EROS2 microlensing search towards the Magellanic Clouds
EROS 2是自1996年中期以来在拉西拉（智利）的欧洲南方天文台（ESO）运行的第二代微透镜实验。本文介绍了我们对小麦哲伦云（SMC）微透镜搜索的两年分析，并报告了对MACHO-SMC-98-1焦散穿越事件的密集观测和对透镜位置的限制。我们也给出了我们对大麦云云（LMC）的搜索的初步结果，25平方度的分析和两个候选人已经被发现。这使我们能够设置另一个限制晕质量分数组成的紧凑对象。
1999-09-30 astro-ph
The neutral outflowing disks of some Magellanic Cloud B[e] supergiants
我们报告了几个麦哲伦云（MC）B[e]超巨星的高分辨率光谱中[OI]发射线的检测，这是我们在拉西拉（智利）的ESO 1.52米望远镜上用FEROS拍摄的。此外，我们模拟的[OI]线光度，并表明中性氧材料的最佳位置是流出盘。为了重现观测到的线光度，我们得出结论，盘必须是中性的已经非常接近恒星表面。
2005-11-30 astro-ph
Low-excitation blobs in the Magellanic Clouds
目的：我们研究一个未知的，或知之甚少，星际HII组成部分麦哲伦云。这是有史以来第一次专门研究这类物体，我们称之为低激发斑点（LEBs）。研究方法：我们使用在ESO进行的低色散光谱，以获得发射线强度的Ha，Hb和[OIII]（4959+5007）的15个对象在大麦云和14个对象在小麦哲伦云。结果显示在激发（[oiii]/Hb比率）与Hb光度图中。结果如下：我们表明存在的一个LEB组件中的麦哲伦云，并研究其与已知的类高激发斑点（HEBs）的关系。新发现的LEB是HEB的低激发对应物，由质量较小的激发恒星提供动力。对LEB的进一步研究有望为更好地理解麦哲伦云上部初始质量函数的低质量端提供新的信息。
2006-10-06 astro-ph
Be stars in open clusters in the Small Magellanic Cloud
我们报告的人口的B和Be星的SMC年轻的集群，在ESO/T2.2米的无缝光谱模式与过滤器中心在H α的宽视场成像仪进行的研究。首先，我们解释我们使用的简化方法以及我们对不同类型对象的选择。第二，我们提出的SMC集群中的恒星的比例的结果，我们比较这个比例在银河系中观察到的。最后，我们还介绍了用OGLE对Be星的变率进行统计研究的结果。
2006-09-25 astro-ph
Optical BVI Imaging and HI Synthesis Observations of the Dwarf Irregular Galaxy ESO 364-G 029
作为努力的一部分，以扩大研究麦哲伦型星系的数量，我们获得了宽带光学成像和中性氢射电合成观测矮不规则星系ESO 364-G 029。光学形态特征显示了一个棒状主体，具有单侧螺旋臂，近似指数光分布，以及偏移的光度和运动中心。HI分布是轻微不对称的，虽然稍微偏离光度中心，但大致遵循光学亮度分布，延伸到超过1.2霍姆伯格半径（其中μ B = 26.5 mag/arcsec ^[2]）。特别是，最高的HI柱密度密切遵循酒吧，单臂螺旋，和第三光学扩展。旋转在内部是固体的，但在光学范围之外是固体的。HI的总通量F_HI = 23.1 pm 1.2 Jy km/s，由此得到HI的总质量M_HI=（6.4 pm 1.7）x 10^8 Msun（距离D = 10.8 pm 1.4 Mpc），HI的总质量与蓝光之比M_HI/L_B =（0.96 pm 0.14）Msun / Lsun，B（与距离无关）。HI的数据表明，一个非常复杂的小规模HI结构，大壳和/或孔的证据，但更深入的观察需要详细的研究。后续观测也是与大麦云云进行适当比较的必要条件，尽管大麦哲伦云的光学形态与ESO 364-G 029非常相似，但它与ESO 364-G 029的光学形态几乎没有相似之处。
2007-04-23 astro-ph
The WFI Halpha spectroscopic survey
本文介绍了我们用ESO宽视场成像仪在无狭缝光谱模式下对银河系和SMC疏散星团中的H α发射体进行光谱观测的结果。首先，对于银河系疏散星团NGC 6611，其中发射线星的数量和性质仍然是争论的对象，我们表明，真正的拱星发射线星的数量是很少的。第二，在低金属丰度时，通常在小麦哲伦星云中，B型恒星的旋转速度比银河系快，因此预计会有更多的Be恒星。然而，到目前为止，对Be星的搜寻只在麦哲伦星云中的极少数疏散星团中进行。使用ESO/WFI在其无狭缝光谱模式，我们进行了小麦哲伦云的Halpha调查。在整个SMC中获得了300万个以Halpha为中心的低分辨率光谱。在这里，我们提出的方法来利用的数据和第一个结果的84个疏散星团在SMC的Be星，B星的比例。
2008-09-25 astro-ph
B and Be stars in the Magellanic Clouds: rotation, evolution and variability
在欧洲南方天文台VLT上用GIRAFFE多光纤摄谱仪进行了观测，获得了大麦哲伦云和小麦哲伦云中分别有177颗和346颗B型星的光谱。在LMC和SMC观测到的47和131颗Be星中，我们分别发现了25和90颗新的Be星。我们确定了这些恒星的基本参数，并研究了金属丰度、恒星形成条件和演化对自转速度行为的影响。我们发现，只有未来的B型星具有很强的自转速度在ZAMS将成为一个Be星。我们还发现了短期的变化，在几个SMC的恒星由于交叉相关的CNOMO数据库。
2005-10-24 astro-ph
The WFI Halpha spectroscopic survey of the Magellanic Clouds: Be stars in SMC open clusters
