The critical velocity effect as a cause for the Hαemission from the Magellanic stream
观测表明，在麦哲伦流冷气体云边缘附近的星系晕中有显著的Hα发射。冷气体电离的来源仍然是一个广泛开放的问题。本文讨论了临界速度效应对观测到的Hα发射的可能解释。如果中性气体在合适的条件下通过磁化等离子体，临界速度效应可以使冷气体快速电离。我们表明，对于麦哲伦流的典型参数的临界速度效应被认为是一个可能的电离源的高度相关性。
2000-10-09 astro-ph
The Magellanic impact: Collision between the outer Galactic HI disk and the leading arms of the Magellanic stream
我们表明，银河系外HI盘和麦哲伦流（MS）的引导臂（LAs）之间的碰撞可以在盘中产生巨大的HI孔和烟囱状结构。基于我们的N体模拟的结果的最后2.5 Gyr的大麦哲伦云和小麦哲伦云（LMC和SMC，分别）与银河系相互作用的演变，我们调查的LA何时何地可以通过银河系平面后MS形成。然后，我们调查LAs和银河系HI盘（“麦哲伦撞击”）之间的流体动力学相互作用，通过使用我们的新的流体动力学模拟与有点理想化的LAs模型。我们发现，大约0.2 Gyr前，由LAs组成的SMC的初始气体质量的1-3%可以通过银河系HI盘的外部（R=20-35 kpc）。我们还发现，麦哲伦撞击可以推出一小部分（~1%）的外银河系HI盘，形成1-10 kpc规模的HI孔和烟囱状桥梁之间的LAs和磁盘。
2007-11-22 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
High-resolution N-body Simulations of Galactic Cannibalism: The Magellanic Stream
分层聚类代表了宇宙中星系形成的最佳范例;由于麦哲伦星系的邻近性，它为天体物理学家提供了为数不多的机会，让他们能够分解一颗卫星在被其宿主星系蚕食的过程中的完整的六维相空间历史。改进的观测数据的麦哲伦流和并行的进步计算能力的可用性，使我们重新审视规范的潮汐模型描述的小麦哲伦云的破坏和随之而来的流的形成。根据这些最新进展，我们建议改进潮汐模型。
2004-02-09 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
The small-scale structure of the Magellanic Stream
我们已经在中性氢（HI）中绘制了麦哲伦流北端的两个区域，称为MS V和MS VI，使用阿雷西博望远镜。MS的小尺度结构表现为团簇状和头尾状。该无星星系际介质的空间功率谱具有幂律特性，密度斜率为-3.8。随着速度切片厚度的增加，幂律斜率逐渐变陡。
2001-09-13 astro-ph
Galactic Cannibalism: the Origin of the Magellanic Stream
我们处于宇宙中的一个特殊位置，这使我们能够近距离观察星系间的相互作用--我们最近的两个矮卫星星系LMC和SMC的合并。在我们有信心理解高红移下的合并之前，了解局部合并过程是很重要的。我们提出了高分辨率Nbody+SPH模拟的LMC和SMC的破坏和麦哲伦流的形成，并讨论了星系形成和演化的影响。
2002-01-24 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 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 Binarity of the Magellanic Clouds and the Formation of the Magellanic Stream
HST自行（PM）测量的云有严重的影响，他们的相互作用历史与银河系（MW）和彼此。云很可能是第一次通过MW，SMC围绕LMC的轨道更好地描述为准周期而不是圆形。满足相互作用历史观测约束条件的双星L/SMC轨道（例如，约3亿年前云之间碰撞期间麦哲伦桥的形成）可以位于平均PM的1 sigma范围内。然而，这些双星轨道并不与麦哲伦流（MS）共同定位时，投影在天空的平面上，沿着LMC的轨道的视线速度梯度明显比沿着MS更陡。潮汐在没有多次近心通过的情况下是无效的，并且既不能减小速度梯度，也不能解释极轨道配置中的偏移流。或者，扩展的气体盘的冲压压力剥离可以自然地解释偏差。偏移还表明，在RA 21 h和23 h之间很少探索的区域的观测对于表征MS的完整范围至关重要。
2008-09-24 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
Turbulence: A Probe of the Dynamics and Physics of the Magellanic Stream
