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 Magellanic Stream and the density of coronal gas in the Galactic halo
麦哲伦流的性质限制了遥远的星系晕中日冕气体的密度。我们表明，通过环境气体的运动可以强烈加热流云，驱动质量损失，并导致蒸发。如果环境气体密度太高，则蒸发在不合理的短时间尺度上发生。由于加热主导阻力，潮汐剥离似乎是负责生产流。MS IV云的存活时间为5亿年，这就为50 kpc时晕气体密度n_H< 10^{-5} cm^{-3}设定了上限，比Moore & Davis（1994）的阻力模型估计的值大约低10倍。星系晕中的气体演化模型的影响进行了讨论。
1999-12-08 astro-ph
Kinematic Evidence for an Old Stellar Halo in the Large Magellanic Cloud
最古老和最贫金属的银河系恒星形成一个运动学热晕，这激发了我们星系的两个主要形成场景：扩展的分层吸积和快速坍缩。天琴座RR型星是古老和贫金属星群的极好示踪剂。我们测量了附近大麦云（LMC）星系内部43颗天琴座RR型星的运动学。速度频散σ_{true}=53 \pm 10 km/s，表明在大麦哲伦星云中还存在运动学上的贫热金属古老晕。这表明我们的星系和像LMC这样的较小的晚型星系有着相似的早期形成历史。
2003-09-12 astro-ph
On the Intrinsic Bias in detecting Caustic Crossings between Galactic Halo and Self-lensing Events in the Magellanic Clouds
在本文中，我们研究了在探测星系晕和麦哲伦云自透镜事件之间的焦散渡时的固有偏差。为此，我们确定的物理二进制分离，$\ell$，和总的二元透镜质量，$M$的参数空间中的最佳的焦散线交叉检测的区域，并发现两个群体的事件的最佳区域是彼此相似的。特别是，如果银河系晕是由平均质量为$<M>\sim 0.5 M_\odot$的透镜组成，那么星系晕事件的最佳双星分离范围$3.5 AU\lesssim \ell\lesssim 14 AU$与由总质量为$M\sim 1 M_\odot$的双星透镜引起的麦哲伦云自透镜事件的最佳双星分离范围相匹配;正好在麦哲伦云中最可能的恒星透镜群的质量范围内。因此，我们的计算意味着，如果二进制分数和分布的二进制分离的两个人口的透镜是没有显着不同的彼此，有没有强烈的检测偏差对星系晕苛性交叉事件。
1999-05-12 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
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
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
A possible common halo of the Magellanic Clouds
最近对大麦哲伦云和小麦哲伦云（LMC和SMC）三维空间运动的观测和理论研究表明，最新的麦哲伦云自行测量结果与它们的轨道演化模型是一致的，其中麦哲伦云是最近首次到达银河系的。建议的轨道模型似乎与潮汐相互作用模型严重不一致，在潮汐相互作用模型中，麦哲伦流（MS）可以形成为最后~2 Gyr的MCs和银河系之间的相互潮汐相互作用的结果。基于MCs的轨道模型，我们提出，如果MCs有一个共同的质量大于~ 2 * 10^{10} M_sun的弥散暗晕，在最后2 Gyr内，MCs不仅可以具有与最新自行测量相一致的三维速度，而且相互之间以及与银河系之间也有强烈的相互作用。这些结果意味着，如果观测到的MCs自行是真正的质量中心的MC，共同晕的MC将需要考虑在构建自洽MS形成模型。我们讨论了可能的共同晕的起源是否可以密切相关，无论是与过去的二元形成或与MC一直在一个小组。
2008-07-12 astro-ph
The small-scale structure of the Magellanic Stream
我们已经绘制了两个地区在麦哲伦流的北端中性氢21厘米发射使用阿雷西博望远镜。新的数据被用来研究远离麦哲伦云的银河流的形态和性质，以及提供对星系晕性质的间接约束。我们调查禁闭机制的流云，并得出结论，这些云不能重力约束或自由膨胀。最可能的云约束机制是来自热星系晕气体的压力支持。这使得我们可以对晕密度设定一个上限：n（15 kpc）= 10 ^-3 cm ^-3和/或n（45 kpc）= 3 x 10 ^-4 cm ^-3，具体取决于距离。这些值明显高于等温分层Halo的预测值。
