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
The Spitzer Spirals, Bridges, and Tails Interacting Galaxy Survey
我们目前斯皮策中红外图像从调查的30多个合并前强烈相互作用的星系对从阿普阿特拉斯。这些星系的全球中红外颜色和它们的潮汐尾巴和桥梁与正常的旋涡星系相似，因此这种光学选择的相互作用星系样本在其盘或潮汐特征中没有强烈增强的标准化恒星形成率。尽管有扭曲和干扰，这些系统仍然以平均正常的速度形成恒星。这些星系的形态在较短波长的IRAC波段比在8 $μ$ m波段更平滑，在8 m波段可以检测到数十个恒星形成的团块。
2006-03-15 astro-ph
The Spitzer Spirals, Bridges, and Tails Interacting Galaxy Survey: Interaction-Induced Star Formation in the Mid-Infrared
我们目前斯皮策中红外成像的样本35潮汐扭曲合并前相互作用的星系对从阿普阿特拉斯。我们比较他们的全球中红外特性与正常星系的SINGS斯皮策遗产调查，并分离盘发射的潮汐功能。这些光学选择的相互作用星系的[8.0微米]-[24微米]、[3.6微米] - [24微米]和[5.8微米] - [8.0微米]颜色平均比螺旋星系的颜色更红，这意味着质量归一化恒星形成率（SFR）提高了约2倍。此外，Arp星系中的24微米发射比螺旋星系中的更集中，这表明气体正在集中到内部区域并为中央恒星的形成提供燃料。与螺旋星系相比，Arp星系的斯皮策色波长较短，没有明显的差异，因此这些数量对恒星形成的增强不太敏感。在我们的样品中没有观察到强烈的斯皮策色对分离趋势;这可能是因为我们的样品被选择为潮汐干扰。潮汐特征对总Spitzer通量的贡献平均小于10%。Spitzer 24微米光度对Arp星系的SFR暗示相对温和，平均约为1 M（太阳）/年。
2006-10-18 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
Imaging and Spectroscopy of Arp 104: A Post-starburst Interacting Pair with Cross-Fuelling?
我们进行UBR成像和光谱的相互作用星系对Arp 104，在z=0.0098。它由NGC 5218，一个扰动的锑棒螺旋与倾斜的外壳，圆形球状NGC 5216，连接桥的长度为50 kpc和弯曲的羽。两个星系都没有发射线。NGC 5218有很强的巴耳末线，似乎在0.2 Gyr前经历了一次主要的恒星暴增，这是由两个星系最后一次近距离通过引发的。该星系的中心非常红色，表明它充满尘埃，但它的外部区域以及连接两个星系的桥梁具有0.2-0.4 Gyr老恒星的蓝色。NGC 5216缺乏强烈的巴耳末线，但其中心以外的U-B是蓝色的，这表明它在大约4000万年前经历了一次恒星形成事件。这可能是由NGC 5218的天然气通过桥输送的。这座桥穿过NGC 5216，形成一个延伸14千秒差距的羽流，从它的颜色来看，它非常年轻，可能是一个正在形成的恒星或潮汐矮星系。
2006-04-29 astro-ph
Gas Flow and Star Formation in the `Antennae' Galaxies NGC 4038/9
著名的相互作用星系对NGC 4038/9包含许多活跃的恒星形成区域，并不断形成新的星团。我们提出了一个自洽的n体模型，该系统包括一个SPH气体组件。该模型定性地解释了在两个核之间的所谓重叠区域中的气体的表观浓度，作为连接两个星系的气体桥梁。在天空中投影，这座桥看起来像是一个密集的气体点。我们讨论了超亮红外星系演化的一些启示。
2000-08-23 astro-ph
The Magellanic Bridge: The Nearest Purely Tidal Stellar Population
