Spectroscopy of MACHO 97-SMC-1: self-lensing within the SMC
到目前为止，已经检测到十几个微透镜事件朝向LMC和2个朝向SMC。如果所有的透镜都在星系晕中，那么LMC和SMC事件的时间尺度应该相似。然而，第一次发生在SMC上的事件，SAMO 97-SMC-1，有123天的时间尺度，比LMC事件的典型时间尺度大得多。从光学深度估计，我们首先表明，SMC内的恒星发挥主导作用的引力透镜，并可以完全解释所观察到的微透镜事件，主要是由于其大的物理深度。我们还表明，如果透镜是在麦哲伦云，那么SMC事件的持续时间应该比LMC事件，一个事实是一致的观察。这一事件的时间尺度意味着，如果透镜位于银河系盘或晕中，它的质量大于2个太阳质量，在这种情况下，透镜应该是明亮的，应该会在光谱中显示出来。在这里，我们提出了一个光谱的银河系97-SMC-1，这表明透镜是不是在银河系盘或晕，但在SMC的低质量恒星。在此值得注意的是，SAMO SMC-98-1是唯一观测到的SMC的其他事件。这是一个二元透镜事件，其中由PLANET，CANOO，EROS和OGLE合作观察到的焦散交叉时间尺度表明透镜在SMC内。此外，已知透镜位置的唯一LMC事件是二元透镜事件LMC-9，其透镜也在LMC内。因此，所有3个朝向麦哲伦云的微透镜事件，我们对透镜的位置有独立的知识，都是由于麦哲伦云内的自透镜。
1998-10-04 astro-ph
900-1200A interstellar extinction in the Galaxy, LMC, and SMC
我们已经推导出远紫外消光曲线的恒星在银河系，大麦哲伦星云，SMC，从光谱的FUSE卫星观测到的恒星对，匹配的光谱类型和不同数量的红化。这些恒星被其他FUSE计划观测，没有被选为大的红化。因此，在导出的消光曲线的不确定性取决于光度数据。对于银河系中的强变红恒星，在最短波长处的强H2吸收是一个额外的复杂因素。这些初步结果表明，有一个家庭的消光曲线，强烈上升到莱曼极限，并延长相关的消光曲线从较长的波长。
2001-07-11 astro-ph
Is the SMC Bound to the LMC? The HST Proper Motion of the SMC
本文介绍了利用\textit{Hubble Space Telescope}（\textit{HST}）上的高级巡天照相机（ACS）对小麦哲伦云（SMC）系统自行的测量。我们跟踪SMC的运动相对于4个背景类星体超过了约2年的基线。测量的自行为：$μ_W = -1.16 \pm 0.18 \masyr, μ_N = -1.17 \pm 0.18 \masyr$。这是迄今为止对SMC自行的最佳测量。我们结合这一新的结果与我们以前的估计自行的大麦云（LMC）从同一个观测计划，调查轨道演变的云在过去的9 Gyr。目前云之间的相对速度是$105 \pm 42 \kms$。我们在一个简单的银河系暗晕模型中对云过去的轨道运动进行的研究表明，云可以彼此分离。然而，我们的数据也与云相互束缚约一个哈勃时间的轨道相一致。需要更小的自行误差和更好地理解LMC和SMC质量，以明确地限制它们过去的轨道历史和它们的束缚与非束缚性质。新的自行测量应该足以让建设的起源和麦哲伦流的属性的改进模型。反过来，这将为银河系暗晕的性质提供新的限制。
2006-07-27 astro-ph
Dust Grain Size Distributions and Extinction in the Milky Way, LMC, and SMC
我们构建的碳质和硅酸盐颗粒人口在不同地区的银河系，LMC和SMC的尺寸分布。尺寸分布包括足够的非常小的碳质颗粒（包括多环芳烃分子），以解释所观察到的红外和微波发射从弥漫的星际介质。我们的分布再现了观测到的星光消光，这取决于光传播的星际环境。如Cardelli，Clayton & Mathis在1989年所指出的，这些变化可以用视消光与红化的比值R_V来粗略地参数化。我们将这些参数的R_V和b_C值的各种组合制成表格，b_C是非常小颗粒中的C丰度。我们还发现了HD 210121视线的尺寸分布，以及LMC和SMC的视线。对于几个尺寸分布，我们评估的散射和散射不对称参数，并提出模型消光曲线延伸超过莱曼极限。
2001-03-14 astro-ph
Cepheid Variables in the LMC and SMC
在本文中，我们将审查主要的新结果，经典造父变星，在大麦云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）。具体来说，我们讨论了最近的工作，多模造父变星和描述新的观测的一个W Vir星（HV 5756）和造父变星，这是每一个在食双星系统。另外一个有趣的脉动超巨星在一个食系统也被确定。提供了这三个系统的日食星历。
1999-01-20 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
Optical Gravitational Lensing Experiment. The Distance Scale: Galactic Bulge - LMC - SMC
我们分析的平均光度的三个样本的领域RRab天琴座恒星的OGLE微透镜实验过程中观察到的：73颗恒星从银河系的凸起和110和128颗恒星从选定的领域中的LMC和SMC，分别。这些场与Udalski等（1998）用红团星方法测定麦哲伦云距离的结果相同。我们确定相对距离尺度d_{GB}：d_{LMC}：d_{SMC}等于：（0.194+/-0.010）：1.00：（1.30+/-0.08）。我们用Gould和Popowski（1998）最近基于统计学的校准来校准我们的RR Lyr距离尺度。我们得到了银河系核球、大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的距离模：m-M=14.53+/-0.15，m-M=18.09+/-0.16和m-M=18.66+/-0.16等。我们使用RR Lyr在银河系核球金属丰度处的V波段平均亮度作为参考亮度并分析平均值，不同年龄和金属丰度天体中红团簇星的i波段光度。我们添加到我们的分析，贫金属船底座矮星系，其中包含老RR天琴座恒星和中间年龄的红团人口。我们发现平均红团亮度对金属丰度的依赖性很弱，并用依巴谷观测到的附近红团星校准了它的零点：M^{RC}_I=（0.09+/-0.03）*[Fe/H]^{RC}-0.23+/-0.03。修正后的红团距银河球、大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的距离模量分别为m-M=14.53+/-0.06、m-M=18.13+/-0.07和m-M=18.63…
1998-05-16 astro-ph
