The velocity dispersion of LMC Carbon stars: possible detection of a kinematically distinct population
我们分析了551颗碳星相对于大麦云（LMC）内部$\sim 70 \rm deg^2$的一个圆盘模型的速度残差。我们发现，在这个样本中的绝大多数恒星是最好的拟合，因为是由于两个不同的人口，一个年轻的磁盘人口包含20%的恒星的速度色散的$8 \kms$，和一个老磁盘包含其余的恒星的速度色散的$22 \kms$。年轻盘种群的金属丰度$\sim 0.25$指数高于老盘。虽然不太确定，但数据还表明，在$2σ$水平上，可能有第三个运动学上不同的种群，相对于LMC以30公里/秒的速度向我们移动，与21厘米的速度测量一致。如果这是真的，这个星群包含了样本中大约7%的碳星。它可能是大麦哲伦星系盘上的一个特征，也可能是前景或背景中的潮汐碎片。如果它是潮汐碎片，这个人口可以解释一些或所有的微透镜事件观察到的LMC。
2000-03-22 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 gravitational and hydrodynamical interaction between the LMC and the Galaxy
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。这两个星系都嵌在扩展的尖状LCDM暗物质晕中。我们遵循LMC轨道的前四个陀螺仪，以便它最终在天空中获得正确的位置和方向。潮汐力拉长了大麦哲伦星系的圆盘，形成了一条横杠，并产生了强烈的翘曲和弥漫的恒星晕，尽管很少有恒星会变得不受束缚。恒星晕可以解释一些微透镜现象。来自低密度电离晕的冲压压力足以从LMC的盘中移除1.4e8 Msolar的气体，从而在银河系周围形成一个巨大的圆形尾流。汽提气体的柱密度从LMC下降两个数量级100度。LMC在银河系盘中不引起任何反应。相反，银河系引起的潮汐决定了卫星的截断约为11千秒差距。经过几个回旋的相互作用，由于冲压压力，大麦哲伦星云的气盘比恒星盘小，其大小与观测数据吻合得很好。
2004-12-15 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
The LMC Microlensing Events: Evidence for a Warped and Flaring Milky Way Disk?
对由EMO和EROS合作探测到的朝向大麦云云的微透镜事件的最简单解释是，我们银河系中大约三分之一的晕以大约0.5个太阳质量的物体的形式存在。这种解释存在严重问题。正常的恒星星族是0.5个太阳质量的恒星，应该是可见的。另一个明显的透镜候选者是一群白矮星。但是，前体人口必须与金属污染的星际介质，与目前的人口II的丰度冲突。在这里，我们提出了一个更传统的，但目前更投机的解释。一些透镜是银河系圆盘中的恒星。由于银盘的扭曲和张开，它们位于大麦哲伦星系的视线上。根据它的标度长度和椭圆率，磁盘的光学深度可能位于$0.2 \times 10^{-7}$和$0.9 \times 10^{-7}$之间的任何地方。再加上大麦哲伦星云盘和棒的贡献，甚至可能是中间的恒星污染物，总的光学深度可能在不确定性范围内与数据相匹配。朝向大麦哲伦星系的微透镜现象可能告诉我们更多关于银河系外盘扭曲的结构和恒星星族的信息，而不是暗晕的组成。
1998-05-24 astro-ph
Resolving the Nature of the LMC Microlensing Event LMC-5
我们提出的结果从分析哈勃太空望远镜高分辨率相机数据的大麦云微透镜事件MACHO-LMC-5。通过测定该天体的视差和自行，我们发现该透镜是一颗距离为578（+65/-53）pc的M矮星，自行为21.39 +/- 0.04 mas/yr。根据这颗恒星的运动学和位置，它更有可能是银河系厚盘的一部分，而不是薄盘。我们确认微透镜事件LMC-5是一个急动视差事件。
2004-04-19 astro-ph
The Rotation Curve of the Large Magellanic Cloud and the Implications for Microlensing
根据422颗碳星的径向速度，导出了大麦云（LMC）星系盘的自转。新的方面，这种分析包括传播的不确定性在LMC自行与蒙特卡洛，自洽的旋转曲线和磁盘运动学建模。旋转曲线很好地符合截断，有限厚度指数盘模型，没有暗晕。径向仓中的速度色散从22 km/s减小到15 km/s，然后在较大半径处增加到20 km/s。维里平衡中的恒定厚度模型不能与数据相协调，即使包括LMC或银河系暗晕的影响。如果圆盘是维里化的，则LMC圆盘是张开的。我们将大半径（R > 6 kpc）处的速度色散模拟为受银河系暗晕影响的最大张开盘，这使得暗晕在大麦哲伦星系距离处的平均密度为0.00025 M_sol/pc ^3。LMC恒星运动学在阐明MACHO的性质方面起着重要作用，MACHO是从LMC微透镜推断的暗种群。我们已经建立了一个截断和张开的最大磁盘模型的LMC是运动学的基础。我们的模型不包括一个nonvirialized组件，如潮汐碎片。我们对自透镜光学深度的上限与从不太复杂的模型中获得的结果非常一致，并且是一个太小的数量级，无法解释100微透镜信号[摘要]。