2002-05-20 astro-ph
The Galactic Halo UV Field, Magellanic Stream and High Velocity Clouds
现在已经在H-α中检测到大量的高速HI云（HVC），其中一个子集在低电离线（例如[NII]）中看到。最初，人们希望观测到的H-α强度能够为单个云提供距离约束。这个想法需要一个有用的部分（f_esc > 1%）的电离光子逃离银河系，并且晕电离场是相对平滑的，正如我们所讨论的。大多数已知接近太阳的HVC都是H-α;最明亮的云也显示出增强的[NII]发射，与麦哲伦流形成对比，麦哲伦流的低电离发射线总是比H-α弱。但是H-α距离的一个严重的复杂性是麦哲伦流沿几条视线的明显H-α亮度。为了解释这一点，我们提出了三种可能的配置麦哲伦流，并提出了一个后续的实验。如果我们把到局部HVC的距离标准化，一些HVC似乎以数十千秒差距的尺度散布在整个星系晕中。
2001-10-01 astro-ph
Dark Bulge, Exponential Disk, and Massive Halo in the Large Magellanic Cloud
大麦云云的旋转曲线是我们从Kim等人（1998）观测到的高分辨率HI位置-速度图中得到的，它显示了一个陡峭的中心上升和平坦的旋转，并逐渐向边缘上升。利用旋转曲线，我们计算了表面质量密度的分布，并表明LMC有一个黑暗的紧凑的隆起，指数盘，和一个巨大的晕。该凸起距离恒星棒中心1.2 kpc，并且与光学对应物无关。这表明“暗隆起”中有很大一部分暗物质，具有极高的质光比（M/L）。相反，与周围区域相比，恒星棒具有较小的M/L比。(http：//www.ioa.s.u-tokyo.ac.jp/tokyofue/99lmc.htm）
1999-06-14 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
Formation and evolution of the Magellanic Clouds. I.Origin of structural, kinematical, and chemical properties of the Large Magellanic Cloud
利用一系列自洽化学动力学模拟方法研究了大麦云云（LMC）与银河系和小麦哲伦云（SMC）相互作用的动力学和化学演化。我们的数值模型旨在解释LMC的整个特性，即，观测到的恒星晕和星盘组成部分的结构和运动学，以及场星和星团的种群。本模拟的主要结果总结如下。(1)在最后9 Gyr期间，云和银河之间的潮汐相互作用将最初薄的、无棒的LMC盘转变为三个不同的组成部分：中央棒、厚盘和运动学上热的恒星晕。中央棒由旧的场星和新形成的场星组成，在其最里面的部分中，每一部分都是相等的。最后厚盘的中心速度分散$\sim$ 30公里秒$^{-1}$，并显示旋转支持的运动学与$V_{\rm m}/σ_{0}$ $\sim$ 2.3。(2)恒星晕是在相互作用过程中形成的，主要由来自最初薄的LMC盘外部的老恒星组成。外晕显示$\sim$ 40 km s $^{-1}$的速度色散，距离大麦哲伦星云中心7.5 kpc，恒星分布有些不均匀。恒星晕包含相对年轻、富含金属的恒星，质量分数为2%。
2004-12-14 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
The Dichotomy of the Halo of the Milky Way
我们总结的证据表明，银河系的晕包括两个不同的，广泛重叠，恒星组件。这两种结构表现出不同的化学组成，空间分布和运动学。这些结果是通过分析斯隆数字巡天（SDSS）的20，000多颗校准恒星获得的。恒星晕的二元性直接影响了星系形成模型，如银河系和其他大螺旋星系。
2008-04-14 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
Detection of H-alpha emission from the Magellanic Stream: evidence for an extended gaseous Galactic halo