在低金属丰度时，B型恒星的质量损失较低，因此角动量也较低，因此麦哲伦星云中的Be星比银河系中的Be星要多。然而，到目前为止，对Be星的搜索只在麦哲伦星云中的极少数疏散星团中进行。使用ESO/WFI在其无狭缝光谱模式，我们进行了大麦哲伦云和小麦哲伦云的Halalpha调查。获得了以H α为中心的800万个低分辨率光谱。为了自动分析，我们开发了ALBUM代码。在这里，我们提出的意见，方法来利用的数据和第一批结果的84个疏散星团在SMC。特别是，交叉相关我们的目录与OGLE位置和光度数据，我们分类超过4000颗恒星，并能够找到其中的B和Be星。我们显示的区域密度，金属丰度，光谱类型和年龄的函数的Be星的速率的演变。
2008-09-12 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
Dynamical Influences of the Last Magellanic Interaction On the Magellanic Clouds
利用完全自洽的数值模拟方法，研究了大麦哲伦云和小麦哲伦云（LMC和SMC）中最近0.8 Gyr的气体和年轻恒星的分布。我们的主要结果如下，这些结果可以用观测来检验。大约0.2 Gyr前的最后一次动力和流体动力相互作用可以形成LMC明显的偏心棒和特殊的HI螺旋。由于相互作用的影响，目前大麦哲伦星云中年龄小于2000万年的年轻恒星的空间分布可能是显著的不对称和聚集。在相互作用过程中，一小部分但不可忽略的恒星和气体成分可以从SMC转移到LMC中，在LMC周围形成扩散晕成分。在某些模型中，SMC中的恒星形成爆发可以与LMC同步约0.2 Gyr。新的恒星可以从SMC潮汐尾的气体中形成，其中一个可以被观察到作为麦哲伦桥（MB）。MB中新星的金属丰度分布函数有一个峰值[Fe/H]-0.8，明显小于SMC中的恒星金属丰度。在此基础上，我们讨论了剑鱼座30、大麦哲伦星云南分子脊、球状星团ESO 121-SC 03、大麦哲伦星云内贫金属星和大麦哲伦星云的巨HI洞的起源。
2007-02-19 astro-ph
Eclipsing binaries in the Magellanic Clouds. uvby CCD light curves and photometric analyses for HV982 (LMC), HV12578 (LMC), HV1433 (SMC), and HV11284 (SMC)
我们提出了新的精确的CCD紫外光变曲线的LMC食双星HV 982和HV 12578，和SMC系统HV 1433和HV 11284在丹麦的1.5米望远镜在ESO，拉西拉。光变曲线来自DoPHOT光度测定法，典型的精度在0.007和0.012 mag/点之间。还为每一个双星建立了标准的紫外线指数，主要用于确定星际红化和吸收。对于HV 982和HV 12578，已经建立了精确的光度元件。两种系统均由偏心轨道上两个尺寸相当的分离组件组成。采用Fitzpatrick等人2002年给出的HV 982的光谱元素，我们导出了其组分的绝对尺寸，与他们的结果一致。得到的距离模为V_0-M_V = 18.63 +/-0.08，对应的距离为52.6 +/-2.0kpc，这与他们的测定在形式上是一致的（虽然稍大）。HV 1433和HV 11284都是由两颗相当接近、变形和完全不同的恒星组成的。由于组分之间的质量比（和它们的旋转速率）是未知的，因此还不能获得确定的光度元素，但我们提出了一个可能的光度解决方案的样本。在一系列即将发表的论文中，我们将把我们的紫外线观测与ESO甚大望远镜（VLT）上UVES摄谱仪的高色散光谱相结合，并为选定的LMC和SMC系统（包括HV 12578和HV 982的精确结果）提供绝对尺寸，化学丰度和距离。
2003-02-28 astro-ph
Properties of RR Lyrae stars in the Inner Regions of the Large Magellanic Cloud
本文给出了大麦哲伦星云内区74颗RR型天琴座星的径向速度、金属丰度和K波段星等。中分辨率光谱和红外图像是用FORS 1在ESO VLT和SOFI红外成像仪在ESO NTT获得的。最好的43个RR Lycles与实测速度产生观测到的速度色散为61+-7公里/秒。我们得到一个真正的LMC RR Lyonian速度色散为53公里/秒，这是高于以前测量的任何其他LMC人口的速度色散。这是Minniti等人（2003年）讨论的大麦哲伦星云中运动学上热的贫金属晕的第一个经验证据。使用Layden（1994）对Delta S方法的修改，我们测量了23颗恒星的金属丰度。平均值为[Fe/H] =-1.46+-0.09 dex。天琴座RR型星的绝对星等M_V和M_K是金属丰度的线性函数。在V波段，我们的数据与Olech等人（2003）的关系一致，在K波段，斜率较平坦。70颗RR型天琴座星的平均视V光度为<V>= 19.45+-0.04，37颗RR型天琴座星的平均K光度为<K>=18.20+-0.06。视V星等与LogP之间没有明显的关系，而RR型天琴座K带星等则与LogP呈良好的线性关系。使用Bono等人（2001）和Bono等人（2003）的理论近红外周期-亮度-金属量关系，我们计算出LMC距离模量18.48+-0.08。
2004-05-19 astro-ph
Short term variability in Be stars and binaries in the Magellanic Clouds
我们用ESO/VLT的多目标光谱仪GIRAFFE观测了麦哲伦星云中的大样本B & Be星，分别为176颗和344颗。我们在不同的设置在不同的时期获得光谱。它使我们能够发现几个光谱双星与短期和中期。通过与CAMO数据库坐标的互相关，我们在样本中找到了350颗恒星的光变曲线。其中19颗（14颗新发现）是光度双星（5颗在大麦哲伦星云，14颗在小麦哲伦星云）。在这19个光度联星中，6个也是光谱联星（5个在大麦哲伦星云，1个在小麦哲伦星云），另外2个是Be星（2个在小麦哲伦星云）。所有这些双星的轨道周期都已确定。在我们的样本中，134颗Be星被观测到，对于这些恒星，我们寻找短期光度变化。我们在SMC的Be星中发现了13个光度变化幅度小于0.1等的短期天体（P $<$ 2.5d）。这种短期的变化往往叠加到长期的变化。
2006-02-07 astro-ph
Blue irregular variable stars in the Small Magellanic Cloud from EROS2 : Herbig Ae/Be or classical Be stars ?