Effects of metallicity, star-formation conditions, and evolution in B and Be stars. II: Small Magellanic Cloud, field of NGC 330
我们在小和大麦云星云（SMC和LMC）和银河系（MW）中寻找金属丰度对B星和Be星的影响。我们扩展我们以前的分析B和Be星人口在LMC SMC。大质量恒星的自转速度和Be星的演化状态与它们的环境进行了检查。利用VLT-GIRAFFE装置在MEDUSA模式下对年轻星团SMC-NGC 330及其周围区域的热星进行了光谱观测。我们确定的基本参数B和Be星的GIRFIT代码，考虑到快速旋转的影响，和观察到的集群的年龄。我们比较平均VSINI获得的光谱类型和质量的选择领域和集群B和Be星在SMC与一个在LMC和MW。我们发现：（i）B和Be星旋转快，在SMC比在LMC，并在LMC比在MW;（ii）在一个给定的金属丰度，Be星开始其主序星的生活与较高的初始旋转速度比B星。因此，只有一小部分B星以足够高的初自转速度到达ZAMS，才能成为Be星;（iii）在ZAMS，Be星在SMC、LMC和MW中的初自转速度分布与质量和金属度有关;（iv）B星和Be星在SMC中的角速度高于在LMC和MW中的角速度;（v）在SMC和LMC中，大质量Be星出现在主序星的第二部分，而在MW中则相反。
2006-09-25 astro-ph
Variability of B and Be stars in the LMC/SMC: binaries and pulsations
为了研究在麦哲伦星云中观测到的523颗B和Be星的变异性，我们将样本中的恒星与光度数据库CANOO进行了交叉匹配，该数据库为每颗恒星提供了8年的光变曲线。我们搜索了长期，中期和短期的周期性，并在我们的样本中找到了食双星。对于这些恒星，结合，光谱学和光度学，我们能够提供关于几个恒星系统的信息（系统速度，质量比等）。我们还提出了在LMC/SMC中的B-二进制与B-非二进制的比率与MW相比。请注意，这个比率也是理解低金属量恒星形成机制的重要问题。我们还发现了第一个多周期的B和Be星在SMC，特别是第一个SMC Beta Cep和SPB，而根据模型，脉动是不能预见的低金属量的环境中，即通常在SMC。我们的研究结果表明，不稳定带的移动向更高的温度相比，银河系的脉动B型星的条带。事实上，我们发现更多的脉动Be星比脉动B星在SMC，它似乎是快速旋转有利于脉动的存在。然而，脉动B型星与“非”脉动B型星的比率在低金属丰度时低于高金属丰度时。
2008-09-12 astro-ph
Proper Motions of the LMC and SMC: Reanalysis of Hubble Space Telescope Data
Kallivayalil等人使用\textit{Hubble Space Telescope}分别使用21个和5个视场的图像测量了大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的自行，所有这些视场都以已知的类星体为中心。这些结果比以前的测量更精确，但具有令人惊讶和重要的物理意义：例如，LMC和SMC可能是第一次接近银河系;它们可能不是在一个双星系统中;麦哲伦流的起源需要重新检查。出于这些影响，我们重新分析了原始数据，以检查这些测量的有效性。我们的工作为LMC产生了一个适当的运动，与Kallivayalil等人的运动非常一致，并为SMC提供可接受的一致性。我们已经检测到的恒星的亮度和他们的平均测量运动在我们的减少和Kallivayalil等人的大多数领域之间的依赖关系。纠正这个系统误差和检测器的电荷转移效率降低所造成的误差产生更好的协议从不同的领域之间的测量。通过我们改进的减少，我们不需要从最终平均值中排除任何字段，并且第一次使用自行，我们能够检测LMC的旋转。在圆盘平面中半径为275弧分的旋转曲线的最佳拟合振幅为$120 \pm 15$ km s $^{-1}$。这个值大于由HI和碳星径向速度导出的60- 70 km/s的$^{-1}$，但与由红超巨星径向速度导出的107 km/s的$^{-1}$值一致。
2007-12-11 astro-ph
The Spatial Evolution of Stellar Structures in the LMC/SMC
本文分析了大麦哲伦云和小麦哲伦云中各种恒星星族的空间分布。我们使用光学选择的恒星样本，平均年龄在~9和~1000万年，和现有的星团目录，研究如何恒星结构的形成和演变的LMC/SMC内。我们使用两种统计技术，$Q$参数和两点关联函数（TPCF），研究这些星系内的结构演化。在这两个星系中，我们发现恒星出生时具有高度的子结构（即高度分形），并且恒星分布在类似于星系交叉时间的时间尺度上接近“背景”人口（SMC/LMC分别为80/1.5亿年）。通过将我们的观测结果与简单的结构演化模型进行比较，我们发现“爆发星团”并不会显著影响这些星系的结构演化。相反，我们认为，一般的星系动力学是主要的驱动力，子结构将被擦除的交叉时间，无论空间尺度，从小星系团到整个星系。这可以解释为什么许多年轻的星系团具有高度的子结构，而其他星系团则是平滑的和集中的。最后，我们对集群“婴儿死亡率”进行了一般性讨论，试图澄清所涉及的时间/空间尺度。
2008-09-11 astro-ph
LMC and SMC Cepheids: combining OGLE with DENIS 2MASS infrared data
我交叉相关OGLE数据库的造父变星在大麦哲伦云和小麦哲伦云（MC）与第二次增量发布的2MASS JHK调查，和DENIS IJK点源目录对MC。在OGLE中的3384颗造父变星中，有1745颗在2MASS巡天中有一颗在1”半径内的对应变星，并且在所有三个波段都有良好的测光。在DENIS巡天中，只有173个卫星在1”半径范围内有对应的卫星，并且在所有三个波段都有良好的测光性能。造成这种差异的原因是2MASS巡天的极限星等比DENIS的要弱得多。为了描述一阶MC的几何构型，将平面拟合到无红化的韦森格林（W）指数。对于LMC，推导出18 $\pm$ 3 \degr的倾斜角，对于SMC，推导出$i = 68 \pm 2$ \degr的值。这些结果被用来消除某些造父变星比其他变星更接近观测者的影响。使用OGLE造父变星的单历元2MASS数据，在JHK中拟合了基本模式（FU）和第一泛音（FO）调制器的PL关系，消除了倾斜盘的影响。导出的PL关系用于导出SMC和LMC之间的相对距离模量为0.50 \pm 0.02，假设没有金属丰度校正。结合银河系和MCs PL关系的零点，得到了到LMC的距离模数为18.60 $\pm$ 0.11（基于W）和18.55 $\pm$ 0.17（基于K），到SMC的距离模数为19.11 $\pm$ 0.11（W）和19.04 $\pm$ 0.17（K）（不考虑可能的金…
2000-10-16 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
