The First Complete and Fully Sampled HI Survey of the Tidal Arms of the Magellanic System
大麦哲伦星系、小麦哲伦星系和银河系是一组壮观的相互作用的星系。突出麦哲伦云的潮汐臂延伸数十千秒差距，覆盖了南部天空的大部分。因此，这些旋臂和麦哲伦云本身是非常适合详细研究相互作用的星系系统的对象。我们提出的第一个结果的Parkes窄带HI调查的潮汐臂的麦哲伦系统。这是第一次完全抽样，空间完整的调查，这个系统。这些数据提供了关于柱密度分布和潮汐特征范围内的线剖面形状变化的信息。本文给出了麦哲伦系潮汐特征的云系目录，并讨论了其与观测参数经度、纬度和径向速度（vLSR和vGSR）的关系。我们发现了一个新的流状功能，这是最有可能相关的领先的手臂。详细的调查显示了一些云显示彗星的外观在位置速度表示（所谓的头，尾结构）。这些首尾结构被解释为云目前正在与环境介质相互作用。
2000-11-29 astro-ph
The Chemical Composition of Cepheids in the Milky Way and the Magellanic Clouds
我们通过FEROS和UVES高分辨率和高信噪比光谱测量了68颗银河系和麦哲伦造父变星的元素丰度，以确定化学成分对这些恒星性质的影响（参见Romaniello et al. 2005）。在这里，我们描述了我们开发的用于准确测定它们的耐用分析方法。由此产生的铁丰度范围在小麦哲伦星云中的恒星的~ -0.80 dex和银河系中最富金属的恒星的~ +0.20 dex之间。虽然每个星系的平均值与类似年龄的非脉动恒星非常一致，但造父变星显示出显着的差异。因此，测量单个恒星的金属丰度是至关重要的。
2005-10-18 astro-ph
Milky Way potentials in CDM and MOND. Is the Large Magellanic Cloud on a bound orbit?
我们计算了不同冷暗物质（CDM）模型下的银河系势，并与修正的牛顿动力学（MOND）框架进行了比较。我们计算了各种模型中的势轴比，发现MOND势中的等势球比CDM势中的等势球小。作为这些模型的一个应用，我们预测的逃逸速度作为在银河系中的位置的函数。这可能有助于与计划中或已经进行的运动学调查（RAVE、SDSS、SEGUE、SIM、GAIA或超高速恒星调查）的未来数据进行比较。此外，预测逃逸速度与最近测量的大麦云（LMC）的高自行速度进行了比较。为了将大麦哲伦星系绑定到MOND模型中的银河系，同时仍然与RAVE测量的太阳位置处的局部逃逸速度兼容，我们证明了需要小于$0.03 a_0$的外场模量。
2008-03-06 astro-ph
The Parkes HI Survey of the Magellanic System
我们提出了第一个完全和均匀采样，空间完整的HI调查整个麦哲伦系统的高速度分辨率，与帕克斯望远镜进行。最终的数据立方体具有σ ~ 0.05 K的均方根噪声和16弧分的有效角分辨率。大麦云云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）与巨大的气体特征相关联，如果所有的HI气体都在55 kpc的相同距离上，则HI的总质量为M（HI）= 4.87 10^8 M_sun [d/55 kpc]^2。大约三分之二的HI气体位于麦哲伦云附近（麦哲伦桥和界面区域），25%的HI气体与麦哲伦流有关。引导臂的HI质量比麦哲伦流低四倍，相当于气体特征的HI总质量的6%。本文引入LMC静止标架，分析了麦哲伦云及其邻域的速度场。麦哲伦桥中的HI相对于麦哲伦云的速度很低，这表明它几乎是平行运动的，而界面区的气体具有明显更高的相对速度，这表明这些气体正在离开麦哲伦桥，形成麦哲伦流的新部分。在麦哲伦流和引导臂的云显示出显着的差异，无论是在柱密度分布和线轮廓的形状。HI气体在麦哲伦流中的分布比在引导臂中的气体更平滑。如果引导臂处于相当低的z高度并且嵌入在较高压力的环境介质中，则可以解释这些形态差异。
2004-11-16 astro-ph
Is the dark matter halo of the Milky Way flattened?