Stanimirovic等人（2008年）最近的一篇论文提出了麦哲伦流（MS）尖端的HI观测的非常有趣的结果。数据的高空间分辨率揭示了丰富而复杂的形态和运动学结构;特别是四个相干HI子流延伸超过约20 deg的角大小。我们使用Stanimirovic et al（2008）的位置-速度图像来推导速度残差的空间功率谱。这些，表明存在一个大规模的湍流与大小相媲美的流本身。最大尺度上的湍流速度估计约为15 km/s。采用，120千秒差距的距离，意味着湍流的最大规模为40千秒差距和时间尺度约3 Gyr的衰减。对于如此大规模的湍流，自然能源是麦哲伦云之间的潮汐相互作用，以及它们与银河系之间的潮汐相互作用。导出的湍流谱的形状在这里被用来获得的流的倾斜度和发射中性氢的密度上的约束。
2008-09-26 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
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
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
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
New HI Features of the Magellanic System
来自HI Parkes全天巡天（HIPASS）的第一批结果提供了麦哲伦云和南银河系附近全球HI分布的壮观景象。围绕南天极（SCP）的2400平方度的马赛克揭示了一个狭窄的，连续的逆流的存在，它“引导”云的运动方向，即与流的方向相反。这有力地支持了银河流的引力模型，在该模型中，领先的和尾随的银河流被潮汐从麦哲伦云的主体上撕裂下来。数据还揭示了额外的潮汐功能的桥梁地区，似乎从LMC发出，和一个独特的螺旋结构内的LMC本身。
1998-11-09 astro-ph
The Source of Ionization along the Magellanic Stream
自1996年发现以来，沿麦哲伦流的明亮H-α发射（高达750 mR）的来源仍然是一个谜。没有证据表明HI流中存在电离恒星，而且扩展的热晕太过稀薄，无法将强烈的冲击波驱动到云中。现在，我们提出了一个流体动力学模型，解释了已知的H-α发射特性，并提供了新的见解的流云的寿命。上游云由于与热晕气体的相互作用而逐渐被破坏。随后的云犁入从上游云烧蚀的气体中，导致下游云前缘的激波电离。由于接下来的云也经历了消融，而较弱的H-α（100-200 mR）相当广泛，因此沿着大部分溪流的破坏性级联必须运行。在我们的模型中，这些云在1亿至2亿万年的时间尺度上演化，因此麦哲伦云必须以相当恒定的速率补充银河流。烧蚀的物质以温暖的毛毛雨的形式落在银河系上，这表明10**4 K的弥漫电离气体可能是银河系吸积的重要组成部分。所观察到的HI发射提供了一个新的限制流的中断率，因此，贫金属气体到银河系的下降率。当电离流的成分被充分考虑时，气体吸积的速率为0.4 Msun/年，大约是单独从HI观测中推导出的速率的两倍。
2007-11-02 astro-ph
Metal Abundances in the Magellanic Stream
我们报告的第一个金属丰度测定气体中的麦哲伦流，使用档案的HST GHRS数据的背景目标Fairall 9，III Zw 2，和NGC 7469。对于Fairall 9，使用随后的两次HST重访和新的Parkes多波束窄带观测，我们明确地检测到了该流的MSI HI分量（靠近其头部）在SII 1250，1253中产生金属丰度[SII/H]=-0.55+/-0.06（r）+/-0.2（s），与SMC或LMC起源一致，并与Lu等人（1994）设定的早期上限一致。我们还检测到饱和的SiII 1260线，但仅设置[SiII/H]>-1.5的下限。我们在塞弗特星系III Zw 2和NGC 7469的MgII 2796、2803吸收中偶然探测到了这条流，其柱密度为（0.5-1）x10^13 cm^-2。这些后一个视线探测流尖端附近的气体（费尔奥尔9号下游80度）。对于IIIZw 2，缺乏准确的HI柱密度和不确定的MgIII电离校正限制了我们可以约束[Mg/H]的程度;对于NGC 7469，HI柱密度测定是准确的，但现存的FOS谱限制了Mg Ⅱ柱密度测定的质量，我们得出结论：[Mg Ⅱ/HI]>-1.5。与MgIII和HII相关的电离校正表明，相应的[Mg/H]范围可能低0.3-1.0 dex。然而，在假设银河流呈现出类似于麦哲伦云的尘埃耗尽模式的情况下，预计向上修正0.5-1.0 dex。剩余的不…
2000-07-06 astro-ph
Geometrodynamical Distances to the Galaxy's Hydrogen Streams
我们提出了一个几何动力学方法来确定银河系中HI气体到轨道流的距离。该方法利用我们从银河系中心的偏移量，并假设组成气流的气体几乎遵循围绕银河系中心的平面轨道。我们将这种技术应用于麦哲伦流，并确定沿它的所有点的距离;一致性检查表明，角动量近似恒定。将这种技术应用于大麦云云本身，给出了一个独立的距离，其精度在10%左右。放松对流中所有点的能量能量守恒和角动量的精确要求，可以增加麦哲伦云引导的滞后端和前端之间的轨道周期。类似的方法也适用于其他长的高速云流，只要它们也几乎遵循平面轨道;这将允许确定其他未知的距离。
2007-12-11 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
The Magellanic System: What have we learnt from FUSE?