我们分别探测到了表面亮度为$0.37 \pm 0.02$ Raylewald、$0.21 \pm 0.04$ R和$0.20 \pm 0.02$ R的微弱、漫射H $αemission from several points along the Magellanic Stream, using the Rutgers Fabry--Perot Interferometer at the CTIO 1.5-m telescope. At points on the leading edges of the H I clouds MS II, MS III, and MS IV, we detect H$ α发射，对应于1.0到0.5 \cmsixpc的发射测量值。我们已经观察到MS IV浓度附近的几个位置，并发现最强的发射是在尖锐的前缘密度梯度。在远离梯度的地方发射较少，在MS III和MS IV之间的中间位置，在云的前缘H $αsurface brightness is $ < 0.04 $ R. We attribute the H$ α发射是由于星系晕中电离气体的冲压压力加热了流云。这些观测结果表明，来自晕气体的冲压压力在将流从麦哲伦云中剥离出来的过程中发挥了重要作用。它们还表明在星系晕中存在相对较大密度的气体$n_{\rm H} \sim 10^{-4} cm^{-3}$，其…
1995-12-05 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
A Caustic View of Halo Microlensing
唯一的微透镜事件对麦哲伦云的透镜的位置是强烈的约束是两个二元焦散交叉事件。在至少一种或可能两种情况下，透镜位于或接近云本身。从表面上看，如果银河系暗晕提供了大部分的透镜群，这似乎是不可能发生的，正如对大麦云（LMC）的CAMO数据集的标准分析所建议的那样。我们使用二项统计来评估观察$M$非晕二进制焦散事件的先验概率给定的总样本的$N$焦散二进制。我们概括的情况下，多组件的银河系和麦哲伦云模型的贝叶斯似然方法确定的透镜质量和晕分数从观察到的时间尺度。我们引入了一个新的统计量，“结果判别器”，它衡量了二进制焦散数据，先验期望和CNOO LMC数据集作为一个整体之间的一致性。如果云没有嵌入在它们自己的MACHO暗晕中，那么发现两个非晕焦散双星事件（$M = N = 2$）与给定的MACHO数据集的预期不一致。以$M = 1$为最可能结果的银河系模型也与数据不一致，尽管以$M = 1$具有合理先验概率的模型与数据不一致。我们认为，麦哲伦云是嵌入在自己的黑暗晕的可能性，或星系晕是本质上缺乏的双星系统，产生苛性交叉事件。这两种可能性中的任何一种都使观测和先前的预期之间具有更大的相容性，尽管麦哲伦晕的想法可能是两者中更自然的一种，并且得到了运动学研究的支持。
1998-12-22 astro-ph
The Stellar Halo in the Large Magellanic Cloud: Mass, Luminosity, and Microlensing Predictions
最近获得的运动学数据表明，大麦云（LMC）具有古老的恒星晕。为了进一步描述这种晕的性质，参数King模型被拟合到天琴座RR型星的表面密度。使用来自ORO和OGLE II微透镜观测的数据，模型拟合得出它们的分布中心为RA = 05：21.1+-0.8，Dec = -69：45 +-6（J2000），核心半径为1.42+-0.12 kpc。作为检查的晕模型进行了比较，RR天琴座恒星计数在现场附近的LMC的周边以前调查的照相底片。然而，这些数据需要谨慎的解释。讨论了有关大麦哲伦星系恒星晕的几个问题。首先，晕的性质意味着大麦哲伦星云的整体质光比为M/L_V = 5.3+-2.1，总质量为1.6+-0.6 × 10^10 M_sun，这与基于旋转曲线的估计非常一致。第二，虽然大麦哲伦星系的盘和晕在运动学上是不同的，但晕的表面密度分布的形状与年轻的盘非常相似。例如，天琴座RR型恒星的最佳拟合指数尺度长度是1.47+-0.08 kpc，而大麦哲伦星云的蓝光是1.46 kpc。在银河系中，光环和圆盘并不像这样彼此相似。最后，局部最大的LMC的微透镜光学深度由于晕盘恒星自透镜的预测。对于获得的恒星晕参数，这个最大值位于LMC-4和LMC-23事件附近，并且足够大，可能解释这两个事件，但不是所有观察到的微透镜。
2003-12-17 astro-ph
On the formation of the Magellanic Stream