我们报告的观测恒星星族在12个领域跨越麦哲伦云之间的区域，在塞罗-托洛洛美洲天文台的4米望远镜上的马赛克-II相机。观测的两个主要目标是描述年轻的恒星星族（可能是在桥中原位形成的，因此代表了最近的由潮汐碎片形成的恒星星族），以及寻找较老的恒星组成部分（可能是被形成气体桥的相同潮汐力从云中剥离出来的）。我们确定的年轻的云间人口，这提供了一个约束的引力相互作用，形成了桥梁的时间的恒星形成历史。在我们的任何领域，我们都没有探测到属于麦哲伦桥的更古老的恒星星族，这意味着从星云中剥离出来形成麦哲伦桥的物质几乎是纯气体。
2006-12-04 astro-ph
A Second Stellar Color Locus: a Bridge from White Dwarfs to M stars
我们报告了在SDSS g-r与u-g色图中发现的一个恒星轨迹，它连接了白矮星和M矮星的颜色。虽然它相对于主恒星轨迹的对比度仅为~1：2300，但这个先前未被识别的特征包括SDSS数据发布1中的863颗恒星。这个特徴的位置和形状与一个简单的双星模型的预测吻合得很好，该模型由一颗白矮星和一颗M矮星组成，其组成部分的光度比控制着这个双星系统轨迹的位置。其中47个天体的SDSS DR 1光谱强烈支持这一模型。对白矮星分量的绝对星等-色分布推断与Bergeron等人（1995）的模型很好地一致。
2004-03-09 astro-ph
BRIDGE: A Direct-tree Hybrid N-body Algorithm for Fully Self-consistent Simulations of Star Clusters and their Parent Galaxies
我们开发了一种新的直接树混合N体算法，用于母星系中星团的完全自洽N体模拟。在这种模拟中，星团需要高精度，而星系需要一个快速的计划，因为它需要大量的粒子来模拟它。在我们的新算法中，星团的内部运动的精确计算使用的直接Hermite方案与个人的时间步长和所有其他运动的计算使用树码与二阶蛙跳积分。直接和树计划相结合，使用扩展的混合变量辛（MVS）计划。因此，对应于星团内部运动以外的所有运动的哈密顿量都与跳步积分，这是辛的。使用该算法，我们进行了完全自洽的N体模拟星团在其母星系。星团的内部和轨道演化与直接方案得到的结果吻合得很好。我们还进行了完全自洽N体模拟的大N模型（$N=2\times 10^6$）。在这种情况下，计算速度比使用直接方案快七倍。
2007-07-27 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
Triggered star formation in the Magellanic Clouds
我们讨论了如何潮汐之间的相互作用的大麦云云（LMC），小麦哲伦云（SMC），和银河系触发银河系范围内的恒星形成的云的最后~0.2 Gyr的基础上，我们的化学动力学模拟。我们的模拟表明，潮汐相互作用诱导形成的不对称的螺旋臂与高气体密度，从而触发在LMC的臂内的恒星形成。由于潮汐相互作用，目前大麦哲伦星云的恒星形成率在大麦哲伦星云的恒星棒东部边缘上方显著增强。增强型恒星形成的位置与剑鱼座30的观测位置非常相似，这表明剑鱼座30的形成与大约0.2 Gyr前的最后一次麦哲伦碰撞密切相关。潮汐相互作用可以显著压缩SMC外部的气体，从而可以从气体中形成新的恒星，成为云间区域的星系间年轻恒星（例如，麦哲伦大桥（Magellanic Bridge）麦哲伦桥新形成恒星的金属丰度分布函数有一个峰值[Fe/H]-0.8，明显低于SMC的恒星金属丰度。
2006-09-17 astro-ph
Evolution of Star Clusters near the Galactic Center: Fully Self-consistent N-body Simulations
