Proceedings of the Bonn/Bochum-Graduiertenkolleg Workshop 'The Magellanic Clouds and Other Dwarf Galaxies'
1998年1月在巴特霍内夫物理中心举办了“麦哲伦星云和其他矮星系”讲习班。会议记录包括79份文稿。352页中约有1/3包含以下评论：矮星系中的暴力星际介质：原子气体（Elias Brinks和Fabian Walter），大麦云中的热气（朱幼华），矮星系的天体物理学：结构和恒星星族（John S. Gallagher）、恒星形成区和不规则星系中的电离气体（Deidre A. Hunter），The Law of Star Formation in Disk Galeries（Joachim Koeppen），Strange暗物质in Nearby Dwarf Galeries（Mario Mateo），Holes and Shells in Galeries：Observations versus Theoretical Concepts（Jan Palous），Detailed Recent Star Formation Histories of Dwarf不规则星系则星系and Their Many Uses（Evan D. Skillman等人），和附近的年轻矮星系（Trinh X. Thuan和Yuri I. Izotov）。详情请参阅完整的电子版。
1998-11-27 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Multiple Cluster Candidates in the Large Magellanic Cloud
我们提出了100多个星团的候选人选择从OGLE目录中的星团在大麦云。统计分析表明，这些物体的重要部分可能构成物理系统。多个物体的102个部件的同时代年龄表明它们有共同的起源。53个组件的年龄差异很大。来自SMC和LMC的多个集群候选的总体的比较显示：a）麦哲伦云的多个星团和单个星团的大小和年龄分布非常相似，b）给定系统的组分大小差异很小，c）在LMC和SMC的多个星团的分离分布中，在大约9 pc和15 pc处都看到两个峰值，d）两个年龄分布都显示出在1亿年左右的峰值，这可能与大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的最后相遇有关。
2000-10-16 astro-ph
Connection between the Age Distributions of Star Clusters and Field Stars: A First Application to the Small Magellanic Cloud
根据Zaritsky及其合作者的麦哲伦云测光巡天数据，我们给出了小麦哲伦云（SMC）中星团和单个恒星的年龄分布。SMC簇的年龄分布显示在10^7 < t <10^9年的时间段内急剧下降，dN_{cluster} /dt \propto t^{-0.85 \pm 0.15}。这种下降基本上与之前在合并的银河系中观察到的更大质量的星系团以及太阳附近的低质量嵌入星系团相同。因此，SMC星团的年龄分布为星团的快速分裂（“婴儿死亡率”）提供了额外的证据。这些被破坏的星团将它们的恒星传递给一般的星群，这意味着如果大多数恒星最初形成于星团中，那么星群的年龄分布dN_{fld star} /dt应该与dN_{cluster} /dt成反比。我们作出具体的预测dN_{fldstar} /dt的基础上，我们的集群中断模型，并比较它们与目前的数据可用于恒星在SMC。虽然这些数据没有扩展到足够年轻的年龄进行明确的测试，但它们与大多数SMC恒星形成于星团的情况一致。未来的分析dN_{fldstar} /dt，延伸到大约几百万年的年龄需要验证恒星之间的年龄关系居住在集群和在外地。
2006-09-13 astro-ph
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
WFPC2 Observations of the Small Magellanic Cloud Intermediate-Age Populous Cluster NGC 416
本文分析了哈勃空间望远镜宽视场行星照相机2在小麦哲伦星云星系中的中等年龄人口稠密星团NGC 416的F555 W（~V）和F450 W（~B）观测的档案。我们使用已发表的测光的其他两个SMC人口众多的星团，林赛1和林赛113，调查这三个星团的年龄序列。用d_（B-V）方法外推，我们估计这些星系团的年龄比为：age_NGC 416/age_L1 ~= 0.73 ± 0.05和age_L113/age_L1 ~= 0.52 ± 0.09（其使用红色水平分支和红巨星分支之间的颜色差异作为年龄指示器）[ApJ，450，712（1995）]。这些年龄比提供了NGC 416和Lindsay 113的绝对年龄估计分别为6.6 +- 0.5 Gyr和4.7 +- 0.8 Gyr，假设Lindsay 1是9 Gyr。NGC 416、Lindsay 1和Lindsay 113的金属丰度和红化分别使用Sarajedini和Layden的同时红化和金属丰度（SRM）方法测定[AJ，113，264，（1997）]。小麦哲伦星云中等年龄星团的精确年龄（如通过深主序星测光）将使d_（B-V）方法能用明显小于7 Gyr的星团重新校准。扩展的d_（B-V）方法可能是一种非常有用的年龄诊断方法，为今后研究本星系群中中等年龄贫金属恒星星族提供了一种新的方法，因为目前在M_V ~= +4等的主序关光度测量是不可行的。
1997-12-23 astro-ph
The Star Cluster Systems of the Magellanic Clouds
麦哲伦云的集群系统的特点，推断从综合性能，比较与那些从个别集群的研究和现场人口。一致性一般是令人满意的，虽然在LMC的情况下，缺乏超过3 Gyr的集群没有反映在现场人口。讨论了这一簇“年龄差距”的可能起源。SMC集团年龄金属丰度关系也提出和讨论。
2001-06-07 astro-ph