我们使用高分辨率的N体/SPH方法研究了大麦云云与银河系之间的流体动力学和引力相互作用。我们模型的黑暗和热扩展晕组件，以及恒星/气体盘的两个星系。潮汐力扭曲了大麦哲伦星云的盘面，形成了一个条形，并产生了一个弥散的恒星晕和强烈的翘曲，尽管很少有恒星是从大麦哲伦星云中脱离出来的。来自低密度电离晕的冲压压力足以从大麦哲伦星系盘中移除$1.4 \times 10^8M_\odot$气体，从而在银河系周围形成一个巨大的环形尾流。
2003-09-09 astro-ph
Modeling a high velocity LMC. The formation of the Magellanic Stream
我使用高分辨率的N体/SPH模拟模拟银河系（MW）晕内的大麦云云（LMC）的新自行和调查的引力和流体动力学的麦哲伦流（MS）的形成的影响。LMC和MW都是嵌入在扩展的尖状LCDM暗物质晕中的完全自洽的星系模型。我发现来自低密度电离晕的冲压压力足以从LMC的盘中移除大量气体，形成从云延伸超过120度的拖尾流。潮汐力会拉长卫星的圆盘，但不会影响其垂直结构。没有恒星会变成非束缚的，这表明潮汐剥离几乎是无效的。
2008-10-22 astro-ph
The total mass and dark halo properties of the Small Magellanic Cloud
基于小麦哲伦云（SMC）高分辨率中性氢（HI）观测，讨论了在合理的$V$波段星质光比（$M_{\rm s}/L_{\rm V}$）下SMC的总质量和暗晕性质.我们采用Burkert和NFW配置文件的暗物质晕的SMC，以模拟所观察到的旋转曲线的径向轮廓。我们表明，质量（$M_{\rm dm}$）和平均密度（$ρ_{\rm dm}$）的光学半径（$\sim 3$ kpc）的SMC内的暗物质晕可以显着低的$M_{\rm s}/L_{\rm V}=2-4$合理的星系占主导地位的老恒星种群。例如，对于$M_{\rm s}/L_{\rm V} = 3.8$，估计的$M_{\rm dm}$和$ρ_{\rm dm}$分别是$7.5 \times 10^7 {\rm M}_{\odot}$和$6.7 \times 10^{-4} {\rm M}_{\odot}$ pc $^{-3}$。具有较低$M_{\rm s}/L_{\rm V}$（$<1.0$）的模型可以显示较高的$M_{\rm dm}$和$ρ_{\rm dm}$，但难以再现Burkert和NFW轮廓的内旋转曲线轮廓。对于合理的$M_{\rm s}/L_{\rm V} \sim2$，具有较大核心半径（$>1$ kpc）（因此密度较低）和较大质量（${\rm M}_{\rm dm} > 3 \times 10^9 {\rm M}_{\odot}$…
2009-04-14 astro-ph
On the Origin of the Kinematical Differences Between the Stellar Halo and the Old Globular Cluster System in the Large Magellanic Cloud
通过对大麦云（LMC）形成过程的数值模拟，讨论了LMC中恒星晕和古老球状星团系统（GCS）的结构和运动学性质。我们特别讨论了观察到的可能的GCS的旋转运动学（V/sigma > 2），这似乎是显着不同的恒星晕的一个大的速度色散（~50公里/秒）。我们认为晕场星和古老的GC都可以起源于高红移（z >6）的低质量次晕。我们调查的最终动力学性质的两个老组件在LMC的晕合并形成的低质量的subhalos与场星和GC。我们发现，由高红移（z > 6）形成的古老球状星团（GC）组成的GCS几乎没有自转（V/sigma ~0.4），其结构和运动学与恒星晕相似。这种不一致的模拟GCS的运动学和观察到的一个被发现在不同的参数模型。因此，这种不一致性意味着，如果大麦哲伦星系中古老的贫金属GC具有旋转运动学，它们极不可能起源于形成恒星晕的低质量次晕。因此，我们讨论的情况下，恒星晕形成的低质量subhalos没有/很少的GC，而GCS形成的LMC的磁盘形成的早期阶段，通过耗散未成年人和主要合并的气体丰富的subhalos和气体的infall。我们认为，可以有一个阈值subhalo质量以上的GCs可以形成在subhalos在高红移，因此，这个阈值导致恒星晕和GCS之间的物理性质的差异，如LMC发光星系。
2007-07-15 astro-ph
