The Tip of the Red Giant Branch Distance to the Large Magellanic Cloud
利用麦哲伦云测光巡天（Zaritsky，Harris & Thompson，1997）的观测数据，给出了大麦云（LMC）中红巨星支星的I波段光度函数。选取不拥挤的低消光区的恒星，在I_0 = 14.54等处观测到光度函数的不连续性，将这一特征与红巨星分支（TRGB）的尖端相鉴别，并根据Lee，Freedman & Madore（1993）的定标结果，采用TRGB的绝对星等为-4.05 ± 0.04等，我们得到的距离模数为18.59 ± 0.09（随机）± 0.16（系统）ma。如果采用Cassii和Salaris（1997）提供的理论TRGB校准，则导出的距离将增加4%。这里报告的大麦哲伦星系距离模数为18.59 ± 0.09，比最常用的由造父变星的周期光度关系校准的河外距离标度值大0.09等（1-sigma）。我们的TRGB距离模量同意几个RR Lyrics距离的LMC的基础上HIPPARCOS松弛。最后，我们注意到，使用相同的MCPS数据，我们使用红团方法获得了18.29 +-0.03等的距离模量，与TRGB估计值相比，这要短0.3等。
1999-11-30 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Small Amplitude Variable Red Giants in the Magellanic Clouds
本文分析了光学引力透镜实验（OGLE-Ⅱ）第二阶段期间从大麦哲伦云和小麦哲伦云中探测到的大量可变红巨星，并补充了OGLE-Ⅲ测光。比较被检测物体的脉动特性，我们发现它们构成了两组特征明显不同的物体。在本文中，我们详细分析了小振幅变化的红巨星（约15400和3000对象的LMC和SMC，分别）。这些天体中的绝大多数是多周期的。其中至少有30%在功率谱中表现出两种紧密间隔的模式，这可能表明非径向振荡。大约50%的人表现出额外的所谓的长次级周期。为了区分AGB和RGB红巨星，我们比较了位于红巨星分支（TRGB）顶端上方和下方的多周期红巨星的PL图。TRGB上方的巨星在PL图中形成了四条平行的脊。在TRGB以下更多的巨星样本中，我们发现了位于这些脊的低光度延伸部分的物体，但大多数恒星位于logP稍微偏移的脊上。我们将前者解释为第二次上升的AGB红巨星，后者解释为第一次上升的RGB天体。因此，我们的经验表明，脉动红巨星暗于TRGB是RGB和AGB巨星的混合物。最后，我们比较了LMC、SMC和银河系核球变星的Petersen图，发现它们基本上是一致的，这表明在所有这些不同恒星环境中的变星都具有相似的脉动性质。
2004-07-02 astro-ph
Red Giant stars in the Large Magellanic Cloud clusters
本文给出了大麦云星云中13个球状星团的深J、H、Ks测光和精确到K ~18.5的色星等图。这个数据集与我们小组先前发表的6个星团样本相结合，为研究不同年龄（从~ 8000万年到~3.5 Gyr）的星团中巨星的性质提供了机会。在渐近巨星分支、红巨星分支和氦团中的恒星人口比率的定量估计（按数量和光度）已经获得，并在探测所谓的相变的框架内与理论模型进行了比较。当RGB相变开始时，AGB对总光度的贡献在~ 2亿年时开始显着，并在~5- 6亿年时达到最大值。在~ 9亿年的时间里，一个扩展的、人口众多的RGB的全面发展已经完成。AGB和RGB相变的发生都是急剧的事件，只持续了几百万年。这些经验结果与基于正则轨道和燃料消耗方法的简单恒星星族模型的理论预测吻合得很好。
2006-04-06 astro-ph
Obscured Asymptotic Giant Branch stars in the Magellanic Clouds IV. Carbon stars and OH/IR stars
本文介绍了大麦云星云中21颗尘埃笼罩的AGB星和小麦哲伦星云中另外3颗源的N波段测光。与近红外测光一起，这被用来对富碳和富氧大气进行初步分类。这些恒星的辐射光度也被估算出来。此外，我们还介绍了对大麦哲伦星云中OH脉泽的观测结果，这一观测发现了IRAS 04407 -7000的OH脉泽发射。在大麦哲伦星云中的两颗被严重遮蔽的AGB星获得了600到1000 nm的光谱，证实它们是高度红化的非常晚期的M型巨星。由于尘埃笼罩的恒星显然正在经历严重的质量损失，他们被认为是非常接近各自的渐近巨分支阶段的终止。质量损失的碳星的比例随着光度的增加而减少，正如热底燃烧所预期的那样。最佳的候选碳星，M_bol = -6.8等，是麦哲伦星云中最明亮的质量损失碳星，也是最明亮的AGB星之一。在较低的光度下（M_bol = -5等），既有氧星也有碳星，这可以用个别质量损失的AGB星的金属丰度范围来解释。
1997-09-12 astro-ph
The Distance to the Large Magellanic Cloud
本文证明了在局域宇宙中的两个意想不到的结果：银河系中心的天琴座RR型星和团簇巨星的反常内禀（V-I）_0色，以及从团簇巨星到麦哲伦云的很短距离，至少可以用修正的选择消光系数A_V/E（V-I）部分地解决。通过这种修正，我们得到了一个新的大麦云云的团-巨距离模：mu_{LMC} = 18.27 +/- 0.07，比Udalski（1998 b）的结果大了0.09。当将红团、天琴座RR星和食联星HV 2274的距离估计结合起来时，可以得到mu_{LMC} = 18.31 +/- 0.04（内部）。
2000-01-31 astro-ph
ISO observations of obscured Asymptotic Giant Branch stars in the Large Magellanic Cloud
我们目前的ISO测光和光谱观测的样本57个明亮的渐近巨星分支恒星和红超巨星的大麦云云，选择的基础上的红外天文台的颜色指示高质量损失率。利用12、25和60 $μ$ m的PHOT-P和PHOT-C测光以及12 $μ$ m的CAM测光，结合准同步地基近红外测光，为我们样本中的所有恒星绘制了色-色图。给出了23颗恒星3 ~ 14 $μ$ m区的PHOT-S和CAM-CVF光谱。根据色-色图和光谱，我们确定了样品中49颗恒星周围尘埃的化学类型。许多恒星都有富含碳的尘埃。麦哲伦星云中最明亮的碳星也有一个（次要的）富氧成分。OH/IR星具有硅酸盐吸收和发射翼。这里提出的独特的数据集允许详细研究的热脉冲AGB星的代表性样本，以及确定的光度。