Integrated-light VRI imaging photometry of globular clusters in the Magellanic clouds
我们提出了准确的积分光光度学在约翰逊/Reinins V，R和I的28个球状星团的麦哲伦云的样本。我们样本中的大多数集群在文献中有可靠的年龄和金属丰度估计。样品的年龄在5000万年到7000万年之间，金属丰度（[Fe/H]）在-1.5到0.0 dex之间。样本主要由年龄在0.5至2 Gyr之间的星团组成，在这个年龄范围内，简单恒星星族的热光度主要由演化的红巨星分支星和热脉冲渐近巨星分支星（TP-AGB）控制，其理论颜色相当不确定。本文提出的VRI颜色已被用来校准恒星星族合成模型的预言。
2006-03-14 astro-ph
The ages, metallicities and star formation histories of early-type galaxies in SDSS
我们利用从斯隆数字巡天中选出的~ 22，000个早型星系的光谱来推断这些星系的年龄、金属丰度和恒星形成历史。我们发现了“缩小”的明显证据，即具有较大速度色散的星系具有较老的恒星星族。特别是，大多数速度色散超过200 km s-1的早型星系在红移z > 2.5时形成了它们当前恒星质量的90%以上。因此，恒星的形成在这个红移附近受到抑制。我们还表明，化学富集是迅速的，持续1-2 Gyr，并找到证据，[Fe/H]是太阳下。我们通过比较三种不同的方法研究了这些结果的鲁棒性：（i）使用Lick吸收线指数;（ii）将单爆发恒星星族模型拟合到整个光谱（线+连续）;以及（iii）在多个年龄箱中重建恒星形成和金属丰度历史，提供了一种测量质量加权年龄和金属丰度的方法。我们发现，这三种方法计算的光度加权年龄和金属丰度之间有很好的协议。
2006-10-25 astro-ph
The intermediate-age globular cluster NGC 1783 in the Large Magellanic Cloud
利用哈勃空间望远镜ACS对大麦云星云中的中等年龄球状星团NGC 1783进行了深测光。通过使用该光度数据集，我们已经确定了集群的椭圆度（$ε$ =0.14 $\pm$ 0.03）和径向密度分布。用扩展核（r_c= 24.5“）和低浓度（c=1.16）的标准King模型很好地再现了这一分布，表明团簇没有经历核的坍缩。我们还推导出集群的年龄，通过使用比萨进化图书馆（PEL）等时线，有三个不同的超调量（即，$Λ_{os}$ =0.0，0.10和0.25）。通过比较观测到的色星等图（CMD）和主序星（MS）的光度函数（LF）与理论上的等时线和LF，我们发现，只有包含一定过冲（$Λ_{os}$ =0.10-0.25）的模型才能再现观测值。利用He团平均水平与SGB平坦区之间的幅度差$δV_{SGB}^{He-Cl}=0.90$，我们得出年龄$τ$ =1.4 $\pm$ 0.2 Gyr。
2007-07-31 astro-ph
Young star clusters in the Large Magellanic Cloud: NGC 1805 and NGC 1818
我们提出了两个丰富的（~10^4 Msun）大麦云星团的年龄~10^7年，从光学和近红外数据构建的颜色星等图与哈勃太空望远镜。这些数据是HST项目的一部分，该项目旨在研究具有不同年龄的LMC集群。在本文中，我们调查了年轻星团的大质量恒星含量，并确定了星团的年龄和金属丰度，特别注意Be星和蓝离散星的人口和年龄传播的证据。我们将我们的数据与详细的恒星星族模拟进行比较，以研究2500万年恒星系统的关闭结构，突出了蓝离散现象的复杂性。
2000-12-18 astro-ph
On the Interpretation of the Age Distribution of Star Clusters in the Small Magellanic Cloud
我们重新分析的年龄分布（dN/dt）的星团在小麦哲伦云（SMC）使用年龄测定的基础上麦哲伦云测光巡天。对于小于3x10^9岁的年龄，dN/dt分布可以近似为幂律分布，dN/dt propto t^-beta，其中-beta=-0.70+/-0.05或-beta=-0.84+/-0.04，具体取决于用于推导年龄的模型。预测的集群人口没有解散限制的V波段检测结果在幂律dN/dt分布的指数为~-0.7。这是因为限制集群质量随着年龄的增长而增加，由于集群的进化衰落，减少了老年时观察到的集群数量。当应用远高于限制集群质量的质量切割时，dN/dt分布在1 Gyr以下是平坦的。我们的结论是，集群溶解是小的重要性，在塑造dN/dt分布和不完整性的原因dN/dt下降。在最初的~10-20百万年中没有发现星团的婴儿死亡（与质量无关）的原因是由于对没有星云发射的星团的探测偏差，即幸存下来的婴儿死亡阶段的星团。我们发现没有证据表明潮汐（质量依赖）集群溶解在第一个陀螺的原因是由弱的潮汐场的SMC。我们的研究结果与Eschiar等人（2006）的解释形成鲜明对比，后者将dN/dt分布的下降解释为快速的团簇溶解。这是由于他们错误地假设样本是由星系团质量而不是光度限制的。
2007-06-08 astro-ph
Explaining the mysterious age gap of globular clusters in the Large Magellanic Cloud
大麦云（LMC）有一个独特的团簇形成历史，几乎所有的球状星团都是在$\sim$ 13 Gyr前或不到$\sim$ 3 Gyr前形成的。目前还不清楚是什么物理机制导致了最近的团簇形成事件，从而导致了大麦哲伦星系团之间神秘的年龄差距。我们首先提出的气体动力学N-体模拟的LMC在其银河系轨道和相互作用的背景下，与SMC的演变的结果，特别注意潮汐力的影响。我们发现，LMC和小麦哲伦云（SMC）之间的第一次近距离接触约4 Gyr前是一个时期的强潮汐相互作用的开始，这可能会引起戏剧性的气体云碰撞，导致增强的形成球状星团一直持续到今天的强潮汐相互作用。潮汐的相互作用导致在LMC中形成一个有条纹的、椭圆形的厚圆盘。该模型还预测存在一个大的，弥漫的恒星流围绕银河系，它起源于大麦哲伦星系。
2004-06-20 astro-ph
