Past and present star formation in the SMC: NGC 346 and its neighborhood
为了了解恒星形成是如何在小麦哲伦云（SMC）的低金属丰度环境中发生和传播的，我们获得了年轻大质量恒星形成区NGC 346的F555 W（~V）和F814 W（~I）HST/ACS图像。这些图像及其光度分析为我们提供了该地区恒星形成历史的快照。我们发现的证据，恒星形成延伸从10 Gyr在过去，直到150百万年在SMC领域。最年轻的恒星星族（约3 +/-100万年）与NGC 346星团有关。它包括一个丰富的组成部分，低质量的前主序星主要集中在一些子集群，空间上与CO块先前发现的卢比奥等（2000年）。在我们的分析不确定性，这些子集群似乎与对方同时代。质量最大的恒星似乎集中在中央的子星团中，这表明可能存在质量分离。还观察到一些嵌入式集群。这一发现，再加上尘埃和气体的总体财富，可能意味着恒星的形成仍然活跃。一个中等年龄的星团，BS 90，形成于约4.3 +/-0.1 Gyr前，也存在于该区域。因此，SMC的这一区域在宇宙时间的大部分时间里支持了不同强度水平的恒星形成。
2006-09-12 astro-ph
An X-ray investigation of the NGC346 field in the SMC (1) : the LBV HD5980 and the NGC346 cluster
我们目前的结果从钱德拉观测的NGC 346集群。该星系团包含许多大质量恒星，负责N66的电离，N66是SMC中最明亮的HII区域和最大的恒星形成区域。在这第一篇论文中，我们将重点介绍该领域的主要对象的特点。NGC 346星团本身只显示出相对微弱的X射线发射（L_X^{unabs} ~ 1.5倍10^{34}尔格·秒^{-1}），与星团的核心紧密相关。在这片区域中还存在着HD 5980，这是一颗双星系统（也可能是三重系统）中的LBV星，它是第一次在X射线能量下被探测到。这颗恒星是明亮的X射线，未吸收光度为L_X^{unabs} ~ 1.7 × 10^{34} erg s^{-1}，但需要进一步监测以研究其在一个完整的19 d轨道周期内的X射线变化。高X射线光度可能与双星系统中的碰撞风或1994年的爆发有关。HD 5980周围有一个弥漫的X射线发射区，这是一个超新星遗迹。虽然它可能只是一个机会与HD 5980对齐，这样的空间巧合可能表明残骸确实与这颗奇特的大质量恒星有关。
2002-08-15 astro-ph
An X-ray investigation of the NGC 346 field in the SMC (3): XMM-Newton data
我们提出了新的XMM牛顿结果的领域周围的NGC 346星团在SMC。这延续并扩展了以前发表的关于同一领域的钱德拉观测的工作。这两个XMM-牛顿观测分别是在先前公布的钱德拉数据的6个月之前和6个月之后获得的。在XMM-牛顿探测到的51个X射线源中，有29个已经被钱德拉探测到。比较这些X射线源在我们的三个数据集的属性，使我们能够调查他们的变化在一年的时间尺度。观测到其中21个源的通量水平和/或光谱特性发生变化。此外，我们还发现了奇特系统HD 5980的X射线性质的长期变化，这是一颗明亮的蓝色变星，很可能是一个碰撞的风双星系统，在第一次XMM-牛顿观测期间显示出最大的光度。
2004-02-26 astro-ph
An X-ray investigation of the NGC 346 field in the SMC (2) : the field population
我们目前的结果，从钱德拉观测的NGC 346集群，这是电离源的N66，最明亮的HII区域和最大的恒星形成区的SMC。在第一部分的研究中，我们分析了星团本身和恒星HD 5980的X射线性质。但是该字段包含其他感兴趣的对象。在钱德拉观测中，总共探测到75个X射线点源：这是以前X射线调查探测到的源数量的五倍。我们在这里详细研究它们的特性。由于高前景吸收，源具有相当高的硬度比。它们的累积光度函数在较高的光度下一般比SMC的其余部分陡峭。它们的吸收柱表明，大部分源属于NGC 346。使用DSS数据和新的UBVRI成像与ESO 2.2米望远镜，我们还发现了可能的对应物32这些X射线源，并估计了B光谱类型的大量这些对应物。这就意味着在这个领域中的大多数X射线源实际上都是X射线双星。最后，一些物体显示出X射线和/或光学可变性，需要进一步监测。
2002-12-09 astro-ph
Be stars and binaries in the field of the SMC open cluster NGC330 with VLT-FLAMES
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观测。我们研究了B和Be星的性质和比例在这种环境中的低金属丰度。我们还搜索了快速变化的恒星光度数据库。通过光谱测量，我们描述了Be星的发射和性质。通过与光度数据库（如OOO和OGLE）的交叉相关，我们在我们的热星样本中搜索双星，以及Be星的短期变化。我们报告的全球性特征的Be星样本（131个对象）。我们发现，早期Be星的比例与一个大的等效宽度的H α发射线是在SMC高于在LMC和MW。我们发现的比例略有增加的Be星相比，B型恒星的金属丰度下降。我们还发现了光谱和光度双星，并为后者，我们给他们的轨道周期。我们确定了13颗短期变化的Be星。我们确定了它们的周期，发现9 Be星是多周期的。
2007-06-29 astro-ph
Progressive star formation in the young SMC cluster NGC 602
NGC 602是一个年轻的星团，位于小麦哲伦星云的边缘区域，被称为机翼。远离银河系的主体，并邻接麦哲伦桥，SMC的机翼的特点是气体和恒星含量低。通过哈勃太空望远镜（HST）上的高级巡天照相机（ACS）的深度光学成像，我们发现了一个广泛的前主序（PMS）人口，恒星质量在0.6-3太阳质量范围内。这些低质量的PMS星大约在400万年前与中央星团形成。斯皮策太空望远镜（Spitzer Space Telescope）从红外线阵列相机（IRAC）拍摄的同一区域的图像也揭示了一群年轻恒星物体（YSO），其中一些仍然嵌入星云物质中，其中大多数可能比HST/ACS成像检测到的年轻恒星更近。我们推断，恒星的形成开始在这个地区约4万年前的中央集群的形成，并逐渐向外围的恒星形成目前正在进行中。
2007-08-08 astro-ph
The Chemical Composition of the Small Magellanic Cloud H II Region NGC 346 and the Primordial Helium Abundance