1999-04-26 astro-ph
The Tip of the Red Giant Branch and Distance of the Magellanic Clouds: results from the DENIS survey
利用从麦哲伦云（Cioni et al.2000）的DENIS星表中提取的样本数据，用光度函数精确测定了I（0.8 μ m）、J（1.25 μ m）和KS（2.15 μ m）波段的红巨星分支（TRGB）的端部视星等。从J和Ks星等，我们导出热辐射星等m_bol。我们提出了一种新的算法，我们详细描述和测试广泛使用蒙特卡罗模拟的TRGB的幅度的测定。我们注意到，任何在观测到的光度函数的一阶导数（大多数作者使用的）或二阶导数（我们使用的）中搜索峰值的方法都不能对TRGB不连续的实际大小产生无偏估计。我们强调纠正这种偏见的重要性，而这通常不是这样做的。我们结合我们的算法与理论预测的结果，推导出的麦哲伦云的距离模量。我们得到大麦云云（LMC）的m-M = 18.55（0.04形式，0.08系统），小麦哲伦云（SMC）的m-M = 18.99（0.03形式，0.08系统）。这些是目前可用的这些量的最准确的测定之一，这是我们的样品尺寸大和近红外观测对尘埃消光不敏感的直接结果。
2000-05-10 astro-ph
The Magellanic Clouds and the Primordial Helium Abundance
本文讨论了一种新的基于麦哲伦云H Ⅱ区的河前氦丰度测定方法。这一决定的金额Yp = 0.2345 +- 0.0030，并与来自巨大的河外H II地区的系统中的重元素含量极低的比较。有人建议，由其他作者从巨大的H II区复合物中得出的更高的原始值可能是由于两个系统的影响：中性氢的存在下，在氦Stromgren球和存在的温度变化内的观察体积。
2000-02-05 astro-ph
Ca II Triplet Spectroscopy of Small Magellanic Cloud Red Giants. I. Abundances and Velocities for a Sample of Clusters
我们用VLT + FORS 2获得了与16个SMC星团有关的一些恒星的近红外光谱，这些光谱覆盖了Ca II三重线。这些数据组成了最大的SMC集群与光谱导出的丰度和速度的可用样本。我们的星团跨越了很大的年龄范围，并提供了良好的银河系区域覆盖。星系团成员的选择是利用它们相对于星系团中心的位置以及它们的丰度和径向速度来进行的。我们确定平均集群速度通常为2.7公里/秒和金属丰度为0.05德克斯（随机误差），从平均6.4个成员每个集群。（续文）
2009-05-06 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Ellipsoidal Variability of Red Giants in the Large Magellanic Cloud
我们使用OGLE-II和OGLE-III测光的红巨星在大麦云云选择和研究对象揭示椭球变化。我们发现了1546个长周期椭球变星和121个具有明显椭球调制的食双星系统。椭球红巨星遵循周期光度关系（序列E），这种关系的散射与变化的幅度相关：幅度越大，散射越小。我们注意到，一些椭球候选者同时表现出OGLE小振幅红巨星脉动。因此，在某些情况下，长次级周期（LSP）现象可以通过椭圆调制来解释。我们还选择了大约1600颗具有不同LSP的红巨星，它们不是椭球变星。我们发现，除了已知的PL图中的序列D之外，LSP巨星还形成了额外的更长周期的更少的序列。我们注意到，椭圆候选者的PL序列是LSP序列向暗星的直接延续，这可能表明LSP现象与双星有关，但有强烈的论点反对这种可能性。约10%的光变曲线显示出明显的系统轨道偏心率的变形。在我们的样本中，最大的偏心率估计约为0.4。所有提供的数据，包括个别英属维尔京群岛的观察和发现图表可从OGLE互联网档案。
2004-12-20 astro-ph
Red variables in the OGLE-II database. II. Comparison of the Large and Small Magellanic Clouds
本文给出了光学引力透镜实验（OGLE-II）第二阶段观测到的小麦哲伦星云中3,200多颗红色变星的周期光度关系。多重周期光变曲线解的周期与单历元2 MASS JHK_S星等相结合，揭示了与论文I中的大麦云云非常相似的分布。主要特征包括四个脉动渐近巨分支（AGB）脊，三个不同的短周期序列的尖端以下的红巨星分支和两个长周期序列的起源不明。我们从Δ μ_0 =0.44等的所有恒星的周期光度分布中导出了云的相对距离模，这与最近的独立结果是一致的。红巨星分支的尖端显示出颜色和金属丰度的依赖关系，这与球状星团的经验结果非常一致。我们的结论是TRGB以下的大多数变星确实是RGB星。
2003-12-09 astro-ph
A New Giant Branch Clump Structure In the Large Magellanic Cloud
本文介绍了位于大麦云云（LMC）北部的华盛顿C，T1 CCD测光的21个字段，并蔓延到一个区域，超过2.52度约6度的酒吧。选择调查区域的依据是它们靠近SL 388和SL 509，这两个区域的观测场显示存在一个次级巨丛，这是Bica等人（1998年，AJ，116，723）通过观测发现的。从收集到的数据中，我们发现，大多数观测到的现场CMD没有显示出单独的二级丛，而是一个连续的垂直结构（VS），这是第一次清楚地看到。它的位置和大小在整个被调查的区域几乎是相同的：它位于红巨星团（RGC）下方，从RGC底部延伸到大约0.45等，横跨RGC最蓝的颜色范围。一个区域中的VS星越多，同一区域中LMC巨星的数量就越多。我们的分析表明，VS星属于LMC和最有可能的结果，在LMC的某种演化过程中，特别是在这些LMC地区有一个显着的大巨星人口。我们的研究结果表明，为了触发VS星的形成，除了适当的年龄，金属丰度和必要的红巨星密度外，还应该有其他条件。事实上，满足上述条件的恒星在大麦哲伦星云中很常见，但VS现象只在一些孤立的区域清晰可见。最后，团簇星具有内在光度色散的事实进一步限制了团簇星等作为可靠距离指标的使用。