我回顾了麦哲伦星系的远紫外光谱探测器（FUSE）期间和之后的八年的服务产生的一些结果。麦哲伦星系及其高速复合体提供了一个附近的实验室，可用于描述涉及星系之间相互作用、星系中气体和金属的流入和流出的现象。这些过程对于理解星系和星系际介质的演化至关重要。我强调的FUSE成功之处包括LMC和SMC周围的日冕气体，以及在银河系之外，这些星系的流出物，在银河系和桥的扩散气体中发现分子，桥的金属丰度非常低于太阳和亚SMC，以及银河系和云之间的高速复合体。
2008-12-20 astro-ph
The Proper Motion of the Large Magellanic Cloud using HST
利用哈勃空间望远镜（HST）高级巡天照相机（ACS）的高分辨率照相机（HRC）对大麦云云（LMC）的系统自行进行了天体测量。我们观察到LMC场集中在21个背景类星体，发现从他们的光学变化在CANOO数据库。类星体均匀地分布在大麦哲伦星云中心几度的后方。利用2个时期的HRC数据和约2年的基线，我们确定了LMC的自行，精度优于5%：mu_W = -2.03 +/- 0.08 mas/yr; mu_N = 0.44 +/- 0.05 mas/yr。这是迄今为止对任何银河系卫星的最精确的自行测量。当与来自麦哲伦星系流的HI数据相结合时，这应该对星系晕的质量分布和星系流的模型提供新的约束。
2005-08-22 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
The high-velocity clouds and the Magellanic Clouds
通过对高空高速云（HVC）的天空和速度分布的分析，我们发现大多数HVC有一个共同的起源。我们的结论是，HVC围绕着银河系，形成了一个大小为300 kpc、质量为3 × 10^9 M_sun的元云，它们是强大的"超级风“（约10^58尔格）的产物，这是大约5.7亿年前大麦哲伦云和小麦哲伦云相互作用的结果。HVC可能是大约5.7亿年前从麦哲伦云吹出的半电离气体的磁泡，它们主要以气流或气流的形式在银河系的晕中循环。
2005-05-31 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
H_alpha Emission from High-Velocity Clouds and their Distances
我们提出了深Halalpha光谱对几个高速云（HVC）的结构不同，从紧凑（CHVC）的麦哲伦流。云的范围从明亮的（~640 mR），以具有上限的顺序为30至70 mR。的Halpha测量进行了讨论，在其HI属性和距离的限制给出了每个复合物的基础上，f_esc = 6%的电离光子逃逸正常的银河系盘（f_escs = 1 - 2%时，平均超过立体角）。结果表明，许多HVC和CHVC距离银河系的半径约为40 kpc，并且不是本星系群的成员。然而，麦哲伦流与这个模型不一致，需要解释。它有明亮的Halpha发射和很少的[NII]发射，似乎属于与目前检测到的HVC不同的类别。这可能反映了麦哲伦星云的金属丰度比银河系低，但阿尔法辐射的强度不能仅仅用银河系的光电离来解释。星流与晕气体的相互作用或尚未关联的年轻恒星的存在可能有助于电离星流。
2003-07-29 astro-ph
Detection of Carbon Monoxide within the Magellanic Bridge
Mopra 22 m和SEST 15 m望远镜已用于探测并部分绘制麦哲伦桥内的12 CO（1-0）线发射区域，该区域位于大麦哲伦云和小麦哲伦云之间。发射似乎是嵌入在一个云的中性氢，是在附近的红外光谱源。CO发射区被发现有一个60 μ m/100 μ m的通量密度比典型的12 CO（1-0）检测内的SMC，虽然它有一个显着较低的12 CO亮度和速度宽度。这表明观测到的区域金属丰度较低，支持了早期的发现，即麦哲伦桥不像SMC和麦哲伦流那样演化，它们本身的金属丰度比银河系低。我们的观测结果，以及基于SMC观测的经验模型表明，检测到的CO区域的半径有一个上限~16 pc。据我们所知，这是麦哲伦桥首次探测到CO辐射，也是该区域分子云坍缩形成恒星的唯一直接证据。
2002-09-25 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