Evolution of stellar structure in the Small Magellanic Cloud
本文分析了麦哲伦云测光巡天中小麦哲伦云（SMC）中恒星的投影分布。通过基于V星等和V-I色的标准选择不同年龄的恒星，并研究了作为年龄函数的“分组”程度。我们量化的程度的结构，使用两点关联函数和基于最小生成树的方法，并发现SMC的整体结构是从一个高度的子结构在年轻的年龄（~10百万年），一个平滑的径向密度分布。这种过渡是渐进的，在~ 7500万年时，该分布与背景SMC分布在统计学上无法区分。这个时间尺度近似对应于SMC中恒星的动力学交叉时间。星团在SMC中的空间位置也呈现出类似的空间分布随年龄的演化。我们的分析表明，恒星形成高度的（分形）子结构，可能是由气体的湍流性质，他们的形式，这是擦除随机运动的银河系潜在的时间尺度上的银河系穿越时间的印记。
2008-11-01 astro-ph
Age, Metallicity, and the Distance to the Magellanic Clouds From Red Clump Stars
我们发现红团星的光度对年龄和金属丰度的依赖性可以导致不同恒星星族之间红团星的平均绝对I星等相差< ~0.6等。我们发现，这种效应可以解决红团衍生的距离模量麦哲伦云和那些，例如，造父变星。考虑到人口对红团光度的影响，我们确定的距离模的LMC为18.36 +/- 0.17等，和SMC的18.82 +/- 0.20等。我们的替代红团LMC的距离是一致的值（m-M）{LMC} = 18.50 +/- 0.10的HST造父变星重点项目采用。我们简要地检验了模型对红团光度的预测，发现氦丰度和核心质量的变化可以使云接近0.10- 0.15等，但不能使云红团的平均绝对I星等等于太阳附近红团的平均绝对I星等，从而使云红团接近0.4等。
1998-04-10 astro-ph
Spectral evolution of star clusters in the Large Magellanic Cloud: I. Blue concentrated clusters in the age range 40-300 Myr
本文给出了17个蓝色浓缩大麦云（LMC）星系团的积分光谱，并研究了其光谱演化。光谱范围为~3600- 6800 A，分辨率为~ 14 A半高宽，可用于确定星系团年龄，并结合其空间分布，探讨LMC的结构和团簇形成历史。簇红化值估计插值，使用现有的消光图。我们使用了两种方法来推导星系团年龄：（i）模板匹配法，将星系团光谱的谱线强度和连续谱分布与已知天体物理性质的模板星系团的谱线强度和连续谱分布进行比较和匹配;以及（ii）等效宽度法，采用新的年龄/金属丰度校准方法，同时使用诊断图，包括选定的谱线的等效宽度总和（KCa II、G带（CH）、Mg I、H δ、H γ和H β）。得到的星系团年龄范围从40 Myr（NGC 2130和SL 237）到300 Myr（NGC 1932和SL 709），两种方法的结果之间有很好的一致性。将本样本与其他样本相结合表明，从LMC中心到集群解投影的距离与年龄有关，在这个意义上，内部集群往往更年轻。星团光谱库是进行光谱分类和提取目标星团和星系参数信息的重要数据集。目前的集群样本补充以前的，在努力收集一个光谱库与几个集群每个年龄箱。
2005-11-25 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
Statistics of Stellar Populations of Star Clusters and Surrounding Fields in the Outer Disk of the Large Magellanic Cloud
对大麦云（LMC）外盘14个星团及其周围区域的华盛顿色星等图（CMD）进行了比较分析。每个CCD帧（包括视场和相应的簇）覆盖185弧分^[2]的面积。所取样的恒星星族年龄和金属丰度均为中等。CMD径向分析涉及恒星计数比，形态和综合光特性进行。亮度函数（LFs）也被提出。两个主要结果是：（i）在4<R（kpc）<8的范围内，距离大麦哲伦星系中心的距离与平均年龄有很好的相关性，因为内部区域更年轻;（ii）超过大约8 kpc的外部区域没有证据表明它们的恒星星族中有明显的中间年龄成分，这是从红巨星团星计数推断的。
1999-03-22 astro-ph
WFPC2 Observations of Star Clusters in the Magellanic Clouds: I. The LMC Globular Cluster Hodge 11
本文分析了哈勃空间望远镜宽视场行星照相机2对大麦云星系中球状星团霍奇11的F555 W（宽带V）和F450 W（宽带B）的观测结果。由此得到的V与（B-V）色星等图达到主序熄灭点以下2.4等（在V_TO = 22.65 +- 0.10等或M_V^TO = 4.00 +- 0.16等）。通过比较Hodge 11和银河系球状星团M92的基准序列，我们得出结论：在我们的测光精度范围内，Hodge 11和M92的年龄是相同的，相对年龄差的不确定度在10%~ 21%之间。假设霍奇11一直是大麦哲伦云的一部分，并且没有从银河系的晕中剥离出来，也没有从一个被吞噬的矮球状星系中吸收，那么大麦云云和银河系中最古老的恒星似乎具有相同的年龄。
1996-03-19 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Multiple Cluster Candidates in the Small Magellanic Cloud
我们从SMC的中心部分提出了潜在的多星团的列表。所介绍的系统是从SMC的星团目录中选出的。我们发现23个可疑的集群对和4个三重系统。统计分析表明，它们中的许多可能构成物理系统。给出了星系团的大小、赤道坐标和年龄。形成五对和一个三元系的星团的年龄是同时代的，表明这些天体的共同起源。
1999-07-09 astro-ph
The Distances of the Magellanic Clouds
我们的知识的麦哲伦云的距离的现状进行评估后依巴谷的角度来看。在简要总结了结构、变红、年龄和金属丰度的影响后，回顾了大麦云的主要距离指标：SN 1987 A环、造父变星、天琴座RR变星、米拉变星和食双星。通过这些方法得出的距离加权和组合，以产生最终的“最佳”估计麦哲伦云的距离模数。