The gaseous Milky Way Halo
1998年，几篇论文声称在星系晕中探测到了一种无处不在的气相。在这里，我们想集中在探测的X射线发射气体的星系晕以及发现一个普遍的中性星系晕气体。我们批判性地讨论了最近的出版物之间的主要差异以及分析的局限性。
1998-11-27 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
The Magellanic Stream in Modified Newtonian Dynamics
麦哲伦流是从麦哲伦云向银河系南极延伸的一系列云，其动力学受银河系中物质分布和数量的影响。我们计算的银河系盘上MS的引力效应的修正牛顿动力学（MOND）的框架内，并与观测流的径向速度进行比较。我们认为，潮汐力的银河系，剥离材料从MC形成MS，并使用一个没有晕模型的银河系，我们忽略了影响的阻力的星系晕的MS。我们还比较了MONDian动态与对数和幂律暗晕模型，并表明MOND理论似乎是合理的描述动态的卫星星系，如MC。最后，我们进行了极大似然分析，以获得最佳的MOND参数的银河系磁盘。
2007-01-09 astro-ph
The Shapes of Galaxies and Their Halos as Traced by Stars: The Milky Way Dark Halo and The LMC Disk
恒星及其运动学为研究星系及其晕的形状提供了一种工具。在这篇评论中，我专注于两个具体的应用：银河系暗晕的形状和LMC盘的形状。前者受到各种观测的限制，但轴比q_DH的精确确定仍然是难以捉摸的。一个非常平坦的银河系暗晕q_DH < 0.4被排除，值q_DH > 0.7似乎与数据最一致。近红外线观测显示，大麦哲伦星系盘并不像人们长期认为的那样近似为圆形，而是在盘平面上具有0.7的轴比。这种伸长是垂直于麦哲伦流的，这表明它很可能是由于银河系的潮汐力。星系的平衡动力学建模对于许多应用都很重要。与此同时，潮汐效应和潮汐流的详细研究有可能提高我们对银河系暗晕和LMC等卫星星系结构的理解。
2001-07-13 astro-ph
Not enough stellar Mass Machos in the Galactic Halo
我们结合新的结果，从搜索微透镜对大麦云云（LMC）的EROS2（经验德Recherche d 'Objets Sombres）与限制以前报告的EROS1和EROS2对麦哲伦云。推导出的恒星质量MACHO丰度上限排除了这样的对象作为一个重要组成部分的星系晕，如果它们的质量小于1个太阳质量。
2000-03-02 astro-ph
The metallicity distribution of the halo and the satellites of the Milky way in the hierarchical merging paradigm
为了解释观测到的银河系晕的微分金属丰度分布（DMD），提出了一个半解析模型的结构形成的层次合并范式的框架。我们假设银河系晕是由一些子晕组成的，这些子晕的性质要么是在本星系群的矮卫星星系中观察到的（金属丰度分布的形状，有效产额），要么是从结构形成的计算中得出的（子晕分布函数）。通过对相关参数的合理假设，我们发现星系晕DMD的整体形状和有效产额可以在这样一个简单模型的框架下再现。DMD的低金属丰度尾表明，相对于简单模型的预测，（类似于太阳附近的G矮星问题）;有人认为，早期的坠落阶段可以解释这个问题，以及观测到的矮卫星星系的DMD。星系的吸积类似（但不完全相同）的祖先，今天的矮卫星的银河系很可能已经形成了星系晕。
2008-07-09 astro-ph
Microlensing of tidal debris on the Magellanic great circle
越来越多的证据表明，星系晕是kpc尺度的光晕，这是由于至少有十几个小星系（LMC/SMC，Sgr，天炉座等）的吸积造成的。在这种明亮结构中的暗星可以显著地微反射背景星，其光学深度为$10^{-7}-10^{-6}$，与大麦哲伦星云的观测值相当（Alcock et al. 1996 c）。观测到的几个朝向大麦哲伦星系的微透镜事件可以用位于麦哲伦平面的潮汐碎片尾来解释，如果麦哲伦云和流以及麦哲伦平面中其他卫星星系的祖先的质量大约是大麦哲伦星系盘的两倍。大麦哲伦星云的恒星既可以被大麦哲伦星云后面的碎片尾中的恒星所透镜化，也可以被大麦哲伦星云前面的碎片尾部分中的恒星所透镜化。该模型是一致的基本粒子占主导地位的星系晕没有大规模的紧凑晕对象（MACHO）。它们也不同于Sahu（1994）的LMC自透镜模型，预测了更高的光学深度和事件率，以及更少的事件集中在LMC中心。