1999-09-28 astro-ph
The DENIS Point Source Catalogue towards the Magellanic Clouds
我们编制了麦哲伦云的近红外点源星表（PSC），该星表是从南天深近红外巡天（DENIS）（Epchtein等，1997）获得的数据中提取的。该星表覆盖了19.87* 16平方度的区域，中心为大麦云云（LMC）的（RA，DEC）=（5 h27 m20 s，-69o00 '00“），小麦哲伦云（SMC）的14.7* 10平方度的区域，中心为（RA，DEC）=（h 02 m40 s，-73o00' 00”）。它包含约1300000源对LMC和300000源对SMC每个检测到至少2的3个测光带参与调查（I，J，Ks）。70%的被探测源是麦哲伦云的真正成员，分别主要由红巨星、渐近巨星分支星和超巨星组成。所有的观测都是用同一台仪器进行的，数据经过统一的校准和简化。星表提供了一组均匀的光度数据。
2000-08-03 astro-ph
Chemical Abundances in Twelve Red Giants of the Large Magellanic Cloud from High-Resolution Infrared Spectroscopy
用双子座南8.3米望远镜和凤凰光谱仪获得了大麦哲伦星系12颗红巨星的高分辨率红外光谱（R= 50，000）。碳-12、碳-13、氮-14和氧-16的定量化学丰度来自CO、CN和OH的分子线，而钠、钪、钛和铁的丰度来自中性原子线。LMC巨星的质量约为1到4个太阳质量，金属丰度范围为[Fe/H]= -1.1到-0.3。所有的红巨星都显示出第一次疏浚混合的证据，12 C/13 C比值较低，低12 C与高14 N丰度相关。LMC和银河系中氧铁比的比较表明，LMC中[O/Fe]与[Fe/H]的趋势比银河系的趋势低约0.2 dex。这种偏移可以被模拟为由于相对于银河系，大麦哲伦星系中每单位质量的超新星比率总体较低，以及II型超新星与Ia型超新星的比率略低。
2002-08-22 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
Obscured Asymptotic Giant Branch stars in the Magellanic Clouds III. New IRAS counterparts
我们已经在大麦云云（LMC）中寻找了IRAS点源的近红外恒星对应物，在J和K波段。结果发现了21个对应物，其中19个是新发现的。使用颜色星等和颜色颜色图，我们确定了13个渐近巨星分支（AGB）恒星厚拱尘埃信封，7个可能的早期后AGB恒星或恒星从热脉冲恢复，和1个红超巨星或前景星。对于10个IRAS目标，我们没有成功地检测和/或识别近红外对应物。我们偶然发现了另外14个红色源，其中2个是已知的长周期变星，还有一些星系。星系的近红外和光学颜色可能表明通过大麦哲伦星系的星际消光相当大，A_V约为2-4等。AGB碳星相对于氧星的相对数量随着光度的增加而减少。然而，在最微弱的质量损失的AGB恒星中，富氧恒星仍然存在，这限制了当前预测第三次疏浚和热底燃烧发生的对流理论。我们调查的性质，一些大麦哲伦星云的恒星，有红外线性质非常相似，怀疑银河后AGB的明星。
1997-04-21 astro-ph
Exploring Halo Substructure with Giant Stars XI: The Tidal Tails of the Carina Dwarf Spheroidal and the Discovery of Magellanic Cloud Stars in the Carina Foreground
一个新的大面积华盛顿M，T_2 + DDO 51过滤器调查超过10 deg^2船底座dSph星系周围揭示了光谱证实的幂律径向密度“突破”船底座巨星人口延伸几度中央国王轮廓。麦哲伦望远镜的MIKE光谱学确定了船底座恒星的存在，至少是其中心King极限半径r_lim的4.5倍，并且主要沿着船底座的长轴。为了保持这些恒星与dSph的结合，需要一个M/L > 6，300 M/L_sun的整体船底座质光比。MIKE速度，补充了来自存档VLT+GIRAFFE频谱（r<=r_lim）的约950个额外的隆凸场速度，证明了几乎恒定的隆凸速度色散，刚好超过r = r_lim，以及更大半径处的上升速度色散和速度剪切。总之，观测证据表明，所发现的扩展船底座人口代表潮汐碎片从dSph。在距船底座中心较大角半径的65颗巨星候选者中，有94%的候选者获得了MIKE谱，它们要么与船底座有关，要么与第二个新发现的弥散但径向速度相干（速度色散为9.8 km·s^-1）的前景晕系统有关。第二个逆行速度星群中的15颗恒星（1）平均金属丰度比船底座高约1 dex，（2）颜色和星等与大麦云（LMC）的红色团块一致。在连接船底座和大麦哲伦星云的区域中，额外的巨星候选者光谱显示了大麦哲伦星云和逆行船底座移动群之间的平滑速度梯度。我们的结论是，我们发现麦哲伦恒星几乎两倍（22度）从大麦哲伦星系中心比以前已知的。
2006-05-03 astro-ph
AGB stars in the Magellanic Clouds. III. The rate of star formation across the SMC
本文比较了由DENIS和2 MASS数据得到的小麦哲伦云渐近巨星分支星的Ks星等分布与理论分布。理论KS星等分布已经构建了最新的恒星演化计算低，中等质量的恒星，特别是热脉冲渐近巨星分支星。富碳和富氧恒星的星等分布的单独拟合使我们能够限制整个星系的金属丰度分布及其恒星形成率。小麦哲伦星云的恒星平均年龄为7-9 Gyr，但在其外围存在较老的恒星，而在其伴星大麦云星系的方向存在较年轻的恒星。金属丰度分布追踪到一个环状结构，比星系内部区域更富含金属。论文I中讨论的C/M比只有在下面的恒星星族是中等年龄时才能作为金属丰度分布的示踪。
2006-02-22 astro-ph
Obscured Asymptotic Giant Branch Variables in the Large Magellanic Cloud and the Period-Luminosity Relation