Evolution of the Small Magellanic Cloud
基于对大、小麦哲伦云（LMC和SMC）与银河系相互作用的最后2.5 Gyr演化的N体模拟结果，我们首次揭示了麦哲伦流（MS）形成后，MS的主导臂（LA）在何时何地能够穿过银河平面。其次，我们发现银河系外HI盘和MS的LAs之间的碰撞可以在大约0.2 Gyr前的盘中产生巨大的HI孔和烟囱状结构。第三，在0.2和1.3 Gyr前的云与银河系的潮汐相互作用中，大量贫金属气体从SMC剥离并转移到LMC。因此，我们认为这种贫金属气体可能与大麦哲伦星云年轻和中期恒星以及[Fe/H] <-0.6的明显低金属丰度星团的起源密切相关。
2007-07-31 astro-ph
The Galactic Halo Ionizing Field and H-alpha Distances to HVCs
近几十年来，关于银河系盘中恒星形成区域的电离光子有多少部分逃逸到晕中，一直存在争议。最近在CTIO 4米和AAT 3.9米望远镜上探测到的麦哲伦流的光学线发射，现在可能提供了最有力的证据，证明至少有一些辐射完全逃离了圆盘。虽然到麦哲伦流的距离是不确定的，但观测到的H-α发射最有可能是由热的年轻恒星引起的光电离解释的。我们的模型要求垂直于盘面的平均莱曼极限不透明度为τ \approx 2.8（f_esc = 6%），假设分辨云的覆盖率接近于1。在这个模型的背景下，现在可以确定到高速云的距离，以及麦哲伦流的3D方向。在这里，我们讨论模型的复杂性（例如，孔隙率，拓扑结构），未来的测试，正在进行的改进，以及来自表面电离的H-α临边增亮的重要性。更推测，我们提出了一个直接的实验，在银河平面上方的6维相空间中定位一个HVC。
1998-12-16 astro-ph
Absolute Proper Motion of the Fornax Dwarf Spheroidal Galaxy from Photographic and HST WFPC2 Data
我们已经测量了天炉座矮球状星系的绝对自行从组合的照相板材料和HST WFPC 2数据，提供了一个长达50年的时间基线。河外参考系由8幅类星体图像和48个星系组成。绝对自行为μ_α cos（δ）= 0.59 ± 0.16 mas/yr和μ_δ = -0.15 ± 0.16 mas/yr。天炉座的轨道是极轨道，离心率为0.27，径向周期为4.5 Gyr。天炉座现在的位置在近心点附近。天炉座的运动方向支持了林登-贝尔（1976，1982）和马多夫斯基（1994）的假设，即天炉座属于天炉座-狮子座I-狮子座II-玉夫座-六分仪座流。根据我们的轨道测定，天炉座在1.9亿年前穿过麦哲伦平面，这一时间与天炉座恒星形成过程的终止相吻合。我们建议，冲压压力剥离由于通过气体介质密度比典型的银河系内介质留下的大麦哲伦星云可能导致了恒星形成的天炉座的结束。在麦哲伦流的南银河极区域内的多余的异常云，其起源在文献中长期以来一直被争论为麦哲伦流或河外玉夫座群的组成部分，被发现位于天炉座的轨道上。我们推测，这些云是当侏儒穿过麦哲伦云的轨道时从天炉座剥离的物质。
2004-05-13 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
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
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
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 disruption of nearby galaxies by the Milky Way
星系之间的相互作用是常见的，并且是决定其物理性质的重要因素，例如哈勃序列的位置和恒星形成率。星系间的相互作用机制有很多种，包括星系合并、冲压剥离、气体压缩、引力相互作用和星系团潮汐等。这些机制的相对重要性往往并不清楚，因为它们的强度取决于鲜为人知的参数，如星系周围大质量暗晕的密度，范围和性质。附近的一个星系相互作用的例子，其中的机制是有争议的，是我们自己的银河系和它的两个邻居-大麦哲伦云和小麦哲伦云之间。在这里，我们提出了一个新的HI调查，提供了一个壮观的这种相互作用的第一个结果。除了先前已知的麦哲伦流，它落后于云100度，新的数据揭示了一个相反方向的逆流，并导致云的运动。这一结果支持了引力模型，在该模型中，引导流和拖尾流是从麦哲伦云的主体上被潮汐撕裂的。