2000-06-01 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
BeppoSAX observations of the black hole candidates LMC X-1 and LMC X-3
我们描述了BeppoSAX观测的黑洞候选者LMC X-1和LMC X-3在1997年10月进行。这两个源都可以用温度为$\sim 1$ keV的吸积盘谱来模拟。然而，有一些证据表明，在这些温度下，薄的发射组件与厚盘共存。在LMC X-1的方向上，我们检测到一个超过10 keV的显著发射，我们怀疑它来自附近的源PSR 0540-69。对于LMC X-1，我们估计吸收柱密度为$\simeq 6\times 10^{21}$ cm $^{-2}$，几乎是LMC X-3的10倍。在这两种来源中，我们没有发现任何发射或吸收特征的迹象。
1999-04-01 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
Extinction bias of microlensed stars towards the LMC and the fraction of machos in the halo
我们研究了红化对微透镜恒星朝向大麦哲伦星系的影响。如果透镜在大麦哲伦星云的圆盘中，那么源星应该在大麦哲伦星云圆盘的远端或后面。因此，它们应该经历更多的变红和灭绝的尘埃在大麦哲伦星系盘比典型的恒星在直接相邻的视线。我们模拟这种效果在各种模型的LMC恒星和尘埃。我们强调，光学深度不是一个数字，而是一个函数的红度的调查星。我们将讨论如何利用这些影响来约束部分的machos在黑暗的光环。尘埃斑块的效果可以通过在微透镜恒星周围的天空中最小的斑块中使用暗淡的恒星来控制。这可以用哈勃太空望远镜在紫外线下最有效地完成。没有探测到变红的偏差，将强烈支持星系晕中的男子汉。
1999-08-17 astro-ph
Reddening of microlensed LMC stars vs. the location of the lenses
我们提出了一个观测测试，可以打破两个主要类别的微透镜模型麦哲伦云的简并：（a）透镜位于星系晕，（b）透镜位于大麦哲伦星系盘。在后一种（自透镜）模型中的源星往往位于大麦哲伦星云盘的远端或后面，因此在大麦哲伦星云盘中的尘埃比在附近视线中的普通恒星经历更多的变红和消光。显然，这种偏差不会发生在男性光晕透镜模型。我们表明，这种变红效应是在一个水平上容易观察到的目前30个左右的微透镜警报领域，无论是从一个良好的看到网站的多波段测光，或更明确地与紫外线（UV）光谱与空间望远镜成像光谱仪（STIS）。大麦哲伦星云尘埃层后面的恒星应该是紫外线微弱的天体（比大麦哲伦星云中的平均恒星多1等）。HST还可以在透镜源的几个弧秒内分辨出许多暗淡的邻近恒星，从而消除这些拥挤区域的混合，并建立一个变红的地图来控制尘埃的斑块。
1999-10-25 astro-ph
Mass Determination of Black Holes in LMC X-1 and Nova Muscae 1991 from their High-Energy Spectra
我们提供了一个简短的描述的整体运动康普顿化（BMC）模型吸积到黑洞，说明了它的应用程序的观测数据为LMC X-1，新星苍蝇1991年。然后，我们从观测值中提取这些系统的一些物理参数（在BMC模型的上下文中），从GRO J1655-40的结果中绘制，我们以前对此进行了广泛的分析。我们得到的质量估计，（16 +/- 1）太阳质量和质量吸积率在约2爱丁顿单位的LMC X-1，和（24 +/- 1）d_{5.5}和磁盘质量吸积率约3的新蝇1991年[其中d_{5.5}代表的距离在5.5千秒差距单位]。这些估计和以前的估计的基础上动态研究之间的差异进行了讨论。它进一步表明，磁盘的内半径增加的高到低的状态转换在新苍蝇1991年。具体来说，我们的分析表明，内盘半径增加到17斯瓦西半径的过渡到低硬状态发生。
1999-06-16 astro-ph
Black hole X-ray binaries LMC X-1 and X-3: observations confront spectral models