本文讨论了大麦云云中富氧、富碳、大振幅（dK>0.4等）、渐近巨分支变星的特征，重点讨论了被尘埃遮蔽的变星。近红外测光，获得了约8年，结合从IRAS和ISO公布的中红外观测，以确定42颗恒星的热星等。富O星的脉动周期为116<P<1393天，而富C星的脉动周期为298<P<939天。除了有规律的脉动外，一颗富O星和四颗富C星还表现出大振幅（dK> 0.6等）的长期或非常长的周期变化，这可能与它们的质量损失率的变化有关。我们讨论和比较各种方法来确定的辐射热星等和显示，也许令人惊讶的是，大多数非常长的周期的恒星似乎遵循的周期光度关系确定的恒星与较短的周期外推-虽然细节取决于如何计算的辐射热星等。有三颗薄壳的恒星，明显比被遮蔽的AGB星更明亮，正在经历热的底部燃烧，而其他具有类似光度的恒星还有待足够详细的调查，以确定它们在这方面的地位。我们认为，在400-420天左右的周期光度关系的斜率的明显变化是由亮度比核心质量光度关系的预测更亮的变量引起的，由于来自热底部燃烧的过量通量。
2003-02-12 astro-ph
Dust-enshrouded giants in clusters in the Magellanic Clouds
我们提出的主要序列后的质量损失的调查结果，从恒星在麦哲伦星云的集群，在L '波段（3.8微米）的成像调查的基础上进行的VLT在ESO。这些数据与JHK和中红外光度法补充。目的是确定初始金属丰度和初始质量对恒星演化最后阶段质量损失和演化的影响。被尘埃笼罩的巨星可以通过它们变红的近红外颜色和热红外尘埃过量发射来识别。这些天体中的大多数都是在中龄星团中的渐近巨星分支（AGB）碳星，其前身质量在1.3到5 Msun之间。红超巨星在年轻的星团中被发现有星周尘埃包层，其前身质量在13到20 Msun之间。后AGB对象（例如，行星状星云）和大质量恒星与分离的信封和/或热中心恒星被发现在几个集群。我们的光谱能量分布的集群红外对象的模型来估计他们的热光度和质量损失率。红外线天体是最明亮的星团天体，其光度与其初始质量和金属丰度相同。它们经历的质量损失率范围从几个1 e-6到1 e-4 Msun/年（或更多），大部分的传播是由于进化的影响，只有一个弱依赖于祖质量和/或初始金属丰度。1.3- 3 Msun星的质量损失约有一半是在持续1 e5年量级的超级风阶段脱落的。有分离外壳的物体被发现经历了最高的质量损失率，因此被解释为后超风物体。我们还提出了一个简单的方法来测量集群质量从L '波段图像。
2005-07-25 astro-ph
Integrated-light VRI imaging photometry of globular clusters in the Magellanic clouds
我们提出了准确的积分光光度学在约翰逊/Reinins V，R和I的28个球状星团的麦哲伦云的样本。我们样本中的大多数集群在文献中有可靠的年龄和金属丰度估计。样品的年龄在5000万年到7000万年之间，金属丰度（[Fe/H]）在-1.5到0.0 dex之间。样本主要由年龄在0.5至2 Gyr之间的星团组成，在这个年龄范围内，简单恒星星族的热光度主要由演化的红巨星分支星和热脉冲渐近巨星分支星（TP-AGB）控制，其理论颜色相当不确定。本文提出的VRI颜色已被用来校准恒星星族合成模型的预言。
2006-03-14 astro-ph
Modeling lithium rich carbon stars in the Large Magellanic Cloud: an independent distance indicator ?
我们提出的第一个定量结果解释存在于大麦云云的一些渐近巨星分支星，共享富锂碳星的属性。需要对随时间变化的混合、过冲和核燃烧进行自洽的描述。我们为这种特殊的恒星确定了一个狭窄的质量和光度范围。将这些模型与大麦云星云中少数富锂C星的光度进行比较，为大麦哲伦星云提供了一个独立的距离指示器
1999-11-03 astro-ph
Chemical Compositions of Red Giant Stars in Old Large Magellanic Cloud Globular Clusters
我们用麦哲伦Landon Clay 6.5米望远镜的高分辨率光谱仪MIKE观测了四个老大麦云球状星团中的十颗红巨星。在我们的样本中的恒星有多达20个元素丰度测定的α，铁峰，和中子捕获元素组。我们还推导出了轻奇Z元素Na和Al的丰度。我们发现NGC 2005和NGC 2019比以前从Ca II三重态估计的更富金属，我们推导出的[Fe/H]值更接近从红巨星分支的斜率获得的值。然而，我们确认了先前对霍奇11和NGC 1898的测定结果在0.2 dex之内。LMC星团的[Mg/Fe]和[Si/Fe]比值与在古老的银河系球状星团中观测到的值相当，丰度[Y/Fe]、[Ba/Fe]和[Eu/Fe]也是如此。大麦哲伦星系团不具有在某些矮球状星系中观察到的低Y行为。[Ca然而，LMC中的[Ti/Fe]，[V/Fe]和[Ti/Fe]明显低于银河系球状星团系统中所看到的。在我们的LMC星系团中，[Cu/Fe]作为[Fe/H]的函数的行为也不符合银河系中所见的趋势，而是保持在约0.8的恒定值。由于并非所有的α/Fe比值都被抑制，这些丰度比不能仅仅归因于Ia型SNe物质的注入，而是反映了大麦哲伦星系与银河系恒星形成历史的差异。我们的结论是，我们观察到的大麦哲伦球状星团中的许多丰度与银河系中观察到的丰度不同，这些差异是这些系统中恒星所固有的。
2005-12-05 astro-ph
Ages and metallicities of five intermediate-age star clusters projected towards the Small Magellanic Cloud
本文首次给出了L32、L38、K28（L43）、K44（L 68）和L116等投射到小麦哲伦云（SMC）外围的星团的色星等图。测光是在华盛顿系统$C$和$T_1$过滤器中进行的，允许通过红巨星团块和主序转折点之间的星等差以及红巨星分支轨迹的金属丰度来确定年龄。这些星系团的年龄在2-6 Gyr之间，金属丰度在$-1.65<$ [Fe/H] $<-1.10$之间，增加了SMC中中等年龄星系团的样本。L116，投影到SMC上的最外层星团，是一个前景星团，比大麦云云离我们更近。我们的研究结果，结合文献中的其他集群，显示时代的突然化学富集的年龄-金属丰度平面，这有利于一个爆裂的恒星形成的历史，而不是一个连续的SMC。
2001-03-29 astro-ph
The TP-AGB phase. Lifetimes from C and M star counts in Magellanic Cloud clusters