我们已经进行了完全自洽的$N$体模拟的星系中心（GC）附近的星团。由于难以使用常规方法对这样的系统进行快速且准确的仿真，因此没有执行这样的仿真。我们使用的桥梁代码，它集成的父星系使用树算法和星团使用四阶厄米方案与个人的时间步长。用树算法计算了母星系与星团的相互作用。因此，Bridge代码可以同时正确处理星团的轨道演化和内部演化。我们使用Bridge程序研究了星团的演化，并与以前的研究结果进行了比较。我们发现：1）星团的螺旋时间尺度比“传统”模拟得到的要短，在“传统”模拟中，星团的轨道演化是使用动力学摩擦公式解析计算的; 2）星团的核心坍缩增加了核心密度，有助于星团的生存。星团的初始条件并不像以前所说的那样严格。
2008-07-08 astro-ph
Star Cluster Formation and Star Formation: The Role of Environment and Star Formation Efficiencies
分析全球星暴性质在各种类型的星暴和后星暴星系，并将其与他们形成的星团人口的属性，我探索的条件下形成的大规模，紧凑，长寿的星团。其目的是找出恒星形成的相对数量，进入恒星团簇形成，而不是场星形成，特别是进入大质量长寿命星团的形成，是普遍的还是与恒星形成率，爆发强度，恒星形成效率，星系或气体质量，以及是否有特殊的条件或某些门槛形成星团，值得被称为球状星团几千兆年后。
2008-01-15 astro-ph
FUSE Observations of the Magellanic Bridge Gas toward Two Early-Type Stars: Molecules, Physical Conditions, and Relative Abundance
讨论了麦哲伦桥低密度低金属丰度气体中的两颗早型星DI 1388和DGIK 975的FUSE观测结果。对于DI 1388，FUSE观测显示分子氢、O VI和许多其他原子或离子的吸收跃迁，这意味着在复杂的排列中存在多个气相。甲基溴的相对丰度模式是由于不同程度的消耗到尘埃类似的晕云。N/O比接近太阳，远高于阻尼Ly-alpha系统中的N/O，这意味着随后的恒星加工可以解释MB中氮的起源。在这个方向上的扩散分子云具有低的柱密度和低的分子分数。H2在麦哲伦流和MB中都被观测到，但大质量恒星只在MB中形成，这意味着它们之间的物理过程明显不同。在MB中，一些H2可能通过潮汐相互作用从SMC中被拉出，但一些也可能在可能发生恒星形成的致密云中原位形成。对于DGIK 975，中性，弱和高度电离的物种的存在表明，这条视线也有几个复杂的气相。朝向两颗恒星的O VI，C IV和Si IV的高度电离物质具有非常广泛的特征，表明存在不同速度的热气体的多种成分。几个来源（湍流混合层、传导加热和冷却流的组合）可能有助于MB中高度电离气体的产生。最后，本研究证实了以前的结果，高速云HVC 291.5-41.2+80主要是由弱离子和高离子组成的电离。高离子比率与喷泉流模型中的辐射冷却气体一致。
2002-09-03 astro-ph
Models of the Morphology, Kinematics, and Star Formation History of the Prototypical Collisional Starburst System: NGC 7714/7715 = Arp 284
我们对星暴星系NGC 7714和它的后星暴伴星NGC 7715之间的相互作用进行了新的N体流体动力学模拟，重点是碰撞特征的形成，包括：1）富含气体的恒星形成桥，2）系统西部的大型气体环（和恒星尾巴），3）在NGC 7714的西面和北面有非常长的HI尾; 4）NGC 7714的部分星环。我们的模拟证实了早期工作的结果，两个盘星系之间的偏心倾斜碰撞几乎肯定是负责这个系统的特殊形态。然而，我们已经探索了一个更广泛的初始星系和碰撞遇到的参数比以前，并发现了一个相对较窄的参数范围内，重现所有的主要形态的这个系统。这些模拟为几种不寻常的结构的发展提出了具体的机制。我们发现，复杂的气体桥有多达四个不同的组成部分，与气体贡献的两侧的NGC 7715，以及从NGC 7714。在这座桥中观察到的气体恒星偏移在模拟中占气体的耗散演化。模型还指出，在NGC 7714最西边的低表面亮度HI尾是NGC 7715反尾的末端，弯曲在两个星系后面。Lançon等人对NGC 7714核心的光谱演化模型表明，在过去的3亿年中可能存在多次恒星暴增。我们的流体动力学模型表明，爆发可能是由诱导的环状波引发的，以及星系核心的碰撞后气体积聚。