本文根据BeppoSAX卫星的观测结果，对黑洞X射线双星LMC X-1和LMC X-3进行了全面的光谱分析。我们测试多色盘加幂律（MCD+PL）模型和一个新开发的蒙特卡罗模拟为基础的模型Comptonized MCD（CMCD）与球形或板状日冕，通过比较推断的参数与独立的直接测量。虽然所有的模型给出了足够的描述的光谱，我们发现一个显着的差异MCD+PL推断X射线吸收气体柱密度和吸收边缘测量的基础上分散的X射线光谱。MCD+PL与LMC X-1光谱的拟合还需要在BeppoSAX观测期间改变内盘半径，这可能是由于模型中继承的非物理效应。相比之下，具有球冠的CMCD模型给出的盘倾斜角和吸收的预测与直接测量一致，并且仅略微低估了LMC X-3的黑洞质量。该模型解释了BeppoSAX观测范围内LMC X-1的光谱状态演化为吸积率的变化，这导致了内部盘温度和康普顿化不透明度的增加。另一方面，具有板状电晕的CMCD模型在测试中更有问题，因此不推荐。
2005-08-02 astro-ph
Broad-band X-ray spectra of the persistent black hole candidates LMC X-1 and LMC X-3
本文报道了1997年10月用\BS对两个持久性黑洞候选者LMCX-3和LMCX-1的观测结果。LMC X-1的通量可能测量到高达60 keV，但可能与PSR 0540-69混淆。与吸收的圆盘黑体的拟合是不令人满意的，而与幂律的叠加是可以接受的。在观察过程中，消息来源几乎没有变化。然而，在LMC X-1中，某些X射线颜色对强度的依赖是明显的，这表明在观测的后半部分光谱硬化。内盘半径和温度变化，具有在{ \it RXTE}数据中发现的相同（反）相关性（Wilms等人，2000年）。搜索了QPO。在LMCX-3中没有检测到;在LMCX-1中，在0.07 Hz处给出了3 sigma上限（9% rms），这是Ginga发现的QPO的频率。
2000-09-14 astro-ph
The So-Called "Bar" in the Large Magellanic Cloud
为了简单起见，通常假设大麦云云（LMC）的偏心“棒”与大麦哲伦云盘位于同一平面。将这一假设放宽到观测允许的范围，我们可以彻底改变对LMC微透镜事件的解释。我们认为，偏离中心的"酒吧“在大麦云云是一个前景对象略有错位，并从大麦哲伦星系盘的平面偏移。小位移和错位是最近与小麦哲伦云和银河系的潮汐相互作用的结果。这个提议虽然激进，但与大麦哲伦星云的运动学和来自DENIS和2 MASS巡天的近红外恒星计数图是一致的。它没有违反对大麦哲伦星云深度和结构的任何观测限制-特别是所报告的大麦哲伦星云25至50度倾角范围和标准烛光距离模数的东西梯度。对LMC微透镜效应的贡献来自于盘和“棒”中恒星的相互透镜效应，以及盘和“棒”的自透镜效应。这种配置的微透镜光学深度，从自透镜单独的是由EROS和ARMO组报告的观察到的微透镜信号相媲美。可能的意见，建议区分我们的错位，偏移“酒吧”模型和传统的图片偏心，平面酒吧。
2000-09-11 astro-ph
ORFEUS echelle spectra: Molecular hydrogen in disk, IVC, and HVC gas in front of the LMC
在LMC前面，分子氢在0 km/s附近被发现吸收，是当地的盘气体，在中速云中接近+60 km/s，在高速晕云中接近+120 km/s。气体的性质进行了讨论的基础上四个ORFEUS远紫外光谱的LMC恒星，包括从地面和IUE卫星的数据。当地的气体是凉爽的，而且，考虑到只有2.5度的视线范围，相当蓬松。H_2丰度分数的变化范围为log（f）=-5.4 ~-3.3。金属的消耗（Fe高达-1.7 dex）是星系盘气体的典型特征。在IV和HV气体中，中性氧的明显不足表明气体的电离水平约为90%。在HD 269546的IV和HV气体中检测到H_2。在IV气体中，我们发现H_2柱密度为log（N）\simeq 15.6。H_2激发表明，在150 K以下的温度下，视线对云进行了采样。柱密度太小而不能检测更高的UV泵浦激发水平。高速H_2（log（N）\simeq 15.6）是高度激发的，可能暴露在强辐射场中。其激发温度超过1000 K。由于晕气体与银河系盘的径向速度差，未衰减的盘辐射可用于晕中H_2的激发。我们没有发现这种气体起源于星系间的证据;星系和麦哲伦云的起源是可能的。
2000-12-11 astro-ph
Magnitude bias of microlensed sources towards the Large Magellanic Cloud
有证据表明，在大麦云（LMC）方向观察到的一些微透镜事件是由普通的恒星透镜引起的，而不是星系晕中的黑暗Machos。普通恒星的有效透镜效应通常需要沿着大麦哲伦星系盘的视线存在一个或多个额外的恒星聚集。如果在大麦哲伦星系盘后面存在这样的星群，那么源星（对于大麦哲伦星系盘天体的透镜效应）将优先从背景星群中选取，并将显示出与大麦哲伦星系场星的系统差异。其中一个区别是，（透镜）源星将比大麦哲伦星系场星的平均距离更远，这应该反映在它们的表观基线星等上。我们把注意力集中在红团星上：它们在色星等图上的亮度应该比红团星暗十分之几。建议，两个近丛确认的事件之一，MACHO-LMC-1，比丛暗十分之几等。