1998-08-28 astro-ph
A Comparison of Optical and Near-Infrared Colours of Magellanic Cloud Star Clusters with Predictions of Simple Stellar Population Models
本文介绍了麦哲伦星云中84个星团的JHK_s 2 MASS积分测光和积分光光学光电测量资料汇编。这些星团的年龄从约2亿年到>10亿年不等，[Fe/H]值从-2.2到-0.1 dex。我们发现，具有相似年龄和金属丰度的星系团的固有颜色存在差异，其中至少有一部分是由于居住在低质量星系团中的明亮恒星数量的随机波动。我们使用54个最可靠的年龄和金属丰度估计作为测试粒子的集群，以评估四个广泛使用的SSP模型在光学/近红外颜色-颜色空间的性能。所有的模型都能很好地再现旧的（>10 Gyr）球状星团的红化校正颜色，但是模型的性能在年轻的时候会有所不同。为了考虑单个星系团的随机涨落效应，我们提供了几个不同年龄段麦哲伦星系团的B-V、B-J、V-J、V-Ks和J-Ks复合色。大多数复合星系团的累积质量都高于保持亮度变化所需的质量，因为随机波动低于10%的水平。在光学-近红外颜色-颜色空间中，复合星系团的颜色在以下年龄间隔中明显不同：>10 Gyr，2-9 Gyr，1-2 Gyr和2亿-1 Gyr。这表明，光学和近红外颜色的组合可以用来区分不同年龄和金属丰度的集群。
2008-01-15 astro-ph
Morphologies and ages of star cluster pairs and multiplets in the Small Magellanic Cloud
本文介绍了小麦哲伦星云中75个星团对和多重星团的等照度线图，包括176个天体。它们集中在SMC主体中。等照度线是由数字化巡天图像制成的，并显示出相关的结构特征，可能与约25%的样本中的相互作用有关。以前的N体模拟表明，这种形状可能是由于潮汐尾巴，桥梁或共同的信封。一对构件之间的直径比优选在1 - 2的范围内，峰值在1处。预计分离范围为~ 3 - 22 pc，在~ 13 pc处有一个明显的峰值。对于91个天体，有可能使用OGLE-II光度测量从颜色-星等图中得出年龄。星团多重态一般出现在OB星协和/或HII区复合体中。这表明了一个共同的起源，并表明多重态在短时间内合并成成对或单个星系团。SMC中的配对似乎大多是同时代的，因此捕获是一种罕见的现象。我们发现的证据表明，星团对和多重可能有一个重要的作用，目前被视为大型单一对象的集群的动态历史。
2000-06-26 astro-ph
The influence of Galactic wind upon the star formation histories of Local Group galaxies
我们研究的可能性，从银河系的星系风施加的冲压压力可以剥离气体从本群矮星系，从而影响他们的恒星形成的历史。气体剥离是否发生取决于作用于矮星系中气体的两个反作用力的相对大小：风的冲压压力和矮星系本身的引力约束力。我们认为，银河风可以剥离气体在一个矮星系位于$R_{c}\simeq 120(r_{s}/1 {kpc})^{3/2} ({\cal E}_{b}/10^{50} {erg})^{-1/2}$ kpc（其中$r_{s}$是表面半径和${\cal E}_{b}$是矮星系的总结合能，分别）从银河在一个时间尺度的陀螺仪，从而防止恒星形成。我们基于这个银河系风模型的结果解释了最近的观察，即位于银河系附近的矮星只在其生命的早期阶段经历了恒星形成，而遥远的矮星仍在经历恒星形成。目前在大麦云星云中的恒星形成也可以通过我们的银河风模型来解释。
1997-08-13 astro-ph
Chemical evolution of the Small Magellanic Cloud based on planetary nebulae
利用行星状星云的丰度数据研究了小麦哲伦星云的化学演化。主要目标是通过推导年龄-金属丰度关系来研究该星系氧丰度的时间演化。这种关系是至关重要的观测约束的化学演化模型的SMC。我们使用高质量的PNe数据，以获得祖星的属性，从而可以估计恒星的年龄。我们收集了大量的测量光谱通量的每个星云，并得出准确的物理参数和星云丰度。还介绍了1999年至2002年期间获得的SMC PNe样本的新光谱数据。这些数据与文献中的数据一起使用，以提高每条谱线通量的准确性。我们获得了小麦哲伦星云中PNe的精确化学丰度，这可以作为研究该星系和本群星系化学演化的有用工具。我们提出的氧与年龄图和类似的关系涉及[Fe/H]金属丰度的基础上与恒星数据的相关性。我们讨论了SMC形成的年龄-金属丰度关系的影响，特别是建议在过去的2-3 Gyr的恒星形成爆发。
2007-06-13 astro-ph
AGB stars in the Magellanic Clouds. II. The rate of star formation across the LMC
本文比较了由DENIS和2 MASS数据得到的大麦云云渐近巨星分支星Ks星等分布与理论分布。这些都是使用最新的恒星演化计算低，中等质量的恒星，特别是热脉冲AGB星。富碳和富氧AGB恒星的星等分布的拟合使我们能够约束整个LMC的金属丰度分布及其恒星形成率（SFR）。发现大麦哲伦星系的恒星星族平均年龄为5-6 Gyr，与对应于Z=0.006的平均金属丰度一致。然而，这些值可能会受到基础恒星模型中的系统误差以及对可能的SFR历史的有限探索的影响。相反，我们的方法应该是特别有用的检测在整个LMC磁盘的平均金属丰度和SFR的变化。事实上，有一些明确的区域，其中金属丰度和基本恒星星族的平均年龄跨越了整个网格参数范围。如果基本的恒星星族年龄大于几个Gyr，则论文I中讨论的C/M比是金属丰度分布的示踪物。在本系列的第三篇论文中，我们对小麦哲伦星云进行了类似的研究。
2006-07-05 astro-ph
Magellanic Cloud Star Clusters as Simple Stellar Populations