1997-08-14 astro-ph
A Magellanic Origin for the Warp of the Galaxy
我们表明，银河系弯曲的麦哲伦云起源可以解释Levine，Blitz和Heiles（2005）最近确定的外HI层的大多数定量特征。我们建立了一个类似于Weinberg（1998）的模型，该模型在暗物质晕中产生扭曲，并计算了这些暗物质晕扭曲和麦哲伦云对线性区域中盘弯曲的直接潮汐强迫的综合效应。暗物质晕与盘的相互作用以及云的轨道与盘之间的共振解释了观测到的垂直m= 0，1，2谐波的大振幅。观测结果导致翘曲强迫机制的六个约束，我们的模型合理地近似所有六个。该盘被证明是非常动态的，不断改变其形状的云沿其轨道进行。我们讨论的挑战MOND放置的意见。
2006-01-30 astro-ph
A comparison of the globular cluster luminosity functions of the inner and outer halo of the Milky Way and M31
我们发现银河系内晕的球状星团光度函数（GCLF）与外晕的GCLF在统计上是不同的。我们还发现了类似的差异之间的内部和外部晕人口的M31。我们断言，这种差异是某种形式的集群人口的动态演化和/或GCLF形状的集群人口形成的环境的依赖性的证据。我们还发现，周转光度的GCLF是不受这些差异，并进一步断言，周转光度的这种稳定性肯定了它的有用性作为一个指标的宇宙距离。
1996-08-28 astro-ph
HVC and IVC gas in the halo of the Milky Way
我们结合CaII/NaI吸收和HI 21 cm发射线测量，分析了星系晕中高速气体的金属丰度、分布、小尺度结构和物理条件。
2006-11-03 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
Mapping the Remote Milky Way Halo using BHB stars at 70 < r < 130 kpc
我们通过使用蓝色水平分支（BHB）恒星来增加远程晕示踪剂的数量，以达到130千秒差距的银河系中心距离。我们用SDSS EDR测光和VLT探测了16颗银心距离为70 < r < 130的BHB星，并测量了它们的视向速度。我们发现银河系的质量为M =1.7^{+3.0}-0.6} × 10^{12}太阳质量。完成后，这项调查将：（i）大大减少银河系光环总质量和范围的误差，（ii）绘制迄今为止尚未探索的光环区域的速度空间。
2003-10-23 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
Limits on the Macho Content of the Galactic Halo from the EROS-2 Survey of the Magellanic Clouds
EROS-2项目旨在检验一种假设，即大质量致密晕天体（所谓的“machos”）可能是银河系暗物质晕的主要组成部分。为此，地球资源观测卫星2号对麦哲伦星云中的$33\times10^6$星进行了长达6.7年的$33\times10^6$监测，以了解此类天体造成的微透镜现象。在这项工作中，我们只使用一个子样本的$7\times10^6$明亮的恒星分布在$84 °^2$的LMC和$9 °^2$的SMC。只使用亮星的策略有助于区分变星造成的背景事件，并允许简单地确定源混淆（混合）的影响。大立体角的使用使得勘测对可能使光学深度强烈依赖于方向的效应相对不敏感。使用这个明亮恒星的样本，只发现了一个候选事件，而如果光环完全由质量为$M\sim0.4M_{\odot}$的物体组成，那么$\sim39$事件是可以预期的。结合EROS-1的结果，这意味着这种透镜导致的朝向大麦哲伦云（\object{LMC}）的光学深度为$τ<0.36\times10^{-7}$（95%CL），对应于小于8%的晕质量分数。这一光学深度远小于LMC中心区域的CNOMO合作测量的光学深度。更一般地说，质量范围在$0.6\times10^{-7}M_\odot<M<15M_{\odot}$的machos被排除为银河系晕的主要居住者。
2007-04-19 astro-ph