我们进行了一个扩展的分析的参数空间的相互作用的麦哲伦星系与银河系（MW）。变化的参数包括相空间参数，质量，结构，和方向的麦哲伦云，以及平坦的暗物质晕MW。分析是通过一个专门采用的优化代码来完成的，该代码搜索数值模型与Bruens等人（2005）的麦哲伦星系详细HI图之间的最佳匹配。应用的搜索算法是一种遗传算法结合的代码的基础上快速，但近似的限制N体方法。通过这个，我们能够分析超过10^6个模型，这使得这项研究成为麦哲伦系统最广泛的研究之一。在这里，我们集中在轴对称MW暗物质晕势的平坦化q，这是在0.74<=q<=1.20的范围内研究。我们发现，创建一个拖尾（麦哲伦流）和领先的流（领先的手臂）是一个相当常见的功能的麦哲伦系统MW相互作用，这样的结构在整个范围内的晕平坦值建模。然而，重要的差异之间存在的模型，有关密度分布和运动学的HI，也麦哲伦系统的动力学演化。对中性氢的模拟分布和观测分布之间的总体一致性的详细分析表明，假设银河系的扁圆（q<1.0）暗物质晕的模型比具有其他晕结构的模型更能满足HI观测的要求。
2006-08-11 astro-ph
The Origin of the Magellanic Stream and Its Leading Arm
我们探索麦哲伦流（MS）使用高斯分解的HI速度分布在莱顿-阿根廷-波恩（LAB）全天HI调查。这种分解暴露了MS由两个空间上不同的细丝组成（如Putman等人首先指出的）。和速度。利用细丝的速度相干性，我们可以追溯到它的起源，我们确定为大麦云（LMC）的东南HI超密度（SEHO），其中包括30剑鱼座。引导臂（LA）的部分也可以在速度和位置上追溯到SEHO。因此，至少有一半的尾流和大部分的LA起源于大麦哲伦星云，与之前的说法相反，MS和LA都起源于小麦哲伦星云（SMC）和/或麦哲伦桥。这两个MS细丝显示出强烈的周期性，起伏的空间和速度模式，我们推测是LMC旋转曲线的印记。如果是真的，那么流气体从麦哲伦云的漂移速率为~49 km/s，MS的年龄为~1.74 Gyr。Staveley-Smith等人的LMC高分辨率HI数据显示，从SEHO的超巨星壳层流出的气体似乎正在形成MS的LA和LMC细丝。
2008-02-04 astro-ph
Effect of the Milky Way on Magellanic Cloud structure
分析模型和n体模拟的结合表明，大麦云（LMC）的结构演化是由它与银河系的动力学相互作用主导的。虽然在某种程度上是预期的，但参与的范围具有重大的观测后果。首先，大麦哲伦星系盘的轨道被扭转出盘平面，使盘变厚，形成一个球体。力矩的结果直接强迫银河系潮汐，间接，从LMC磁盘和它的晕之间的阻力导致的LMC磁盘的诱导岁差。后者是一种新报道的机制，可以影响所有的卫星互动。然而，总的扭矩不能各向同性的恒星轨道和他们的运动学仍然是盘状。这样的运动学签名观察到几乎所有的LMC人口。扩展磁盘分布预计将增加对LMC的微透镜。其次，在此过程中，磁盘的结合能缓慢下降，膨胀并为随后的潮汐剥离准备外部区域。由于潮汐剥离碎片将在空间上扩展，剥离星的分布比HI麦哲伦流更广泛。这与气体流中恒星密度的上限是一致的，并提出了一种不同的探测剥离恒星的策略。最后，通过n体模拟预测了几个LMC轨道上的质量损失，碎片从潮汐边界延伸到数十千秒差距。虽然被剥离的恒星的整体空间密度很低，但最近有报道称可能存在这样的干预人口，并且可以使用2MASS进行检测。
1999-05-25 astro-ph
B,V Photometry of Variable Stars in the Northeast Arm of the Small Magellanic Cloud
对小麦哲伦云东北臂的变星进行了B和V测光。已经确定了237个周期变星的周期和光变曲线，其中包括201颗造父变星，其中68颗是新发现的。基本模式造父变星和第一泛音模式造父变星通常在B，V色星等图中很好地分离，后者的平均颜色比前者更蓝。造父变星的周期颜色的关系，这个边远SMC领域是无法区分的，从更中心的SMC领域，是比理论预测更蓝。不稳定带的人口部分的红色边缘在较暗的造父变星中变为蓝色。有支持我们的样本，以前报道的陡峭的周期光度关系的基本模式造父变星的周期近2天。东北臂的造父变星可能比SMC主体的造父变星离我们更近，但差异小于或等于约4 kpc，与SMC的潮汐半径相当。
2002-02-22 astro-ph
Are the Magellanic Clouds on their First Passage about the Milky Way?