利用EROS 2微透镜巡天的数据，我们报告发现了两个蓝色天体，它们在20至200天的时间尺度上具有$ΔV \sim 0.1$ -0.4等的不规则光度行为。他们表现出一个蓝色的时候，微弱的行为。随后用ESO 3.6米望远镜拍摄的光谱显示了具有强烈$H α$发射的光谱类型B4 eIII和B2 eIV-V。这些天体类似于Herbig AeBe，但也是经典的Be星。在这个阶段，不可能明确区分前主序和经典Be性质。如果我们赞成前主序星的解释，它们比银河系HAeBe星的光度上限更亮。对于LMC中的HAeBe候选物也发现了同样的情况。这可能是由于一个较短的吸积时间尺度（$τ= M_*/\dot{M}$），或较小的尘埃含量在主序前的SMC和LMC星的演化。
2001-10-08 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
Synthesis Imaging of Dense Molecular Gas in the N113 HII Region of the Large Magellanic Cloud
我们目前的孔径合成成像的致密分子气体在大麦云云，采取了原型毫米接收器的澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）。我们对N113 HII区的观测表明，在HCO ~+、HCN和HNC的1-0线上有一个约6 ″（1.5pc）半高宽的凝聚，而在C_2H中则很弱。将ATCA的观测结果与莫普拉望远镜的单碟图和瑞典-欧洲南方天文台亚毫米望远镜的灵敏光谱进行比较，结果表明，凝结是一个质量约为10^5太阳质量的分子云中质量约为10^4太阳的大质量团。该团块的中心邻近一个紧凑的，模糊的HII区域，这是一个线性结构的无线电连续源的一部分，延伸到整个分子云。我们认为，团块代表了一个可能的网站触发恒星形成。检查作为干涉仪基线长度的函数的积分线强度，我们发现的证据减少HCO+/HCN和HCN/HNC比较长的基线。这些趋势是一致的HCO+排放的一个重要组成部分，在一个扩展的团块信封和较低的HCN/HNC丰度比在致密的核心。
2006-04-08 astro-ph
Background galaxies as reddening probes throughout the Magellanic Clouds
本文研究了麦哲伦云后星系核区3600 - 6800范围内的光谱特性。径向速度澄清了这些物体作为背景星系或属于云的扩展物体的性质。对于LMC和SMC主体后面的大多数星系，径向速度是第一次测量。在本样本中，典型的大麦哲伦星系背景星系在附近（4000 < V（km/s）< 6000），而SMC的背景星系则远得多（10000 < V（km/s）< 20000）。我们通过匹配一个无红化的星系模板与可比的恒星星族来确定每条视线中的红化。对于LMC主体，我们推导出银河系和内部红化的组合值E（B-V）$_{MW+i}$ = 0.12 $\pm$ 0.10，而对于SMC E（B-V）$_{MW+i}$ = 0.05 $\pm$ 0.05。通过减去投射到每个云周围的星系的银河系红化值，我们估计出大麦哲伦星云和小麦哲伦星云主体的平均内部红化值$Δ$ E（B-V）$_i$ = 0.06和0.04。云是光学薄，至少在所研究的背景星系的方向，这往往是很难被确定为这样的ESO/SERC巡天图像。然而，更多的红区可能会出现在难以识别星系的地方。
2001-03-30 astro-ph
Supernova Remnants Associated with Molecular Clouds in the Large Magellanic Cloud
我们使用瑞典ESO亚毫米波望远镜（SEST）来寻找与大麦云星云中的三个超新星遗迹（SNRs）相关的CO发射：N49，N132 D和N23。在CO（230.5GHz）的J=2-1转动跃迁中进行了观测，SEST的半功率束宽为23”。在N49和N132 D附近发现了分子云;在我们绘制的N23附近区域没有发现CO排放。N49云的峰值线温度为0.75 K，空间尺度约为7 pc，维里质量约为30，000太阳质量。N132 D云更明亮，峰值温度为5 K;它也更大，约为22 pc，质量更大，约为200，000太阳质量。N49和N132 D附近云的速度分别为+286.0 km/s和+264.0 km/s，与先前已知的相关SNR的速度分别为+286 km/s和+268 km/s非常一致。ROSAT X射线图像显示，残余物膨胀所进入的环境密度似乎在云层方向上显着增加。这些观测结果表明，这些残留物与它们各自的分子云之间存在着物理联系。N49和N132 D与分子物质密集区的关联意味着它们都可能是作为核心坍缩超新星爆炸的短命祖先的产物。
1996-12-19 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
A mid-infrared study of HII regions in the Magellanic Clouds: N88A and N160A