在3400-7400范围内的分光光度法提出了13个领域的最明亮的H II区的SMC：NGC 346。这些观测是在CTIO用4米望远镜获得的。根据这些观察，得出了它的化学成分。氦和氧的质量丰度分别为：Y（SMC）=0.2405+-0.0018和O（SMC）=0.00171+-0.00025。从不规则星系和蓝色致密星系的模型和观测中发现，dY/dO=3.5 ± 0.9，因此原始氦的质量丰度为：Yp=0.2345 ± 0.0026（1-sigma）。这一结果进行了比较，从大爆炸核合成的值，并与其他确定的Yp。
2000-07-20 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
Three clusters of the SMC from ACS/WFC HST archive data: NGC 265, K~29 and NGC 290 and their fields
本文测定了位于小麦哲伦云主体内的NGC265、K29、NGC290三个星团的年龄、金属丰度和初始质量函数。此外，我们推导出了伴场中恒星形成的历史。我们使用ACS/WFC HST存档数据。对于这些星团，利用$χ^2$最小化方法拟合单个合成星族的积分光度函数，得到了它们的年龄和金属丰度。对于伴星，用$χ^2$最小化法和下山单纯形法计算了恒星的形成历史，得到了如下的年龄和金属丰度：NGC 265的log（Age）= $8.5\pm0.3$ yr和金属丰度为$0.004\pm0.003$（或[Fe/H]=-0.62）; \object{K~29}具有log（年龄）= $8.2\pm0.2$ yr和金属量Z = $0.003\pm0.002$（或[Fe/H]=-0.75）; NGC 290具有log（年龄）= $7.8\pm0.5$ yr和金属量$0.003\pm0.002$（或[Fe/H]=-0.75）。卓越的数据质量允许研究低至M $ \sim$ 0.7 M $_\odot$的初始质量函数。初始质量函数与标准Kroupa模型一致。NGC 265光度函数与恒星模型的理论光度函数的比较，无论是考虑对流核心的过冲还是忽略对流核心的过冲，似乎都表明需要一定量的对流过冲。星群的恒星形成率在3 - 4亿年、3 - 4 Gyr和最后6 Gyr呈现增强期。然而，它是相对静止的年龄超过6 Gyr。这一结果…
2007-02-10 astro-ph
Boron in the Small Magellanic Cloud: A Novel Test of Light Element Production
利用哈勃空间望远镜对两颗小麦哲伦云B型星进行了2066 A处B Ⅲ共振线的STIS观测。虽然在这两颗恒星中都没有探测到硼，但硼丰度的上限是12+log（B/H）le 1.6，AV 304和NGC 346-637都是如此。上限是一致的硼和氧之间的关系，以前报告的银河系盘星。SMC的上限进行了讨论，该星系的恒星形成的历史，目前的氧丰度，其目前的宇宙射线通量。紫外光谱也被用来确定SMC恒星中的铁族丰度。对于AV 304，[Fe/H]=-0.6 pm 0.2，根据绝对和微分分析（相对于银河系B型恒星HD 36591）。这与SMC中A-F超巨星的结果一致。NGC 346-637的铁丰度较低，[Fe/H]=-1.0 pm 0.3，但这与另一个年轻的SMC星系团NGC 330的超巨星铁丰度很好地一致。我们认为NGC 346-637可能是一个未被识别的双星，这使得它的光谱分析变得复杂。
2002-04-02 astro-ph
Massive B-type pulsators in low-metallicity environments
大质量的B型变星，如β Cep和缓慢脉动B（SPB）星，由于部分电离导致的不透明度增加而脉动。增加的不透明度阻挡了恒星表面的能量流，这导致了层的上升和不透明度的下降。这种周期性的行为使恒星充当一个热机，因此恒星会脉动。对于β Cep和SPB星，增加的不透明度被认为是由铁的部分电离引起的，因此这些恒星应该含有非微不足道的金属量。这个理论的一个很好的测试是在低金属量环境中寻找β Cep和SPB恒星。如果没有恒星被发现，理论是支持的，但另一方面，如果大量的β Cep和SPB恒星被发现在这些环境中，那么理论是不支持的，需要一个解决方案。随着在低金属丰度的麦哲伦星云中发现越来越多的β Cep和SPB恒星，我们似乎只剩下第二种情况。在这方面，我们将讨论最近发现的β Cep和SPB恒星在麦哲伦星云和一些可能的解决方案，这些意见和理论之间的差异。我们还描述了一个雄心勃勃的项目，我们已经开始对小麦哲伦星云疏散星团NGC 371，这将有助于评估这些解决方案。
2008-09-29 astro-ph
NGC 346 in the Small Magellanic Cloud. III. Recent Star Formation and Stellar Clustering Properties in the Bright HII Region N 66
在我们对小麦哲伦星云（SMC）中的恒星形成区NGC 346/N66及其周围区域的测光研究的第三部分中，我们主要关注哈勃空间望远镜用高级巡天照相机观测到的大量低质量主序前恒星。我们研究了在$V-I$、$V$ CMD中观察到的前主序列群体增宽的起源。最有可能的解释是存在不同的红化现象，或者是年轻恒星的年龄分布。假设后者，模拟表明我们不能排除NGC 346中的恒星可能分别在大约1000万年前和500万年前的两次不同事件中形成的可能性。我们发现PMS恒星并不是均匀分布在NGC 346上，而是至少分为五个不同的星团。在0.8 $''$到8 $''$的空间尺度上（在SMC的距离上为0.24到2.4 pc），PMS星的聚类由两点角关联函数计算，具有幂律斜率$γ\approx -0.3$。星团的性质与猎户座OB或$ρ$ Oph等银河系恒星形成区非常相似。因此，SMC中的分子云碎裂似乎与银河系中的分子云碎裂在相同的空间尺度上进行。考虑到SMC和银河系恒星形成区之间金属丰度的差异以及由此产生的尘埃含量，这是值得注意的。
2007-10-03 astro-ph
An Accurate Age Determination for the SMC Star Cluster NGC121 with HST/ACS
作为致力于研究小麦哲伦星云中星团和场中的旧恒星星族的系列论文的第一篇，我们提出了用哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机在F555 W和F814 W滤波器中对NGC 121的深度观测。由此产生的颜色星等图达到主序关闭以下约3.5等，比以前的任何数据都要深。我们采用绝对和相对年龄法对NGC 121进行了年龄测定。将ACS测光系统中的等时线与NGC 121观测到的山脊线拟合，得出年龄为11.8 +- 0.5 Gyr（Teramo），11.2 +- 0.5 Gyr（Padova）和10.5 +- 0.5 Gyr（Dartmouth）。星系团脊线最接近阿尔法增强达特茅斯等时线。将我们的相对年龄放在绝对年龄尺度上，我们发现年龄分别为10.9 +- 0.5 Gyr（从主序关闭和水平分支之间的震级差异）和11.5 +- 0.5 Gyr（从水平分支的绝对震级）。这五个不同的年龄测定都低于2 - 3 Gyr的年龄最古老的银河系球状星团可比的金属丰度。因此，我们证实了早期的发现，最古老的球状星团在小麦哲伦云，NGC 121，是几个陀螺年轻比它最古老的同行在银河系和其他附近的矮星系，如大麦云，天炉座，人马座。如果它被吸积到银河系的晕中，NGC 121将类似于“年轻的晕球状星团”，尽管它没有与人马座矮星相关的最年轻的球状星团年轻。NGC 121的年轻年龄可能是由于小麦哲伦星云中团簇形成的延迟，或者是由于最初少数…