我们获得了麦哲伦云（MC）中31个星团和4个银河系球状星团的积分光谱。光谱覆盖波长范围3500 - 4700埃，分辨率为3.2埃FWHM。MC星团主要覆盖年龄范围<10 ^8 - 3 Gyr，因此非常适合于对星暴后老化的恒星星族进行经验研究。本文提出了一种基于Hδ/Fe I 4045和Ca II两个光谱吸收特征指数以及一个衡量巴尔末不连续面强度的指数的测年方法。我们比较的行为的光谱指数在所观察到的综合光谱的MC集群的指数产生的理论进化的合成模型的不同年龄和金属丰度。合成模型是基于Worthey（1994，ApJS，95，107），当结合恒星光谱的经验库（琼斯1999，博士论文，北卡罗来纳大学）的较冷的恒星和合成光谱，从Kurucz模型大气中产生的，热的恒星。总的来说，我们发现来自我们的综合光谱（和光谱指数的进化合成模型）和年龄来自集群颜色-星等图的分析，如文献中所发现的MC集群的年龄之间的良好协议。因此，这项研究的主要结论是，年轻的恒星星族的年龄可以可靠地测量从建模的综合光谱。
2003-06-18 astro-ph
The chemical composition of red giant stars in four intermediate-age clusters of the Large Magellanic Cloud
本文报道了大麦云星云中4个中等年龄球状星团NGC 1651、1783、1978和2173中27颗红巨星的化学丰度分析结果。该分析基于UVES@VLT光谱仪获得的高分辨率（R ~ 47000）光谱。对于每个集群，我们得出了多达20个丰度比采样的主要化学元素组，即轻奇Z，α，铁峰和中子捕获元素。所有分析的丰度模式在4个星团中表现相似，并且在每个星团中也显示出可忽略的星间分散。对NGC 1651、1783、1978和2173的[Fe/H]分别为-0.30+-0.03、-0.35+-0.02、-0.38+-0.02和-0.51+-0.03 dex。对轻奇Z核的测量给出了轻微的太阳下[Na/Fe]和更显着的[Al/Fe]耗尽（~-0.50dex）。[α/ Fe]丰度比接近太阳，而铁峰元素很好地跟踪了铁的丰度比。s-过程元素的行为是一种特殊的方式：轻s-元素给出太阳下的[Y/Fe]和[Zr/Fe]丰度比，而重s-元素给出相对于太阳值的增强的[Ba/Fe]、[La/Fe]和[Nd/Fe]。此外，[Eu/Fe]丰度比被证明是增强的（~ 0.4 dex）。
2008-04-25 astro-ph
Star cluster evolution in the Magellanic Clouds revisited
麦哲伦星云中星团的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，使用一个大的，独立的，均匀的数据集的UBVR成像观测，从中我们得到的集群年龄和质量分布在大，小麦哲伦云（LMC，SMC）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约30%（1 sigma）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>6sigma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。使用一个简单的方法，我们得出一个“特征”集群中断的时间尺度的集群人口在LMC，这意味着我们正在观察初始集群质量函数。初步结果表明，LMC集群人口可能受到<10%的婴儿死亡率的影响。
2008-08-19 astro-ph
Two Groups of Nearly Coeval Star Clusters in the Small Magellanic Cloud
本文报道了用{ \sl哈勃太空望远镜}对SMC中人口众多的中等年龄星团进行的新的测光。与公认的图像相反，这些集群似乎是在两个短暂的时间间隔内形成的，一个是$8\pm 2$ Gyr ago，另一个是更近的爆发$2\pm 0.5$ Gyr ago。当8 Gyr爆发中的四个星团（NGC 339、361、416和Kron 3）的脊线对齐时，关闭光度的色散为$<0.2$等，对应于$\pm 0.7$ Gyr的最大年龄扩展。当2 Gyr爆发中的三个星系团（NGC 152、411和419）的脊线对齐时，0.2等的最大色散对应于$\pm 0.2$ Gyr的允许年龄扩展。在每一组星团中，整个星团的位置（包括红巨星分支和团块）几乎是相同的，与无法区分的金属丰度和年龄一致。与文献中先前报道的年龄分布广泛相反，我们的样本具有更精确的光度测定和年龄测量，支持2 Gyr和8 Gyr SMC簇的爆发间断而不是连续的团簇形成历史。
1999-07-28 astro-ph
Star Formation Histories of Local Group Dwarf Galaxies
目前已知或怀疑有40个星系是本星系群成员，半径为1.8 Mpc。其中37个星系是M_B > -18.5等的矮星系。本文对本星系群中的矮不规则星系、矮椭圆星系和矮椭球星系的恒星形成历史进行了汇编，并通过Hodge的星族盒可视化了它们的演化历史。这些恒星形成历史的研究是一个多参数的问题：年龄，金属丰度，人口分数，和空间变化必须确定，这在很大程度上取决于知识的红化和距离。即使是质量最低的矮球状星系，在恒星形成、年龄和金属丰度方面也会表现出显著的空间变化。所有的本星系群矮星系似乎都包含了年老（>10 Gyr）和中龄（1-10 Gyr）的星系群，而与其形态类型无关。没有两个星系是一样的。它们在恒星形成历史、金属丰度、分数和亚群年龄上差异很大，即使在同一形态类型内。恒星的形成要么是在不同的时期发生，要么是在很长一段时间内连续发生。
1998-06-16 astro-ph
X-Rays from Superbubbles in the Large Magellanic Cloud. V. The H II Complex N11
大麦云星云中的大H II复合体N11包含了在其生命史中几个不同阶段的OB星协。我们已经获得了ROSAT PSPC和HRI的X射线观测，柯蒂斯施密特CCD图像，H-α和[N II]线中阶梯光谱，和IUE星际吸收线观测该地区。N11的中央气泡的X射线亮度仅比能量守恒超级气泡的预测亮3-7倍，这使得这是第一次探测到来自超级气泡的X射线发射，而没有强烈的X射线过量。区域N11 B包含一个非常年轻的OB星协，类似于船底座星云的中央星协，显然仍然嵌在其诞生的分子云中。我们发现，N11 B发出弥散X射线辐射，可能是由恒星风驱动的。最后，我们比较了N11中的紧簇HD 32228和30 Dor中的R136。后者是一个强X射线源，而前者没有被探测到，这表明来自致密天体的强X射线发射并不是这种致密星系团的普遍性质。