2003-01-31 astro-ph
Cluster formation versus star formation around six regions in the Large Magellanic Cloud
为了了解恒星形成和团簇形成事件之间的关系，我们研究了大麦云云（LMC）中六个区域周围的恒星和星团。利用OGLE II LMC巡天的恒星数据库和星团星表。通过对色星等图的分析，估算了恒星星族的年龄。发现大部分地区经历了三次主要的恒星形成事件。恒星形成开始于大约4 Gyr前，持续到1 Gyr，或者继续更远。另外两个事件分别发生在3亿年和1亿年左右。在5个区域的三次恒星形成事件中的第一次期间形成了一些星团。在所有的六个区域，一个很好的相关性之间的恒星和团簇形成事件发生在3亿年和1亿年。团簇形成事件和星团形成的分数被发现是非常相似的两个地区位于东南的酒吧，这表明类似的团簇形成触发器在几乎相似的情况下。最近的两个恒星形成事件似乎与大麦哲伦星云与小麦哲伦星云（SMC）和银河系的相互作用有关。因此，大麦哲伦星系中年轻的人口众多的星团很可能是由于星系-星系相互作用和这种恒星形成的进一步传播而开始的恒星形成事件的结果。
2002-03-19 astro-ph
Radio Triggered Star Formation in Cooling Flows
位于星系团冷却流中心的巨大星系通常是恒星形成的活跃场所。在某些情况下，恒星的形成似乎是由星系的射电源触发的。年轻族群的颜色和光谱指数通常与短持续时间的爆发或持续时间远小于1 Gyr的连续恒星形成一致，这小于假定的冷却流年龄。恒星形成的性质是不一致的燃料由一个不断吸积冷却流，虽然恒星形成的流行是一致的重复爆发和定期加油。在某些情况下，恒星的形成可能是由邻近星系团的冷物质所推动的。
1999-11-08 astro-ph
Triggering and Tempering Star Formation in Colliding Galaxies
最近的观测文献表明，只有少数碰撞的星系在合并之前显示出大量的恒星形成增强。大多数的SFR与晚型场星系的SFR相当。斯皮策的初步研究（使用来自螺旋、桥梁和尾巴以及SINGs项目的数据）基本上证实了这一点，尽管有一些警告。如果孤立盘中的恒星形成是自我调节的，而碰撞使盘的大部分失去平衡，那么与孤立盘中的恒星形成的相似性是令人惊讶的。观测结果和动力学模型的比较提出了一些解决这个悖论的方法，包括缩小规模的作用。最后给出了Arp 82系统的一个有趣的例子。
2006-10-06 astro-ph
Star Formation in Galaxy Mergers: Scaling up a universal process or a violent mode of SF?
我简要地回顾了一些措施，在星系中的恒星形成率，并讨论了各自的不确定性，然后概述了从孤立的矮通过大量的气体丰富的相互作用系统的星爆中遇到的恒星形成率的范围。我介绍了我们目前对分子云质量和结构的理解，以及对恒星形成过程和星暴和相互作用星系的效率的理解。恒星团簇形成是恒星形成的一种重要模式，特别是在强恒星形成区。我讨论了星团的作用和他们的属性，帮助我们评估的问题，如果恒星的形成是一个普遍的过程，允许相当大的规模，或者如果有两个不同的制度正常和暴力SF。
2004-07-16 astro-ph
Massive Star and Star Cluster Formation
我回顾了大质量恒星形成理论的现状：从崩溃，大规模，动荡的核心吸积;竞争吸积;和恒星碰撞。我的结论是，观测和理论证据支持这些模型中的第一个。然后我讨论：红外暗云追踪的恒星团簇形成的初始条件、团簇形成的时间尺度以及不同星系环境中团簇初始质量函数的比较。
2006-10-16 astro-ph
Sgr dSph: a bridge between Dwarf Galaxies and DLAs?