Reddenings and metallicities in the LMC and SMC from Stroemgren CCD photometry
用Stroemgren紫外CCD测光法测定了小麦哲伦云（SMC）和大麦云云（LMC）中两个视场的B星个体红化。在两个LMC场中，我们发现E（B-V）= 0.085 +/- 0.02的前景红化，并且对于SMC场，我们发现E（B-V）= 0.070 +/- 0.02。除了前景红化之外，我们还发现了来自云内部红化的贡献，最高可达E（B-V）~ 0.21。内在的贡献是不相关的位置在我们的6 × 4.5弧分CCD领域，但在一个基本上随机的方式变化。除非测量特定物体的变红，否则它的不确定性将从E（B-V）中的+/- 0.035（最好的情况，远离中心条）到超过+/- 0.10（接近中心条）。本文用Stroemgren vby光度法计算了观测场中GK巨星的金属丰度。采用平均红化，我们得到的平均金属丰度与F和G超巨星的光谱研究结果一致，但有相当大的分散性，从[Fe/H]~ -2.0到> 0.然而，散射的一个重要部分是由于变红的变化，而不是内在的。可能存在的高金属量恒星应进一步使用光谱方法进行研究。
2000-12-01 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Ages of about 600 Star Clusters from the LMC
我们目前的年龄测定的标准程序的基础上的等时线拟合约600个星团的年龄小于约1.2 Gyr的中央部分的大麦哲伦星云。对LMC和SMC星团年龄分布的比较表明，这两个星系的团簇形成历史不同。大麦哲伦星系团的年龄分布揭示了该星系团簇形成的爆发性质，与SMC星系团年龄相对均匀的分布形成对比。我们检测到三个扩展峰的年龄分布的LMC集群，位于约7Myr，125Myr和0.8Gyr。所有检测到的峰具有复杂的结构。虽然由于年龄测定的准确性，最年轻和最古老的峰的结构可能是假的，但在中间峰中，可以清楚地看到1亿年和1亿6千万年的两个明显的子峰。在SMC的星团年龄分布中也看到了类似的峰值，这表明在这些时期团簇形成率的增加可能是由麦哲伦云之间的最后一次相遇引起的。相对于所研究的来自SMC的星团样本，来自LMC的星团样本在非常年轻（<1000万年）和古老（> 40000万年）的星团中过量，而在年龄在8000万年至1500万年范围内的星团中丰度不足。
2000-10-18 astro-ph
Bump Cepheids in the Magellanic Clouds: Metallicities, the Distances to the LMC and SMC, and the Pulsation-Evolution Mass Discrepancy
我们利用非线性脉动模型再现所观察到的光和颜色曲线的两个样本的凹凸造父变星，19个从大麦云和9个从小麦哲伦云。这种分析确定了恒星样本的基本参数质量、光度、有效温度、金属丰度、距离和红化。光变曲线形状单独用于确定金属丰度是这里介绍的一种新的建模技术。这两个样品的金属丰度、距离和红化分布与文献中相似的恒星星族的分布一致。大麦云的距离模数为18.54 $\pm$ 0.018，小麦哲伦云的距离模数为18.93 $\pm$ 0.024。LMC和SMC的造父变星平均金属丰度分别为$Z = 0.0091\pm0.0007$和$0.0050\pm0.0005$。来自脉动分析的质量显着小于恒星演化模型预测没有或轻度对流核心过冲。我们表明，这种差异不能占我们的输入不透明度或质量损失物理的不确定性。我们解释所观察到的质量差异增强内部混合在附近的对流核心在主序列的寿命，并发现，过冲参数$Λ_{c}$上升从0.688 $\pm$ 0.009H_p在平均LMC金属丰度0.746 $\pm$ 0.009H_p在SMC。
2006-01-10 astro-ph
Determination of the mass of the neutron star in SMC X-1, LMC X-4 and Cen X-3 with VLT/UVES
我们目前的光谱监测活动的OB-star同伴的食X射线双星SMC X-1，LMC X-4和Cen X-3的结果。利用ESO甚大望远镜UVES获得的高分辨率光谱，高精度地确定了OB（超）巨星的径向速度轨道。光谱的优异质量提供了基于各条线测量径向速度曲线的机会，并研究由于例如X射线加热导致的线轮廓的可能失真对导出的径向速度幅度的影响。几条谱线显示出随轨道相位的内在变化。这些变化的幅度取决于线强度，因此提供了一个标准来选择不受失真影响的线。未失真的线显示出更大的径向速度振幅比失真的线，与模型预测一致。应用我们的选线标准，对于SMC X-1、LMC X-4和Cen X-3的OB伴星，平均径向速度振幅K（Opt）分别为20.2 +/- 1.1、35.1 +/- 1.5和27.5 +/- 2.3 km/s（1 sigma误差）。增加OB伴星的预计旋转速度的信息（从我们的光谱导出），X射线食的持续时间和X射线脉冲星的轨道参数（从文献中得到），我们得到SMC X-1的中子星质量分别为1.06^{+0.11}_{-0.10}、1.25^{+0.11}_{-0.10}和1.34^{+0.16}_{-0.14} M{sun}，LMC X-4和Cen X-3。SMC X-1的质量接近超新星产生的中子星的最小质量（~1 M{sun}）。我们讨论的影响，测量的质量分布的中子星的形成机制，在有关的大质量双星的演化…
2007-07-18 astro-ph
Nature of the Soft Spectral Component in the X-ray Pulsars SMC X-1 and LMC X-4
本文介绍了用ASCA技术研制的两个高光度吸积供能X射线天体SMC X-1和LMC X-4的脉冲平均能谱和脉冲相位分辨能谱的研究结果。相位平均能谱明确地表明在这两个源中存在软过剩。如果软过剩被建模为一个单独的黑体或热韧致辐射型组件，脉冲相位分辨光谱SMC X-1表明，软组件也有一个脉动的性质。对于LMC X-4也是如此，尽管非常小的脉冲分数限制了统计显著性。脉动的软分量被发现有一个接近正弦曲线，不同的复杂的配置文件中看到的更高的能量，这可能是一个影响的涂抹。由于这些源的亮度非常高，软组分所需的发射区的大小很大（半径约为300-400 km）。我们表明，脉动性质的软组件是很难解释的，如果一个热的起源是假定it. We进一步研究与备用模型，如逆破幂律或两个不同的幂律组件，并发现这些模型也可以用来解释在低能量的过剩。软幂律成分可能是吸积X射线双星的共同特征，这是很难检测到的，因为大多数HMXB双星都在银河系平面内，并且经历了大量的星际吸收。在LMC X-4中，我们还测量了两个额外的日食中期时间，这证实了已知的轨道衰减。
2002-07-16 astro-ph
Surface Brightness Profiles for a sample of LMC, SMC and Fornax galaxy Globular Clusters