2000-02-03 astro-ph
RXTE Observations of LMC X-1 and LMC X-3
在所有已知的恒星质量黑洞候选者中，只有LMC X-1和LMC X-3始终显示出由软热成分主导的光谱。本文介绍了1996年12月用Rossi X射线定时探测器（RXTE）对LMC X-1和LMC X-3进行的长时间（170 ksec）观测的结果。光谱可以用一个圆盘黑体加上一个附加的高能幂律来描述。尽管光谱非常软（伽马约为2.5），RXTE还是从LMC X-3探测到了一个能量高达50 keV的重要信号，这是该天体有史以来探测到的最硬能量。专注于LMC X-3，我们目前的结果，从第一年的持续监测活动与RXTE开始于1997年1月。我们表明，该对象的外观变化相当大，在其~ 200天的长周期。这种变化可以用质量传递速率的周期性变化来解释，也可以用类似于Her X-1的旋进吸积盘来解释。
1998-10-06 astro-ph
A Reanalysis of theUltraviolet Extinction from Interstellar Dust in the Large Magellanic Cloud
我们已经重新分析了大麦云云（LMC）的紫外线（UV）消光使用的数据从IUE最终存档。我们的新分析利用了IUE NEWSIPS减少的改进的信号-噪声比，排除红化非常低的恒星，仔细选择匹配良好的比较恒星，并分析了银河系前景尘埃的影响。与以前的研究相比，30 Dor区域和LMC其余部分的平均消光曲线之间的差异减小了。我们发现有一组恒星的2175角很弱。位于或靠近超巨星壳LMC 2所占据的区域的隆起，位于30 Dor的东南侧。LMC 2内外的平均消光曲线在2175 Ang有非常显著的差异。但它们的远紫外线吸收率相似。虽然目前还不清楚LMC 2区域以外的灭绝是否可以用Cardelli，Clayton和Mathis（CCM）的关系拟合，但LMC 2附近的视线由于其弱的2175 Ang而不能用CCM拟合。疙瘩了虽然在LMC中看到的消光特性在银河系中看到的特性范围内，但在银河系中看到的UV消光特性与环境的相关性似乎并不存在于LMC中。
1998-11-03 astro-ph
Identification of the Microlens in Event MACHO-LMC-20
我们报告负责微透镜事件MACHO-LMC-20的透镜的识别。作为一个\textit{Spitzer} /IRAC计划进行中红外线后续的OMO大麦云微透镜领域的一部分，我们发现了一个显着的流量过剩的位置的源星为这一事件。这些数据，结合高分辨率近红外\textit{Magellan} /PANIC数据，使我们能够将该透镜归类为银河系厚盘中的早期M矮星，距离为$\sim 2$ kpc。这只是第二个微透镜已被确定，第一个也是一个M矮星的磁盘。总之，这两个事件仍然与银河系薄盘和厚盘中附近恒星作为透镜的预期频率一致。
2006-09-21 astro-ph
Distances to Populous Clusters in the LMC via the K-Band Luminosity of the Red Clump
我们目前的结果，从研究的距离和分布的样本中的大麦云的中间年龄集群。利用CTIO 4 m上的ISPI深近红外测光，我们测量了17个大麦哲伦星系团中核心燃烧氦的红团簇星的K波段视星等。我们结合集群的年龄和金属丰度与Grocholski和Sarajedini的工作，预测每个集群的绝对K波段红团星等，从而计算绝对集群距离。对这些数据的分析表明，星团的分布与大麦哲伦星系的厚而倾斜的盘状几何形状（由其场星定义）非常一致。我们还发现，老的球状星团遵循相同的分布，这表明大麦哲伦星云的盘形成的时间与球状星团相同，大约13 Gyr前。最后，我们用我们的星系团距离结合盘的几何形状来计算到LMC中心的距离，我们发现（m-M）o = 18.40 +/- 0.04_{ran} +/- 0.08_{sys}，或Do = 47.9 +/- 0.9 +/- 1.8 kpc。
2007-05-14 astro-ph
Highly ionised plasma in the Large Magellanic Cloud: Evidence for outflows and a possible galactic wind
