有所有已知超巨星壳层中最高的X射线表面亮度。X射线发射在定义壳层边界的电离细丝内达到峰值，但也延伸到LMC 2的南部边界之外作为X射线明亮的毛刺。ROSAT HRI图像显示LMC 2的X射线发射和毛刺是真正扩散的，表明热等离子体起源。我们获得了ROSAT PSPC和ASCA SIS谱，以研究LMC 2内部的热气体和支线的物理条件。用Raymond-Smith热等离子体模型拟合X射线谱，并用HI 21-cm发射线测量柱密度，结果表明，LMC 2内部热气体的等离子体温度为kT = 0.1 - 0.7keV，杂散的等离子体温度为kT = 0.1 - 0.5keV。我们比较了LMC 2内部的热气体的物理条件与其他超巨星壳层，超气泡和超新星遗迹（SNRs）的LMC。我们发现，我们推导出的电子密度为热气体内部LMC 2是高于超巨星壳层LMC 4确定的值，相当于确定的值为超级气泡N11，并低于确定的值为超级气泡N44和一些SNR。
2000-08-28 astro-ph
Discovery of a New Dusty B[e] Star in the Small Magellanic Cloud
我们提出了新的光学光谱和档案斯皮策IRAC光度观测的B型恒星在SMC集群NGC 346，NGC 346：KWBBe 200。我们检测到大量的Fe II，[O I]和[Fe II]线，以及在其光谱中的强P-Cygni轮廓H I发射线。这颗恒星的近红外颜色和光学到红外SED清楚地表明存在红外过量，与气体和温暖的T ~800 K星周尘埃的存在一致。基于对恒星光度的粗略估计和观测到的光谱线轮廓形态，我们发现该恒星很可能是一颗B型超巨星。我们认为NGC 346：KWBBe 200是一颗新发现的B[e]超巨星，是SMC中发现的第五颗这样的天体。
2007-08-07 astro-ph
X-ray Emission from an Expanding Supergiant Shell in IC 2574
我们提出了一个超巨星壳内的暴力星际介质附近的矮星系IC 2574，M81星系群的成员之一的多波长的研究。甚大阵（VLA）对中性氢（HI）的观测揭示了一个显著的膨胀的超巨星HI壳层，它被认为是由恒星风和超新星爆炸的综合作用产生的。它的大小约为1000 x 500 pc，并以约25 km/s的速度扩张。HI数据表明，年龄约为1.4 × 10^6岁;能量输入的数量级为（2.6 \pm 1）× 10^53尔格。由氢$α$辐射追踪的大质量恒星形成区主要位于这个氢壳的边缘。在6厘米的VLA射电连续谱观测表明，这些恒星形成区是该星系射电连续谱发射的主要来源。从HI孔内发射的软X射线是由ROSAT PSPC定点观测探测的。发射被解析，在大小和方向上与HI壳层一致。这些空间特性表明，发射是由位于HI壳层内的X射线发射等离子体产生的，尽管不能完全排除来自X射线双星的贡献。X射线数据与雷蒙德和史密斯等离子体的发射数据一致，该等离子体的温度约为log（T[K]）= 6.8，密度为0.03 cm^-3。
1998-06-08 astro-ph
Evidence for tidal interaction and a supergiant HI shell in the Local Group dwarf galaxy NGC 6822
我们提出了一个广泛的领域，高空间和速度分辨率的整个扩展HI分布的本群矮星系NGC 6822的地图。这些观测是由澳大利亚望远镜紧凑阵列以镶嵌模式获得的。NGC 6822的星际介质是由大量H{ \sc i}洞和壳层（包括一个超巨星壳层）的存在，以及潮汐相互作用的影响形成的，以潮汐臂和下落或相互作用的HI复合体的形式存在。HI壳层位于光学星系的外部，大约占主HI盘面积的四分之一。它的大小是1.4kpc的2.0倍，是迄今为止发现的最大的超巨星HI壳之一。从我们的数据来看，巨洞没有膨胀的迹象，也没有明显的创造机制。如果恒星的形成是造成黑洞的原因，那么产生黑洞所需要的能量相当于100颗超新星（10^53尔格）。我们推导出了1亿年的年龄上限。可能存在的潮汐臂表明NGC 6822最近可能经历了一些相互作用。位于银河系西北部的HI复合体可能是相互作用的伙伴。我们认为，这些特征很可能是在大约1亿年前的一次事件中形成的，这也提高了恒星的形成率
2000-05-24 astro-ph