2008-01-07 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
A photometric study of NGC 458
我们提出了一个鲜为人知的SMC年轻球状星团NGC 458的CCD调查。NTT的数据，在这里，使我们能够详细研究更内部的区域的集群，这是较少受污染的领域。根据理论等时线，对时代作了初步评价。
1996-10-15 astro-ph
The Star-forming Region NGC 346 in the Small Magellanic Cloud with Hubble Space Telescope ACS Observations. II. Photometric Study of the Intermediate-Age Star Cluster BS 90
我们提出了我们的调查结果的中间年龄星团BS 90，位于附近的HII区域N66在SMC，观察与HST/ACS。高分辨率的数据提供了一个非常详细的光度研究上罕见的中年丰富的SMC集群之一，一个独特的机会。完整的观测集集中在协会NGC 346，包含近10万颗恒星到V ~28 mag. In这项研究中，我们专注于该地区的北部，其中几乎涵盖了BS 90的全部恒星内容。我们构建了它的恒星表面密度分布，并推导出结构参数。等时线拟合的CMD集群的结果在约4.5 Gyr的年龄。利用等时线模型导出的质光关系，构造了BS 90的光度函数，并得到了BS 90的现今质量函数。我们发现斜率在-1.30和-0.95之间，与典型的Salpeter IMF相当或稍浅。质量函数的径向依赖性的检查显示在较大的径向距离处的斜率更陡，表明在集群中的质量分离。导出的半质量弛豫时间为0.95 Gyr表明，由于其动力学演化的集群是质量分离。从等时线模型拟合，我们得出了BS 90的金属丰度[Fe/H]=-0.72，这增加了一个重要的点SMC的年龄-金属丰度关系。我们讨论了我们的研究结果，这种关系相比，其他SMC集群。
2007-04-23 astro-ph
A non-LTE analysis of the spectra of two narrow lined main sequence stars in the SMC
利用非LTETLUSTY模型大气，对小麦哲伦云（SMC）中的两颗B型主序星NGC 346-11和AV 304的高分辨率VLT/UVES光谱进行了分析，得到了它们的恒星参数和化学成分。这两颗恒星的化学成分相当一致。此外，我们的恒星分析与早期对H II区的分析吻合得很好。这里得出的结果应该是代表目前的基线化学成分的SMC星际介质来自B型恒星。
2005-03-30 astro-ph
The VLT-FLAMES survey of massive stars: Evolution of surface N abundances and effective temperature scales in the Galaxy and Magellanic Clouds
我们提出了一个高分辨率的VLT火焰光谱的61个B型恒星的光谱相对窄线位于4个领域集中在银河系星团：NGC 3293和NGC 4755和大，小麦哲伦星系团：NGC 2004和NGC 330。对每个物体都使用非LTE模式大气代码TLUSTY进行了定量分析，从而确定了其大气参数和主要金属种类（C、N、O、Mg、Si、Fe）的光球丰度。讨论的结果与我们以前的工作有关的3个年轻的星系团在这些星系中; NGC 6611，N11和NGC 346特别注意的氮丰度，这是一个重要的探针的作用，旋转的恒星的演化。这项工作与年轻的星团一起提供了三个星系中超过100颗B型恒星的丰度和大气参数的一致数据集。我们提供了有效的温度尺度的B型矮星在所有三个星系和巨人和超巨星的SMC和LMC。在每一个星系的依赖光度之间的三个类与未进化的矮天体具有显着更高的有效温度。SMC和银河系矮天体之间存在金属丰度依赖关系，虽然LMC恒星仅比SMC恒星稍冷，但它们比银河系的对应恒星热得多。
2007-06-12 astro-ph
Properties of a Proper-Motion Selected Sample of Giants in the Small Magellanic Cloud near NGC 121
我们提出了低和高的色散丰度分析的巨人从零自行样本NGC 121附近。对于35颗恒星的样本，NGC 121附近SMC场的平均金属丰度为[Fe/H]=-1.3，实色散为0.4dex。最富金属的恒星在-0.5 dex，最贫金属的恒星在-2.1 dex。样品的速度色散为25 km/s。SMC中各种运动学样本的分散度与年龄无关。RGB颜色与金属量相似的银河系球状星团一致。然而，现场人口，没有一个延长的蓝色水平分支，和主序列的转折点延伸1等比在M5的转折点。这个区域的恒星形成活动明显活跃，大约在银河系球状星团M5的年龄开始，持续了大约6个Gyrs，然后停止。
1998-09-28 astro-ph
The Stellar Mass Distribution in the Giant Star Forming Region NGC 346
深F555 W和F814 W哈勃空间望远镜ACS图像是研究小麦哲伦云（SMC）中最大的活跃恒星形成区NGC 346的现代质量函数（PDMF）的基础。我们发现在0.8-60 Mo的质量范围内，PDMF斜率为Gamma=-1.43+/-0.18，与太阳附近的Salpeter初始质量函数（IMF）非常一致。对PDMF向IMF转换的注意事项进行了讨论。PDMF的斜率随着距离NGC 346星团中心的径向距离而变化，这表明大质量恒星的分离。考虑到NGC 346的年轻年龄（约300万年），这种分离可能是原始的，它的星团结构表明该星团可能没有足够的时间来放松。比较我们的结果与其他星团的SMC和银河系（MW），我们的结论是，虽然恒星的形成过程可能取决于当地的云条件，IMF似乎不受一般的环境影响，如星系类型，金属丰度，尘埃含量。
2007-10-02 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
The Binary Galaxies NGC 147 And NGC 185