1998-08-04 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
The Metallicity and Dust Content of HVC 287.5+22.5+240: Evidence for a Magellanic Clouds Origin
我们估算了银河系方向l~287，b~23的高速云HVC 287.5+22.5+240中S和Fe的丰度。HVC 287.5 + 22.5+240相对于当地静止标准速度为+240 km/s。测量是基于这些元素的紫外线吸收线在哈勃太空望远镜光谱的NGC 3783，一个背景的塞弗特星系，以及新的H I 21厘米干涉数据与澳大利亚望远镜。我们发现S/H=0.25+/-0.07和Fe/H=0.033+/-0.006太阳能，S/Fe=7.6+/-2.2倍太阳能比率。S/H值提供了HVC中化学富集水平的准确测量，而超太阳S/Fe比清楚地表明存在尘埃，这耗尽了Fe的气相丰度。这里获得的金属丰度和耗尽信息，再加上HVC在天空中的速度和位置，强烈建议HVC起源于麦哲伦云。很可能（虽然不是必要的），产生麦哲伦流的同一过程也是造成HVC 287.5+22.5+240的原因。
1997-10-04 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
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in Star Clusters from the Magellanic Clouds
我们提出造父变星位于附近的星团从麦哲伦星云。在LMC和SMC中分别发现了204和132颗这样的恒星。这些天体列表是根据OGLE-II合作组织最近公布的造父变星和星团目录构建的。选定的造父变星在天空中的位置表明，它们中的许多很可能是星团的成员。造父变星和星团的光度数据可以从OGLE档案中获得。
1999-12-09 astro-ph
The Proper Motion of the Large Magellanic Cloud: A Reanalysis
结合本课题组以前两次研究的资料和四个时期的新观测资料，确定了大麦云（LMC）相对于四个背景类星体的自行（PM）。新的观察结果提供了一个显着增加的时间基础和帧的数量，相对于我们以前的研究。我们推导出总的LMC PM为$μ$ =（$+2.0\pm$ 0.1）mas yr $^{-1}$，位置角为$θ$ =（62.4 $\pm$ 3.1）$^\circ$。我们的新值与其他作者获得的大多数结果一致，我们相信我们已经澄清了我们小组以前结果之间的巨大差异。利用已发表的LMC中心的径向速度值，结合从我们测量的PM导出的横向速度矢量，我们计算了LMC的绝对空间速度。这个值，以及一些关于银河系质量分布的假设，被用来计算银河系的质量。我们测量的PM还表明，LMC不是一个拟议的星系流的成员，这些星系在我们的星系周围具有类似的轨道。
2006-01-10 astro-ph
Magellanic Cloud Periphery Carbon Stars IV: The SMC
本文将小麦哲伦云外围中等色散观测到的150颗碳星的运动学与云间区的中性氢星和早型星的运动进行了比较。径向速度的分布意味着这些恒星的配置是一个相对于天空平面倾斜73+/-4度的薄片。在南边的近侧，主要是恒星成分;在北边，远侧包含较少的碳星，主要是中性气体。恒星的上部速度包层与气体的速度包层非常接近。这种配置被证明是一致的SMC沿视线的已知的扩展，并归因于潮汐引起的SMC的中断，起源于近距离接触的LMC一些0.3至0.4 Gyr前。在片的近侧缺乏气体是由于烧蚀过程，类似于韦纳和威廉姆斯（1996）推断的麦哲伦流云前缘的碰撞激发。将Hardy，Suntzeff，& Azzopardi（1989）关于碳星的LMC/SMC相遇前的运动学数据与Maurice等（1989）和Mathewson等（a986，1988）关于相遇后形成的恒星的数据进行比较，毫无疑问，引力以外的力在HI的动力学中起着作用。
2000-03-24 astro-ph
Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer Survey of Magellanic Cloud Supernova Remnants