利用麦哲伦星系团中Mbol<-3.6的C巨星和M巨星的现有数据，我们导出了相应演化阶段的寿命极限，作为恒星质量的函数。对于质量范围从1.5到2.8 Msun的恒星，C星阶段的持续时间在2到3百万年之间。还有一个迹象表明，当我们从LMC移动到SMC金属丰度时，C星寿命的峰值会向较低的质量（从略高于2 Msun到略低于2 Msun）移动。M-巨星的寿命在大麦哲伦星云中也达到了2 Msun的峰值，最大值约为400万年，而在小麦哲伦星云中，它们的寿命看起来要短得多，但实际上，它们并没有受到数据的限制。这些数字构成了有用的限制TP-AGB阶段的理论模型。我们发现，文献中的几个模型低估了LMC金属丰度的C-星阶段的持续时间。
2006-09-22 astro-ph
Sub-millimeter Observations of Giant Molecular Clouds in the Large Magellanic Cloud: Temperature and Density as Determined from J=3-2 and J=1-0 transitions of CO
我们用ASTE 10 m亚毫米望远镜对大麦云（LMC）中的6个巨分子云（GMC）进行了亚毫米~（12）CO（J=3-2）观测，空间分辨率为5 pc，灵敏度很高。我们在GMC中识别出32个分子团，揭示了n（H2）$\sim$ 10 $^{3-5}$ cm $^{-3}$和Tkin $\sim$ 60 K的温暖致密分子气体的重要细节。这些数据与12 CO（J=1-0）和13 CO（J=1-0）的结果相结合，并与LVG计算进行了比较。我们发现12 CO（J=3-2）与12 CO（J=1-0）的发射比对局部H α通量敏感，并与之有很好的相关性。我们解释了团簇性质的差异代表了GMC在密度增加导致恒星形成方面的演化顺序。（无星GMC和仅具有HII区域的GMC，在恒星形成的年轻阶段，密度还没有高到足以显示活跃的恒星形成和III型GMC（具有HII区域和年轻星团的GMC）代表了平均密度增加的后期阶段，GMC正在形成大质量恒星。与\Halpha通量相关的高动力学温度表明，FUV加热在LMC的分子气体中占主导地位。
2007-10-23 astro-ph
Near-Infrared Photometry of Four Stellar Clusters in the Small Magellanic Cloud
本文给出了四个年龄在1-7 Gyr范围内的小麦哲伦星云星团（NGC 339、361、416和419）的高质量J、H和K测光结果。我们获得了深色星等图来研究演化序列，并提供了每个星团中红巨星分支（RGB），渐近巨星分支（AGB）和碳星种群及其对总星团光的贡献的详细普查。我们发现在5-7 Gyr年龄的星团中，AGB星约占K波段总光度的6%，缺少碳星，RGB星约占总光度的45%。这些实证研究结果与理论预测吻合得很好。最后，我们推导出光度金属丰度计算使用RGB的属性，并发现铁含量[Fe/H]=-1.18，-1.08，-0.99和-0.96 dex分别为NGC 339，361，416和419。
2008-09-02 astro-ph
Star Formation History across the Magellanic Clouds and other Local Group galaxies
渐近巨星分支星的Ks星等分布对星系中恒星星族的金属丰度和平均年龄的空间变化提供了重要的约束。在这里，我提出了这些参数的调查结果，在麦哲伦云，M33，NGC 6822和SagDIG和我讨论了巨大的改善，新的宽视场近红外仪器（即VISTA）将提供我们的理解的全球内在以及这些系统的动力学历史。
2006-11-13 astro-ph
Millimeter dust continuum emission unveiling the true mass of giant molecular clouds in the Small Magellanic Cloud
到目前为止，CO观测一直是追踪外部星系中分子气体的最佳方法，但在低金属丰度下，推断出的气体质量可能会被大大低估。目前，CO数据立方体的运动学信息被用来估计分子云的维里质量和追踪分子云的总质量。毫米粉尘排放也可用作致密气体示踪剂，并可揭示缺乏CO的H2包层。这些不同的示踪剂必须在不同的环境中进行比较。本研究比较维里质量的质量推导毫米发射，在两个GMC样本：本地分子云在我们的银河系和他们的等价物在小麦哲伦云（SMC），最近的低金属量矮星系之一。在我们的银河系中，从毫米辐射推断出的质量估计与从伽马射线分析推断出的质量一致，并追踪云的总质量。维里质量系统大于（平均两倍）从毫米尘埃排放的质量估计。这种差异随着质量的增加而减小，并且已经在以前的研究中报道过。然而，在SMC中，从SIMBA毫米观测中推导出的分子云质量系统地高于SEST CO观测中的维里质量（平均为尘埃与气体比和尘埃发射率保守值的两倍）。所观察到的过量不能用尘埃性质的任何合理变化来解释。以维里定理的一般形式，我们表明，一个磁场强度为15微高斯的SMC云可以提供额外的支持云和解释观察到的差异。因此，到目前为止，SMC分子云的质量被低估了。磁压力可能对它们的支持有很大的贡献。
2007-04-24 astro-ph
Very Large Telescope three micron spectra of dust-enshrouded red giants in the Large Magellanic Cloud
我们目前的ESO/VLT光谱在2.9--4.1微米范围内的大样本的红外星在大麦云（LMC），选择的基础上的MSX和2 MASS的颜色是非常灰尘笼罩的AGB恒星候选人。在30个目标中，有28个被确定为碳星，大大增加了LMC中已知的光学不可见碳星的数量。我们还提出了六个红外明亮的恒星或附近的三个集群在大麦哲伦星系的光谱，确定其中四个碳星和两个富氧超巨星。我们分析了C2 H2在3.1和3.8微米处的分子带，HCN在3.57微米处的分子带，以及我们归因于C2 H2的在3.70- 3.78微米区域中的尖锐吸收特征。有证据表明大麦哲伦星系碳星中C2 H2的丰度普遍较高，这表明大麦哲伦星系中金属丰度较低的碳氧丰度比较高。初始金属丰度较低也可能导致HCN和CS丰度较低。红外碳星的样品表现出一个范围内的C2 H2：HCN丰度比。我们没有发现强烈的相关性之间的性质的分子大气和拱星尘埃信封，但所观察到的吸收带的强度和形状的差异可以解释激发温度的差异。高质量损失率和强脉动将被视为与大尺度的分子大气高度相关。