Halo streams as relicts from the formation of the Milky Way
在这篇文章中，我们讨论了我们的光环的预期属性，如果我们的银河系是从合并的较小的系统。使用分析参数和高分辨率的模拟，我们发现，在太阳附近的星系晕应该有一个平滑的空间分布，其恒星速度椭球应该由几百个运动学冷流，从不同的合并事件的遗迹。我们还讨论了支持这一层次结构的观测证据：两个恒星流起源于同一个系统，可能落在银河系约10 Gyr前。最后，我们将讨论未来的天体测量任务，如FAME或GAIA可能揭示通过观察附近的晕星的运动。
2000-08-04 astro-ph
Are the red halos of galaxies made of low-mass stars? Constraints from subdwarf star counts in the Milky Way halo
星系周围红色和极暗晕的表面测光检测重新提出了一个老问题，即宇宙中失踪的重子中是否有一些不可忽略的部分可能以微弱的氢燃烧恒星的形式隐藏起来。这些红色晕的光学/近红外颜色已经被证明很难与任何正常类型的恒星星族相一致，但原则上可以通过倡导底部重的恒星初始质量函数来解释。这意味着恒星的质光比很高，因此有相当大的重子质量被锁定在这样的晕中。在这里，我们探讨了目前的普通恒星晕亚矮星的观测对银河系周围低质量恒星的假定红晕的约束。假设结构参数类似的红色晕最近检测到的堆叠图像的外部盘星系，我们发现，一个光滑的晕组件与底部重的初始质量函数是完全排除了目前的恒星计数数据的银河系。所有可行的光滑红晕模型，其密度斜率甚至与堆叠晕的密度斜率相差甚远，而且所含的质量太少，与丢失重子问题没有任何关系。然而，我们注意到，如果红晕星被锁定在星团中，这些限制可以被回避，并讨论了其他附近星系的潜在观测，这些星系可能能够将这种情况付诸测试。
2008-09-17 astro-ph
N-body Simulations of the Small Magellanic Cloud and the Magellanic Stream
对小麦哲伦云（SMC）与银河系以及大麦云云（LMC）的引力相互作用进行了广泛的N体模拟。SMC被假定为一个棒星系，在相互作用之前，盘晕质量比为1，并由大量的自引力粒子建模，而银河系和大麦哲伦星系则由刚性球势表示。我们发现的最好的模型成功地再现了麦哲伦流（MS），以及麦哲伦流的主要对应物（主导臂），在麦哲伦云的对面，它模仿了在天空相应区域观察到的几个中性氢团的整体分布。由造父变星观测所提出的SMC棒沿视线方向的伸长已经部分地再现了，以及它在天空中的投影外观。该模型成功地解释了一些主要的趋势，在运动学的年轻人口在SMC酒吧和老年人口的SMC的“晕”，以及整体的速度模式的气体，年轻的恒星，和碳星在云间区域。
1995-03-27 astro-ph
Are there MACHOs in the Milky Way halo?
微透镜搜索的目的是通过大麦云星云内恒星的引力透镜效应来探测致密的晕暗物质。最新的研究结果表明，大约五分之一的星系晕暗物质可能是致密的太阳质量天体。我们通过考虑观测数据的最佳拟合晕暗物质解的拟合优度来分析这一假设。我们发现，所观察到的微透镜事件的持续时间的分布比预期的结果从一个标准的晕透镜人口在90至95%的置信度窄。只有当预期的背景（非光晕）事件的比例显着增加，观察到的和理论的事件持续时间分布之间的差异消失。这表明，可能大多数导致观测到的微透镜事件的透镜并不位于银河系晕内。
2002-09-10 astro-ph
The soft X-ray background towards the northern sky. A detailed analysis of the Milky Way halo
我们提出了一个相关性分析的ROSAT全天空调查的弥漫X射线背景发射与莱顿/Dwingeloo 21厘米HI线调查。我们得到一个一致的模型，弥漫X射线背景发射超过约50%的天空。只有三个弥漫X射线组件是必要的，以适应从0.1千电子伏至2.4千电子伏的ROSAT数据：a）本地热泡，b）银河系晕，和c）河外X射线背景。银河系晕中的热日冕气体只需要一个温度。我们的模型预测，1/4 keV的主要部分和约50%的3/4 keV的扩散X射线发射来自银河系晕。我们检测到对银河系的中心和它的反中心，这是一致的独立来自脉冲星色散测量的电子密度分布的强度之间的差异。
2002-11-19 astro-ph
The Magellanic Stream, High-Velocity Clouds and the Sculptor Group