通过对大麦云星云（LMC）中四颗热恒星的FUSE和HST/STIS E140 M光谱中观测到的星际高电离物质C IV、Si IV、N V和O VI的分析，我们发现了一个热的大麦哲伦星云晕的证据，该晕是由大麦哲伦星云盘的高能外流甚至可能是大麦哲伦星云的星系风所供给的.这种外流的特征是相对于在高离子和低离子吸收剖面中观察到的LMC盘的中高速分量（v_LSR>100 km/s）。恒星环境产生了与LMC盘相关的C IV和Si IV的强窄（T<20，000 K）成分;特别是它们可能是H II区和膨胀壳层的特征。在C IV、Si IV和O VI的分布图中观察到宽分量，其宽度意味着在100，000 K的几倍温度下的热的碰撞电离气体。在大麦哲伦星云和高速成分的O VI/C IV比值中有惊人的相似性，这表明在v_LSR>100 km/s时的大部分物质与大麦哲伦星云有关。高速分量的速度大到足以完全逃离大麦哲伦星系，污染大麦哲伦星系和银河系之间的星系际空间。所观察到的宽LMC和高速组件的高离子比与导电界面中产生的那些一致;这种模型也有利于高和弱电离物种之间的明显运动学耦合。
2007-02-16 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 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
Testing Hydrodynamic Models of LMC X-4 with UV and X-ray Spectra
我们比较了LMC X-4 X射线双星系统的流体动力学模型的预测与哈勃空间望远镜上的GHRS和STIS光谱仪的UV P Cygni线的观测。流体动力学模型确定的密度和速度场的恒星风，风压缩盘，吸积流，开普勒吸积盘，和吸积盘风。我们使用蒙特卡罗代码来确定的UV P天鹅座线的轮廓模拟的辐射转移的紫外光子，起源于恒星上，并在风中散射。预测的定性轨道变化与观测到的相似，尽管该模型未能再现强烈的轨道不对称性（观测到的吸收在phi>0.5时最强）。该模型预测日食中期的X射线光谱，几乎完全是由于康普顿散射，与一个因素4比ASCA观察到的流量少。我们讨论了如何可能需要改变模型来解释系统的光谱变异性。
2000-12-25 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
Is the Large Magellanic Cloud a Large Microlensing Cloud?
给出了大麦哲伦星系薄盘在较大尺度高度处被恒星罩包围时的自透镜光学厚度的表达式。该公式是根据薄圆盘总体的垂直速度色散来写的。如果潮汐强迫导致1- 5%的盘质量高度大于6 kpc，10- 1 - 5%的盘质量高度大于3 kpc，则大麦哲伦星云的自透镜光学深度为$0.7 - 1.9 \times 10^{-7}$，这在观测不确定性范围内。如果明亮的恒星不处于恒星流体动力学平衡状态，那么这些恒星可能构成了这个罩子。或者，罩可以由低质量恒星或紧凑型物体建造，尽管这样的自透镜光学深度被高估了大约3倍的真实光学深度。事件的时间尺度分布及其在LMC盘面上的空间变化提供了识别主导透镜群的可能性。在有利的情况下，不到5年的实验寿命足以在银河系晕和LMC透镜的竞争声明之间做出决定。然而，LMC盘有时可以模拟星系晕的微透镜特性多年，然后几十年的调查工作是必要的。在这种情况下，视差或二元焦散事件的观测为当前的实验推断透镜群提供了最好的希望。难以区分的模型是透镜部分很低（<10%）的银河系晕和由典型质量的低光度恒星或更大质量的透镜组成的脂肪化LMC盘。下一代广域微透镜调查，如拟议中的"超级MACHO“实验，将能够用一两年的数据区分这些困难的模型。
1999-09-15 astro-ph
XMM-Newton RGS spectroscopy of LMC X-3
利用XMM-牛顿反射光栅光谱仪测量了黑洞双星LMC X-3的软X射线光谱。观测结果涵盖了LMC X-3中看到的光谱状态的全部范围。光谱完全由连续辐射控制，从O I边缘测量的中性吸收柱（NH = 3.8 + 0.8 - 0.7 10^20 cm^-2）与朝向LMC X-3的银河系星际柱密度一致。我们没有发现中性吸收柱的变化的证据。我们还使用O II - O VIII K壳层共振线的等效宽度上限来约束电离柱密度：我们发现，O部分电离的气体的等效氢柱密度小于8 10^20 cm^-2。从这个上限，我们可以排除线驱动的恒星风作为LMC X-3的X射线发射的动力源，除非它是暗淡的。在波长longward的峰值发射的光谱形状是很好地描述了多温度磁盘黑体光谱，在较短的波长占主导地位的幂律分量不继续longward的磁盘黑体峰值。这意味着多温度盘黑体组件提供的种子光子是康普顿上散射的热日冕，符合标准范例的黑洞X射线二元光谱状态。
2003-07-24 astro-ph
Depth estimation of the Large and Small Magellanic Clouds