Kallivayalil等人（2006 a，b）最近对大麦哲伦云和小麦哲伦云（分别为LMC和SMC）的自行测量表明，云的三维速度比以前估计的要高得多（约100 km/s），现在接近银河系的逃逸速度（MW）。以前的研究也假设银河系可以被充分地模拟为大距离的等温球体。在这里，我们使用新的速度和位力质量Mvir = 1 e12 Msun的LCDM激发的MW模型重新检查云的轨道历史（例如Klypin等人，2002）。我们的结论是，云要么是目前第一次通过MW，要么是，如果MW可以通过等温球精确地模拟到>200 kpc的距离（即，Mvir > 2 e12 Msun），它们的轨道周期和远银河系距离必须比以前估计的大两倍，分别增加到3 Gyr和200 kpc。第一次通过的情况与LMC和SMC与MW的其他卫星星系相比似乎是异常值的事实是一致的：它们的外观不规则，并且移动得更快。我们讨论了这种轨道分析的影响，我们的理解的恒星形成的历史，在MW磁盘和麦哲伦流（MS）的起源，HI气体带落后的LMC和SMC，延伸约100度的整个天空的翘曲的性质。具体来说，由于新的轨道历史的云，MS的起源可能无法解释目前的潮汐和冲压压力剥离模型。
2007-03-08 astro-ph
Evidence for a two-armed spiral in the Milky Way
发射轮廓的银河平面在K和在$240\micron$，并确定与螺旋臂的切线的功能。在K波段，跟踪恒星的发射和吸收的影响很小，与臂切线的功能表明，一个双臂对数螺旋主导的非轴对称结构的银河系。相比之下，星际气体中携带的尘埃的$240\micron$发射与四臂模型一致，与无线电数据和光学螺旋示踪剂一致。这表明，非轴对称的质量扰动负责的四臂螺旋结构的气体有一个两个，而不是四臂结构。
2000-05-11 astro-ph
Reddening law and interstellar dust properties along Magellanic sight-lines
研究表明，SMC、LMC和银河系的消光曲线服从相同的消光规律，即只依赖于2200 A凸点的大小和一个参数，并推广了Cardelli、Clayton和Mathis（1989）的关系。这表明，所有三个星系的灭绝是相同的性质。在所有的可见光/紫外线波长范围内，特别重要的SMC，但也存在于LMC和银河系中的线性红化法律的作用，也突出和讨论。
2007-09-06 astro-ph
The Origin of the Magellanic Stream
简短摘要：我们提出了旨在严格测试麦哲伦流起源模型的数值研究。最先进的模型是潮汐模型，它不能再现潮汐的几个特性。我们提出了一个替代模型的流的起源，它可以解释所有的观察到的功能和动力学，以及提供一个强大的约束气体的分布在银河系的晕。我们提出，该流由物质组成，这些物质是在其最后一次通过银河系的扩展电离盘时从麦哲伦系统中被冲压压力剥离的。这次碰撞发生在大约5亿年前，距离银河系中心约65 kpc，并将束缚最少的HI的$\sim 20$扫入银河流。柱密度最低的气体失去了最多的轨道角动量，目前处于流的尖端，已经下降到距离银河系$\sim 20$ kpc的地方，达到了200 \kms的负速度。为了防止被剥离的物质引导麦哲伦云并获得过大的下落速度，我们假设银河系周围存在扩散电离气体的扩展稀释晕。如果晕气体处于银河系势阱的维里温度，它的热辐射将贡献$\sim$ 40%的观测到的0.5-1.0 keV（M）波段的漫射背景辐射，与最近的ROSAT测量以及脉冲星色散测量相一致。柱塞压力汽提
1994-01-07 astro-ph
Symbiotic Stars in the Magellanic Clouds
给出并讨论了LMC和SMC中共生双星的轨道周期和其它参数。特别是，在MC的共生星与银河系中的比较。
2004-02-24 astro-ph
The Milky Way Spiral Arm Pattern
利用一个真实的银河系中气体流动的动力学模型，构造了一个完整的分子（CO）气体三维分布图。这张图显示了两个突出的螺旋臂，从棒的末端开始，平滑地连接到在银河系外的氢原子中观察到的四臂螺旋图案。与以前的尝试不同，我们的新地图揭示了银河系棒区和圆盘远端的气体分布。这是第一次，我们可以跟踪气体中的旋臂，因为它们从银河系中心后面经过。
2008-12-18 astro-ph