Molecules and dust production in the Magellanic Clouds
我们目前的ESO/VLT光谱在2.9-4.1微米范围内的大样本的红外恒星在小麦哲伦星云（SMC），主要是碳星，大质量的富氧渐近巨星分支（AGB）的明星，和红超巨星。在AGB后天体MSX SMC 29的光谱中检测到多环芳烃（PAHs）的强烈发射。在SMC中首次在至少一个年轻恒星物体IRAS 01042-7215中检测到水冰。在演化恒星中检测到的分子带的强度和形状与大麦云云（LMC）中恒星的类似数据进行了比较。在SMC和LMC中，碳星对乙炔的吸收同样强烈，但LMC星在红外颜色和分子带的面纱中显示出更强的尘埃辐射。这表明，在碳星的分子大气中形成尘埃的过程中存在一个关键环节，它与初始金属丰度成比例。基于二次元素如钛或硅的成核种子提供了一个合理的解释。在富氧恒星中，成核种子和分子凝聚物都依赖于次要元素（特别是钛、硅和/或铝）。脉动尘埃AGB星和超巨星在大麦哲伦星系的数据被用来表明，脉动可能是驱动质量损失的关键因素，只要尘埃的形式，而不是恒星的光度。最后，我们认为，减少尘埃生产，从而减缓风的金属贫AGB星和红超巨星更有可能导致化学不均匀性和小尺度结构的星际介质。（节略）
2008-06-22 astro-ph
UV Observations of the Powering Source of the Supergiant Shell in IC2574
对附近矮不规则星系IC 2574中包含超巨星HI壳的区域的多波段分析提供了中央星团、周围膨胀的HI壳和HI壳边缘的次级恒星形成点之间存在因果关系的证据。远紫外（FUV，1521 A），光学宽带，H-α，X射线和HI形态的比较表明，该地区是在一个吉祥的时刻，恒星形成的中央星团触发。HI壳层、中央星团和边缘恒星形成区的衍生性质支持这一假设：HI壳层的运动学年龄<1400万年，与FUV观测得出的中央星团的年龄一致（近似1100万年）。根据FUV测光和由此导出的星团年龄，估算了SN和中央星团星风输入的机械能为4.1 x 10^52尔格，大约是HI壳层动能的几倍。根据HI观测结果（使用Chevalier的数值模型）以"标准"方式得出的生成HI壳层所需的能量输入为2.6 x 10^53 erg，这几乎比根据FUV数据得出的估计能量输入高出一个数量级。鉴于压倒性的观测证据表明，中央集群是负责扩大HI壳，这种差异表明，所需的能量输入是高估了使用“标准”的方法。这也许可以解释为什么到目前为止，在巨大的HI黑洞中寻找残余星团的其他一些搜索都没有成功。我们的观测还表明，星团确实能够创造超巨星HI壳，即使在大的银河系中心半径，一个方案，最近受到质疑的一些作者。
2000-07-06 astro-ph
Triggered Star Formation and the Creation of the Supergiant HI Shell in IC 2574
基于哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机的深度成像，我们提出了新的证据，表明恒星反馈在M81群矮不规则星系IC 2574的边缘创造了一个~ 1 kpc的超巨星HI壳（SGS）并引发了恒星形成（SF）。使用测光的解决恒星从HST的图像，我们测量的恒星形成历史的一个地区，包括SGS，专注于过去的500万年，并采用独特的性质的蓝氦燃烧的恒星，以创建一个电影的SF在SGS。我们在SGS中发现了2亿~ 3亿年前和2500万年前的两次重大SF事件。比较时间的SF事件的动态年龄的SGS和能量从HI和SF，我们发现令人信服的证据表明，恒星的反馈是负责创建SGS和触发次级SF周围的边缘。
2008-12-10 astro-ph
Bispectrum speckle interferometry observations and radiative transfer modelling of the red supergiant NML Cyg: Multiple dust-shell structures evidencing previous superwind phases