我们利用光学引力透镜观测和麦哲伦云测光观测的红团星来估计云的深度，并利用观测到的红团星星等和颜色分布的色散来估计云的深度。云内部变红和测光误差。观测到的视线深度色散范围为0.023等至0.45等（深度500秒差距至10.4千秒差距）和0.025至0.34等（深度670秒差距至9.53千秒差距）。LMC棒的深度剖面表明它是张开的。棒区域的平均深度为4.0 $\pm$ 1.4千秒差距。北盘被发现有深度（4.17 $\pm$ 0.97 kpc）比盘的南部大（2.63 $\pm$ 0.8kpc）。东西盘之间没有深度变化的迹象。盘的平均深度为3.44 $\pm$ 1.16 kpc。在SMC的情况下，钢筋深度（4.90 $\pm$ 1.23 kpc）和磁盘深度（4.23 $\pm$ 1.48千秒差距）大麦哲伦星云的一个显著特征是在光学中心附近深度增加，大麦哲伦星云棒和北盘的大色散估计表明，大麦哲伦星云LMC的晕（使用RR型天琴座星）比盘/棒有更大的深度，这支持了LMC内晕的存在。另一方面，对于SMC棒区，晕（RR型天琴座星）和盘的估计深度相似。因此，增加的深度和增强的恒星以及光中心附近的HI密度表明SMC可能有一个凸起。
2009-02-02 astro-ph
A New (Old) Component of the Galaxy as the Origin of the Observed LMC Microlensing Events
我们提出了一个新的银河系的组成部分，可以占的光学深度和事件持续时间获得的微透镜调查朝向大麦云。这一成分与最近的证据相一致，即在哈勃深场的自行研究中发现了大量微弱的白矮星，这不能用圆盘或球体中的恒星来解释。这个新的组成部分（大部分）由分布在一个高度延伸（非常厚）的盘状结构中的老白矮星组成。它超越了传统的薄和厚的磁盘，但在黑暗中，大致球形的CDM光环。该组件的总质量为$\sim 7-9 \times 10^{10} M_\odot$。我们认为，这样一个组成部分是合理的，自然的，符合各种观测，许多问题与一个显着的光环人口的白矮星得到改善。
1999-11-09 astro-ph
Evidence for Companion-Induced Secular Changes in the Turbulent Disk of a Be Star in the LMC MACHO Database
CNOO LMC数据库（FTS ID 78.5979.72）中蓝色变量的光变曲线在约4年内几乎不变（准平坦段），但随后迅速变为周期性，在剩余4年内具有噪声极小值（周期段）;没有渐进接近这种变化的先前迹象。Lomb周期图分析表明，在准平坦段和周期段中存在两个不同的周期，约61天和8天。周期段的极小值至少占轨道周期的50%，并包含8天周期的光尖峰;最大值不显示这个短周期。该系统通常显示最大值比最小值更红。最新的OGLE-III光变曲线显示只有30天的周期。该变星的V和R星等和颜色是Be星的星等和颜色，最近的几组近红外光谱（相隔四天）显示H-α发射接近最大值，证实了它的Be星特征。最适合光度行为的模型由一个薄的环状低质量的星周盘组成，它有四个模糊的扇区，以61天的周期一致地绕着中央B星旋转。中央恒星通过四个扇形之间的三个等间距的分离进行凝视，产生了8天的周期。圆盘的其余部分含有氢，使最大值看起来更红。一颗质量较低的伴星在倾斜且高度偏心的轨道上，在其近星点附近产生一个脉冲扰动，改变盘的方向，在大约10天内将日食从部分变为完全。
2005-12-26 astro-ph
Effect of the Magellanic Clouds on the Milky Way disk and VICE VERSA
星-盘相互作用从两个方面限制了晕的性质：（1）物理参数激发了在存在大质量晕的情况下可观测的银河系盘结构的激发，尽管晕参数的精确限制是依赖于星系的;（2）相反，银河系作为一个整体对LMC结构有显著的动力学影响，这种相互作用也导致了晕限制。总之，这些情景有力地证实了我们目前对引力质量的估计，并表明LMC正在迅速演变。
1998-11-12 astro-ph
A Chandra Spectroscopic Survey of Persistent Black Hole Candidates
本文介绍了钱德拉X射线天文台高能透射光栅对持久性黑洞候选者的观测结果。来源包括LMC X-1，LMC X-3，GRS 1758-258和Cyg X-1。随着1E1740.7-2942的发表结果，我们已经完成了这样的系统的高分辨率光谱调查。观测到的LMC X-1和LMC X-3的X射线光谱没有显示出突出的离散特征，而在GRS 1758-258的光谱中检测到吸收边（Mg K和Si K）。这些边缘很可能是星际起源。在大多数情况下，X射线连续谱可以很好地描述的模型，往往采用低分辨率的研究黑洞候选人：一个多温盘光谱加上康普顿化组件。然而，这两个组成部分的相对贡献在不同来源之间差异很大。例如，LMC X-1和GRS 1758-258只有圆盘成分，而其他源则需要康普顿化成分。我们讨论了一般性的问题，获得磁盘参数从建模X射线连续。