The Proper Motion of the Magellanic Clouds: The UCAC2-Hipparcos Inconsistency
利用USNOCCD全天星表（UCAC 2）测量了两个麦哲伦云的平均自行。适当选择的LMC群体的自行运动（<μRA>，<μ DEC>）~（+0.84，+4.32）显著高于目前公认的类Hipparcos值（<μRA>，<μDEC> ~（+1.94，-0.14））。SMC的<μRA>值也较高。有趣的是，UCAC 2大麦哲伦星系的平均自行与文献中唯一的工作（Anguita et al. 2000）非常吻合，指出麦哲伦星云与银河系的相互作用是未结合的。尽管如此，UCAC 2自行的含义很难与我们今天对云-星系相互作用的理解相协调，除非我们假设一个更大质量的银河系。因此，虽然没有发现系统误差的来源，但最有可能的是UCAC 2星表有一个尚未确定的系统误差，导致UCAC 2和依巴谷的麦哲伦云结果不一致。
2005-04-18 astro-ph
Open Cluster Birth Analysis and Multiple Spiral Arm Sets in the Milky Way
The Milky Way spiral arm dynamics is studied using the birth place of open clusters . We separately study the nearby spiral arms, and find evidence for multiple spiral sets. In particular, the Sagittarius-Carina arm appears to be a superposition of two sets. The first has a pattern speed of Omega_P,Carina,1=16.5^{+1.2}_{-1.4sys}+/-1.1_{stat} (km/s)/kpc, while the second has Omega_P,Carina,2=29.8^{+0.6}_{-1.3sys}+/-1.3_{stat} (km/s)/kpc. The Perseus arm located at larger galactic radii exhibits only one clear set with Omega_P,Perseus=20.0^{+1.7}_{-1.2sys}+/-1.6_{stat} (km/s)/kpc. The Perseus an…
2005-03-06 astro-ph
New Models for a Triaxial Milky Way Spheroid and Effect on the Microlensing Optical Depth to the Large Magellanic Cloud
我们得到的数据的基础上，由纽伯格和Yanny的三轴银河系球体模型。最适合的数据发生在一个球体中心，从银河系中心移动了3 kpc。研究了三轴度对大麦云云微透镜光学深度的影响。光学深度可以用来确定大质量致密晕天体（MACHO）的数量;较大的球体贡献意味着较少的MACHO。一方面，三轴性使我们和大麦哲伦星云之间的视线上产生更多的球体质量，从而产生更大的光学深度。然而，移动球体中心会导致另一个方向的效果：球体中心的最佳拟合是远离LMC的视线。因此，这两种效应趋于抵消，使得由于Newberg/Yanny三轴晕引起的光学深度的变化至多为50%。在我们考虑的四个模型中减去球体的贡献后，如果假设MACHO合作观测到的所有过量透镜事件都是由于MACHO，那么MACHO对星系晕质量的贡献（中心值）在8- 20%之间变化。这里的最大值是由于原始的CNOO协作结果，最小值在数据中的1 sigma误差水平下与0%一致。
2006-06-20 astro-ph
ORFEUS II echelle spectra : H_2 measurements in the Magellanic Clouds