NML Cyg是一颗高度演化的OH/IR超巨星，被认为是银河系中最明亮的超巨星之一。我们首次对NML Cyg进行了2.13 μ m衍射极限观测，分辨率为73 mas。用SAO 6 m望远镜获得散斑干涉图，用双谱散斑干涉法进行图像重建。辐射转移计算已经进行了光谱能量分布，我们的2.13微米能见度函数，和中红外能见度函数模型。所观察到的灰尘外壳的属性似乎并不符合单壳模型，但似乎需要多个组件。考虑到以前的增强质量损失时期，各种密度增加的尘埃壳考虑在内。一个广泛的网格模型计算了不同的位置和强度的这种超级风地区的尘埃壳。为了将观测结果从光学区域匹配到亚毫米级区域，需要至少两个嵌入壳中的超风区域。最好的模型包括一个温度为1000 K的尘埃壳层，其内径为6.2R星，一个紧密嵌入的超风壳层，从15.5R星延伸到21.7R星，振幅为10（密度增强因子），以及一个远离186 R星的密度增强，振幅为5。内部尘埃壳边缘的角直径为105 mas。在尘埃壳层的不同部分，1/r^2密度分布可以保持不变，只是振幅A不同。现在的质量损失率被确定为1.2 × 10^-4 Msol/年。内部嵌入的超风壳对应于59年前开始并持续约18年的增强质量损失阶段，外部超风区对应于529年前结束的高质量损失阶段。
2001-02-06 astro-ph
On the Properties of the HI shells in the Small Magellanic CLoud
在小麦哲伦星云（SMC）中有509个膨胀的中性氢壳层，它们都非常年轻，动力学年龄为几百万年。为了研究它们与年轻恒星天体的关系，我们将壳层星表与OB星协、超巨星、造父变星、WR星、超新星遗迹和星团的各种星表进行了交叉关联。通过蒙特卡罗模拟估计了随机排队的发生率，发现其发生率很高。然而，重要的是，与OB关联在空间上{ \em not}相关的壳比空间上相关的壳多1.5倍。此外，509个壳层中有59个主要位于低恒星密度场中，没有与之相关的年轻恒星，因此没有明显的能量来源。结果表明，在整体上，这些“空”壳的属性是非常相似的属性的其余的壳，一旦选择偏见被考虑在内。的结果的理论意义进行了讨论。
2005-04-20 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
A Comprehensive Look at LH72 in the Context of Supergiant Shell LMC-4
恒星光谱学，UBV测光，H $α$成像，并从ATCA \ion{H}{1}调查的LMC的数据分析相结合的LMC OB协会LH 72及其周围的研究。LH 72位于先前确认的\ion{H}{1}壳SGS-14的边缘，以及LMC-4的内部，LMC-4是已知最大的超巨星壳之一。我们对\ion{H}{1}数据的分析发现，SGS-14正在以$v_{exp}\sim15$ km·s $^{-1}$的速度膨胀，因此它的膨胀年龄为$\sim$ 1500万年。通过恒星光谱学和光度学的研究，我们发现LH 72中最古老的恒星$\sim15-$ 3000万年前的年龄相似。我们确认LH 72的年龄跨度为$\sim15-$ 3000万年，与整个超巨星壳的恒星年龄范围相似。结合O和B星的H $α$成像的\ion{H}{2}区域DEM 228的分析，我们发现，DEM 228只占60%的可用电离莱曼连续光子。比较电离气体的分布与\ion{H}{1}的分布，我们发现DEM 228和LH 72被$\sim1-2\arcmin$从峰值21-cm发射向SGS-14内部偏移。综上所述，这些结果意味着SGS-14已经清除了其内部的气体并触发了LH 72的形成。根据我们的研究结果，我们认为LMC-4不是作为一个单位形成的，而是由像SGS-14这样的重叠壳层形成的，LH 72将演化成类似于LMC-4中其他恒星的恒星弧。
2001-02-26 astro-ph
Spitzer Observations Of The Supergiant Shell Region In IC 2574