我们利用哈勃太空望远镜的档案图像来测量银河系卫星星系周围的球状星团的中心表面亮度轮廓。我们报告的结果，21个集群周围的LMC，5周围的SMC，和4周围的天炉座矮星系。使用最近开发的基于测量集成光的技术获得的配置文件，该技术在广泛的模拟数据集上进行了测试。我们的结果表明，对于70%的样本，我们的轮廓的中心测光点比以前使用恒星计数测量的亮度更高，偏差高达2 mag/arcsec ^[2]。大约40%的天体具有偏离平坦中心核的中心轮廓，中心对数斜率连续分布在-0.2和-1.2之间。这些结果进行了比较，发现为样本的星系团使用相同的方法。我们证实了已知的相关性，其中年轻的集群往往有较小的核心半径，我们发现，他们也有更明亮的中心表面亮度值。这似乎表明，球状星团可能是相对集中的，而具有扩展的扁平核心的轮廓可能不是理论模型中初始轮廓的理想选择。
2007-05-23 astro-ph
Red variables in the OGLE-II data base -- III. Constraints on the three-dimensional structures of the LMC and SMC
利用OGLE-II样本中脉动红巨星的周期光度（PL）关系，我们分析了麦哲伦星云的3-D结构。通过解释偏离平均P-L关系的距离模量的变化，我们研究了样品的三维分布。大麦云云的结果，完全基于红巨星分支尖端以下的恒星，证实了以前关于大麦哲伦星云倾斜和可能弯曲的棒的结果。整个OGLE-II油田的深度变化约为2.4千秒差距，解释为薄但倾斜的结构的距离范围。倾斜角度约为29度。与OGLE-II红团距离的比较显示了有趣的差异，似乎与红团变红校正有关。一个空间可变的红团人口在LMC可以解释的偏差，这可能有更广泛的影响，我们的理解LMC的形成历史。对于小麦哲伦云，我们发现一个复杂的结构，显示出斑片状分布分散在3.2千秒差距的平均值。然而，每条视线上更大范围的总体深度可能会显着平滑真实变化。
2005-02-22 astro-ph
FUSE Observations of Degree-Scale Variations in Galactic Halo O VI
我们报告远紫外光谱探测器（FUSE）的观测星际O VI吸收的晕的银河系朝向12个早期型恒星的大麦云（LMC）和11个小麦哲伦云（SMC）。与星系晕相关的OVI柱密度的平均值分别为log<N（OVI）> = 14.52（+0.10，-0.14）和14.13（+0.14，-0.20），其中不确定度表示单个测量值相对于平均值的标准偏差。在我们的观测所探测的所有角尺度上观察到O VI柱密度的显著变化：朝向LMC的0.5-5.0度和朝向SMC的0.05-3.3度。在朝向LMC和SMC的视线之间，O VI变化的最大因子分别为~2.8和~4.2。虽然低，中，高速云是目前沿大部分的视线对LMC，在OVI柱密度的变化被发现在所有这些OVI吸收结构。柱密度的变化跟踪了星系晕中的热电离介质的结构，其尺度为朝向大麦哲伦星云的<<80到800 pc，朝向中麦哲伦星云的<<6到400 pc（假设吸收发生在银道面上方的前5 kpc）。
2002-02-12 astro-ph
Metallicity Effects on the Cepheid Extragalactic Distance Scale from EROS photometry in LMC and SMC
本文研究了经典造父变星在不同金属丰度样品中的周期-光度关系。它是根据法国EROS微透镜计划的蓝、红滤光片CCD观测（最类似于V_J & R_J）的大小麦哲伦云中的481颗造父变星资料编制的。该数据集是完整的，并提供了一个很好的基础LMC和SMC之间的差异分析。与以前关于PL关系的研究相比，EROS数据集提供了非常好的采样光变曲线和填充良好的不稳定带。这使得可靠的分离造父变星脉动的基本和第一泛音模式和微分红化的推导。我们的主要结果涉及到的距离，这是推断使用LMC作为基础，并使用双色测光建立红化量的星系的测定。我们发现SMC和LMC之间存在一个零点偏移，相当于VI_c系统中推断距离模和真实距离模之间的差值为0.14 \pm 0.06 mag。偏移量是完全相同的两套PL关系的基本和第一泛音模式造父变星。PL关系的斜率上没有看到效果，虽然基本和第一泛音模式造父变星有不同的PL斜率。我们将颜色和零点偏移归因于SMC和LMC造父变星之间金属丰度的差异。这种小量级的金属丰度效应对造父变星距离的推断和H_0的测定仍然有重要的意义。当应用于最近的基于HST造父变星观测的估计时，我们的金属丰度依赖性使低H_0值（Sandage et al.1994）更高，高H_0值（Freedman et al.1994 b）更低，从而使那些
1996-12-22 astro-ph
Formation of star clusters in the LMC and SMC. I. Preliminary results on cluster formation from colliding gas clouds
我们证明，单和双星星团可以形成在大麦哲伦云和小麦哲伦云之间的潮汐相互作用引发的云-云碰撞。我们运行两套不同的自洽的数值模拟表明，紧凑的，绑定的星团可以形成两个碰撞云的中心内，由于强大的气体冲击，压缩和耗散，提供的云有适度大的相对速度（10-60公里秒$^{-1}$）。碰撞参量确定两个碰撞的云是成为单个还是二元簇。碰撞云中的恒星形成效率取决于云的相对速度与气体声速的初始比值。基于这些结果，我们讨论了观测到的大部分的双星系团，星团与高椭圆率，在麦哲伦星云。
2003-12-04 astro-ph
Microlensing in the Small Magellanic Cloud: Lessons from an N-body Simulation
我们分析了Gardiner & Noguchi（1996）对小麦哲伦云（SMC）的N体模拟，以确定其微透镜统计。我们发现，模拟中由于自透镜效应而产生的光学深度很低，为0.4 x 10^{-7}，但仍与EROS和ARSO合作观测到的光学深度保持一致（在90%的水平上）。这种低的光学深度是由于在模拟中产生的SMC的相对小的视线厚度。模拟的自行和时间尺度与假设SMC中恒星标准质量函数所观察到的一致。从标准质量函数的时间尺度分布产生的短时间尺度事件的显着比例：未来的自透镜事件对SMC可能有相同的时间尺度观测到的事件对大麦云（LMC）。虽然在大约2x10^8年前与大麦哲伦星云碰撞期间，一些碎片从小麦哲伦星云上剥离，但由于这些碎片，大麦哲伦星云的光学深度很低，只有10^{-9}的几倍，因此无法解释测量到的朝向大麦哲伦星云的光学深度。
1998-11-24 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Magellanic Clouds. III. Period-Luminosity-Color and Period-Luminosity Relations of Classical Cepheids