在哥白尼卫星发射20多年后，ORFEUS再次允许通过FUV吸收光谱法研究扩散星际介质中的分子氢。这一次，麦哲伦星云中的目标也被观测到，这是第一次在银河系盘外的贫金属环境中对冷H_2进行研究。本文介绍了沿HD 269698（Sk 67 166）、HD 269546（Sk-68 82）和HD 36402（Sk 67 104）视线方向对大麦哲伦星云气体中H_2的新测量结果，并对ORFEUS在麦哲伦星云中的H_2测量结果进行了总结。在七条视线上，我们研究了N（H Ⅰ），N（H_2），E（B-V）之间的相关，并与银河系盘中H_2的观测结果进行了比较。我们发现H_2的丰度相对于总气体量来说是很低的，并推测分子形式的氢的分数受到麦哲伦云较低的尘埃含量的限制。
2000-05-12 astro-ph
Kinematical Structure of the Magellanic System
我们回顾了我们对LMC和SMC运动学的理解，以及它们围绕银河系的轨道。视线的速度场的LMC和SMC已被映射与高精度使用数千个离散的轨迹，以及HI气体。LMC是一个旋转盘，其视角已经使用各种方法很好地建立。圆盘在圆盘平面上是椭圆形的。圆盘厚度根据示踪剂的数量而变化，从最老的到最年轻的数量，V/sigma的范围为2-10。对于SMC，旧的恒星星族居住在一个球状分布具有相当大的视线深度和低V/sigma。年轻的恒星和HI气体存在于一个更不规则的旋转盘中。基于运动学的质量估计表明，每个云都嵌入在黑暗的光环中。HST的自行测量表明，这两个星系在银河系周围的运动速度比以前认为的要快得多。这表明，对于一个典型的10^12太阳质量的银河系，云只是第一次经过我们。虽然银河系的质量越大，它的轨道就越有约束力，但这个轨道仍然与先前在麦哲伦流模型中所假设的轨道有很大的不同。因此，我们对麦哲伦星系的历史和麦哲伦流的形成的理解可能需要修改。自行数据的准确性不足以说明LMC和SMC是否彼此绑定，但绑定轨道确实存在于自行误差椭圆内。
2008-09-24 astro-ph
The Distance to the Perseus Spiral Arm in the Milky Way
我们已经测量到银河系英仙座旋臂中大质量恒星形成区W3OH的距离为1.95 $\pm$ 0.04千秒差距（$5.86\times10^{16}$ km）。该距离是通过三角测量确定的，将地球轨道作为三角形的一部分，使用甚长基线阵列。这解决了一个长期存在的问题，即确定距离的不同技术之间存在两个差异。造成这种差异的原因是英仙座臂的这一部分有异常运动。异常运动的方向与螺旋密度波理论一致，但幅度比大多数模型预测的要大。
2005-12-08 astro-ph
Physical properties of two compact high-velocity clouds possibly associated with the Leading Arm of the Magellanic System
我们观测了两个致密的高速云HVC 291+26+195和HVC 297+09+253，以分析它们的结构，动力学和物理参数。在这两种情况下，都有证据表明与麦哲伦星云的主导臂有关。我们利用Parkes 64 m射电望远镜和澳大利亚望远镜紧凑阵（ATCA）对中性氢21 cm谱线发射中的两个CHVC进行了研究。我们提出了一种方法来估计两个CHVC的距离。对HVC 297+09+253谱线轮廓的研究表明，在光谱中存在两个谱线分量，这两个谱线分量可以用冷气相和热气相来识别。此外，我们发现一个独特的头，尾结构结合沿尾部的径向速度梯度，这表明冲压压力的相互作用，这个云与周围介质。HVC 291+26+195只有冷气相，没有头尾结构。ATCA的数据显示，在这两个云的几个冷，紧凑的团块，在HVC 297+09+253的情况下，是嵌入在温暖的，弥漫的信封。所有这些团簇都有很窄的HI谱线，典型的谱线宽度在2 ~ 4 km/s之间，气体的动力学温度上限为T_max = 300 K。我们获得的距离估计为10至60千秒差距的顺序CHVC，提供了额外的证据与领先的手臂的关联的云。
2006-07-17 astro-ph
The Magellanic Group and the Seven Dwarfs
麦哲伦星云是一群矮星系中最大的成员，它们在晚些时候进入银河系（MW）晕。这一群以大麦哲伦星系为主，在吸积和潮汐破裂之前，其质量约为银河系的4%，但约有70%的已知矮星绕着MW轨道运行。我们的理论解决了许多与矮星系有关的星系形成中的突出问题。首先，它可以解释平面轨道配置填充一些dSphs在MW。第二，它提供了一种机制，照亮矮星系的一个子集，再现的累积圆速度分布的卫星在MW。最后，我们的模型预测，大多数矮星将与其他矮星一起被发现。最近发现的狮子座V（Belokurov et al. 2008），狮子座IV的矮球状伴星，以及附近的矮星协支持了我们的假设。