与先前发表的声明相反，发现球状星系NGC 147和NGC 185可能形成稳定的双星系统。距离估计将这对放在本星系群的仙女座子群的近侧。事实上，这个系统可能在哈勃望远镜的时间内保持稳定，这表明它没有一个使它非常接近M31的轨道。值得注意的是，仅有的两个本星系群星系对，其组成部分具有可比的质量，也具有相似的形态类型。NGC 147和NGC 185都是球状体，而LMC和SMC都是不规则体。这表明，在相似环境中产生的类似质量的原星系演变成具有相似形态的物体。
1998-07-09 astro-ph
Ca II Triplet Spectroscopy of Giants in SMC Star Clusters: Abundances, Velocities and the Age-Metallicity Relation
我们获得了7个SMC星团中红巨星Ca II三重态的光谱，它们的年龄范围从4到12 Gyr。光谱已被用来确定平均丰度为6个星团的一个典型的精度为0.12德克斯。当与其他对象的现有数据相结合，由此产生的SMC年龄-金属丰度关系一般是一致的，一个简单的模型的化学演化，缩放到今天的SMC平均丰度和气体质量分数。然而，其中两个星团（Lindsay 113和NGC 339）的丰度比平均年龄-金属丰度关系的预期值低约0.5 dex。这表明，这些集群的形成，其年龄为~5 Gyr，可能涉及的uneriched气体，也许从麦哲伦流的下降。光谱也产生径向速度的七个集群。由此产生的速度色散为16 +/- 4 km/sec，与SMC行星状星云和碳恒星群的速度色散一致。
1998-02-02 astro-ph
Discovery of a New Dusty B[e] Star in the Small Magellanic Cloud
我们提出了新的光学光谱和档案斯皮策IRAC光度观测的B型恒星在SMC集群NGC 346，NGC 346：KWBBe 200。我们检测到大量的Fe II，[O I]和[Fe II]线，以及在其光谱中的强P-Cygni轮廓H I发射线。这颗恒星的近红外颜色和光学到红外SED清楚地表明存在红外过量，与气体和温暖的T ~800 K星周尘埃的存在一致。基于对恒星光度的粗略估计和观测到的光谱线轮廓形态，我们发现该恒星很可能是一颗B型超巨星。我们认为NGC 346：KWBBe 200是一颗新发现的B[e]超巨星，是SMC中发现的第五颗这样的天体。
2007-08-07 astro-ph
Quantitative Spectroscopy of O Stars at Low Metallicity. O Dwarfs in NGC 346
本文对位于SMC H Ⅱ区的NGC 346中的6颗O型矮星进行了详细的紫外光谱和光学光谱分析。恒星参数，化学丰度，和风参数已被确定使用NLTE线覆盖模型计算的光球代码，Tlusty，与风代码，CMFGEN。结果，特别是铁的丰度，获得了两个NLTE代码比较非常有利，表明基本的光球参数O矮星可以可靠地确定使用NLTE静态模型大气。这两个NLTE代码需要一个微湍流速度，以匹配所观察到的光谱。我们的研究结果表明，从早期的O型星到晚期的O型星，微湍流速度是减小的。类似的银河系，LMC和SMC星最近的几项研究中，我们得到的有效温度低于预测的光谱类型和Teff之间的广泛使用的关系，导致较低的恒星光度和较低的电离通量。从HR图的演化轨迹中，我们发现NGC 346的年龄为3 × 10^6年。在我们的样本中，大多数恒星在MS阶段的表面都显示出经过hoc循环处理的物质，这表明恒星旋转速度很快，混合过程非常有效。我们得到一个整体的金属丰度，Z = 0.2 Zsun，与其他最近的分析SMC星，在很好的协议。这三颗最明亮的恒星的质量损失率与最近的理论预测一致。然而，我们样本中的其他三颗恒星显示出非常微弱的风信号。我们得到的质量损失率明显低于10^{-8} Msun/yr，这比辐射线驱动风理论的预测低一个数量级或更多。（节略本）
2003-06-25 astro-ph
A comprehensive survey of variable stars in the globular cluster NGC 362
我们提出了我们的球状星团NGC 362的变异调查的第一个结果。我们发现了大量的变星，其中包括23颗天琴座RR星，4颗食双星和5颗其他脉动星。其中四颗天琴座RR型恒星位于星团后面，可能位于SMC最远的延伸部分。
2005-09-14 astro-ph
Late-type giant variables in NGC6522, LMC and SMC: How do they differ?
在3个领域的不同的金属丰度（可能不同的年龄分布）的2 MASS星的完整样本已被提取和交叉相关的CAMO和ISO数据，以确定其可变性和质量损失的属性。在每个M_K直方图中，在RGB的顶端上方可以看到数字的下降。在给定的M_K下，针尖的光度随金属丰度的增加而增加，平均J-K值也随金属丰度的增加而增加。高H-K的恒星比例在较低的金属丰度下增加。这是因为C星的比例越来越高。所有3个字段都包含类似类型的变量，主要是短周期，Mira-like和双周期（具有长周期和短周期）。变星的比例在较低的金属丰度和最小周期与一个给定的振幅变长。在每个油田的K、log P图中可以看到各种趋势。麦哲伦星云的场彼此很相似，但膨胀场却明显不同。在球状星云中遵循“A”K，log P关系的恒星几乎不延伸到M巨星顶之外，而其他恒星群相对于它们的麦哲伦云对应物在M_K上也是截断的。在星云中，有许多恒星的周期在200- 300 d左右，遵循“C”或Mira关系，但振幅相对较小。在麦哲伦云小型巡天期间，ISOCAM探测到的中红外样品对于M_K大于-7等的源来说是可靠和完整的，即，对于那些接近AGB高层的人来说。各种颜色-颜色和颜色-星等图反映了C星在低金属丰度时的优势。Mira星等与log P的关系存在至少7微米。质量损失从较长的周期和双周期SRVs发生在每个领域的相似的速度，尽管金属丰度的差异。
2004-08-06 astro-ph
New period-luminosity and period-color relations of classical Cepheids: III. Cepheids in SMC
我们分析了Udalski等人测量的460颗对数P > 0.4的SMC中经典基模造父变星的测光数据，分析了它们的P-C和P-L关系，以及不稳定带上振幅的变化，方法与本系列论文I和II中所做的类似。SMC造父变星在（B-V）中的蓝色在给定的周期内比银河系和LMC都要蓝。它们在（B-V）中的P-C关系用两条相交于P=10 d的直线拟合最好。它们的突变必然也存在于B和/或V的P-L关系中，但仍然隐藏在星等离散中。在P=2.5 d时，B、V和I的P-L关系出现了另外一个明显的断裂。在HR图中观察到的等周期线的斜率与脉动方程的理论预期一致。周期小于13天的最大振幅造父变星出现在不稳定带的蓝色边缘附近。在13 ~ 20天的周期间隔内，这种感觉是相反的，就像在银河系和大麦哲伦星云中一样。SMC的P-L关系明显比星系NGC 3351、4321、M31的P-L关系平坦，所有这些星系的P-L关系都具有几乎相同的陡度。SMC的P-L斜率介于这些陡斜率情况和NGC 3109和六分仪A/B的低金属量星系中造父变星的非常浅的斜率之间，这与造父变星P-L关系随星系金属量而变化的前提一致。如果不考虑P-L关系中的斜率差异作为金属丰度的函数，使用造父变星作为距离指标，则会导致造父变星距离不正确。我们的长距离量表（现在由TRGB距离独立支持）和HST关键项目短量表之间15%的差异部分是由于使用了不适当的P-L关系。