2002-07-27 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
Magellanic Cloud Structure from Near-IR Surveys I: The Viewing Angles of the LMC
我们提出了一个详细的研究视角的LMC盘平面。我们发现，我们的观察方向与普遍接受的值有很大的不同，这对LMC的结构有重要的影响。讨论的基础上的空间变化的分析，在近红外颜色星等图中提取的DENIS和2 MASS调查的功能的视星等。正弦亮度变化的峰到峰的幅度约为0.25 mag的检测作为位置角的函数，为AGB和RGB星。这自然被解释为距离变化的结果，因为LMC平面的一侧比相对侧更靠近我们。斜面的最佳拟合几何模型产生倾角i = 34.7 +/-6.2度和节点线位置角θ = 122.5 +/-8.3度。有初步的证据表明，大麦哲伦星系盘平面可能是翘曲的。传统的方法来估计节点线的位置角已经使用在天空上的示踪剂的空间分布的长轴位置角Theta_maj，或者速度场中的最大梯度线的位置角Theta_max，给定对于圆盘Theta_maj = Theta_max = Theta。本研究不依赖于圆对称的假设，是相当准确的比以前的同类研究。我们发现，节点线的实际位置角与Theta_maj和Theta_max都有很大的不同，测量值在140-190度的范围内。这表明LMC盘的固有形状不是圆形，而是椭圆形，如论文II中进一步讨论的那样。[删节]
2001-06-28 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
A new component of the Galaxy as the origin of the LMC microlensing events
我们提出了一个新的银河系的组成部分，可以占的光学深度和事件持续时间的微透镜搜索针对大麦云。这一部分，占不到总暗物质晕质量的4%，主要由分布在星系盘之外的老白矮星组成，但位于暗物质晕内。这与最近的证据相一致，即在哈勃深场的自行研究中发现了大量的白矮星，这些白矮星不能用圆盘或球体中的恒星来解释。此外，它回避了所有目前的观测约束，限制了白矮星的光环人口。
2000-04-28 astro-ph
Variable Stars in the Large Magellanic Cloud: Discovery of Extragalactic W UMa Binaries
为了寻找快速变星，我们连续两个晚上观测了大麦哲伦星系盘中的一个场。我们发现了两颗RRab型和δ Sct型脉动星，四颗双星，其中一颗在LMC蓝主序星之下sdB或CV型，以及MS上的三颗非常接近的双星系统。MS双星中至少有一颗，可能是所有三颗，都是第一太阳型（W UMa型）接触双星，在任何河外星系中被探测到，并被观察到遵守与银河系相同的Mv = Mv（log P，B-V）校准。考虑到微弱星等下的小振幅所产生的选择效应，这种双星在LMC星盘中的频率与其在人口年龄上的巨大分布并不与我们银河系的星盘不一致，并且与早期对更年轻的LMC星团LW 55的观测中发现的双星缺乏形成对比。
2005-10-19 astro-ph
Ionization Cone in the X-ray Binary LMC X-1
在早期的一篇论文中，我们提出了第一个证据，证明在X射线双星LMC X-1周围有一个弓形激波星云，其尺度约为15 pc，我们认为它是由一个与吸积盘有关的喷流提供动力的。我们现在提出的第一个证据，电离锥延伸从一个X射线双星，一个现象，只有在活动星系核（AGN）的日期。在HeII 4686/Hbeta和[OIII]5007/Hbeta线比图中检测到的电离锥与从弓形激波星云推断出的喷流方向一致。圆锥体的开口角约为45度，径向范围约为3.8 pc。由于HeII的辐射不能用伴星O来解释，电离锥中的气体必须暴露在“裸露的”吸积盘中，从而使我们能够对不可观测的电离光谱加以限制。电离锥的能量学为LMC X-1中的“紫外软X射线”（XUV）过剩提供了明确的证据。任何试图将硬X射线光谱（> 1 keV）与传统的吸积盘模型相匹配的尝试都无法解释这种XUV成分。我们提出了两个可能的来源观察到的各向异性：（1）被尘埃环面，或（2）喷吹孔周围的包层的星周吸收材料的遮蔽。我们讨论了我们的发现的背景下，吸积到黑洞的质量标度假说的影响，并为未来的研究提出了途径。
2008-09-12 astro-ph
Magellanic Cloud Structure from Near-IR Surveys II: Star Count Maps and the Intrinsic Elongation of the LMC