2008-09-22 astro-ph
A Distant Extended Spiral Arm in the Fourth Quadrant of the Milky Way
利用南银河平面巡天的数据，我们提出了一个可能遥远的旋臂在银河系的第四象限。非常明显和凝聚力的功能，可以追溯到超过70度的最极端的正速度特征的速度图。该特征位于银河系半径18至24 kpc之间，似乎是HI盘结束前的最后一个主要结构。我们比较的功能与银河螺旋模型，并表明，它是很好地再现螺旋臂的螺距角，我~ 9度。旋臂被很好地限制在银河平面内，最多下降到银河赤道以下1千秒差距。在它的大部分长度上，臂厚为1 - 2 kpc。
2004-04-22 astro-ph
The Origin of Large-scale HI structures in the Magellanic Bridge
我们调查了形成的一些关键的大规模HI功能的麦哲伦桥ISM使用无耗散数值模拟技术。这项研究包括第一次直接比较详细的HI地图的桥梁和数值模拟。我们证实，SMC形成两个潮汐细丝：近臂，形成SMC和LMC之间的连接，和反臂。我们表明，桥的最密集的部分HI可以成为安排成一个双峰配置，并形成一个“环”的HI，位于东北边缘的SMC可以简单地复制作为一个投影的反臂，而不调用本地化的能量沉积过程，如SNe或恒星风。
2007-06-27 astro-ph
The Face-on View of the Milky Way: Gas Dynamics in the COBE NIR Bulge and Disk
我们报告的COBE近红外球和磁盘的重力位的气体流动的模拟。这些模型导致四臂螺旋结构之间的共转酒吧和太阳，与观察到的旋臂切线。3-kpc-臂与从杆的端部发出的臂之一相标识。
1998-12-08 astro-ph
N-body simulations of the Magellanic Stream
一套高分辨率的N体模拟的麦哲伦云-银河系的系统，并直接与新获得的数据从HI帕克斯全天巡天（HIPASS）。我们发现，小和大麦云云之间的相互作用的结果在空间和运动学的分歧的流和领先的手臂。空间分歧的流是显而易见的HIPASS数据，和运动学分歧也初步确定。这一分歧为麦哲伦流的潮汐扰动起源提供了有力的支持。在完成对麦哲伦云的潜在轨道构型和小麦哲伦云盘可行的初始边界条件的广泛参数调查后，提出了一个麦哲伦云的基准模型。这些关键参数的选择后，流和引导臂的最终配置的影响进行了详细说明。
2006-06-12 astro-ph
First detection of a gravitational microlensing candidate towards the Small Magellanic Cloud
我们报告的第一个发现的引力微透镜候选人对一个新的人口的源星，小麦哲伦云（SMC）。候选事件的光变曲线显示在持续$ \sim 217$天的向上偏移之前3年没有变化，在$ \sim 2.1$的放大倍数下，在1997年1月11日左右达到峰值。对大麦云云和银河系隆起的微透镜事件，使重要的结论，对银河系的恒星和暗物质的内容达成。SMC提供了一个新的视线，通过银河系，并预计将证明有用的确定扁平的星系晕。
1997-12-11 astro-ph
High-velocity OVI in and near the Milky Way
远紫外线光谱探测器（FUSE）已经观测到超过350条银河系外目标的视线。其中大约有150个质量足以测量银河系及其附近的OVI吸收。在大约80%的视线中检测到高速OVI吸收，对于具有较高信噪比的视线，检测率上升。OVI几乎总是看到的方向与以前已知的HI HVC，包括HVC复杂的C，复杂的A，复杂的WD，麦哲伦流，和外臂。通过复杂的C几个视线的研究表明，OVI的吸收产生在导电界面之间的冷HVC和较热的周围介质，最有可能是围绕银河系的日冕。与麦哲伦流相关的OVI探测表明，这个热日冕的半径至少为50千秒差距。大约有一半的高速OVI的检测是在没有高速HI以前是已知的方向。其中一些可能与麦哲伦流有关，另一些可能代表本族气体。还有一些经常在低速吸收上显示为一个明显的翅膀;这些可能代表与银河喷泉有关的银河系外流，它们可能是河外HVC，或者它们可能是来自银河系中心的风。高速OVI的距离限制很少，但至少有一个云似乎比4 kpc更远。