2008-10-09 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
WFPC2 Imaging of Young Clusters in the Magellanic Clouds
我们利用宽视场行星照相机2 F160 BW、F555 W和F656 N对小麦哲伦星云中的NGC 330和大麦云星云中的NGC 1818、NGC 2004和NGC 2100进行了成像。我们报告这四个集群的光度结果，包括使用光度颜色的集群Be恒星人口的识别。我们提出了理论WFPC2和宽带颜色和测热校正LMC和SMC金属丰度。使用远紫外F160BW滤光片可以精确测定主序星关闭点附近和未演化主序星的有效温度。
1999-10-13 astro-ph
WFPC2 Observations of Star Clusters in the Magellanic Clouds. II. The Oldest Star Clusters in the Small Magellanic Cloud
本文分析了哈勃空间望远镜宽视场行星照相机2（WFPC 2）对小麦哲伦星云中的中等年龄人口星团NGC 121、NGC 339、NGC 361、NGC 416和Kron 3在F450W（~B）和F555W（~V）的观测资料。我们使用已公布的测光的其他两个SMC人口众多的星团，林赛1和林赛113，调查这七个人口众多的星团的年龄序列，以提高我们的理解的SMC的形成年表。我们利用多种技术分析了这些人口众多的小麦哲伦星云星团的V vs（B-V）和M_V vs（B-V）_0色星等图，并确定了它们的年龄、金属丰度和红度。这些新的数据使我们能够改善小麦哲伦星云中星团的年龄-金属丰度关系。特别是，我们发现，一个封闭的盒子连续恒星形成模型不能充分再现年龄金属丰度关系。然而，一个被恒星形成的爆发打断的理论模型与本文提供的观测数据更吻合。
1998-08-10 astro-ph
The Initial Mass Function of the Stellar Association NGC 602 in the Small Magellanic Cloud with Hubble Space Telescope ACS Observations
本文介绍了我们对小麦哲伦星云（SMC）翼内的星协NGC 602的测光研究。这些数据是使用哈勃太空望远镜（HST）上的高级巡天相机（ACS）在F555 W和F814 W滤波器中拍摄的。测光是使用恒星测光包DOLPHOT的ACS模块进行的。我们探测到了5,500多颗恒星，星等范围为14 \lsim m_{555} \lsim 28等。在观测范围内，通过恒星计数确定了三个突出的恒星聚集区，即NGC 602协会本身和两个星团，其中一个目前不在任何已知的星表中。这两个星团的色星等图（CMD）显示了年轻疏散星团的典型特征，而星协的色星等图则显示了明亮的主序（MS）和暗淡的主序前（PMS）星作为系统的成员。我们构建的初始质谱（IMS）的协会通过应用一个独立于年龄的方法计数的PMS星的演化轨道内，而明亮的MS星，我们将其大小的质量与使用的质量-光度关系。发现NGC 602的IMS由单次幂定律很好地表示，对应于对于1 \lsim M/M{ \solar } \lsim 45斜率为\approx -1.2的初始质量函数（IMF）。这表明，在SMC的恒星质量大于1 M{ \solar }的恒星形成系统的IMF的形状似乎是非常相似的领域IMF在太阳附近。
2008-04-03 astro-ph
The Spitzer Survey of the Small Magellanic Cloud: Discovery of Embedded Protostars in the HII Region NGC 346
我们使用斯皮策太空望远镜观测的斯皮策调查的小麦哲伦云（S3 MC）研究的年轻恒星的内容N66，最大和最明亮的HII区域中的SMC。除了大量的正常恒星外，我们还发现了大量明亮的红色红外源，我们认为它们可能是年轻的恒星天体（YSO）。我们使用光谱能量分布（SED）拟合分类对象为普通（主序星或红巨星）恒星，渐近巨星分支星，背景星系，和YSO。这是在另一个星系中基于斯皮策SED进行盲源分类的第一次大规模尝试。我们确定至少有61个YSO，另外50个可能的YSO;在S3 MC之前的文献中，只有一个嵌入在SMC中的原恒星。我们提出的颜色选择标准，可用于确定一个相对干净的样品YSO与IRAC光度。我们拟合的SED表明，N66中红外明亮的YSO的恒星质量从2 Msun到17 Msun不等，大约一半的物体是第二阶段的原恒星，其余的YSO大致均匀地分布在第一阶段和第三阶段的来源之间。我们在HII区域发现了原始质量分离的证据，最大质量的YSO比质量较低的物体更靠近中心。尽管SMC的金属含量和尘埃含量较低，但YSO的可观测性质似乎与银河系中的一致。虽然YSO主要集中在N66的光学明亮中心区域，但整个复合体中仍有恒星形成，我们将过去约100万年的恒星形成率下限定为3.2 x 10^-3 Msun/年。
2007-07-26 astro-ph
Eros variable stars: A catalog of Cepheids in the Magellanic Clouds
本文给出了用EROS~2微透镜巡天的两台4k $\times$ 8 k CCD相机获得的包含290颗LMC和590颗SMC造父变星的星表。造父变星是从分别位于大麦哲伦星云和小麦哲伦星云中心区域的1，134，000颗和504，000颗恒星中选出的，这些恒星在1996年10月至1997年2月期间被监测了150个夜晚，每晚测量一次。给出了每个造父变星的光变曲线、周期、EROS~2滤波系统星等、傅里叶系数、J2000坐标以及与CDS Simbad数据库中天体的交叉识别。给出了星团NGC 1943、NGC 1958和Bruck 56中已确认造父变星的发现图。目录和个别光变曲线将通过CDS（斯特拉斯堡）以电子方式提供。
1999-07-26 astro-ph
Quantitative spectral analysis of early B-type supergiants in the Sculptor galaxy NGC 300
利用非LTE线覆盖的统一模型大气，分析了玉夫座螺旋星系NGC 300中两颗早期B型超巨星的光谱，旨在确定它们的化学成分和基本恒星风参数。首次获得了一颗本星系群外B型超巨星的详细化学丰度图（He、C、N、O、Mg和Si）。导出的恒星性质与其他类似类型和金属丰度的本星系群B型超巨星的性质一致。其中一颗恒星的金属丰度接近太阳，而另一颗则更像是SMC B超巨星。在导出的风动量中可以检测到较低金属丰度的影响。