本文给出了LMC中1280颗造父变星和SMC中2140颗造父变星的周期-亮度-颜色和周期-亮度关系。在OGLE-II微透镜实验期间收集了高质量的BVI观测（I波段120-360个历元，BV波段15-40个历元）。LMC的I带图显示出非常小的散射，σ=0.074等，表明造父变星可能是一个非常好的标准烛光。我们比较了LMC和SMC的基模造父变星关系，我们没有发现这些星系的周期-亮度-颜色和周期-亮度关系的斜率有显着差异。对于第一泛音造父变星，周期-光度关系的斜率可能有微小的变化。利用造父变星关系确定了SMC与LMC的距离模量之差，并与其它标准烛光：天琴RR型和红团簇星的距离模量之差进行了比较。结果表明，这些星系的基模造父变星关系的零点值是相似的。我们利用观测到的LMC关系和短LMC距离模μ_LMC =18.22 \pm 0.05 mag，标定了经典基模造父变星的周期-亮度-颜色和周期-亮度关系。根据最近对食系统HV 2274、天琴座RR和红团簇星的测定结果，与NGC 4258星系中造父变星的观测结果一致，并得到了它们的精确几何距离。最后，我们确定了一个约束的绝对星等的造父变星的平均V-波段的星等与天琴座RR星在麦哲伦星云的比较。
1999-09-02 astro-ph
Period-color and amplitude-color relations in classical Cepheid variables
本文用周期色图和振幅色图分析了银河系、大麦哲伦星云和小麦哲伦星云造父变星在最大、平均和最小光相位的行为。我们发现银河系和麦哲伦云造父变星之间的行为非常不同。最近的报告中的LMC PC关系在10天（Tammann等，2002）的突破的动机，我们使用F-统计检验，以检查PC的关系，在平均光在这三个星系。F检验的结果支持LMC PC（平均值）关系中存在a突变，但不支持银河系或SMC PC（平均值）关系中存在a突变。此外，LMC造父变星在最低光下也显示出断裂，这在银河系和SMC造父变星中是看不到的。我们进一步讨论了由于PC（平均）关系的破裂对LMC中周期-光度关系的影响。
2004-02-06 astro-ph
Space Telescope Imaging Spectrograph slitless observations of Small Magellanic Cloud Planetary Nebulae: a study on morphology, emission line intensity, and evolution
利用哈勃空间望远镜成像光谱仪（HST/STIS）对小麦哲伦云（SMC）中的27个行星状星云（PNs）进行了观测，确定了它们的形态、大小和亮发射线比例的空间变化。SMC PN的形态与LMC和Galactic PN相似。然而，只有三分之一的解决SMC PN是不对称的，相比之下，在LMC的一半。SMC的低金属环境似乎阻碍了PN中双极性的发生。我们测量了halpha、hbeta、[O III] Ekida 4959和5007、[NII] 6548和6584、[S II] Ekida 6716和5731、He I 6678、[OI] 6300和6363中每个星云的线强度、平均表面亮度（SB）和光度半径。我们发现，表面亮度半径的关系是相同的，在LMC PN，表明其可能用作银河PN的距离尺度指标。我们确定的电子密度和电离质量的星云的[S II]线被精确测量，我们发现，SMC PN的密度比LMC PN的一个因素的1.5。SMC PN的平均电离质量为0.3 Msun。我们还发现，在SMC中的中值[O III]/hbeta强度比约为相应的LMC中值的一半。我们使用多云模型的[O III]/hbeta比对氧丰度的依赖性。我们的模型很好地包含了观测到的平均物理量。我们认为SMC PN主要是由碳线冷却的，使得很难根据我们所掌握的光学线来研究它们的激发。
2003-07-18 astro-ph
Results of the ESO-SEST Key Programme on CO in the Magellanic Clouds X. CO emission from star formation regions in LMC and SMC
本文给出了大麦哲伦云和小麦哲伦云中几个恒星形成区的J=1-0和J=2-1 ~（12）CO图，并简要讨论了它们的结构。许多被探测到的分子云是相对孤立的，并且非常小，尺寸通常为20 pc。一些更大的复合物已被检测到，但在所有情况下，CO排放采样的分子云的范围是显着小于恒星形成区域的电离气体的范围。很少看到扩散扩展的CO排放;在检测到的离散云之间或周围的扩散CO要么非常弱，要么不存在。在大麦哲伦星系中，大多数13 CO的同位素放射比I（12 CO）/I（13 CO）约为10，是银河系恒星形成复合体的两倍。在最低的12 CO强度，同位素排放比的传播迅速增加，低的比率表示相对密集和冷的分子气体和高的比率标记CO在云边缘的光解离。
2003-06-02 astro-ph
Variable Stars in the Magellanic Clouds: Results from OGLE and SIRIUS
我们已经在LMC和SMC中进行了OGLE-II数据和单历元SIRIUS JHK调查数据之间的交叉识别。在剔除明显的伪变量后，我们分别确定了大麦哲伦星云和南方麦哲伦星云中9,681个和2,927个变量的脉动周期。在此基础上，通过对大麦哲伦星云和小麦哲伦星云中变星的比较，研究了脉动性质和金属丰度对周期-K星等关系的影响。我们分析的样本更大，发现了以下新的特征：（1）SMC中的变星红巨星在PK平面上形成平行序列，与Wood（2000）在LMC中发现的序列相似：（2）Wood（2000）的序列A和B都有不连续性，而且它们都出现在TRGB的K波段光度处;（3）Wood（2000）的序列B分解为三个独立的序列B +-和C ';（4）理论脉动模型的比较（Wood et al.1996）和观测数据表明，序列C和新发现的C '上的变星红巨星分别以基频和第一泛音模式脉动;（5）该理论不能解释A~+-和B~+-序列的脉动模式，它们不可能是第一和第二泛音脉动子序列;（6）造父变星在缺金属SMC中的PK关系零点比LMC的PK关系零点暗约0.1等，而SMC Miras的PK关系零点比LMC的PK关系零点亮约0.1等。0.13 mag，这可能是由于金属丰度效应。
2003-10-03 astro-ph
A catalogue of low-mass X-ray binaries in the Galaxy, LMC, and SMC (Fourth edition)