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
AGB stars in the Magellanic Clouds. I. The C/M ratio
利用光谱型C和M的渐近巨星分支星的比值，在麦哲伦星云中鉴别出不同金属丰度的区域。在大麦云云中，这个比值似乎呈放射状下降，而在小麦哲伦云中，没有明显的趋势，这反映了大麦哲伦云沿视线的大范围延伸，或者是更复杂的恒星形成历史。C/M比的分布是clusterian，对应于两个云中[Fe/H]的0.75 dex的分布。有一个迹象表明，增加C/M比，从而减少金属，对桥梁地区连接两个云。
2003-02-04 astro-ph
AST/RO Observations of CO J=4-3 Emission from the N44 Complex in the Large Magellanic Cloud
本文介绍了南极亚毫米波望远镜（AST/RO）对大麦云云N44 H II复合体中12 CO J=4-3和C I辐射的观测结果。我们在N44区的一个膨胀巨壳的边缘探测到了强的12 CO J=4-3的H II区（称为N44 BC）发射。利用光解区（PDR）模型进行的分析表明，12 CO J=4-3的发射云非常致密，n约为10^5 cm^-3。我们还注意到，有一个高速分量与12 CO J=4-3的排放。这可能是由于N44复合体中LH 47周围的巨大壳层膨胀引起的运动加速了分子物质。我们发现，在CO J=4-3向膨胀的H II壳层边缘的发射中观察到的这种高速气体的动能至少比在该区域中导出的H I和H II气体的动能高一个数量级。
2004-06-07 astro-ph
Results of the ESO-SEST Key Programme on CO in the Magellanic Clouds. IX. The giant LMC HII region complex N11
我们目前的地图和目录包含的J=1-0 12 CO参数的29个单独的分子云在第二亮的LMC恒星形成复合体，N11。在N11的西南部，分子云以环或壳的形式围绕着主要的OB星协LH 9。在东北部，一连串的分子云勾勒出大麦哲伦星云中一个所谓的超巨星壳的边缘。定义明确的云的尺寸接近测量光束的尺寸（直径为25 pc或更小）。在J=2-1 ~（12）CO和~（13）CO的低两个跃迁中也观察到了一些云。在J=2-1 12 CO中，以两倍高的角分辨率映射的云再次显示出与映射光束的尺寸相当的子结构。我们可以模拟物理参数的少数云具有相当温暖（T（kin）= 60 - 150 K）和中等密度（n（H2）= 3000 cm-3）的气体。东北链的CO云，虽然缺乏弥漫的云间发射，是LMC的更安静的地区的特点，似乎已经受到相对较少的照片处理。然而，形成西南壳或环的云几乎没有弥漫的云间发射，并且还表现出极端光子主导区（PDR）的其他特征。
2002-11-20 astro-ph
Variable stars in the Magellanic Clouds: II. The data and infrared properties
本文介绍了OGLE巡天在大麦哲伦云和小麦哲伦云中分别探测到的8,852颗和2,927颗变星的资料。它们与SIRIUS JHK巡天数据进行了交叉识别，并讨论了它们的红外特性。变星红巨星在周期-J-K平面上的分离很好，这表明周期-J-K平面是区分其脉动方式和类型的一个很好的工具。
2004-06-18 astro-ph
Lithium and mass loss in massive AGB stars in the Large Magellanic Clouds
这项工作的目的是使用完整的进化模型来推导对上渐近巨支（AGB）恒星质量损失率的观测约束。用来约束模型的观测是麦哲伦云中发光的富锂AGB的相对数量和同一样品的s过程增强。我们发现，我们可以把下限和上限的质量损失率在AGB阶段。在这项工作中获得的质量损失校准意味着，大规模的AGB不显着贡献的锂富集的星际介质。
2001-01-22 astro-ph
Lithium during the AGB evolution in young open clusters of the Large Magellanic cloud
本文介绍了大麦云星云年轻疏散星团中的渐近巨星分支（AGB）恒星LiI 6708 AA光谱区的中分辨率光谱学研究结果。大多数恒星属于星团NGC 1866和NGC 2031，它们的年龄约为1.5亿年。沿着AGB演化的恒星光谱中检测到不同强度的锂线，并不总是与理论预测一致。我们还分析了这些恒星的红外光度（ISOCAM数据），以讨论它们的演化阶段是在锂生产阶段之前还是之后。
2002-08-21 astro-ph
A CNO Dichotomy among O2 Giant Spectra in the Magellanic Clouds
通过对最早的O型谱中3400 A区域的观测，我们发现在LMC中观测到的四颗O2巨星中，有两颗的OIV谱线强于NIV谱线，而另外两颗的OIV谱线则相反。SMC对应物的NIV也比OIV强。对这些恒星的蓝色光谱的检查表明，前一对在所有电离态（III、IV、V）中都有较弱的N线，以及CIV λ 4658线，而后三颗有较强的N线和较大的He/H。对两颗N强星的空间紫外观测表明，NV风廓线明显强于CIV风廓线，而在N弱星中，CIV风廓线特征等于或强于NV风廓线。N强恒星现在被重新分类为ON2 III（f *），新定义了这一类别。这些特征强烈表明在ON2恒星的大气中有更大比例的加工材料，我们通过模拟光谱证实了这一点。在当前模型的背景下，这反过来又意味着ON 2恒星比其他恒星处于更先进的演化状态，并且/或者它们具有更高的初始旋转速度。最近关于自转对大质量恒星演化的影响的公式引入了一个额外的基本参数，原则上CNO丰度能够约束这个参数。我们提出了一些说明性的比较与目前的日内瓦旋转大质量恒星的演化模型。这些非常热、富含氮的天体可能是同质演化的产物。我们的研究结果将提供动力，进一步的大气和最大质量的热恒星的演化历史的物理建模。
2004-03-23 astro-ph
Were All Massive Stars Born in OB Associations and Clusters?