2003-01-10 astro-ph
Imaging of star clusters in unperturbed spiral galaxies with the Advanced Camera for Surveys. I. The low luminosity galaxy NGC 45
本文介绍了低光度星系NGC 45的ACS和WFPC观测结果。我们确定了28个年轻星团候选者。虽然年龄，质量和灭绝的确切值在一定程度上取决于SSP模型的选择，我们发现没有年轻的集群质量高于几个1000 Msun的任何模型的选择。我们导出了年轻星团的光度函数，发现斜率α =-1.94+-0.28。我们还鉴定了19个老的球状星团，并估计出球状星团的比频率为SN =1.4-1.9，这明显高于其它晚型星系（如SMC，LMC，M33）的观测值。这些球状星团中的大多数似乎属于贫金属的群体，尽管它们在空间上与NGC 45的凸起位置相吻合。
2006-12-18 astro-ph
Chemical Composition of Two H II Regions in NGC 6822 Based on VLT Spectroscopy
本文介绍了本星系群不规则星系NGC 6822的V区和X区的长缝分光光度测量。这些数据由3450至7500 A范围内的VLT FORS观测数据组成。我们用不同的线强度比得到了电子温度和密度。我们根据复合线导出了He、C和O相对于H的丰度，这些元素之间的丰度比几乎与星云的温度结构无关。我们还根据碰撞激发线测定了N、O、Ne、S、Cl和Ar的丰度，这些丰度与H丰度的比值强烈地依赖于星云的温度结构。NGC 6822 V的化学成分与太阳、猎户座星云、SMC中的NGC 346和LMC中的剑鱼座30进行了比较。由复合线得到的O/H值与Venn等（2001）由NGC 6822中两颗A型超巨星得到的O/H值一致。
2005-07-04 astro-ph
Be stars in and around young clusters in the Magellanic Clouds
本文介绍了以SMC中的年轻星团NGC 330和NGC 346以及LMC中的NGC 1818、NGC 1948、NGC 2004和NGC 2100为中心的六个视场中Be星的搜寻结果。Be星是通过R波段和窄带H $α$ CCD图像的差分来识别的。我们比较大的图像提供了大量的被恒星人口内的集群和在其周围的领域。给出了所发现的224颗Be星的星等、位置和发现图，发现每个星团中Be星与正常B星的比例变化很大，但平均比例与银河系中Be星与B星的平均比例相似。在某些星团中，Be星的星群被加权到主序关闭附近的星等。在$V$ $-$ $I$中的Be星比相似星等的正常主序星更红，并且红度随着H $α$发射强度的增加而增加。
1998-09-07 astro-ph
Massive Stars in the SMC
在本文中，我们审查的观测数据OB星在SMC集中在这些方面的光谱提供信息的过程，可能会强烈影响他们的演变，即质量损失，旋转混合和质量转移。我们说明了非常弱的风，现在认为属于晚O型矮星的SMC，使用HST/STIS观测的主序列在非常年轻的星团NGC 346，简要讨论了这些恒星的定量结果，并在他们的决心所涉及的困难。我们展示了具有相似光度的恒星如何具有不同的光度类，而具有相似光谱类型和光度类的恒星可以具有显着不同的光度。虽然弱风的矮星提出了严重的困难，风的终极速度的测定，我们表明，超巨星的终极速度相比，在银河系中的OB超巨星，协议与理论。我们还总结了最近的工作表明，风终极速度的温度依赖性不遵循广泛采用的阶梯状近似。最后，我们回顾了SMC中OB星的表面组成，发现在45颗具有详细表面丰度的OB星中，有42颗的表面氮含量超过10倍。虽然这些增强与旋转混合的模型所产生的旋转速度的样品是显着低于modesls预测的值，表明一个可能的问题，在模型中的角动量的演变，或可能在混合的效率。
2005-11-30 astro-ph
UIT Detection of Hot Stars in the Globular Cluster NGC362
在1995年3月的Astro-2任务中，我们使用紫外成像望远镜获得了球状星团NGC 362的深远紫外图像，该星团以前被认为具有几乎完全红色的水平分支（HB）。在距星团中心8 '.25的半径范围内探测到84颗热（T_eff > 8500 K）星。其中，43颗的FUV星等与NGC 362中的HB星一致，并且至少有34颗是星系团成员。由于小麦哲伦星云（SMC）中蓝色恒星的背景污染，星团成员的数量变得不确定。有六颗候选的超HB星可能是从HB演化而来的。我们讨论了这些结果的影响，热的蓝色恒星的生产在恒星星族。
1997-02-13 astro-ph
The Starburst-Interstellar Medium Interaction of NGC 1569 I. Location and Nature of He II Sources Using Hubble Space Telescope WFPC2 Imagery
我们提出了在Im星系NGC 1569从HST WFPC 2图像的He II源的检测。在15个探测到的天体中，有7个是沃尔夫-拉叶星，5个是有氦II辐射的星团，3个是来源不明的天体。探测到的沃尔夫-拉叶星的颜色和星等与大麦云云晚型WN星相似。其他He II源的物理起源进行了讨论。我们得出的结论是，在NGC 1569中已经检测到相当于51+/-19颗WNL恒星，我们估计NGC 1569中的沃尔夫-拉叶星总数为78+/-51。这些数字相比，沃尔夫-拉叶恒星星族在SMC，LMC，银河系，和其他星暴星系相对于他们的光度，动力学质量，电离气体质量。在这项研究之前，NGC 1569中的沃尔夫-拉叶星并没有使用地面图像检测到，而只是通过长缝光谱学来指示。这是第一次确定沃尔夫-拉叶星在这个附近经过充分研究的“星爆后”星系中的确切位置。
2000-09-14 astro-ph
Old Stellar Populations of the Small Magellanic Cloud
我们提出WFPC 2和地面VI测光的NGC 121和附近的领域在外部SMC。对于NGC 121，我们测量到（m-M）0 = 18.96 +/- 0.04的真实距离模量。（距离为61.9 +/- 1.1千秒差距），年龄为10.6 +/- 0.5千兆年，金属丰度[Fe/H] = -1.03 +/- 0.06，初始质量为4.1 +/- 0.4 x 10^5兆太阳，假设具有较低截止值0.1 Msun的Salpeter IMF。在外SMC领域，我们发现了恒星年龄范围很广的证据-从2 Gyr到至少9-12 Gyr。我们已经测量了距离，消光，和恒星形成的历史（过去的恒星形成率和富集历史）使用CMD拟合算法。SMC的距离模量测量为（m-M）0 = 18.88 +/- 0.08，对应于59.7 +/-2.2kpc的距离。在此期间，整体恒星形成率似乎相对稳定，尽管恒星形成活动中可能存在小的差距，但这些差距太小而无法解决。目前恒星形成活动的缺乏是一种选择效应，因为该领域被故意选择以避免最近的活动。这个区域的平均金属丰度从8 Gyr以上恒星的平均[Fe/H] = -1.3 +/- 0.3增加到过去3 Gyr的[Fe/H] = -0.7 +/- 0.2。