为了显示HII区域的高空间分辨率观测的重要性，当与更大的孔径，如ISO获得的观测相比，我们提出了两个麦哲伦云HII区域，N88 A和N160 A的中红外光谱。我们在ESO 3.6米望远镜上用TIMMI 2获得了中红外（8-13 μ m）长缝光谱。这些都与档案光谱与斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪（IRS）获得，并与低空间分辨率ISO-SWS数据进行比较。库存的光谱方面的原子精细结构线和分子带。对于N88 A，一个没有邻近红外源的孤立HII区，观测结果表明，ISO-SWS和Spitzer-IRS观测到的线通量完全来自直径约为3角秒的致密HII区。N160 A的情况并非如此，它具有更复杂的形态。我们首次用光谱分离出N160 A的三个组成部分，两个高激发斑点，A1和A2，以及年轻的恒星天体N160 A-IR的单独贡献。此外，用TIMMI 2观察到扩展的[SIV]发射，最有可能与位于A1和A2之间的中央星团有关。我们显示这些高空间分辨率的数据在确定源特性，如每个高激发斑点的电离度或YSO的热光度的价值。这个光度比先前估计的低一个数量级。对于每个高激发斑点，我们还确定了电子密度和元素丰度的Ne，S和Ar。
2008-08-20 astro-ph
Light curves and metal abundances of RR Lyrae variables in the bar of the Large Magellanic Cloud
大麦云云（LMC）被广泛认为是天文学距离尺度的基石，然而根据“短”和“长”距离尺度的预测，它的距离存在0.2-0.3等的差异。从星群II到大麦哲伦星云的距离是根据天琴座RR变量确定的。我们已经开展了一项观测活动，致力于定义平均视光度和研究大麦哲伦星云中天琴座RR星的质量-金属丰度关系。这些比较与集群RR天琴座类似的数量。其目的是要看看是否有一个内在的光度差异，可能是由于质量的差异，可能存在之间的领域和集群RR天琴座，这可能是众所周知的二分法之间的“短”和“长”的距离尺度。初步结果的V和B-V光变曲线，平均视星等，和102 RR天琴座在酒吧的LMC，在1999年1月在欧洲南方天文台观察到的脉动特性。测光数据与Johnson测光系统精确关联。与由Alcock等人1996年合作获得的LMC棒中天琴座RR的光度测定进行了比较。我们的样本包括从Alcock等人（1997）中选出的9个双模RR天琴座，其中提出了用DeltaS方法估计金属丰度的方法。
1999-09-20 astro-ph
Very Large Telescope three micron spectra of dust-enshrouded red giants in the Large Magellanic Cloud
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星在大麦云（LMC），选择的基础上的MSX和2 MASS的颜色是非常灰尘笼罩的AGB恒星候选人。在30个目标中，有28个被确定为碳星，大大增加了LMC中已知的光学不可见碳星的数量。我们还提出了六个红外明亮的恒星或附近的三个集群在大麦哲伦星系的光谱，确定其中四个碳星和两个富氧超巨星。我们分析了C2 H2在3.1和3.8微米处的分子带，HCN在3.57微米处的分子带，以及我们归因于C2 H2的在3.70- 3.78微米区域中的尖锐吸收特征。有证据表明大麦哲伦星系碳星中C2 H2的丰度普遍较高，这表明大麦哲伦星系中金属丰度较低的碳氧丰度比较高。初始金属丰度较低也可能导致HCN和CS丰度较低。红外碳星的样品表现出一个范围内的C2 H2：HCN丰度比。我们没有发现强烈的相关性之间的性质的分子大气和拱星尘埃信封，但所观察到的吸收带的强度和形状的差异可以解释激发温度的差异。高质量损失率和强脉动将被视为与大尺度的分子大气高度相关。
2005-10-18 astro-ph
AGB nucleosynthesis in the Large Magellanic Cloud. Detailed abundance analysis of the RV Tauri star MACHO47.2496.8
上下文后AGB对象作为AGB核合成探针的初步分析。目标。详细的光球丰度的研究是在LMC的富碳后AGB候选MACHO 47.2496.8。方法.高分辨率，高信号噪声ESO VLT-UVES光谱的MACHO 47.2496.8进行了分析，通过执行详细的光谱合成建模，使用国家的最先进的富碳MARCS大气模型。结果MACHO 47.2496.8的光谱不仅由含碳分子的谱带主导，而且还由s过程元素的原子跃迁谱线主导。[Fe/H]=-1.4的金属丰度对于场LMC星来说是令人惊讶的低。C/O比（尽管很难量化）大于2，s过程富集程度很大：轻s过程元素比铁增加了1.2 dex（[ls/Fe]=+1.2），而重s过程元素的富集程度更高：[hs/Fe]=+2.1。铅的丰度与[hs/Fe]相当。由于其低的内禀金属丰度和在碳星光度函数低端的光度，这颗恒星可能代表了低初始质量恒星的最后阶段。结论. LMC RV Tauri星MACHO 47.2496.8富含碳和s过程，很可能是一颗真正的后C（N型）AGB星。这是迄今为止第一次对河外后AGB恒星进行详细的丰度分析。