我们目前的空间分辨斯皮策成像的M81组矮星系IC 2574的超巨星壳区域的斯皮策红外近星系巡天的一部分。这一区域拥有一个运动学上不同的HI壳层的最好的邻近例子之一，与相关的残余星团;壳层在与周围的星际介质相互作用时开始了连续的恒星形成。这个区域主导了IC 2574的红外光度，并且在所有斯皮策成像波段都有空间分辨。我们研究了尘埃温度的差异作为当地环境的函数，并比较当地恒星形成率推断从H阿尔法和总红外光度。我们发现，强的H α源与温暖的尘埃区域，然而，最明亮的红外和H α源不一定是lyco-space。最冷的尘埃出现在离壳层边缘最远的区域;这些区域显示出由H Alpha和总红外光度得出的恒星形成率之间的最佳一致性（尽管仍然存在3-4倍的差异）。在炮弹周围的不同区域，无线电-远红外相关性有相当大的变化。该区域的低尘埃含量可能会影响这些关系中的散射;这些数据表明，膨胀的壳层通过触发恒星形成和改变尘埃温度来显着影响其周围环境。
2005-08-01 astro-ph
Boron in the Small Magellanic Cloud: A Novel Test of Light Element Production
利用哈勃空间望远镜对两颗小麦哲伦云B型星进行了2066 A处B Ⅲ共振线的STIS观测。虽然在这两颗恒星中都没有探测到硼，但硼丰度的上限是12+log（B/H）le 1.6，AV 304和NGC 346-637都是如此。上限是一致的硼和氧之间的关系，以前报告的银河系盘星。SMC的上限进行了讨论，该星系的恒星形成的历史，目前的氧丰度，其目前的宇宙射线通量。紫外光谱也被用来确定SMC恒星中的铁族丰度。对于AV 304，[Fe/H]=-0.6 pm 0.2，根据绝对和微分分析（相对于银河系B型恒星HD 36591）。这与SMC中A-F超巨星的结果一致。NGC 346-637的铁丰度较低，[Fe/H]=-1.0 pm 0.3，但这与另一个年轻的SMC星系团NGC 330的超巨星铁丰度很好地一致。我们认为NGC 346-637可能是一个未被识别的双星，这使得它的光谱分析变得复杂。
2002-04-02 astro-ph
The stars near the centre of supergiant shell LMC4: Further constraints on triggering scenarios
巨大的超巨星壳层（SGS）LMC 4，仅次于巨大的HII区30剑鱼座，是大麦云（LMC）第二个最令人印象深刻的特征，一直是许多研究的主题，并被用来测试各种恒星形成机制的模型。本文提出了一种对该SGS中心的B、V测光方法。新的数据产生了1120万年的年龄和色过量E（B-V）= 0.10（3）mag.此外，几何中心附近的两个星团太老了，与LMC 4的形成无关：HS 343的年龄约为0.1Gyr，KMHK 1000的年龄约为0.3Gyr。这一点和现有的光度测量支持覆盖整个内部区域的年轻恒星星族几乎是同时代的。我们比较这些发现与预测的模型提出的创建机制的SGS。我们的结论是，大规模的触发，必要的解释的意见，来自流体动力学相互作用的星系晕与气体的前缘移动大麦哲伦星系。
2000-06-05 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
CIV absorption from hot gas inside supergiant shell LMC4 observed with HST and IUE
在超巨星壳层LMC 4方向上的两颗恒星的高分辨率紫外光谱与HST-GHRS明确地显示了大量的CIV气体在接近LMC系统速度的速度下的吸收。结合ROSAT探测到的LMC 4的漫射X射线和其他支持数据，这表明LMC 4的内部充满了稀薄的热气体。CIV星际吸收在很大的速度范围内被观察到，在大约280和320 km/s处至少有两个分量。速度为280 km/s的强分量的宽度为40 km/s，柱密度约为10^13 cm^-2的3倍。吸收的宽度是最好的解释散装运动的CIV内LMC 4的气体云。这些热云或冷云周围的层必须在LMC 4内部具有相对较高的填充因子，以适应观测。CIV气体成分在320 km/s时的特征是，它们追踪了LMC 4空腔内最近超新星的冲击波。银河系的CIV吸收也存在，正如对这些视线所预期的那样。
1996-07-04 astro-ph
No stellar age gradient inside supergiant shell LMC 4