本文介绍了银河系和麦哲伦星云中低质量X射线双星的新目录。该目录包括187个低质量X射线双星的源名、坐标、发现图、X射线光度、系统参数、各组成部分的恒星参数和其他特征性质，以及有关文献的综合选编。本目录的目的是为读者提供X射线源及其在其他波长范围内的对应物（$γ$ -射线、紫外线、光学、红外线和无线电）的一些基本信息。然而，有些来源只是根据它们的X射线性质类似于已知的低质量X射线双星，暂时被确定为低质量X射线双星。需要在其他波段进一步识别，以最终确定这些来源的性质。在对X射线双星的低质量性质有一些怀疑的情况下，这一点被提到。已尽可能考虑2006年10月1日之前发表的文献。
2007-07-04 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
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
Determining the Metallicity of Cepheid Stars in the SMC, LMC and the Galaxy
造父变星的周期-光度关系无疑是我们用来确定河外距离尺度的最有力的工具之一。虽然在过去几年中，在观测（例如HST关键项目）和理论（例如非线性脉动模型，非LTE大气等）方面，对它的理解和表征都取得了重大进展。尽管如此，关于化学成分对周期-光度关系的影响的争论仍然没有解决。目前的估计导致距离差异高达15%，有效地限制了造父变星作为距离指标的准确性。为了进一步解决这个问题，我们已经获得了我们银河系和麦哲伦云中大量造父变星的高分辨率光谱。数据的高质量使我们能够探测化学成分（α、铁族和重元素）对金属丰度的详细影响超过10倍。在这里，我们提出了第一个初步的铁丰度分析结果的子样本造父变星。
2003-10-08 astro-ph
Magellanic Cloud PNs as probes of stellar evolution and populations
麦哲伦星云行星状星云（PNs）提供了对低质量和中等质量恒星的人口和演化的洞察力，在没有距离偏差和差异红化的环境中，阻碍了银河系样本的观测。对LMC和SMC PN的研究还提供了不同金属丰度的恒星星族的直接比较。我们提出了一个选择的结果，从我们最近的HST调查，包括（1）麦哲伦PN的形态分析，并在LMC和SMC的形态样本的统计;（2）表面亮度与半径的关系;（3）的分析和建模的[O III]/H（beta）PN光度函数在LMC和SMC。
2003-10-28 astro-ph
Effects of metallicity, star formation conditions and evolution of B & Be stars
为了研究金属丰度和演化对B星中Be现象出现的影响，我们在大麦哲伦云和小麦哲伦云（分别为LMC和SMC）中观测了几个具有不同金属丰度的场。利用VLT-UT 2上的FLAMES-GIRAFFE多光纤摄谱仪，我们获得了LMC-NGC 2004和SMC-NGC 330区域的520颗恒星的光谱。我们在中等分辨率下使用了2个设置：R=8600用于红色设置，其中包含H $α$; R=6400用于蓝色设置，其中包含H $γ$、H $δ$、\ion{He}{I} 4026、4388、4471 nm。后一种设置用于通过将观测光谱与理论光谱拟合来获得恒星的基本参数。我们使用TLUSTY（Hubeny & Lanz 1995）计算了一个模型大气网格，该网格中的大气丰度采用了Korn等人（2002）的LMC和Jasniewicz & Thévenin（1994）的SMC。利用GIRFIT程序（Frémat et al. 2005 a），我们得到了Be星的基本参数\teff、\logg、\vsini ~和视向速度RV，并考虑了Be星的快速自转效应（恒星变平和引力变暗），对Be星的表观基本参数进行了修正。然后，我们分别比较了SMC和LMC中的场和团之间、LMC和SMC之间以及MC和银河系（MW）之间的旋转速度。结果表明，随着B和Be星群金属丰度的降低，Vsini增加。同时还对Be星的演化状况和年龄进行了研究。
2006-02-07 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Difference Image Analysis of LMC and SMC data. The Catalog
我们提出的第一个版本的变星的目录中发现的麦哲伦云使用OGLE-II的数据期间获得的四年：1997-2000年。星表覆盖了大约7平方度的天空--大麦云云的21个区域和小麦哲伦云的11个区域。所有变量均采用差分图像分析（DIA）软件进行分析。目录分为两部分。DC部分包含FITS参考图像（通过为每个视场共添加20个最佳帧获得）和这些图像上所有变星的轮廓测光（DoPHOT）。AC部分包含DIA和DoPHOT获得的探测到的变星的通量变化和星等。这些结果可通过FTP和万维网接口从OGLE互联网档案馆以电子形式提供。通常，对于超过68，000个变量，存在约400个I波段数据点和约30个V和B波段数据点。对变星的详细分析和分类将在别处介绍。FTP目录包含大约2GB的数据。
2002-01-08 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
H2 and its relation to CO in the LMC and other magellanic irregulars
根据LMC和SMC的远红外表面亮度和HI柱密度估算了它们的H2柱密度。N（H2）/I（CO）转换因子为X（LMC）= 1.3和X（SMC）= 12（单位：10**21 mol cm**-2（K km/s）**-1）。大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的H2总质量分别为1.0和0.75 × 10**8 M（太阳）。在麦哲伦不规则星系NGC 1569（X = 16）、NGC 55、4214和6822（X = 3- 6）、NGC 4449以及M 33和M 101（X = 1- 2）的河外HII区NGC 604、595和5461中也发现了类似的局部H2/HI质量比。CO-H_2转换因子X取决于每核子周围辐射场强s（FIR）/N（H）和金属丰度[O]/[H]。结果被解释为CO的选择性光解的结果进行高辐射场能量密度和低金属环境中的不良（自）屏蔽，特别是优先破坏扩散CO在“interclump”分子气体。虽然局部H2可能是主要ISM组分，但平均整体H2/HI质量比为0.2，平均H2气体质量分数为0.12。因此，麦哲伦不规则星系具有与我们银河系非常相似的温暖分子气体比例，而其他全球性质（质量，光度，金属丰度，CO光度）则非常不同。
1997-09-19 astro-ph
Dust-driven Winds and Mass Loss of C-rich AGB Stars with subsolar Metallicities