2006-10-09 astro-ph
Dust-enshrouded giants in clusters in the Magellanic Clouds
我们提出的主要序列后的质量损失的调查结果，从恒星在麦哲伦星云的集群，在L '波段（3.8微米）的成像调查的基础上进行的VLT在ESO。这些数据与JHK和中红外光度法补充。目的是确定初始金属丰度和初始质量对恒星演化最后阶段质量损失和演化的影响。被尘埃笼罩的巨星可以通过它们变红的近红外颜色和热红外尘埃过量发射来识别。这些天体中的大多数都是在中龄星团中的渐近巨星分支（AGB）碳星，其前身质量在1.3到5 Msun之间。红超巨星在年轻的星团中被发现有星周尘埃包层，其前身质量在13到20 Msun之间。后AGB对象（例如，行星状星云）和大质量恒星与分离的信封和/或热中心恒星被发现在几个集群。我们的光谱能量分布的集群红外对象的模型来估计他们的热光度和质量损失率。红外线天体是最明亮的星团天体，其光度与其初始质量和金属丰度相同。它们经历的质量损失率范围从几个1 e-6到1 e-4 Msun/年（或更多），大部分的传播是由于进化的影响，只有一个弱依赖于祖质量和/或初始金属丰度。1.3- 3 Msun星的质量损失约有一半是在持续1 e5年量级的超级风阶段脱落的。有分离外壳的物体被发现经历了最高的质量损失率，因此被解释为后超风物体。我们还提出了一个简单的方法来测量集群质量从L '波段图像。
2005-07-25 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
Ages and Metallicities of Star Clusters and Surrounding Fields in the Outer Disk of the Large Magellanic Cloud
本文给出了位于大麦哲伦星系盘外围的华盛顿系统C、T_1的13个星团及其周围场的CMD。年龄是通过巨分支星团和分叉之间的星等差异来确定的，而金属丰度则是根据巨分支和次巨分支相对于基准星团的位置来确定的。我们发现，在大多数情况下，每个星团的恒星星族是非常相似的领域，它是嵌入。三个特殊的领域提出了显着的性质：（i）到目前为止唯一的集群ESO 121-SC 03在~9 Gyr有一个周围的领域，共享相同的属性。(ii)在这个意义上，我们没有发现任何LMC恒星的证据，因此在远东中龄星团OHSC 37周围的区域值得注意。(iii)SL 388和SL 509的磁场呈现出一个次级星团，比主要的中间年龄星团暗约0.45等，这表明一个恒星星族组成部分位于大麦哲伦星系盘后面，距离与SMC相当。中间年龄外盘星团的平均金属丰度为<[Fe/H]>=-0.7，周围磁场的平均金属丰度为<[Fe/H]>=-0.6。这些值明显低于Olszewski等人（1991，AJ，101，515）对相似年龄集群样本的发现，但与最近的几项研究结果一致。在年龄-金属丰度关系中，少数星团表现出较强的年龄-金属丰度关系，它们是相对较低金属丰度（[Fe/H]~（-1））的中间年龄星团。
1998-03-14 astro-ph
Obscured AGB stars in the Magellanic Clouds II. Near-infrared and mid-infrared counterparts
我们在麦哲伦星云中进行了一次红外搜索，寻找被遮蔽的AGB星。这次巡天发现了一些被遮蔽的AGB恒星，以及一些红外线过剩的超巨星。我们介绍了光源的测光并讨论了色图和热光度。大多数AGB星都是明亮的，通常接近$M_{\rm bol}=-7.1$的经典极限。为了确定恒星是否是富氧或富碳的，我们已经获得了窄带中红外测光与ESO TIMMI相机的几个来源。除一颗外，其他所有的都显示出硅酸盐的特征，因此具有富氧尘埃：其余来源的颜色与富氧或富碳的性质一致。提出了一种基于H $-$ K与K $-$ [12]颜色区分碳星和氧星的方法。我们讨论了几种计算质量损失率的方法：对于AGB星，质量损失率在每年大约5 × 10**-4和5 × 10**-6太阳质量之间变化，取决于假定的尘埃与气体的质量比。本文提出了一种从OH脉泽辐射计算质量损失率的新方法。我们没有发现证据的相关性的质量损失率与光度在这些被遮蔽的恒星。LMC和SMC恒星的质量损失率也没有任何明显的系统差异。大麦哲伦星系的膨胀速度似乎比银河系稍低。周期测定讨论了两个来源：周期是可比的较长周期的银河OH/IR星。所有有周期的亮星，其光度都比周期光度关系所预测的要高。
1995-10-13 astro-ph
Fluorine Abundances in the Large Magellanic Cloud and Omega Centauri: Evidence for Neutrino Nucleosynthesis?