2001-07-09 astro-ph
Spectroscopy of Be stars in the Small Magellanic Cloud cluster NGC 330
Feast（1972）、Bessell & Wood（1993）、Grebel（1996）和最近的Keller et al.（1998）都注意到了SMC中年轻星团NGC 330中存在大量Be星。我们给出了Keller等人（1998）和Mazzali等人（1996）的光谱研究中发现的明亮Be星的后续中等分辨率光谱的结果。我们发现Mazzali等人的研究高估了NGC 330中Be星的数量。许多被Mazzali等人确认为Be星的明亮B型星，在对弥漫在星团场的HII辐射进行校正后，没有显示出辐射的迹象。在Mazzali等人（1996）的研究中，有证据表明NGC 330中的所有Be星都有一个共同的自转轴与视线的倾角。对于我们的Be星样本，我们提出了发射等效宽度和观测到的旋转速度。对这些量的检查表明，没有证据表明旋转轴的优先排列，而是我们观察到一个随机旋转轴排列和磁盘大小的人口。
1998-09-28 astro-ph
The WFI Halpha spectroscopic survey
本文介绍了我们用ESO宽视场成像仪在无狭缝光谱模式下对银河系和SMC疏散星团中的H α发射体进行光谱观测的结果。首先，对于银河系疏散星团NGC 6611，其中发射线星的数量和性质仍然是争论的对象，我们表明，真正的拱星发射线星的数量是很少的。第二，在低金属丰度时，通常在小麦哲伦星云中，B型恒星的旋转速度比银河系快，因此预计会有更多的Be恒星。然而，到目前为止，对Be星的搜寻只在麦哲伦星云中的极少数疏散星团中进行。使用ESO/WFI在其无狭缝光谱模式，我们进行了小麦哲伦云的Halpha调查。在整个SMC中获得了300万个以Halpha为中心的低分辨率光谱。在这里，我们提出的方法来利用的数据和第一个结果的84个疏散星团在SMC的Be星，B星的比例。
2008-09-25 astro-ph
On the nature of the blue giants in NGC 330
年轻的SMC星系团NGC 330包含许多蓝色恒星，它们位于我们的等时线拟合发现的主序转折点上方，蓝超巨星的位置下方。我们使用我们自己的新光谱学和发表的这些恒星的数据来研究它们可能的性质。在解释蓝巨星的进化状态方面的问题已经在之前的几项研究中发现。在理论的H-R图中，这些恒星位于快速穿越的后主序星间隙，类似于Fitzpatrick & Garmany（1990）在大麦哲伦星系的H-R图中发现的意想不到的浓度。我们认为，这些恒星可能是核心H燃烧的主序星，表现为蓝色的离散者，这是由Pols \& Marinus（1994）的模拟和快速旋转效应导致的双星演化造成的。许多蓝离散星是Be星，可能是快速旋转星。我们认为，有证据表明蓝离散星的存在也在NGC 1818，NGC 2004和NGC 2100。我们指出，蓝离散可能是一个普遍的现象，在CMD的年轻星系团的麦哲伦云，并讨论了IMF和年龄测定的影响。
1995-12-21 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
The VLT-FLAMES Survey of Massive Stars: Observations centered on the Magellanic Cloud clusters NGC 330, NGC 346, NGC 2004, and the N11 region
我们提出了新的观测470颗恒星使用光纤大阵列多元素光谱仪（FLAMES）仪器的领域集中在集群NGC 330和NGC 346的小麦哲伦云（SMC），NGC 2004年和N11地区的大麦云（LMC）。在N11和NGC 330视场中，利用紫外线和可视中阶梯摄谱仪（UVES）观测了另外14颗恒星。光谱分类和恒星径向速度给出了每个目标，仔细注意检查二元性。特别是，我们研究了N11中心LH 9/LH 10复合体周围以前未探索的区域，从我们的光谱中发现了约25颗新的O型恒星。我们已经观察到了相对大量的Be型恒星，显示允许的Fe II发射线。它们主要不在星团核心，似乎与经典的Be型恒星有关，而不是前主序星。与H $α$的等效宽度相比，Fe II发射的存在并不明显依赖于金属丰度。我们还探索了在NGC 330和NGC 2004附近的场区域中Be-与正常B型恒星的相对比例，与银河系的结果相比，没有发现金属丰度趋势的强有力证据。服务观察的结果是，我们在三个FLAMES字段中有合理的时间采样。我们发现下限的O-和早期的B-型恒星的二进制分数为23至36%。我们的一个目标（NGC 346 -013）特别有趣，它有一个巨大的、明显更热、亮度更低的次级成分。
2007-01-05 astro-ph
The VLT-FLAMES survey of massive stars: Mass loss and rotation of early-type stars in the SMC
我们研究了小麦哲伦星云中31颗O型和早期B型恒星的光谱，其中21颗与年轻的大质量星系团NGC 346有关。恒星参数是使用自动拟合方法确定的。与解释恒星自转的恒星演化的预测相比，并没有得出一个唯一的年龄，尽管大多数恒星的年龄最好是1-3百万年。在我们的样本中，21颗矮星的现今v_sini分布与潜在的旋转速度（v_r）分布一致，其特征在于平均速度约为160-190 km/s，有效半宽为100-150 km/s。v_r分布必须包括一小部分缓慢旋转的恒星。如果SMC环境中大质量恒星赤道速度的时间演化预测是正确的，那么星团的年轻年龄意味着这种基本分布代表了初始旋转速度分布。Hertzsprung-Russell图中显示氦富集的恒星的位置与考虑旋转的演化轨迹定性一致，但对于忽略v_r的恒星则不一致。对log L/L_sun > 5.4的SMC天体的质量损失率进行了计算，结果与预测值吻合得很好。然而，对于低光度的恒星，风太弱，不能从光谱中精确地确定M_dot。正如预期的那样，我们样本中的三颗光谱分类的Vz星中有两颗位于理论上的零年龄主序星附近。
2006-06-16 astro-ph
Multiple stellar populations in Magellanic Clouds clusters. I. An ordinary feature for intermediate age globulars in the LMC?