1997-04-01 astro-ph
IR Surface Brightness Fluctuations of Magellanic Star Clusters
我们目前的表面亮度波动（SBF）在近红外的191麦哲伦星系团在第二次增量和全天数据发布的两微米全天巡天（2 MASS），并比较它们与天炉座星系团的SBF和预测从恒星星族模型。我们的目标是双重的。首先，提供近红外SBF的经验校准，因为现有的恒星星族合成模型在近红外方面特别不一致。其次，尽管大多数以前的SBF研究都集中在古老的、富含金属的恒星族上，但这是第一次应用于具有如此宽的年龄范围（~ 10^6到超过10^10年，即，4个数量级），同时这些星团的金属丰度范围很窄（Z ~ 0.0006 - 0.01，即，仅1个数量级）。由于恒星星族合成模型预测了一个更复杂的敏感性SBF的金属丰度和年龄在近红外比在光学，这种分析提供了一个独特的方式解开年龄和金属丰度的影响。我们发现一个令人满意的模型和数据之间的协议。我们还证实，近红外线的波动和波动的颜色主要是由年龄驱动的麦哲伦星系团人口，在这方面，他们构成了一个序列中，天炉座星系团星系适合充分。此外，波动颜色显示出随年龄变红的趋势，可以用直线拟合。最后，我们第一次使用泊松方法来建立波动测量的误差条，而不是通常的蒙特卡罗模拟。
2004-05-05 astro-ph
GAIA: AGB stars as tracers of star formation histories in the Galaxy and beyond
我们讨论了欧空局的空间天体测量任务GAIA跟踪恒星形成的历史，强调AGB星的优势，为此目的。GAIA的微弧秒级天体测量，多波段测光和光谱学将为银河系内外的大量AGB恒星提供个体距离，运动，有效温度，重力和金属丰度。AGB星的可靠年龄可以在广泛的年龄和金属丰度范围内确定到200 kpc的距离，从而可以在各种天体物理环境中研究恒星形成历史。
2003-03-22 astro-ph
Beyond the Galaxy with Gaia: evolutionary histories of galaxies in the Local Group
盖亚将在提供有关恒星形成历史、合并事件、星系间流等信息方面发挥重要作用，本星系群附近的星系。最重要的贡献之一将是自行，特别是对于星系最外层的恒星，可以获得恒星星族~150 kpc的RGB恒星。连同最亮的巨星<80 kpc的径向速度，这将提供单个恒星的成员信息和最邻近星系的全球运动学图像，包括麦哲伦云（MC）。盖亚还将为矮星系中的个别巨星和/或超巨星提供光度金属丰度（σ（[M/H]）<0.3），约为200 kpc。MSTO年龄将有可能用于最邻近星系中最年轻的恒星星族（例如，MCs），而RGB/AGB上的恒星可能提供人口的年龄估计约为150千秒差距。盖亚将允许研究星系的最外层部分，因为它们的空间范围很大，很难从地面评估。除了可以澄清矮星系的结构和演化外，这也将使研究银河系潮汐碎片成为可能，从而为银河系形成和演化的全球图像提供更多细节。
2005-03-09 astro-ph
The Star Clusters of the Small Magellanic Cloud: Structural Parameters
我们提出了204个星团在小麦哲伦云的结构参数来自拟合国王和埃尔森，瀑布，和弗里曼模型配置文件的V-波段表面亮度配置文件测量的麦哲伦云测光巡天图像。King和EFF曲线与大多数曲线的拟合均令人满意，尽管King曲线通常略优于Elson、Fall和Freeman的软化幂律曲线，并为约90%的样本提供了统计学上可接受的拟合。我们没有发现首选的模型和集群年龄之间的相关性。唯一的系统偏差，我们确定的表面亮度分布是缺乏一个中心浓度的子样本的集群，我们指定为“环”集群。与以前的研究一致，我们发现SMC中的星系团比银河系中的星系团明显更椭圆。然而，考虑到平均年龄的差异和这些系统的快速破坏，SMC和MW之间的比较不应直接解释为初始集群属性或其随后的演变的差异。我们发现星团椭圆率与星团质量的相关性比与星团年龄的相关性更强。我们确定了其他几个相关性（中心表面亮度与当地的背景密度，核心半径与潮汐力，大小与距离），可用于约束模型的集群演化的SMC。
2005-09-30 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
Constraining the evolutionary histories of spiral disks
我们研究了化学演化模型唯一性的老问题。我们在Molla等人（1999）的文章中指出，三个室女星系团的多相模型能够再现观测到的光谱指数Mg 2和Fe 52的径向分布。但这些模型可能适合不同的恒星形成历史的现代径向分布。这两个光谱指数反过来又受到众所周知的年龄-金属丰度简并度的影响，这阻止了单个恒星星族年龄和金属丰度的分离。在这项工作中，我们面对这两个问题，通过分析一组多相模型的室女座星系NGC 4303
2002-03-22 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
Hierarchical Star Formation from the Time-Space Distribution of Star Clusters in the Large Magellanic Cloud
大麦云星云中成对星团的平均年龄差随它们的距离增加而增加，其大小为~0.35次方。这表明恒星的形成在空间和时间上是有层次的。小区域很快形成恒星，而大区域，通常包含小区域，在较长的时间内形成恒星。先前对造父变星发现的类似结果在统计上不如聚类结果确定。
1998-05-19 astro-ph
Star Formation History across the Magellanic Clouds and other Local Group galaxies