在任何恒星星族中，氟的行为与金属丰度还没有被探测过。在这项工作中，我们提出了第一个氟丰度测量银河系以外的样本红巨星在大麦云（LMC），以及银河系球状星团欧米茄半人马座。氟的丰度来自HF的振动-旋转跃迁，使用Gemini South 8.1 m望远镜上的Phoenix摄谱仪获得的红外光谱。研究发现，随着氧丰度的降低，F/O丰度比下降。在两颗欧米茄Cen巨星中，F/O值特别低;这个非常低的F/O值可能表明，在渐近巨星分支（AGB）恒星中合成19 F并不是恒星星族中氟的主要来源。所观察到的下降F/O与较低的O丰度是在定性协议的预期，如果19 F是通过H-和He-燃烧序列在非常大质量的恒星，与此氟，然后在高质量损失率沃尔夫-拉叶风喷射。观测与这一过程的定量比较，等待更详细的化学演变模型，结合产量从沃尔夫-拉叶风的结果。也许更重要的是，银河系和LMC的结果与模型预测之间的定量一致性，其中19 F是在II型超新星的核心碰撞过程中由中微子核合成产生的。非常低的F/O值在欧米茄Cen也符合中微子核合成模型，如果欧米茄Cen的“特殊”的恒星形成历史，2-4个不同的恒星形成事件，被认为是。
2003-05-16 astro-ph
Multiple stellar populations in Magellanic Clouds clusters. I. An ordinary feature for intermediate age globulars in the LMC?
在NGC 2808和半人马座欧米茄中发现了多个MS，在NGC 1851和NGC 6388中发现了多个SGB，这挑战了长期以来的范式，即GC由简单的恒星星族组成。最近对LMC中年星团的研究使这一情况进一步复杂化，发现MSTO是双峰或加宽的。我们已经进行了一项研究的档案HST图像的LMC和SMC集群的频率测量集群的证据，多个或长期的恒星形成事件，并确定其主要属性的目的。在本文中，我们分析了16个中年LMC集群的CMD。我们发现11个星团在MSTO周围的颜色和大小上表现出异常的扩散（或分裂）。我们表明，所观察到的功能是明确相关的集群，它不是一个工件，由于光度误差，微分红化或二进制。我们确认NGC 1806和NGC 1846清楚地表现出两个不同的MSTO，并首次在NGC 1751中观察到双MSTO。在这三个星团中，对应于较亮的MSTO的星族包括了超过三分之二的星团恒星星族。我们证实了NGC 1783中存在多个恒星星族，并认为该星团的MSTO由两个不同的分支组成。在7个星团（ESO 057-SC 075，HODGE 7，NGC 1852，NGC 1917，NGC 1987，NGC 2108和NGC 2154）中，我们观察到MSTO的内在加宽，这可能表明这些星团经历了较长的恒星形成期（1.5亿-2.5亿年）。IC 2146、NGC 1644、NGC 1652、NGC 1795和NGC 1978…
2008-10-14 astro-ph
The ARAUCARIA project: Deep near-infrared survey of nearby galaxies. I. The distance to the Large Magellanic Cloud from K-band photometry of red clump stars
我们用ESO NTT望远镜在精细视宁度条件下，获得了大麦哲伦星云棒区两个近红外J和K波段的深像。根据这些数据绘制的K，J-K色星等图具有出色的光度质量，并揭示了数百颗红团星的存在。利用Alves对依巴谷观测到的太阳附近红团星K波段绝对星等的刻度，我们导出了观测到的LMC场的距离模为18.487等。根据van der Marel等人的几何模型，对LMC棒相对于视线的倾斜进行了修正，相应的大麦哲伦星系质心距离为18.501等。如果我们采用Alves等人2002年所做的K波段星族修正值-0.03等，来解释太阳邻域和大麦哲伦星系红团星族之间年龄和金属丰度的差异，我们从我们的数据中获得的大麦哲伦星系质心距离模为18.471等。这与Alves等人的结果非常一致，以及Sarajedini等人（2002年）从K波段光度学获得的另一项最近的研究。然而，我们强调，目前的模型预测的人口校正的不确定性似乎表明，误差高达约0.12等可能是可能的，可能在任何光度带。因此，必须继续努力加强对这些更正的限制。我们还确定了我们的LMC领域中的J波段，这可能是一个有用的替代K波段的平均红团星等，未来的工作应该揭示，人口效应修正的红团星在J波段更小，或更可靠地确定比那些为K波段。
2002-08-07 astro-ph
Photometry of Magellanic Cloud clusters with the Advanced Camera for Surveys - I. The old LMC clusters NGC 1928, 1939 and Reticulum
本文给出了用ACS在HST上拍摄的大麦哲伦球状星团NGC 1928、1939和网壳的测光结果。F555 W和F814 W曝光导致这三个集群的高精度CMD。这是NGC 1928和1939的CMD首次公布。所有三个集群都具有CMD，其特征表明它们的年龄>10 Gyr，包括V~23处的主序列关闭和良好填充的HB。我们使用的CMD获得金属丰度和红化估计每个集群。NGC 1939是一个贫金属星系团，[Fe/H] = -2.10 +/- 0.19，而NGC 1928则是一个富金属星系团，[Fe/H] = -1.27 +/- 0.14。网壳的丰度介于两者之间，[Fe/H] = -1.66 +/- 0.12。这三个星团都是中等偏红的，其数值范围从网状星团的E（V-I）= 0.07 +/- 0.02和NGC 1928的E（V-I）= 0.08 +/- 0.02到NGC 1939的E（V-I）= 0.16 +/- 0.03。我们估计每个簇的HB形态。NGC 1928和1939拥有几乎完全由蓝色不稳定带的恒星组成的HB。相比之下，网室有一个中间的HB形态，恒星穿过不稳定带。使用各种测年技术，我们表明，这三个集群是同时代的对方和最古老的银河系和大麦哲伦球状星团，在~2 Gyr。因此，已知的老LMC球状星团的普查现在有15个，加上独特的，稍微年轻的星团ESO 121-SC 03。NGC 1939字段包含视线…