用B、V通带CCD测光方法分析了超巨星壳层LMC 4（直径1.4kpc）内“J”形区（400 pc东西向、850 pc南北向）的最年轻恒星星族。等时线拟合的颜色星等图产生的年龄范围从900万年到1600万年没有相关的LMC 4中心的距离。我们构造了五个区域的亮度函数和质量函数，以确保投影效应不会掩盖结果。斜率位于预期范围内（伽马值分别为[0.22;0.41]，伽马值为[-1.3;-2.4]，Salpeter值为伽马= -1.35）。经过我们的计算，在过去的1000万年里，总共有5-7颗10^3超新星向LMC 4倾倒了10^54.5 erg的能量，事实上，在恒星形成爆发后的500万年到800万年的时间跨度内，足以撕裂原始的恒星形成云，这是由一个大规模的触发事件引发的。我们的结论是，LMC 4可以形成没有随机自传播恒星形成（SSPSF）的贡献。
1997-08-08 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
AKARI Detection of the Infrared-Bright Supernova Remnant B0104-72.3 in the Small Magellanic Cloud
我们介绍了一个偶然发现的红外明亮的超新星遗迹（SNR）B 0104 -72.3的小麦哲伦云的红外相机（IRC）机载AKARI。在所有四个观察到的IRC带中检测到一个细长的，部分完整的外壳，覆盖2.6-15 μ m。红外壳层围绕着与SNR相关的无线电，光学和X射线发射，可能是辐射SNR壳层。这是第一次在小麦哲伦星云中探测到近/中红外波段的SNR壳层。IRC颜色表明红外发射可能来自受冲击的H2分子，其中一些可能来自离子线。我们的结论是，B 0104 -72.3是一个中年SNR与分子云相互作用，类似于银河SNR IC 443。我们的研究结果突出了AKARI IRC观测在研究SNR，特别是诊断SNR冲击方面的潜力。
2007-04-05 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
The outer atmosphere of the M-type supergiant alpha Orionis: KI 7699A emission
本文描述了以中性钾7699 π共振线为中心的光谱窗口的参宿四拱壳层的空间分辨高分辨率长缝光谱。由光球光子共振荧光散射产生的KI辐射被映射到距恒星50弧秒处，其亮度随r^{-2.36 \pm 0.03}而减小，其中$r$是距恒星的径向距离。我们的测量结果与Rodgers & Glassgold早期的理论解释一起表明，质量损失率约为2。10^{-6}太阳质量/年。K I发射是远不均匀的：强度不均匀性被认为是下降到约1角秒的视极限和约2公里/秒的速度分辨率。有明确的证据表明，有一个半径为50弧秒的薄壳。这与较弱的星周吸收成分S2相一致。估计K原子在这个壳层中的密度（约。六、10^{-5} cm^{-3}）。
2002-03-13 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
A 2dF survey of the Small Magellanic Cloud
我们提出了一个目录的新的光谱类型的热，发光的恒星在小麦哲伦星云。该目录包含4161个天体，使SMC恒星数量增加了一个数量级，并公布了光谱分类。目标主要是B型和A型星（分别有2862和853个天体），其中有1颗沃尔夫-拉叶星，139颗O型和306颗FG星，采样的主序星约为B型中段。选择和分类标准进行了说明，并讨论了特别感兴趣的对象，包括紫外线选定的目标，从紫外线成像望远镜（UIT）的实验，Be和B[e]星，“异常超巨星”，和复合光谱系统。我们研究了巴耳末线辐射的发生率，以及BA星的H-γ等效宽度和绝对星等之间的关系。
2004-06-18 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
The LMC's Top 250: Classification of the Most Luminous Compact 8 micron Sources in the Large Magellanic Cloud