渐近巨星分支星的Ks星等分布对星系中恒星星族的金属丰度和平均年龄的空间变化提供了重要的约束。在这里，我提出了这些参数的调查结果，在麦哲伦云，M33，NGC 6822和SagDIG和我讨论了巨大的改善，新的宽视场近红外仪器（即VISTA）将提供我们的理解的全球内在以及这些系统的动力学历史。
2006-11-13 astro-ph
The local stellar population of nova regions in the Large Magellanic Cloud
本研究的目的是通过研究本地的、投影的、恒星星族来识别和理解大麦云星云（LMC）中新星的母体。根据OGLE II巡天和星团星表中提供的新星附近恒星和星团的光度数据，研究新星周围局部环境的恒星形成历史。用等时线拟合V与（V-I）色星等图，估算了新星区周围几弧分范围内的恒星星族年龄。利用主序星和红巨星的光度函数比较了不同演化状态下恒星的比例。估算了15颗新星周围的恒星星族的年龄、密度和光度函数。除慢新星LMC 1948外，其它区域的中间恒星星族年龄上限均为4 Gyr。这些区域的恒星形成开始于4 - 2.0 Gyr之间，大部分区域的恒星形成开始于3.2 Gyr。这一恒星形成事件一直持续到1.6 - 0.8 Gyr。快速新星和中快速新星的恒星形成历史表明，它们的母星是相似的，可能在3.2 - 1.0 Gyr的年龄范围内。这与银河系激变变星的理论年龄估计值非常吻合。慢新星周围的区域显示出年龄范围在1 - 10 Gyr的恒星星族，其中很大一部分属于较老的恒星族，这与慢新星的祖先属于较老的恒星族的观点一致。
2002-05-07 astro-ph
Star Formation Histories of the Galactic Satellites
后期的吸积模型形成的星系晕要求许多银河系的卫星星系已被蚕食到晕场。将幸存卫星中恒星的金属丰度和年龄分布函数与场晕中显然只有老恒星的恒星进行比较，可以限制任何此类过程的重要性。我们已经开发了一种新的客观技术，以确定恒星形成的历史dSph星系。我们将这种技术应用于幸存的银河系卫星，推导出一个近似均匀的年龄分布的成分，完全不同于晕场星。因此，晚期吸积在星系晕的形成中并没有扮演重要的角色。
1999-10-26 astro-ph
Star Formation Histories of Nearby Dwarf Galaxies
简要讨论了邻近矮星系的性质。矮星系的恒星形成历史、子星系群的年龄和它们的富集历史都有很大的不同。此外，许多矮星系在其恒星形成历史中显示出空间变化的证据;通常以非常扩展的老年人口和年龄和金属丰度的径向梯度的形式。矮星系演化的决定因素似乎是星系质量和环境。我们可能会观察到从低质量矮不规则星通过过渡类型到矮椭球体的连续演化，而其他演化过渡似乎不太可能。
2000-11-02 astro-ph
Multiple stellar populations in three rich Large Magellanic Cloud star clusters
我们提出了深色星等图的三个丰富的中等年龄的星团在大麦云，从档案ACS F435 W和F814 W成像。这三个星系团都显示出独特的主序关闭的明显证据。NGC 1846和1806都有两个不同的关闭分支，而NGC 1783的关闭显示出比光度不确定性更大的颜色范围。我们证明，虽然所有三个集群包含大量的未解决的双星，这些不能观察到的关闭形态的根本原因。最简单的解释是，每个星团至少由两个不同的恒星星族组成，它们的金属丰度非常相似，但年龄相差高达3亿年。这些不寻常的性质的起源仍然不明;然而，事实上，至少有三个大质量的集群包含多个恒星星族，现在已知的大麦哲伦星系表明一个潜在的重要形成渠道。
2008-05-26 astro-ph
Star formation histories of early-type galaxies. I: Higher order Balmer lines as age indicators
我们获得了175个邻近早型星系的蓝色积分光谱，覆盖了星系速度色散的广泛范围，重点是sigma < 100 km/s的星系。在室女星系团和低密度环境中都观测到了银河系。主要目标是评估作为年龄指标的高阶巴耳末线，以及作为质量、环境和形态函数的恒星星族差异。在这第一篇论文中，我们的重点是提出进化的人口合成模型。在各种线强度指标中，低sigma星系比高sigma星系表现出更大的内在散射，大的内在散射设置在低于100 km/s的sigma。观测到的光谱指数的建模表明，主要在低西格玛星系中发现的强巴耳末线是由年轻的年龄，而不是低金属丰度造成的。因此，我们发现人口年龄和速度色散之间的趋势，低西格玛星系有年轻的亮度加权平均年龄。我们用几种不同的巴耳末谱线重复了这一分析，并从一种光谱指示剂到另一种光谱指示剂找到了一致的结果。
2003-03-14 astro-ph
A Search for Old Star Clusters in the Large Magellanic Cloud
我们报告的第一个结果的颜色星等图调查的25个候选人老LMC集群。对于几乎所有的样本，都有可能到达关闭区域，并且在许多聚类中，我们有几个主序列的幅度。年龄估计的基础上的巨大的分支集群和turnoff之间的星等差$δT_1$显示，没有新的老的集群被发现。候选人原来是中间年龄（1-3 Gyr）我们表明，明显的老年龄推断综合UBV颜色可以解释的组合产生的随机效应的明亮的恒星和光度误差的昏暗的集群躺在拥挤的领域。从钙三重态光谱的相对金属穷人的候选人也被证明是中间年龄。这一点，再加上它们位于盘的远处，产生了关于LMC盘的形成和演化的有趣限制。我们还研究了年龄分布的中间年龄和老年集群这一均匀的一组准确的相对年龄使我们能够作出改进的研究历史的团簇形成/破坏的年龄$>1$ Gyr。我们确认以前的迹象表明，显然没有团簇形成在LMC期间，从3-8 Gyr前，并有一个明显的时代的团簇形成开始3 Gyr前，在约1.5 Gyr前达到高峰。我们的研究结果表明，有几个，如果有的话，真正的老集群在大麦哲伦星系留下被发现。
1997-09-18 astro-ph
Mid-infrared studies of the AGB star populations in the Local Group galaxies : the Magellanic Clouds