我们调查的质量损失的高度发展，低和中等质量的恒星和恒星样品与太阳下的金属。本文给出了适用于LMC/SMC型恒星星族的定性和定量描述。为此，我们采用相同的方法，我们没有为太阳金属丰度的恒星和计算流体动力学风模型，包括尘埃形成与LMC和SMC丰度下考虑一个适应模型假设。特别是，我们改进了治疗的辐射转移问题，以适应较大的非本地的贡献发生较小的不透明度。对于每个风模型，我们确定一个平均质量损失率。由此产生的，近似的质量损失公式，然后适用于良好的测试和校准的恒星演化计算，以量化恒星的质量损失。LMC和SMC金属丰度的动力学模型导致与太阳金属丰度模型相同数量级的质量损失率，这在这种基本方法中与观测一致。然而，流体动力学性质如流出速度（对于固定的C/O丰度比）明显不同。虽然LMC和太阳金属丰度模型的临界光度相当一致，但SMC模型需要更高的光度才能产生尘埃驱动的风。
2008-05-23 astro-ph
Microlens Parallax Measurements with a Warm Spitzer
由于斯皮策是一个地球尾随轨道，每年损失约0.1天文单位，它是极好的位置，以执行对麦哲伦云（LMC/SMC）和银河系隆起的微透镜视差观测。这就产生了所谓的透镜的“投影速度”，它可以在统计上区分不同的人群。对LMC/SMC的一些这样的测量将揭示在这个方向上被探测到的透镜的性质（暗晕物体，或普通的LMC/SMC恒星）。冷斯皮策已经对一个（罕见的）明亮的红色团块源进行了这样的测量，但是热斯皮策（大概没有那么超额）可以投入额外的时间来获得更常见但更微弱的关闭源的微透镜反射。温暖的斯皮策每年可以观察38天的微透镜，这将允许每年多达24个微透镜的微透镜。这将产生关于盘质量函数的有趣信息，特别是目前无法通过其他技术获得的老棕矮星。机会目标（TOO）观测应分为RTOO/DTOO，即："常规“和"破坏性”TOO，由空间干涉测量任务（SIM）开创。LMC/SMC视差测量值为DTOO，但凸出测量值为RTOO，即，他们可以事先安排，而不必确切知道要观察哪颗恒星。
2007-05-26 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
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
Line of sight depth of the Large and Small Magellanic Clouds
我们利用光学引力透镜实验（OGLE II）巡天和麦哲伦云测光巡天（MCPS）的红色团块星来估计视线深度。观测到的红团星的星等和颜色分布的色散，在校正了其他影响的贡献后，被用来估计视线深度。由于深度的原因，这种色散的范围从可以估计的最小色散到0.46 mag（500 pc到10.44 Kpc的深度）。在SMC的情况下，色散范围从最小色散到0.35等（深度为665秒差距至9.53千秒差距）。LMC棒的厚度剖面表明它是扩口的。沙洲区域的平均深度为4.0 $\pm$ 1.4千秒差距。LMC的晕（使用天琴座RR星）被发现有更大的深度相比，磁盘/酒吧，这支持存在的内晕的LMC。LMC柱和盘估计的大深度表明LMC可能有轻微的合并。在SMC的情况下，发现棒深度（4.90 $\pm$ 1.23 Kpc）和盘深度（4.23 $\pm$ 1.48 Kpc）在标准差范围内。我们发现的证据增加深度附近的光学中心（高达9千秒差距）。另一方面，估计的深度晕（RR Lyrea星）和磁盘（RC星）的酒吧区的SMC被发现是相似的。因此，增加的深度和增强的恒星以及光中心附近的HI密度表明SMC可能有一个凸起。
2008-09-16 astro-ph
Eclipsing binary stars in the Large and Small Magellanic Clouds from the MACHO project: The Sample
我们提出了一个新的样本的4634食双星在大麦云（LMC），扩大了以前的样本的611个对象和一个新的样本的1509食双星在小麦哲伦云（SMC），这是确定在光变曲线数据库的PRAGO项目。我们进行交叉相关的OGLE-II LMC样本，找到1236个匹配。与OGLE-II SMC样本的交叉相关发现698个匹配。然后，我们比较了LMC子样本对应的中心和周边的LMC，发现只有两个群体之间的微小差异。这些样本足够大和完整，可以对双星种群进行统计研究。
2007-11-10 astro-ph
The massive eclipsing LMC Wolf-Rayet binary BAT99-129. 1 Orbital parameters, hydrogen content and spectroscopic characteristics
LMC中的BAT 99 -129是已知的少数几个河外食沃尔夫-拉叶双星之一。我们提出了蓝色，中等分辨率，相位相关的NTT-EMMI光谱的这个系统，使我们能够分离的光谱的两个组成部分的二进制，并获得一个可靠的轨道解决方案为两颗恒星。我们将O 5V光谱类型分配给伴星，将WN 3（h）a分配给Wolf-Rayet分量。我们讨论了该系统的光谱特性：光度比、半径、自转速度。我们发现了O星可能的超同步自转速度。令人惊讶的是，提取的沃尔夫-拉叶光谱清楚地显示了蓝移吸收线的存在，类似于在SMC和LMC中的所有单个热WN恒星中发现的。我们还讨论了这种内在的SMC和LMC沃尔夫-拉叶星，WR+O二进制演化和GRB祖先的背景下的氢线的存在。总的来说，BAT 99 ~129是著名的银河系WR双星V444 Cygni的河外对应物。
2005-10-18 astro-ph
Clump Distance to the Magellanic Clouds and Anomalous Colors in the Galactic Bulge
本文证明了两个在局域宇宙中的意外结果：（1）银河系中心的团簇巨星和天琴座RR星的反常内禀（V-I）_0色，（2）从团簇巨星推断的麦哲伦云（LMC，SMC）的非常短的距离是相互联系的。用光学引力透镜实验（OGLE）第二阶段的测光方法而不是第一阶段的测光方法，部分地解决了（V-I）_0异常。凸起（V-I）_0中基于V或I幅度的变化的需要是解释剩余颜色差异的一个选项。这种变化可能源于选择消光系数A_V/E（V-I）小于通常假定的值。应用（V-I）_0修正（与其来源无关）使团簇巨星的绝对星等-金属丰度关系的斜率加倍，使M_I（RC）= -0.23 +0.19 [Fe/H]。因此，到LMC和SMC的丛距离的估计受到影响。Udalski（1998 c）的距离模量从mu_{LMC} = 18.18 +/- 0.06增加到mu_{LMC} = 18.27 +/- 0.07。到SMC的距离模量增加0.12，达到mu_{SMC} = 18.77 +/- 0.08。我认为，需要更全面地评估金属丰度对M_I（RC）的影响。
1999-11-13 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