我们报告的进展，迄今为止，从一个正在进行的公正的紫外线调查的超新星遗迹在麦哲伦云使用远紫外线光谱探测器（FUSE）卫星。这次巡天正在获取麦哲伦云超新星遗迹随机大样本的光谱，这些样本具有广泛的无线电，光学和X射线特性。迄今为止，在调查中观察到39个物体（38个在LMC，1个在SMC），15个被发现，发现率接近40%。我们的调查使麦哲伦星云中紫外线探测到的信噪比增加了近两倍（从8个增加到22个）。由于FUSE对漫射源的敏感性，在许多情况下，对未探测物体的上限是相当敏感的。估计的O~VI的总光度范围很广，从比推断的软X射线光度亮很多倍到暗很多倍，这表明O~VI可能是某些物体中重要的且基本上未被识别的冷却剂。我们比较了检测到的和未检测到的物体的光学和X射线特性，但没有找到一个简单的紫外线可探测性指标。未探测到可能是由于发射的块状物，高前景消光，发射被麦哲伦星际介质衰减的缓慢冲击，或这些效应的组合。
2006-05-19 astro-ph
Distance Constraints for High Velocity Clouds from Optical Emission Lines
我们报告的结果，从调查的高速云和麦哲伦流微弱的，弥漫的光学复合发射线。我们探测到H-alpha发射，HVC的表面亮度从41到1680毫瑞利（mR），MS的表面亮度从<40到1360 mR。一个简单的银河系光电离辐射模型，归一化到HVC A和M，已知距离，预测距离从几到40 kpc，将最微弱的HVC放在星系晕中，银河喷泉太远了这个模型无法解释麦哲伦流中明亮且空间变化的H-α，这需要另一个电离源。然而，我们在H-α中没有发现任何HVC超微弱;即使使用另一种电离源，我们得出结论，检测到的HVC不超过MS距离的2- 4倍（100-200 kpc）。
2000-08-17 astro-ph
Erupting Dwarf Novae in the Large Magellanic Cloud
我们报告的第一个可能的检测爆发矮新星（DN）在外部星系：大麦云云。从CTIO 8K x 8K Mosaic 2 CCD成像仪在11个夜晚中每隔一个夜晚观察到的大约100万颗恒星中分离出6颗候选恒星。人造矮新星和完整性测试表明，我们只看到LMC DN中最亮的，可能是SS Cygni样CV，但可能是SU UMa型的灾难性爆发。我们得出原油，但有用的限制LMC DN的表面密度，并在LMC的DN的数量。麦哲伦星云中成千上万的激变变星可以用8米级的望远镜发现和表征。
2003-09-10 astro-ph
The Large Magellanic Cloud: Structure and Kinematics
我回顾了我们对大麦云云（LMC）的结构和运动学的理解，特别关注最近的结果。这是一个重要的课题，因为大麦哲伦星系是微透镜、潮汐相互作用、恒星星族和河外距离尺度研究的基准。我讨论了观察到的大麦哲伦云的形态和运动学;我们观察大麦哲伦云盘的角度;它的平面和垂直结构;大麦哲伦云自透镜对总微透镜光学深度的贡献;大麦哲伦云围绕银河系的轨道;以及麦哲伦流的起源和解释。我们对这些主题的理解正在迅速发展，特别是由于过去几年中出现了许多大型光度和运动学数据集。现在已经确定的是：LMC是相当长的盘平面; LMC盘比以前认为的厚; LMC盘可能有翘曲和扭曲; LMC可能有压力支持晕; LMC的内部区域显示出意想不到的复杂性，在其垂直结构;和进动和章动的LMC盘平面有助于可测量的视线速度场。然而，许多悬而未决的问题仍然存在，需要更多的工作之前，我们可以期望收敛到一个完全连贯的结构，动力学和进化的图片，解释所有观察到的LMC的功能。
2004-04-08 astro-ph
The Galactic Halo Ionizing Field
近几十年来，关于银河系盘中恒星形成区域的电离光子有多少部分逃逸到晕中，一直存在争议。最近在CTIO 4米和AAT 3.9米望远镜上探测到的麦哲伦流的光学线发射，现在可能提供了最有力的证据，证明至少有一些辐射完全逃离了圆盘。我们提出了一个简单的模型来证明，而麦哲伦流的距离是不确定的，观测到的排放措施（${\cal E}_m \approx 0.5 - 1$厘米$^{-6}$个人电脑）是最合理的解释由于热，年轻的恒星的光电离。该模型要求垂直于盘面的平均莱曼极限不透明度为$\tauLL \approx 3$，并且分辨云的覆盖率接近于1。其他来源（如冲击、晕、大麦哲伦星云或变形银河系辐射）的电离通量可以忽略不计。