2004-09-24 astro-ph
A FUSE Survey of Interstellar O VI Absorption in the Small Magellanic Cloud
本文介绍了小麦哲伦星云（SMC）中18颗OB星的OVI 1031.93埃和1037.62埃吸收的FUSE测量结果。我们在每一条视线上都能探测到O VI。SMC中OVI柱密度的平均值为log <N（OVI）>=14.53。这个值比FUSE发现的银河系晕（垂直于银河系平面）log N_perp（O VI）=14.29的平均值高1.7倍，尽管SMC的金属丰度比银河系低得多。在靠近恒星形成区的视线范围内，特别是在SMC北部的NGC 346，SMC中的柱密度更高。在NGC 346之外的视线柱密度的标准偏差为+/-27%，比在银河系晕中看到的偏差略低。最低的O VI柱密度，log N（O VI）~14.3，发生在星系的中心区域和东南“翼”。即使这些低柱密度也与银河系的平均密度一样高，这表明SMC中存在大量的日冕气体。OVI吸收总是移动到比低电离气体的主要成分更高的速度。的O-VI线宽度比预期的纯热加宽。我们讨论了几种机制，可能能够解释所观察到的性质的热气体，包括超壳层，银河系喷泉，和以前剥离的SMC与银河系和大麦云云潮汐相互作用的气体的下落。如果喷泉产生热气体，每单位表面积的质量通量约为0.02 M_sun/yr/kpc 2。
2002-01-21 astro-ph
High-Velocity Clouds Related to the Magellanic System
通过几个与麦哲伦云相连的高速复合体，揭示了银河系与麦哲伦云相互作用的结果。它们形成的确切机制还存在一些争议，但它们仍然是唯一一组我们有起源和大致距离的高速云（HVC）。鉴于此，麦哲伦HVC可以用作其他HVC的校准器，同时也提供了密切研究相互作用系统残余物的机会。这些HVC可能持有的关键，恒星形成的历史，运动学结构，并目前哈勃类型的麦哲伦云，和他们的接近银河系允许我们估计关键的银河系参数。与麦哲伦星系有关的HVC可以分为三个主要的复合体：麦哲伦桥，云之间的HI连接;麦哲伦流，它跟随云，是我们银河系以外天空中最大的HI特征之一;和引导臂，一个更分散的HI灯丝，引导云。就HVC而言，这些特征已被广泛研究。在这篇综述中，我将首先描述每个复杂的观察结果，随后讨论它们的起源和整体HVC人口的关系。所有的HI数据都来自HI Parkes全天巡天（HIPASS）（Barnes et al. 2001; Putman et al. 2001）。
2001-03-08 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
Three-Dimensional Distribution of the ISM in the Milky Way Galaxy: II. The Molecular Gas Disk
利用最新的$^{12}$ CO（$J=$ 1--0）巡天数据立方体和基于运动学距离的旋转曲线，建立了整个银河系分子气体的三维分布图。分子气体的径向分布显示出中心峰和在0.5 $R_0$附近的第二峰。分子盘的厚度在半径0- 11 kpc范围内从48 pc增加到160 pc。我们能够追踪到外星、英仙座、人马座-船底座、盾牌座-十字座和诺玛臂，它们是螺旋角为$11\arcdeg - 15\arcdeg$的对数螺旋臂。考虑到螺旋臂的螺旋角在这个范围内，Norma和外臂{似乎}被识别为相同的螺旋臂。我们还可以跟踪中平面位移，其幅度在10 kpc半径内几乎恒定，并且在该半径之外增加。中平面位移的脊形成了引导螺旋臂。
2006-10-26 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
Large-scale Gas Dynamics in the Milky Way
我们提出了新的气体流动模型的银河系内的太阳圈。利用从COBE/DIRBE图和团簇巨星计数导出的质量模型，并使用盘中旋臂图案的参数模型，我们计算了气体流量，并与12 CO观测结果进行了比较。我们发现，模型与4个螺旋臂更好地符合观察，然后双臂模型。我们还发现，与单独的模式速度的酒吧和螺旋臂的模型可以解释在酒吧共转区域的气体流动比单一模式的速度模型。