为了确定大麦云（LMC）中最明亮的紧凑型中红外源的性质，我们将Buchanan等人（2006）2 MASS-MSX颜色分类系统的更新版本应用于250个LMC天体的中红外（8微米）通量限制样本，该系统基于斯皮策空间望远镜光谱学的结果，其中2 MASS和MSX测光可用。由此产生的2 MASS-MSX（“JHK 8”）基于颜色的分类，这些来源构成了LMC中最中红外发光的物体，通过各种独立的手段进行了必要的补充，交叉检查和校正，只有47个来源保持暂定分类，只有10个来源根本无法分类。样本主要由富碳的AGB星（~35%）、红超巨星（~18%）和致密的H II区（~30%）组成，另外还有少量富氧的AGB星（~4%）、尘埃、早期型发射线星（~3%）和银河系中前景的富氧AGB星（~3%）。在我们的LMC红外源样本中，明亮且尘埃笼罩的AGB星中富C和富O天体的比例非常大，这与碳星在低金属量环境中容易形成的假设一致。我们证明，非常明亮的富C和富O的AGB星和红超巨星，这里主要是根据他们的JHK 8颜色，也出现在斯皮策IRAC/MIPS色-色图作为不同的集群。因此，原则上，基于红外光谱的红外光度分类技术在这里适用于大麦哲伦星系可以适用于任何外部星系的最明亮的红外点源是可检测和可分辨的2 MASS和斯皮策。
2008-01-24 astro-ph
The VLT-FLAMES survey of massive stars: atmospheric parameters and rotational velocity distributions for B-type stars in the Magellanic Clouds
我们提供了大气参数和旋转速度的大样本（~400）的O-和早期B型恒星，分析均匀和一致的方式，用于约束理论模型。旋转速度与演化轨迹的比较表明，核心氢燃烧的结束比目前预测的要晚。我们还表明，在现场观察到的大量发光的蓝超巨星不太可能直接从主序星大质量O型恒星演化而来，因为它们的低旋转速度或在H-R图上的位置都没有预测到。我们认为蓝圈或质量转移双星系统可能会填充蓝超巨星制度。通过将麦哲伦云恒星的旋转速度分布与类似的银河样本进行比较，我们发现（在3西格玛置信水平下）SMC中的大质量恒星（大于8兆太阳）比太阳附近的恒星旋转得更快。然而，银河系和大麦哲伦星系的自转速度分布之间似乎没有显着差异。我们发现，在SMC和LMC中的vsini分布可以用内禀旋转速度分布来模拟，内禀旋转速度分布在175 km/s（SMC）和100 km/s（LMC）处是高斯峰。我们发现，在SMC的NGC 346中，10- 25 Msun的主序星似乎比它们的更高质量的同行更快地旋转。最近，Yoon等人（2006年）通过模拟快速旋转的大质量恒星祖先来确定伽马射线暴的发生率。我们测得的10- 25 Msun恒星的旋转速度分布在略高于他们假设的速度时达到峰值，这支持了GRB可能来自初始质量低至14 Msun的低金属丰度快速旋转体的想法。（节略）。
2007-11-14 astro-ph
Ionization structure in the winds of B[e] supergiants II. Influence of rotation on the formation of equatorial hydrogen neutral zones
内容：众所周知，B[e]超巨星具有非球形风，并且已经假设在靠近恒星表面的氢中存在中性的盘。一个合适的机制，以产生非球形风似乎是快速旋转，并至少为三个B[e]超巨星在麦哲伦云的旋转速度在其临界速度的一个相当大的分数已经found. Aims：我们希望找到合适的重组距离在赤道平面的快速旋转的恒星，解释所观察到的大量的中性物质在附近的B[e]超巨星。方法：我们进行电离结构计算在赤道平面周围快速旋转的发光超巨星。赤道面的限制，使我们能够处理的电离平衡方程1维，而恒星辐射场的计算2维，考虑到纬度变化的恒星表面参数。所用的恒星参数与B[e]超巨星的已知参数相对应。计算中所作的假设都有一个共同点，即在赤道平面内任何位置的可用电离光子总数被高估，导致复合距离的上限。结果如下：我们发现，尽管快速旋转的恒星的赤道表面密度下降（忽略双稳态和/或风压缩的影响），氢和氦重组或接近恒星表面，质量损失率Mdot > 5d-5 M_sun/yr和旋转速度超过v（rot，eq）/v（crit）=0.8。
2006-06-06 astro-ph
Supernova Remnants in the Magellanic Clouds. VI. The DEML316 Supernova Remnants