1997-04-15 astro-ph
Evidence of a mis-aligned secondary bar in the Large Magellanic Cloud
在大麦云云（LMC）的主杆内，一个未对准的次级酒吧的证据。利用OGLE II数据得到了棒中红团星的密度分布和去红平均星等（$I_0$）。在\citet{a03}的视线中，主要表现为波浪形图案的酒吧区被定位。X-Z平面中的这些点描绘了S形图案，清楚地指示未对准的条。该特征具有统计学显著性，不依赖于LMC中心的$I_0$的考虑值。未发现棒区域的其余部分显示出翘曲或波浪图案。发现次级沙坝在Z方向上相当长，倾角为66 $^o$ .5 $\pm$ 0 $^o$ .9，而发现初级沙坝的未受扰动部分的倾角为15 $^o$ .1 $\pm$ 2 $^o$ .7，因此两个沙坝的东侧相对于西侧更靠近我们。发现次级棒的PA $_{maj}$为108 $^o$ .4 $\pm$ 7 $^o$ .3。在靠近LMC中心的H-I速度图中发现的流动运动可能是由次级沙坝引起的。LMC中最近的恒星形成和气体分布可能是由未对准的次级棒驱动的。
2004-02-03 astro-ph
The Distance to the Large Magellanic Cloud
摘要介绍了最近的大麦云云距离测定μ（LMC），着眼于查明所产生的巨大差异之间遇到的一些技术的来源（S）。三十八个最近（1998-1999年）的测量mu（LMC）的突出显示，极值（18.07与18.74）是不一致的，彼此在3西格玛水平。许多技术的结果之间缺乏重叠，只是采用作者引用的不确定性，这清楚地表明，未被识别的不确定性，包括随机和系统性，困扰着许多已发表的结果。而mu（LMC）几乎肯定位于18.5的13%以内（即，在18.20和18.75之间），对于我们这些LMC“社区”之外的人来说，没有一个令人信服的论点能够调和迄今为止提出的截然不同的价值观。大麦哲伦星系距离的13%不确定性对应于造父变星的河外距离尺度的13%不确定性。
1999-11-02 astro-ph
The Case of the Off-Center, Levitating Bar in the Large Magellanic Cloud
我探讨的假设，许多不寻常的方面，明显的恒星酒吧的大麦云云的结果是观察一个三轴恒星凸起，嵌入在一个高度模糊的薄盘。具体来说，这一假说解释了观察到的偏心位置的酒吧内的磁盘，不同的表观距离的酒吧和磁盘，近对齐的酒吧的主轴位置角和磁盘的线的节点，和不对称的外观酒吧本身。间接地，它也可能发挥作用，在解释微透镜率对LMC和最近观察到的大速度色散的RR天琴座星。
2004-08-28 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
A Problem with the Clustering of Recent Measures of the Distance to the Large Magellanic Cloud
到大麦云（LMC）的距离一直是距离阶梯和所有星系距离的关键重要性，因此许多团体提供了许多方法和校准每种方法的各种方法来测量其距离模量（μ）。在2001年之前，许多指标的范围很广（大约18.1 < μ< 18.8），引用的误差线远小于差幅，因此一致的结论是，许多指标的不确定性主要是未被认识到的系统性问题。2001年，哈勃空间望远镜距离尺度重点项目（HSTKP）对早期的结果进行了广泛的分析，采用了距离模数为18.50 ± 0.10等的合理结论，社会上也普遍接受了这一广泛推广的数值。2002年之后，31篇独立论文向LMC报告了新的距离测量，这些测量紧紧围绕μ=18.50 mag。其中68%的测量值在18.50 mag.A的0.5-sigma范围内。Kolmogorov-Smirnov检验证明，该浓度偏离了预期的高斯分布，a >3。sigma概率水平这种集中是一个令人担忧的问题的症状。考虑的解释包括论文之间的相关性，误差线的普遍高估，以及跟风效应。本说明旨在提醒该领域的工作人员，这是一个应该解决的严重问题。
2007-09-28 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