麦哲伦流是一个100°x 10°的气体细丝，位于星系晕内，含有约2 x 10^8 \Msun的中性氢。我们目前的数据来自HI帕克斯全天巡天（HIPASS）在整个麦哲伦流及其周围地区的第一次完整的调查。我们还提出了一个用于恢复流中的大尺度结构的后处理技术的总结。所揭示的银河流特性包括：沿着主流灯丝的分叉;沿着银河流的整个长度的密集孤立的云;头尾结构;以及在头部的一个复杂的对流网络，其中气体正在从小麦哲伦云和桥上剥离。似乎是麦哲伦起源的碎片从主流细丝延伸到20°。大量拉长的银河系云暗示银河系内部存在剪切运动，这是由潮汐力或与稀薄的星系晕相互作用引起的。沿着视线到玉夫座星系群较近的一半的云显示出异常的性质。我们认为，这些云代表晕物质，并不是遥远的玉夫座群云。这一结果对本星系群中可能存在遥远的大规模HVC的假设具有重要意义。（节略）
2002-09-06 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
RR Lyrae stars in the inner Large Magellanic Cloud: Halo-like location with a disk-like distribution
本文研究了大麦云云内RR型天琴座星的分布及其描绘的大麦哲伦云晕结构。由OGLE II调查确定的RRLS被用来估计它们在LMC的酒吧区域的数量密度分布。为了找到它们的位置，我用ab型星的消光校正平均星等估计了它们在大麦哲伦星云中分布的标度高度。发现密度沿LMC条和跨LMC条不同地变化，并且发现差异具有统计学显著性。发现密度分布像LMC棒一样被拉长，并且拉长的位置角（PA）被估计为112。$^o$ 15. $^o$ 3.这个PA值与用红团星和巨星估算的棒的PA $_{maj}$相同，误差在误差范围内。它们的密度分布的椭圆率估计为$\sim$ 0.5，非常类似于从巨星估计的棒的椭圆率。上述结果表明，大多数人口的RRLS中心区域的LMC被发现有酒吧的签名。这一结果可能意味着这些恒星中的大多数都位于盘中，将酒吧视为盘特征。另一方面，发现它们的尺度高度为3.0 $\pm 0.9$ kpc。这表明RRLS位于晕圈中而不是盘中。因此，这些恒星在大麦哲伦星云的内部有类似晕的位置和类似盘的密度分布。我讨论了这个令人费解的组合的一些可能的形成方案。
2005-12-02 astro-ph
Chemical Inhomogeneities in the Milky Way Stellar Halo
我们从最近的文献中收集了699颗具有详细化学丰度信息的恒星样本（跨度为-4.2 < [Fe/H] < +0.3），并计算了它们的空间速度和银河系轨道参数。我们确定成员的内部和外部恒星晕人口在我们的样本中只基于他们的运动学性质，然后比较这些人口的丰度比作为[Fe/H]的函数。在两个群体重叠的金属丰度范围内（-2.5 < [Fe/H] < -1.5），外晕的平均[Mg/Fe]比内晕低约0.1倍。对于[Ni/Fe]和[Ba/Fe]，内晕的恒星间丰度离散度始终小于外晕。两个群体的[Na/Fe]、[Y/Fe]、[Ca/Fe]和[Ti/Fe]比值显示出相似的平均值和分散水平。我们的内晕人口是化学均匀的，这表明银河系恒星晕的一个重要组成部分起源于一个良好的混合ISM。相比之下，我们的外晕人口是化学多样性的，这表明银河系恒星晕的另一个重要部分是在偏远地区形成的，那里的化学富集主要是由当地的超新星事件。我们没有发现丰度的趋势，从银河系中心的最大径向距离或从银河系盘的最大垂直距离。我们还发现，没有共同的运动学签名组的金属贫星与特殊的丰度模式，如阿尔法穷人的明星或明星显示独特的中子捕获富集模式。一些恒星和dSph系统具有独特的丰度模式，大部分时间都在银河系恒星晕的遥远区域，这表明银河系真正的外晕可能与当地的恒星晕几乎没有相似之处。
2008-10-20 astro-ph
On the phase-space structure of the Milky Way dark-matter halo
我们分析了$Λ$ CDM宇宙学（Springel et al. 2001）中星系团暗物质晕形成的高分辨率模拟。实现的分辨率使我们能够详细绘制相空间结构，并表征其演变和块状程度。按比例缩小的集群晕的牛奶路大小的晕，我们探测子结构预期在太阳附近。在这里，我们专门解决的直接检测实验，旨在确定暗物质的性质，这样的子结构的相关性。
2001-10-25 astro-ph hep-ph