本文简要介绍了麦哲伦云8个人口稠密的中间年龄星团中AGB星的ISO巡天结果。在4.5、6.7和12 $μ$ m处总共观测到100多颗AGB和RGB星。我们介绍了一种新的方法来估计富氧AGB星的有效温度，并获得精确的测辐射热星等和有效温度的大量人口的AGB对象在LMC和SMC。导出的恒星参数被用来构建观测的HR图，进一步使用等时线拟合估计星团年龄。我们表明，所提出的方法提供了一个强大的工具来研究本星系群星系内的AGB星群，特别是当与即将到来的中红外天文空间设施（IRIS，SIRTF）和大型地面望远镜（SUBARU，VLT等）的观测支持。
2000-12-08 astro-ph
Dynamical Evolution of Globular Clusters in the Magellanic Clouds and Other Local Systems
丰富的LMC和SMC集群的观测显示，随着年龄的增长，核心半径的扩展。这种趋势可能代表了这些系统中真正的物理进化。老麦哲伦星云团看起来要么是扩展的，要么是紧凑的。类似的核心半径分布观察到天炉座和人马座dSph集群系统和在''晕'银河系子系统。这些观测对银河系的形成和球状星团的动力学演化都有意义。
2002-11-04 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
The Chemical Enrichment History of the Large Magellanic Cloud
Ca II三重态光谱已被用来计算位于沙洲以北的银河系中心距离为3 \arcdeg、5 \arcdeg、6 \arcdeg和8 \arcdeg的四个大麦哲伦星系场中单个恒星的恒星金属丰度。观察到的金属丰度分布显示出一个明确的峰值，尾部朝向低金属丰度。在6 \arcdeg之前，平均金属丰度保持恒定（[Fe/H] $\sim$ -0.5 dex），而对于最外层区域，在8 \arcdeg，平均金属丰度显著低于盘的其余部分（[Fe/H] $\sim$ -0.8 dex）。光谱学与深CCD光度学的结合使我们能够打破RGB年龄-金属丰度简并计算光谱观察到的物体的年龄。我们的四个领域所获得的年龄-金属丰度的关系是统计上难以区分的。我们的结论是，较低的平均金属丰度在最外层的领域是一个结果，它有一个较低的比例的中间年龄的恒星，这是更丰富的金属比老恒星。盘年龄-金属丰度关系与星系团相似。然而，在实地人口中没有观察到缺乏年龄在3至10 Gyr之间的物体。最后，我们使用的数据从文献中得到一致的年龄-金属丰度的关系酒吧。简单的化学演化模型已被用来重现所观察到的年龄-金属丰度的关系，目的是调查的机制参与了磁盘和酒吧的演变。我们发现，虽然磁盘年龄-金属丰度的关系是很好地再现了封闭的盒子模型或模型与小程度的流出，酒吧只再现了模型与组合的流入和流出。
2007-10-16 astro-ph
On the origin of double main-sequence turn-offs in star clusters of the Magellanic Clouds
最近对大麦云星云（LMC）中的中间年龄星团（SC）的观测研究表明，这些天体中有相当数量的天体在它们的色星等图（CMD）中显示出双主序星关闭（DMSTO）。对于这些DMSTO的起源，一个合理的解释是，SC由两个年龄相差约3亿年的不同恒星星族组成。基于分析方法和数值模拟，我们探索了一种新的场景，其中SC与恒星形成的巨分子云（GMCs）相互作用并合并，形成新的复合SC与两个不同的组成部分人口。在这种新的情况下，两个不同的恒星星族之间可能的年龄差异负责DMSTO主要是由于二级恒星形成GMC内的相互作用和合并与已经存在的SC在LMC磁盘。总的气体质量被转换成新的恒星（即，在这种情况下，在GMC-SC相互作用和合并期间的第二代恒星）的质量可以与原始SC（即，第一代恒星）的质量相当或大于原始SC的质量。我们的模拟结果表明，在GMC-SC合并形成的复合SC中的新恒星的空间分布比最初在SC中的恒星的空间分布更紧凑。我们讨论的优点和缺点的新的情况下，在解释的基本属性SC与DMSTO在LMC和小麦哲伦云（SMC）。我们还讨论了DMSTO起源的各种替代方案的优点。
2008-12-03 astro-ph
Stellar Populations in the Outskirts of the Small Magellanic Cloud: No Outer Edge Yet
我们报告的检测属于SMC在6.5千秒差距的SMC中心在南方方向的中老年恒星。通过对三个高质量的34 \arcmin $\times$ 33 CMD的分析，我们发现在银河系中心距离为$\thicksim$ 4.7 kpc、$\thicksim$ 5.6 kpc和$\thicksim$ 6.5 kpc的恒星星族的年龄组成是相似的。SMC的表面亮度分布遵循指数规律，没有截断的证据，一直到6.5 kpc。这些结果，综合起来，表明SMC的“磁盘”人口占主导地位的可能是旧的银河系般的恒星晕，SMC可能比以前认为的要大得多。
2007-07-02 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
The Star Formation History of the Large Magellanic Cloud
使用哈勃太空望远镜上的WFPC 2，我们已经在V和I通带中创建了大约100，000颗恒星的深色星等图，这些恒星位于LMC棒中心的一个区域和另一个区域。从19等< V < 23.5等的主序光度函数（LFs）、红团和水平支的形态以及两个场的微分赫斯图都强烈地暗示盘和棒具有显著不同的恒星形成历史（SFHs）。在过去的15 Gyr中，盘的SFH相对平滑和连续，而棒的SFH主要由中间年龄的恒星形成事件所主导。比较的LF对帕多瓦理论恒星演化模型和假设的年龄-金属丰度关系的基础上的预测，使我们能够确定占主导地位的恒星星族在酒吧的恒星形成的情节，发生在4至6和1至2 Gyr前。这些事件分别占其恒星质量的25%和15%。磁盘领域可能会分享一个温和的增强SF的年轻的插曲，因此，我们确定了4至6 Gyr插曲与形成的LMC酒吧。
2001-09-25 astro-ph