在NGC 2808和半人马座欧米茄中发现了多个MS，在NGC 1851和NGC 6388中发现了多个SGB，这挑战了长期以来的范式，即GC由简单的恒星星族组成。最近对LMC中年星团的研究使这一情况进一步复杂化，发现MSTO是双峰或加宽的。我们已经进行了一项研究的档案HST图像的LMC和SMC集群的频率测量集群的证据，多个或长期的恒星形成事件，并确定其主要属性的目的。在本文中，我们分析了16个中年LMC集群的CMD。我们发现11个星团在MSTO周围的颜色和大小上表现出异常的扩散（或分裂）。我们表明，所观察到的功能是明确相关的集群，它不是一个工件，由于光度误差，微分红化或二进制。我们确认NGC 1806和NGC 1846清楚地表现出两个不同的MSTO，并首次在NGC 1751中观察到双MSTO。在这三个星团中，对应于较亮的MSTO的星族包括了超过三分之二的星团恒星星族。我们证实了NGC 1783中存在多个恒星星族，并认为该星团的MSTO由两个不同的分支组成。在7个星团（ESO 057-SC 075，HODGE 7，NGC 1852，NGC 1917，NGC 1987，NGC 2108和NGC 2154）中，我们观察到MSTO的内在加宽，这可能表明这些星团经历了较长的恒星形成期（1.5亿-2.5亿年）。IC 2146、NGC 1644、NGC 1652、NGC 1795和NGC 1978…
2008-10-14 astro-ph
First Stellar Abundances in NGC 6822 from VLT-UVES and Keck-HIRES Spectroscopy
我们首次获得了矮不规则星系NGC 6822中单个恒星的高分辨光谱。这两颗A型超巨星的光谱是分别在VLT和凯克天文台使用UVES和HIRES获得的。详细的模型大气分析已被用来确定其大气参数和元素丰度。这两颗恒星的平均铁丰度为$<$ [Fe/H] $>=-$ 0.49 $\pm$ 0.22（{ \it $\pm$ 0.21}），而Cr的丰度也同样不足，$<$ [Cr/H] $>=-$ 0.50 $\pm$ 0.20（{ \it $\pm$ 0.16}）。这证实了NGC 6822的金属丰度略高于SMC，也是首次测定NGC 6822中现今的铁族丰度。恒星氧的平均丰度为12+log（O/H）=8.36 $\pm$ 0.19（{ \it $\pm$ 0.21}），与星云氧的结果符合得很好。氧的丰度与铁相同，$<$ [O/Fe] $>$ =+0.02 $\pm$ 0.20（{ \it $\pm$ 0.21}）。这个O/Fe比与麦哲伦星云中的非常相似，这支持了在这些质量较低的星系中化学演化发生得更慢的观点，尽管O/Fe比也与在银河系盘中相对贫金属的恒星中观察到的一致。结合所有可用的NGC 6822丰度观测结果显示，丰度与银河系中心距离没有趋势。然而，最高质量数据的一个子集与径向丰度梯度一致。
2000-09-13 astro-ph
Temperature Differences in the Cepheid Instability Strip Require Differences in the Period-Luminosity Relation in Slope and Zero Point
本文用图解和代数方法证明了造父变星周期光度关系的斜率和零点与HR图中造父变星不稳定带的斜率和零点是刚性耦合的。图形演示使用一个任意的（玩具）脊线的不稳定带，而代数演示使用的脉动方程，观测到的P-L关系的银河系和大麦哲伦星系的预测温度零点和斜率的不稳定带。预测和测量的不稳定带斜率之间的协议认为，所观察到的银河系和LMC之间的P-L差异是真实的。通过比较银河系造父变星、NGC 3351和NGC 4321、M31、LMC、SMC、IC 1613、NGC 3109和六分仪A+B的组合数据，证明了不同星系P-L斜率不同的直接证据。银河系、NGC 3351、NGC 4321和M31的P-L斜率几乎相同，并且是样本中最陡的。P-L斜率按所列顺序随金属丰度单调下降，表明P-L关系在不同星系中并不相同，这使得它们在校准河外距离标度时的使用变得复杂。
2008-03-26 astro-ph
Clustered Star Formation in the Small Magellanic Cloud. A Spitzer/IRAC View of the Star-Forming Region NGC 602/N 90
我们目前斯皮策/IRAC测光的恒星形成HII区N 90，有关的年轻恒星协会NGC 602在小麦哲伦星云。我们的测光发现明亮的中红外光源，我们分类与使用的方案的基础上的模板和模型的红色源在银河系，和标准最近开发的斯皮策调查的SMC的候选年轻恒星对象（YSO）的选择。我们在以N 90为中心的6.2' x 4.8'视场中的所有四个IRAC通道中检测到57个源;其中22个源被分类为候选YSO。我们将这些物体的位置与最近在NGC 602的高分辨率HST/ACS成像相同区域中发现的光源的位置进行比较，我们发现17个候选YSO具有一个或多个光学对应物。所有这些光源都被确定为前主序星，因此表明该地区正在进行的恒星形成事件。探测到的YSO及其相关PMS星团的位置给出了N 90当前恒星形成的清晰图像，根据该图像，年轻的恒星协会光电离周围的星际介质，揭示了HII星云，并主要沿着母体分子云形成的空腔的东部和南部边缘触发了连续的恒星形成事件。
2007-05-23 astro-ph
RR Lyrae stars in the southern globular cluster NGC 362
NGC 362是一个明亮的南半球球状星团，至今还没有对它进行过广泛的变率测量。获得了时间序列CCD光度观测。光变曲线是用轮廓拟合测光法和图像相减法得到的。我们开发了一种简单的方法来转换通量相位曲线的幅度，这允许使用经验的光变曲线形状与物理参数校准。利用RR型天琴座的金属丰度和光度定标，我们测定了恒星的相对铁丰度和绝对星等。用Yale-Yonsei等时线拟合了色星等图，以独立确定红化和距离。对于五个RR型天琴座星，我们获得了径向速度测量光谱。我们发现了45颗天琴座RR型恒星，其中大部分是新发现的。大约有一半的天琴座RR型会表现出光变曲线的变化（Blazhko效应）。该星团的金属丰度为[Fe/H]=-1.16 +/-0.25，天琴座RR星的平均绝对星等为MV =0.82 +/-0.04等，距离为7.9 +/-0.6千秒差距。RRab恒星的平均周期为0.585 +/- 0.081天。这些性质使NGC 362成为奥斯特霍夫I型球状星团之一。等时线拟合意味着9.2 +/- 0.5千秒差距的稍大距离和11 +/- 1 Gyr的年龄。我们还发现了11个食双星，14个其他类型的脉动星，包括SMC中的经典造父变星和15个没有确定分类的变星。
2006-11-21 astro-ph