2004-04-13 astro-ph
Observations towards early-type stars in the ESO-POP survey: II -- searches for intermediate and high velocity clouds
我们目前的CaII K和TiII光学光谱的早期类型的恒星主要采取的UVES帕拉纳尔天文台项目，加上HI 21厘米光谱的维拉-Elisa和莱顿-Dwingeloo调查，这是用来获得距离的中间和高速云。在NHI=1.7x10^19 cm-2的情况下，HI以-117 km/s的速度向HD 30677的视线发射，没有相应的CaII K吸收，其信噪比（S/N）为610。这颗恒星的光谱测定距离为2.7 kpc，因此将其设定为距离反中心云ACII的下限。朝向另一条视线（HD 46185），可以看到+122 km/s的HI和NHI=1.2x10^19 cm-2。CaII K光谱的S/N = 780，尽管在云速度下没有观察到吸收。这类似地将2.9千秒差距的固定距离下限置于可能是中等速度云的气体块。在S/N = 500时，HD 196426没有中等速度（IV）的CaII K吸收，这加强了对复合体gp这一部分的700-pc的距离下限，其中NHI为1.1x10^19 cm-2，速度为+78 km/s。此外，在HD 19445的光谱中没有发现IV Ca II K的吸收，它在HI中很强，NHI=8x10^19 cm-2，速度为-42 km/s，这使得IV南的这一部分的距离下限为39-pc，这是一个确定的，尽管并不令人感兴趣。最后，在S/N = 410时，HD 115363没有看到HV CaII K吸收，在+2…
2007-04-10 astro-ph
The stellar environment of SMC N81
我们提出了近红外JHK成像的小麦哲伦云紧凑H II区域N81使用ISAAC相机在ESO甚大望远镜（Antu）。我们对这一年轻大质量星区的恒星环境的分析表明，在其周围区域存在三个新的恒星星族，它们主要由低质量恒星组成。主要人口是最好的演化模型拟合约2个太阳质量的恒星，年龄为1 Gyr。我们认为，这些人口是没有物理关联的H II区N81。相反，它们是一些低质量恒星形成事件的结果，这些事件发生在沙普利翼以南的SMC深处。由于该方向的星际灭绝程度较低，因此可以很容易地探测到这些种群。
2003-09-08 astro-ph
Stellar populations associated with the LMC Papillon Nebula
我们研究了大麦云蝶形星云（N159-5），它是位于恒星形成复合体N159中的一个引人注目的高激发团（HEB）。使用JHK近红外测光在ESO VLT与ISAAC相机，我们研究了恒星星族与Papillon，跟踪他们的历史，使用恒星演化模型。揭示了两个群体：一个由年龄约为300万年的年轻大质量恒星组成，另一个由年龄在1到10 Gyr之间的较老的低质量恒星组成。我们分析这些人口的属性，并讨论其意义的背景下，N159。我们还估计，如果在Papillon中心的恒星是单一的，它的初始质量约为50个太阳质量，它是由一个消光Av ~ 7马格的影响。
2004-03-26 astro-ph
Optical Gravitational Lensing Experiment. Population Effects on the Mean Brightness of the Red Clump Stars
我们提出了一个经验性的测试表明，平均I波段的红团星，作为标准烛光在最近的距离测定麦哲伦云和其他对象，是年龄无关的中间年龄（2-10 Gyr）的恒星。观测了15个年龄在1.5-12 Gyr之间的LMC和SMC星团（ESO 121 SC 03，SL 663，NGC 2155，NGC 2121，SL 388，SL 862，NGC 121，L1，KRON 3，NGC 416，L113，NGC 339，L11，NGC 419，NGC 411），并给出了它们的色星等图。在平均金属丰度为-0.8 dex和-1.2 dex时，LMC和SMC星团中红团的平均I带亮度是恒定的，其平均无扰星等分别为：I_0=17.88+/-0.05 mag和I_0=18.31+/-0.07 mag。对于较老的天体（> 10 Gyr），红团的亮度会转换成水平分支的红色部分，大约会衰减0.3-0.4等，这对红团恒星的距离测定方法造成了重要的限制。新的独立数据集得到的红团到麦哲伦云的距离模量分别为：大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的m-M=18.18+/-0.06等和m-M=18.65+/-0.08等，与以前的测定结果非常一致。红团的平均I波段亮度对金属丰度的依赖性很弱，它与中等年龄（2-10 Gyr）恒星的年龄无关，以及与其他标准烛光候选者相比最精确的校准，使红团星方法成为距离尺度阶梯中最精确的步骤之一。
1998-09-02 astro-ph
Tight LMC massive star clusters R 127 and R 128