New Period-Luminosity and Period-Color Relations of Classical Cepheids: I. Cepheids in the Galaxy
利用Berdnikov等人2000年提出的具有良好B、V、I测光的321颗银河基模造父变星和Fernie等人1995年提出的具有均匀色余E（B-V）的321颗银河基模造父变星，确定了它们在0.4<log P<1.6范围内的P-C关系。第一步利用25颗疏散星团造父变星的距离（Feast 1999）和28颗造父变星的BBW距离（Gieren et al.1998）确定吸收系数R_B=4.17，R_V=3.17，R_I=1.89。这两个集合定义了两个独立的P-L关系，它们在斜率上非常一致。因此，它们结合成一个单一的平均银河P-L关系。银河系造父变星的（B-V）比LMC和SMC中的更红，正如Udalski等人1999年用良好的标准B，V，I光度测量的1000多颗云造父变星所示。在银河系和星云中造父变星的（B-V），（V-I）双色图也不同，这是由于金属丰度差异对造父变星光谱能量分布的影响，以及在M_V=-4.0 mag时，LMC和SMC不稳定带中部的有效温度相对于银河系的偏移约为Δ log Te ~ 0.02。LMC和SMC的温度更高。银河系和星云之间P-C关系的差异表明，在任何给定的颜色下，星系与星系之间都不可能存在普适的P-L关系。在银河系，LMC和SMC的P-L关系的斜率推断的非唯一性是由观测证实。云造父变星在B、V、I中遵循的P-L关系的整体斜率比银河系的要小。大麦哲伦星云和小麦哲伦…
2003-03-17 astro-ph
Origin of structural and kinematical properties of the Small Magellanic Cloud
本文基于一系列自洽化学动力学模拟，研究了小麦哲伦云（SMC）与大麦云云（LMC）和银河系相互作用过程中恒星和气体的结构、运动学和化学性质。我们采用了一个新的“矮球体模型”，其中SMC最初既有球形空间分布的老恒星，又有扩展的HI气盘。我们主要研究了最后3个Gyr的SMC演化，在这3个Gyr中，由于LMC-SMC-Galaxy相互作用，形成了麦哲伦流（MS）和麦哲伦桥（MB）。我们的主要结果如下，这些结果可以用观测来检验。即使在强烈的LMC-SMC-Galaxy相互作用之后，投射到天空中的旧恒星的最终空间分布也是球形的，而新恒星的空间分布则显着平坦，似乎形成了棒状结构。老恒星的视线速度色散（sigma）约为30 km/s，自转速度慢，最大自转速度（V）小于20 km/s，并且在径向剖面上表现出不对称性。新恒星的sigma比老恒星小，旋转量也很大（V/sigma >1）。HI气体的速度色散σ = 10-40 km/s，最大自转速度V ~ 50 km/s，空间分布与新星相似。年龄小于3 Gyr的新恒星表现出负的金属丰度梯度，在这个意义上，更多的富金属恒星位于SMC的内部区域。
2009-04-14 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
Quantifying the Drivers of Star Formation on Galactic Scales. I. The Small Magellanic Cloud
我们使用的恒星形成的历史小麦哲伦云（SMC）的潮汐相互作用和气体的恒星形成和化学富集的SMC历史上的影响的定量限制。最近两次（< 4 Gyr）恒星形成率增加和SMC/银河系（MW）近心通道的同时发生，表明SMC中的全球恒星形成至少部分是由MW产生的潮汐力驱动的。大麦云云（LMC）是恒星形成的另一个潜在驱动力，但在最近的爆发中只靠近SMC。LMC-SMC轨道约束较差是我们的主要不确定性。为了进一步探索爆发和MW近心通道之间的对应关系，我们使用连续和潮汐触发的恒星形成相结合的SMC模型中的恒星形成。潮汐触发模式的行为是SMC-MW分离的一个强反函数（优选行为约为r^-5，导致近心点和远心点潮汐触发恒星形成速率相差约100倍）。尽管这些闭箱演化模型成功地再现了最近的SMC恒星形成历史和当前的化学丰度，但它们存在一些系统性的缺陷，这些缺陷可以通过假设大约4 Gyr前发生了一个相当大的撞击事件（约占总气体质量的50%）来弥补。无论是否包括这个坠落事件，SMC中通过潮汐触发模式形成的恒星比例> 10%，可能高达70%。
2003-12-04 astro-ph
A slope variation in the PL relation for short period SMC Cepheids
给出了290颗造父变星到大麦哲伦星云和590颗造父变星到小麦哲伦星云的周期光度关系。这两组数据是利用EROS 2微透镜测量的两台宽视场CCD照相机获得的。对于周期小于2天的SMC基模造父变星，我们观察到周期-光度关系的显著斜率变化。许多可能的实验偏差已被调查，但没有一个可以解释这种影响。我们还观察到不同的SMC造父变星的空间分布与不同的年龄，即周期。不同的可能解释的斜率变化进行了讨论。
1999-04-16 astro-ph
Third Dredge-up in Low Mass Stars: Solving the LMC Carbon Star Mystery
渐近巨星分支（AGB）恒星模型长期存在的问题是它们无法在大麦哲伦云和小麦哲伦云中产生低光度的碳星。疏浚必须早一点开始，深入一点。我们发现这是第一次在我们的模型LMC金属丰度。在我们的SMC金属丰度模型中没有发现这样的特征。用全隐式同步恒星演化程序STARS计算了金属丰度为Z=0.008和Z=0.004的AGB星的演化，它们分别对应于观测到的大麦哲伦云和小麦哲伦云的金属丰度。第三次是在1Msol以上的恒星中发现的，在1Msol和3Msol之间的模型中发现了碳星。我们使用详细的模型作为输入物理的人口合成代码和生成碳星光度函数。我们现在发现，我们能够重现的大麦哲伦星系的碳星光度函数没有任何操纵我们的模型。SMC碳星光度函数仍然不能从我们的详细模型中产生，除非第三次挖掘的最小核心质量减少0.06Msol。
2004-10-08 astro-ph
Search for QSO candidates in OGLE-II data
为了在小麦哲伦云和大麦云（SMC和LMC）后面找到类星体候选者，对微弱的慢变天体进行了搜寻。这次搜索使用了麦哲伦云OGLE-II光度数据的点源的光学变率特性。研究了比V-I=0.9更蓝并且在17 < I < 20.5范围内的物体。稳健的变异函数/结构函数已计算出每个时间序列，只有候选人显示出显着增加的变化，在较长的时间尺度被选中。几个光变曲线被确定为可能有伪影，因此被删除。在光变曲线中显示出周期性或小趋势的恒星也被删除了，我们剩下的大多是Be星（伽马Cas星）或类星体候选者。我们提出了一个列表，25个慢变对象的SMC和155个LMC，分别从15'000和53'000可变对象。其中，大约15个SMC的物体和118个LMC的物体是类星体候选者。
2002-06-05 astro-ph