2003-08-14 astro-ph
Interstellar O VI in the Large Magellanic Cloud
我总结了远紫外光谱探测器（FUSE）对12个早期型恒星在大麦云（LMC），最近的盘星系银河系的OVI吸收观测。在所有12颗恒星中都可以看到LMC O VI，其性质（平均柱密度，运动学）与银河系晕非常相似，尽管LMC中的O/H比低约2.5倍。视线投射到已知的LMC超级气泡显示在OVI柱密度相比，视线朝向静止区域的LMC几乎没有增强。O-VI吸收从与大体积LMC气体相关联的相应低电离吸收位移约-30 km/sec。的LMC O VI最有可能出现在一个垂直延伸的分布，我讨论的背景下，由辐射冷却热气体的晕的测量。在这种情况下，大麦哲伦星系盘一侧的质量流率是1太阳质量/年的量级。
2001-09-14 astro-ph
The Warp and Spiral Arms of the Milky Way
我们检查外银河系HI磁盘从b=0平面的偏差，通过构建磁盘表面密度，平均高度和厚度的地图。我们发现，银河系翘曲是很好地描述了一个垂直偏移加上两个傅立叶模式的频率1和2，所有这些都与银心半径的增长。微扰理论计算表明，麦哲伦云的潮汐影响造成的扭曲的暗物质晕，结合起来，产生磁盘翘曲振幅的观测。我们还构建了一个详细的地图的扰动表面密度HI在外盘证明银河系是一个非轴对称的多臂螺旋。表面密度的超密度与气体厚度减小的区域一致。
2006-09-19 astro-ph
FUSE Observations of Atomic Abundances and Molecular Hydrogen in the Leading Arm of the Magellanic Stream
我们目前的远紫外光谱探测器的原子和分子吸收的高速云HVC 287.5+22.5+240，这是在前面的紫外线明亮的赛弗特1星系NGC 3783的核。我们检测H2、N I、N II、Si II和Fe II的吸收，并对P III、Ar I和Fe III的吸收量设定限制。我们通过研究Si，P，S和Fe的相对气相丰度，扩展了Lu及其合作者早期的金属丰度和尘埃贫化测量。由于HVC中的电离气体，对推导出的气相丰度的校正小于15%。HVC的金属丰度为0.2-0.4太阳能，类似于小麦哲伦云。研究的元素的相对丰度模式类似于SMC中的温暖气体，这支持了HVC是麦哲伦流潮汐剥离的主导臂的一部分的想法。丰度模式意味着HVC含有经过显著加工的尘埃颗粒。很可能是谷物地幔已经被修改或剥离，以暴露谷物核心。我们已经确定了30多条线的H2产生的HVC从旋转水平J = 0到J = 3。合成光谱和对这些线的生长曲线拟合（b = 12 km/sec）表明log N（H2）= 16.80+/-0.10和f（H2）= 2N（H2）/[N（H1）+2N（H2）] = 0.0016。通过对H2旋转粒子数的分析，我们发现其吸收率（在1000 A处）小于太阳附近平均值的十分之一。HVC中分子气体的存在要求原位形成的H2或SMC内形成的分子存活于潮汐剥离。我们倾向于后者的可能性，因为在这个HVC分子的形成时间长。
2000-11-08 astro-ph
On the Unusual Depletions toward Sk 155, or What Are the Small Magellanic Cloud Dust Grains Made of?
小麦哲伦星云（SMC）是高红移原始星系的理想模拟物，它的尘埃与银河系中的尘埃有明显的不同，表现为远紫外消光曲线急剧上升，没有2175埃的消光特征，其红外发射光谱在~12微米处有一个局部极小值，这表明缺乏在银河系中普遍存在的超小碳质颗粒（即多环芳烃分子）。虽然目前的SMC尘埃模型都严重依赖于硅酸盐，最近的观测表明，SMC的视线对SK 155的硅和镁基本上是未耗尽和铁的消耗范围从轻度到严重，这表明金属颗粒和/或铁的氧化物，而不是硅酸盐，可能占主导地位的SMC尘埃。然而，在这封信中，我们应用Kramers-Kronig关系来证明金属颗粒和氧化铁都不能解释所观察到的灭绝;硅酸盐仍然是灭绝的重要贡献者，与SMC尘埃的当前模型一致。
2006-03-21 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