我们使用ESO NTT望远镜获得的成像和光谱研究了大麦云（LMC）星团R 127和R 128。一种先进的图像恢复技术使我们能够解决这两个集群到至少14和33恒星分别获得他们的测光。特别是，我们表明，R 127的核心是由至少四颗恒星，并确定发光蓝变星（LBV）的组成部分。LBV的最近邻居（星号#8）距离为1”.5。此外，从中等色散光谱，我们确定了19颗恒星的光谱类型和附近的两个集群，特别是目前的第一个空间分辨观测的第二个最亮的组成部分的R 127集群（3号星）位于3”.3从LBV。通过与演化模型的比较，我们还研究了恒星的年龄。星团中最古老的恒星年龄约为6-8百万年，而该区域最大的恒星（#7），形成于约3百万年前，是一颗80太阳质量的恒星，已经变成了LBV，即“R 127”恒星。
2003-01-15 astro-ph
Multiplicity of young stars in and around R Corona Australis
R CrA恒星形成区有一个小的暗云，其中有相当数量的原恒星、金牛座T星和一些Herbig Ae/Be星，以及ROSAT后续观测发现的云周围的一些弱线金牛座T星。我们在R CrA云内和周围的年轻恒星中寻找倍数，以研究该地区的多重性。我们进行了干涉和成像观测与斑点相机SHARP I在ESO 3.5米NTT和自适应光学观测与ADONIS在ESO 3.6米望远镜，所有的近红外波段JHK在1995年，2000年和2001年获得。我们发现了13个新的双星之间的年轻恒星在CrA之间的0.13弧秒（衍射极限）和6弧秒（设置为一个上限的分离限制，以避免污染的机会对齐）。虽然CrA中的大多数倍数都是二进制的，但也有一个四元组（TY CrA）和一个三元组（HR 7170），它们可能与二进制HR 7169一起形成五元组。在M3-5型金牛座T型恒星[MR 81] Ha 17附近发现的一个新发现的具有较大星等差异的伴星可能是一颗褐矮星或一颗边缘朝上的红外伴星。在CrA的7颗Herbig Ae/Be星中，有6颗是多星。CrA的多重性频率与类似的恒星形成区一样高。通过与主序星的周期分布比较，并外推到本次巡天中没有探测到的分离，我们得出结论，伴星的频率为95+/-23%;也就是说，每个主序星的伴星平均数量为0.95。
2008-07-28 astro-ph
Structures in surface-brightness profiles of LMC and SMC star clusters: evidence of mergers?
大麦哲伦星云和小麦哲伦星云有丰富的双星星团，预计会有一些合并。对单簇、二元簇和合并候选簇的特征刻画是非常重要的。我们在每个星云中选择了一个星团样本。用丹麦ESO 1.54米望远镜对25个SMC和22个LMC星团进行了表面测光。首次观察到23个集群。我们拟合了Elson，Fall和Freeman（1987，EFF）的数据，推导出结构参数，光度和质量。我们还使用等照度图来约束候选簇的相互作用。{The结构参数、光度和质量与文献值吻合较好。样本中的三个二元簇具有双重轮廓。四个星系团（NGC 376，K 50，K 54和NGC 1810）没有同伴，并提出了重要的偏离EFF配置文件。目前的样品包含蓝色和红色的麦哲伦星系团。在一些蓝色簇中检测到扩展的EFF配置文件。我们发现的证据表明，从身体的EFF配置文件的重要偏差可能会被用作一种工具来检测集群合并。
2008-04-25 astro-ph
The LMC HII region N 214C and its peculiar nebular blob
我们研究大麦云HII区域N 214 C使用成像和光谱获得的ESO新技术望远镜。根据OB星协LH 110迄今为止获得的最高分辨率图像，我们证明了HII区Sk-71 - 51的主要激发源实际上是一个由至少6个大质量恒星组成的致密星团，其面积约为4”。光谱观测使我们能够将主要成分（# 17）的光谱类型修改为O2 V（（f*））+ OB，这是一种非常罕见的热类型。我们还对与N214 C有关的其他几颗恒星进行了分类，并研究了HII区的消光和激发特征。此外，我们还获得了2365颗恒星的BVR测光和天体测量结果，并从相应的色星等图中研究了N214 C及其周围LH 110的恒星含量。此外，我们发现了一个引人注目的紧凑的电离气体斑点在外部北部的N 214 C。它是一个半径约为5”（约1.3 pc）的球形结构，通过吸收直径穿过其中心的灰尘而分成两瓣。我们讨论这个物体的可能性质。
2005-11-15 astro-ph
Iron abundances of B-type post-Asymptotic Giant Branch stars in globular clusters: Barnard 29 in M 13 and ROA 5701 in omega Cen
用模式大气技术分析了球状星团中的两颗B型后渐近巨星支（post-AGB）星：M 13中的Barnard 29和ω Cen中的ROA 5701的高分辨光学和紫外光谱。光谱是由欧洲南方天文台2.2米望远镜上的FEROS和2.7米麦克唐纳望远镜上的2d-Coudé摄谱仪获得的，而紫外观测则来自HST上的GHRS。轻元素（C，N，O，Mg，Al和S）和Fe的丰度已被确定的光谱，而紫外线数据提供额外的Fe丰度估计从Fe III吸收线在1875-1900 nm波长区域。巴纳德29和ROA 5701的金属丰度相对于年轻的B型恒星都不足。这些结果与相应星系团的金属丰度以及先前对这些天体的研究结果一致。衍生的丰度模式表明，恒星并没有经历气尘分离，与以前的建议相反，虽然它们可能是在第三次挖掘开始之前从AGB演变而来的。然而，来自HST光谱的Fe丰度低于从相应的集群的金属丰度预期，由0.5德克斯巴纳德29和0.8德克斯ROA 5701。在已知金属丰度的环境中，如麦哲伦云，也发现了类似的系统性丰度不足的其他B型恒星。这些结果表明，Fe III紫外线可能会产生丰度值，通常为0.6 dex，因此这种估计应谨慎对待。
2007-05-15 astro-ph