一般认为，所有大于10 Msun的大质量恒星都诞生于OB星协或星团。然而，银河系或麦哲伦星云中的许多O型和B型恒星似乎是孤立存在的。虽然这些场OB星中有一些是从它们的诞生地被弹射出来的，但有些离大质量恒星形成区太远，不可能是离家出走的。大质量恒星可以孤立形成吗？斯皮策对大麦云云（又名SAGE）的调查为我们提供了一个独特的机会来调查和描述整个星系大质量恒星的形成地点。我们已经确定了大麦云星云中所有的大质量年轻恒星天体。我们发现，约85%的大规模YSO是在巨大的分子云和约65%的OB协会。只有约7%的大质量YSO既不属于OB协会，也不属于巨型分子云。在大麦云星云中，孤立的大质量恒星所占的比例相当于银河系中的5-10%。
2007-12-12 astro-ph
Stellar Populations in the Large Magellanic Cloud from 2MASS
我们提出了一个形态分析的功能丰富的2 MASS LMC颜色星等图，确定银河系和LMC人口和估计的LMC人口的密度。我们还提出了各种恒星星族的投影空间分布。根据CMD的形态特征与已知种群的预期位置、等时线拟合和预测空间分布分析，确定主要种群。沿着第一上升RGB和AGB的LMC人口进行量化。我们在$K_s=12.3\pm0.1$中找到RGB提示。初步的等时线分析是在酒吧和云的外部区域的巨大人口。我们没有发现显着差异的金属丰度和年龄之间的领域。观测到的LMC巨分支与CIT/CTIO系统中发表的轨道拟合良好，距离模量为$μ=18.5\pm0.1$，变红$E_{B-V}=0.15-0.20$，金属丰度$Z=0.004^{+0.002}_{-0.001}$，年龄为3-13 Gyr。对深度2 MASS工程数据的分析（暴露量为标准暴露量的六倍）得出了类似的估计。
2000-03-01 astro-ph
Fluorine Abundances in the Large Magellanic Cloud and Omega Centauri: Evidence for Neutrino Nucleosynthesis?
在任何恒星星族中，氟的行为与金属丰度还没有被探测过。在这项工作中，我们提出了第一个氟丰度测量银河系以外的样本红巨星在大麦云（LMC），以及银河系球状星团欧米茄半人马座。氟的丰度来自HF的振动-旋转跃迁，使用Gemini South 8.1 m望远镜上的Phoenix摄谱仪获得的红外光谱。研究发现，随着氧丰度的降低，F/O丰度比下降。在两颗欧米茄Cen巨星中，F/O值特别低;这个非常低的F/O值可能表明，在渐近巨星分支（AGB）恒星中合成19 F并不是恒星星族中氟的主要来源。所观察到的下降F/O与较低的O丰度是在定性协议的预期，如果19 F是通过H-和He-燃烧序列在非常大质量的恒星，与此氟，然后在高质量损失率沃尔夫-拉叶风喷射。观测与这一过程的定量比较，等待更详细的化学演变模型，结合产量从沃尔夫-拉叶风的结果。也许更重要的是，银河系和LMC的结果与模型预测之间的定量一致性，其中19 F是在II型超新星的核心碰撞过程中由中微子核合成产生的。非常低的F/O值在欧米茄Cen也符合中微子核合成模型，如果欧米茄Cen的“特殊”的恒星形成历史，2-4个不同的恒星形成事件，被认为是。
2003-05-16 astro-ph
The distance to the Fornax dwarf galaxy using red clump stars, and the discrepancy between red clump and tip of the red giant branch distances
我用红星团和红巨星分支尖端的恒星来确定到天炉座矮星系的距离。他们与$μ_0 = 20.66 mag$非常一致。比较红巨星分支的尖端和天炉座，船底座和麦哲伦云的红团的星等，我提出了一个可能的解决方案，这两种类型的距离测量之间的差异的问题。
2000-09-12 astro-ph
Stellar Evolutionary Models for Magellanic Clouds
我们通过探索典型恒星模型的演化行为（即，与低效率的核心过冲）与金属丰度适合恒星在云中。在讨论了所采用的进化方案的充分性后，我们提出了进化序列计算以下选定的样本的恒星模型的质量范围0.8-8 Mo的主序列，直到C点火或热脉冲的发生在先进的渐近巨分支阶段。在此基础上，给出了1亿年至15 Gyr年龄段的星团等时线，并进行了讨论。为了允许与最近的文献中出现的进化调查进行比较，我们计算了额外的模型集，其中考虑到适度的核心过冲在H燃烧阶段，讨论比较恒星演化模型中目前的不确定性。选定的预测约束的集群年龄最后讨论，提出了一个校准的亮度MS终止和他燃烧的巨人在集群年龄方面的幅度之间的差异。作为计划中的“比萨进化图书馆”的第一步，进化轨迹和等时线都已在http://gipsy.cjb.net节点上提供。
2003-04-11 astro-ph
IRAS04496-6958: A luminous carbon star with silicate dust in the Large Magellanic Cloud
本文描述了ISO对大麦云云（LMC）中的渐近巨星分支（AGB）恒星IRAS 04496 -6958的观测。这颗恒星被归类为碳星。我们新的ISOCAM CVF光谱显示，它是银河系外已知的第一颗具有硅酸盐尘埃的碳星。这个天体的存在，以及它是大麦哲伦星云中光度最高的AGB星之一的事实，为AGB演化的理论模型和理解硅酸盐碳星的起源提供了重要信息。
1999-02-23 astro-ph
A double main sequence turn-off in the rich star cluster NGC 1846 in the Large Magellanic Cloud