本文给出了人马座矮球状星系（Sgr dSph）中12颗巨星的VLT-UVES光谱丰度.在短时间内，围绕银河系的极地轨道上移动，Sgr dSph正在经历潮汐破坏，最终将溶解在Halo中。我们的样本主要是由富含金属，α元素贫乏的人口，这表明在缓慢的，可能是爆炸的恒星形成历史中，dSph气体的长期化学处理。这个星群是在本星系群矮星系中观测到的最富金属的星群，同时也是阿尔法元素含量最低的星群。将LG矮星的已知丰度放在[alpha/Fe]与[Fe/H]平面上，现在可以识别出一个定义良好的演化序列，不同于MW盘星所遵循的序列，但显然与许多阻尼莱曼α系统所遵循的序列重叠。
2003-09-03 astro-ph
Evolution of Interstellar Clouds in Local Group Dwarf Spheroidal Galaxies in the Context of Their Star Formation Histories
我们认为在本星系群矮球状星系（dSphs）的背景下，他们观察到的恒星形成历史的星际云的演化。本星系群dSphs通常在其形成时期（$\sim 15$ Gyr ago）经历了恒星形成的初始爆发，这时来自超新星的热气可以使冷的星际云蒸发。我们发现蒸发云的最大尺寸为10 pc。因此，大于10 pc的云可以在最初的恒星形成过程中存活下来。这些幸存的星云可以促进第二次恒星形成，产生“中间年龄”（$\sim$ 3- 10 Gyr ago）的恒星星族。"假设云之间的碰撞导致了恒星的形成，并且第二次恒星形成的时间尺度是几个Gyr，我们估计了云的总质量。总质量约为$10^{4}M_\odot$，比目前dSph的典型恒星质量小1- 3个数量级。这意味着最初的恒星形成比第二次恒星形成占主导地位，这与观测到的恒星形成历史大致一致。然而，dSphs在其恒星形成历史中的多样性表明，环境对dSphs的影响可能很重要。
1999-03-04 astro-ph
Star Formation in the LMC: Gravitational Instability and Dynamical Triggering
触发恒星形成的证据很难建立，因为来自大质量恒星的能量反馈往往会消除导致恒星形成的星际条件。年轻的恒星天体（YSO）标志着{ \it current}恒星形成的地点，其环境条件尚未发生显着变化。斯皮策对大麦云云（LMC）的观测有效地揭示了大质量的YSO。大质量YSO的清单，结合对星际介质的调查，使我们能够研究恒星形成的条件：自发或触发。我们研究恒星形成和引力不稳定性之间的关系在全球范围内，我们提出的证据，触发恒星形成的局部尺度上的大麦哲伦星云。
2007-01-01 astro-ph
Extended Star Formation in Dwarf Spheroidal Galaxies: the Cases of Draco, Sextans, and Ursa Minor
利用化学演化模型和色星等图（CMD）模拟程序研究了天龙座、六分仪座和小熊座矮球状星系（dSphs）的恒星形成和化学富集历史。CMD模拟程序充分考虑了化学演化对恒星演化和光度性质的影响。化学演化模型和观测到的丰度模式之间的比较表明，恒星形成率非常低（太阳邻域盘的1-5%），并且在这些dSphs中，最初的恒星形成持续了很长一段时间（> 3.9-6.5 Gyr）。这一恒星形成历史可以再现观测到的CMD的形态，如狭窄的红巨星分支和红色水平分支。因此，这两个丰富的模式和形态的CMD可以解释的恒星形成的历史，其特点是低恒星形成率和长时间的恒星形成期。由于恒星形成率低，在恒星形成的最后阶段仍有大量气体残留。我们认为，气体剥离的银河系的结果终止恒星形成的dSphs。
2002-04-24 astro-ph