DEML 316系统包含两个壳层，都具有超新星遗迹（SNRs）的特征。我们分析了DEML316的Chandra和XMM-Newton数据，研究了它的空间和光谱X射线特征。我们的钱德拉观测解决了东北SNR（壳A）的结构，作为一个明亮的内环和一组由较暗的漫射发射包围的“弧”。的光谱是很好的拟合温度~1.4千电子伏的热等离子体模型，我们没有发现显着的光谱差异，此SNR的不同区域。西南SNR（外壳B）显示出不规则的X射线轮廓，具有更明亮的内部发射环，包括明亮的发射结。总的来说，SNR的发射很好地描述了温度约0.6 keV的热等离子体。然而，亮结在光谱上与SNR的其余部分不同，需要添加与光子指数1.6 - 1.8的幂律光谱一致的高能光谱分量。我们证实了Nishiuchi等人（2001）的发现，即这些壳层的光谱明显不同，壳层A需要高的铁丰度才能获得良好的光谱拟合，这意味着Ia型起源。我们进一步明确比较丰度比模型预测的Ia型和II型超新星。壳A的低比值（O/Fe为1.5和Ne/Fe为0.2）和壳B的高比值（O/Fe为30 - 130和Ne/Fe为8 - 16）分别与Ia型和II型起源相一致。SNR祖先类型之间的差异对这些SNR相互作用的建议提出了一些疑问。
2005-09-22 astro-ph
A Spitzer IRS Spectral Atlas of Luminous 8 micron Sources in the Large Magellanic Cloud
我们提出了一个地图集斯皮策太空望远镜红外光谱仪（IRS）光谱的高度发光，紧凑的中红外光源在大麦云。根据红外颜色和8微米（MSX）通量选择了来源，这些通量表明高度演化的中到高质量恒星目前或最近的质量损失率很大。我们从中红外连续谱和光谱特征确定了星周包层的化学组成，并对恒星的光谱类型进行了分类。在60个源的样本中，我们发现了21颗红超巨星（RSG），16颗富C渐近巨星分支（AGB）星，11颗HII区，4颗可能富O AGB星，4颗银河系富O AGB星，2颗OH/IR星和2颗具有特殊红外光谱的B[e]超巨星。我们发现绝大多数AGB星（典型的红外光度~ 1.0E4L_sun）都有富C包层，而富O天体主要是L_IR ~ 1.0E5L_sun的亮RSG。我们确定恒星K波段通量密度的平均辐射热修正，发现对于碳星，辐射热修正依赖于红外颜色，而对于RSG，辐射热修正是独立的红外颜色。我们的研究结果表明，以前分类为PNe的基础上的红外颜色的对象实际上是紧凑的HII区域非常红的IRS光谱，包括强原子复合线和PAH发射功能。我们表明，在我们的样品中的IRS光谱类分离清楚地在红外颜色-颜色图，使用2 MASS数据和合成IRAC/MIPS通量来自IRS光谱的组合。在此基础上，我们建议诊断识别和分类，具有高置信度，红外发光的演化恒星和HII地区在附近的星系使用斯皮策和近红外测光。
2006-06-30 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
ISO observations of obscured Asymptotic Giant Branch stars in the Large Magellanic Cloud
我们目前的ISO测光和光谱观测的样本57个明亮的渐近巨星分支恒星和红超巨星的大麦云云，选择的基础上的红外天文台的颜色指示高质量损失率。利用12、25和60 $μ$ m的PHOT-P和PHOT-C测光以及12 $μ$ m的CAM测光，结合准同步地基近红外测光，为我们样本中的所有恒星绘制了色-色图。给出了23颗恒星3 ~ 14 $μ$ m区的PHOT-S和CAM-CVF光谱。根据色-色图和光谱，我们确定了样品中49颗恒星周围尘埃的化学类型。许多恒星都有富含碳的尘埃。麦哲伦星云中最明亮的碳星也有一个（次要的）富氧成分。OH/IR星具有硅酸盐吸收和发射翼。这里提出的独特的数据集允许详细研究的热脉冲AGB星的代表性样本，以及确定的光度。
1999-04-26 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
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