我们报告了大麦云星云中的富中龄星团NGC 1846的HST/ACS测光，它清楚地揭示了该天体中双主序星关闭的存在。尽管如此，主层序、次巨星分支和红巨星分支都很狭窄，界限分明，红丛也很紧凑。我们研究了关闭恒星的空间分布，并证明所有属于NGC 1846，而不是任何场星人口。此外，两组关断星的空间分布可能表现出不同的中心浓度和一些不对称性。通过拟合等时线，我们表明，如果在NGC 1846中有两个金属丰度相当的恒星星族，年龄相差约3亿年，则可以解释色星等图的性质。这两个种群的绝对年龄分别为~1.9和~2.2 Gyr，尽管这些值可能存在高达+/-0.4 Gyr的系统误差。从等时线拟合推断的金属丰度为[M/H] ~-0.40，与[Fe/H]的光谱测量一致。我们建议，观察到的NGC 1846的属性可以解释，如果这个对象起源于通过潮汐捕获的两个星团分别形成在一个巨大的分子云的星团群。这种情况自然解释了两个成员群体的年龄差异和均匀金属丰度，以及它们的空间分布差异。
2007-04-25 astro-ph
AKARI IRC survey of the Large Magellanic Cloud: Outline of the survey and initial results
我们使用AKARI上的红外照相机观测了大麦云云的10度^2的区域。使用配备在IRC中的五个成像滤光器（3、7、11、15和24微米）和色散棱镜（2 - 5微米，$λ/ Δλ$ $\sim$ 20）进行观察。本文描述了我们的调查项目的大纲，并提出了一些初步的结果，使用成像数据，检测超过5.9x10^5近红外和6.4x10^4中红外点源。我们调查的10个$σ$的检测限分别为16.5、14.0、12.3、10.8和9.2，在3、7、11、15和24微米的织女星星等上。11和15微米的数据，这是唯一的AKARI IRC，使我们能够构建颜色星等图，是有用的，以确定恒星与拱星尘埃。我们在色星等图中发现了一个新的序列，这是由于红巨星的光度比第一红巨星分支的尖端更暗。我们认为，这一序列很可能是有关的氧化铝在11.5微米的广泛的发射功能。11和15微米的数据还表明，富氧和富碳红巨星的（[11] - [15]）微米颜色在它们的演化过程中曾经变成蓝色，然后再次变成红色，这可能是由于硅酸盐或碳化硅发射特征在10或11.3微米与15微米通量的通量比变化。
2008-08-22 astro-ph
The Chemical Enrichment History of the Small Magellanic Cloud and Its Gradients
本文介绍了分布在SMC中心从$\sim$ 1 \arcdeg \@到$\sim$ 4 \arcdeg \@不同位置的13个场中的350多颗红巨星支星的Ca II三重态光谱的恒星金属丰度。在最里面的区域，平均金属丰度为[Fe/H] $\sim -1$。当我们向最外区域移动时，该值减小。这是第一次在这个星系中探测到金属丰度梯度。我们发现，金属丰度梯度与年龄梯度有关，在这个意义上，更多的富含金属的恒星，这也是年轻的，集中在星系的中心区域。
2008-06-27 astro-ph
The impact of red giant mass loss on star cluster evolution
讨论了中等质量恒星（0.8-8 Msun）的质量损失对星团长期演化的重要性。我们提出的限制，从红巨星的质量损失在麦哲伦星云的集群，在银河系球状星团的集群内介质的搜索，和一个简单的估计集群的演化，由于红巨星的质量损失相比，恒星逃逸。
2006-09-15 astro-ph
The Distance to the Magellanic Clouds
到大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的距离是一个有争议的问题，距离模的极端值之间的差异超过0.5马格。虽然目前最好的校准方法是基于红团巨星，而在不久的将来改进是最有可能来自分离的食双星，最终目标是有一个纯粹的几何确定。最好的前景将是使用相对较宽的双星，其光谱轨道将由大型地面望远镜获得，天体测量轨道将由SIM或未来的地面干涉仪获得。提出了25个候选系统的初步清单。它是基于OGLE的BVI测光表。
2001-07-24 astro-ph
Radiation-Pressure Ejection of Planetary Nebulae in Asymptotic-Giant- Branch Stars
我们研究了在渐近巨星支（AGB）星的氦壳层闪光中辐射压力可能触发行星状星云（PN）喷射的可能性。我们发现，在闪光过程中的氢信封的基础上向外通量将达到爱丁顿极限时，信封质量下降到一个临界值，这取决于核心的质量和组成。这些结果可能有助于解释在麦哲伦云中发现的氦燃烧PN核。
1999-09-28 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
Semi-Regular Variables in the Solar Neighbourhood
周期光度序列已经被证明存在于麦哲伦云（Wood et al，1999）、银河系隆起（Glass & Schultheis，2003）和其他地方的半规则变星（SRV）中。利用现代和修正的依巴谷视差资料，本文证明了它们也出现在太阳邻域的M-巨星SRVs中。它们在K，log P图中的分布比在麦哲伦星云中的分布更接近于膨胀星。还讨论了局部M型SRVs质量损失的普遍性及其对周期和光谱子类型的依赖性。K - [12]是一种测量星周尘埃排放的方法，随V振幅、M巨星子型和log P的增加而明显增加。
2007-04-24 astro-ph
Mass-loss rates and dust-to-gas ratios for obscured Asymptotic Giant Branch stars of different metallicities
研究了小麦哲伦云和大麦云云（SMC & LMC）以及银河系中不同初始金属丰度的AGB星的质量损失率和尘埃气体比。它们的拱星包层的性质可以用一种一致的方式来解释，如果对于被遮蔽的M-型AGB星和被遮蔽的碳星，总的（气体+尘埃）质量损失率仅微弱地依赖于初始金属丰度，而尘埃-气体比近似线性地依赖于初始金属丰度。
1999-12-02 astro-ph
Abundance gradient in Local Group galaxies using Asymptotic Giant Branch stars
同时IJK观测使我们能够从RGB和附近星系中的年轻或前景恒星中统计选择AGB星，包括M型和C型。从C/M比的分布中识别出的不同金属丰度的区域显示出麦哲伦云和NGC 6822表面的相当大的变化。
2004-07-19 astro-ph