我构建了一个近红外恒星计数图的LMC和证明，使用的视角，在纸I，LMC本质上是细长的。我认为这是由于来自银河系的潮汐力。利用2 MASS和DENIS巡天的近红外数据生成RGB和AGB星的星数图，并通过椭圆拟合进行解释。径向数密度分布近似为指数分布，尺度长度为1.3-1.5 kpc。然而，在大半径处有一个多余的密度，这可能是由于银河系的潮汐效应。对于r > 5度，位置角和椭圆率分布收敛于PA_maj = 189.3 +/-1.4度和PA_maj = 0.199 +/-0.008。在大半径处，星数轮廓的中心向平面的近侧漂移，这可能是由于观察视角而无法理解的。PA_maj与节点线位置角Theta不同的事实= 122.5 +/- 8.3（参见。论文I）指出LMC盘不是圆形的，而是具有0.31的固有椭圆率。大麦哲伦星系在银河系中心的大致方向上被拉长，并且垂直于麦哲伦流和大麦哲伦星系质心的速度矢量被拉长。这表明大麦哲伦星系的伸长是由银河系的潮汐力引起的。节点线的位置角不同于最大视线速度梯度的线的位置角Theta_max：Theta_max - Theta = 20-60度。这可能是由于：（a）在拉长的圆盘中沿着非圆形轨道流动;（b）大麦哲伦星系质心横向运动的不确定性;（c）大麦哲伦星系圆盘绕银河系运行时的岁差和章动（理论上是可以预期的）。[摘要]
2001-06-28 astro-ph
On the self-consistent physical parameters of LMC intermediate-age clusters
大麦哲伦星系团是简单恒星星族（SSP）的独特模板，对于校正描述积分光的模型以及检验恒星演化理论至关重要。考虑到这一点，我们分析了HST/WFPC 2（V，B-V）的颜色星等图（CMD）的15个人口稠密的LMC集群的年龄之间的~0.3 Gyr和~4 Gyr使用不同的恒星演化模型（Padova，PEL或比萨，BaSTI或Teramo）。遵循Kerber，Santiago & Brocato（2007）描述的方法，我们通过将观测到的CMD与合成的CMD进行比较，确定了每个集群的准确和自洽的物理参数（年龄，金属丰度，距离模量和红化）。我们发现，由于恒星演化模型的选择和对流核过冲的处理，物理参数的显着趋势。在一般情况下，模型，包括超调比那些不提供更可靠的结果。与文献中的结果比较表明，我们推导的金属丰度与红巨星光谱的结果吻合得很好。我们还证实，独立于所采用的恒星演化库，恢复的三维分布这些集群是一致的厚盘大致对齐的LMC磁盘所定义的场星。最后，我们还提供了到LMC中心的距离模量的新估计，这与规范值18.50略微一致。
2008-09-23 astro-ph
Line of sight depth of the Large and Small Magellanic Clouds
我们利用光学引力透镜实验（OGLE II）巡天和麦哲伦云测光巡天（MCPS）的红色团块星来估计视线深度。观测到的红团星的星等和颜色分布的色散，在校正了其他影响的贡献后，被用来估计视线深度。由于深度的原因，这种色散的范围从可以估计的最小色散到0.46 mag（500 pc到10.44 Kpc的深度）。在SMC的情况下，色散范围从最小色散到0.35等（深度为665秒差距至9.53千秒差距）。LMC棒的厚度剖面表明它是扩口的。沙洲区域的平均深度为4.0 $\pm$ 1.4千秒差距。LMC的晕（使用天琴座RR星）被发现有更大的深度相比，磁盘/酒吧，这支持存在的内晕的LMC。LMC柱和盘估计的大深度表明LMC可能有轻微的合并。在SMC的情况下，发现棒深度（4.90 $\pm$ 1.23 Kpc）和盘深度（4.23 $\pm$ 1.48 Kpc）在标准差范围内。我们发现的证据增加深度附近的光学中心（高达9千秒差距）。另一方面，估计的深度晕（RR Lyrea星）和磁盘（RC星）的酒吧区的SMC被发现是相似的。因此，增加的深度和增强的恒星以及光中心附近的HI密度表明SMC可能有一个凸起。
2008-09-16 astro-ph
The Nature of the Galactic Dark Matter
建立了银河系和大麦哲伦星系的晕模型，并用于分析微透镜数据集。LMC条、盘和晕中的偏转器为微透镜提供了$\sim 2 \times 10^{-7}$的光学深度。银河系盘和晕中的偏折器贡献了$\sim 5 \times 10^{-7}$。星系晕中暗天体的范围、扁率和速度各向异性尚不清楚。因此，至关重要的是要分析微透镜数据集与家庭的模型，跨越这些结构参数的可行范围。同样不确定的是银河系盘对当地圆周速度的贡献，这影响了星系晕的标准化和大小。尽管存在所有的未知数，但一个强有力的结论是，银河系和LMC晕不可能主要由质量范围为$10^{-7} \, \msun$ - $0.1 \, \msun$的天体构成。相比之下，银河系和大麦哲伦星系晕的重子质量分数的计算对所采用模型的细节非常敏感。该参数不受现有数据集的限制。特别是，晕仍然有可能完全是重子的，并且由高质量的致密物体组成，比如$10^6\, \msun$星系团或黑洞。
1995-10-04 astro-ph
Self-Lensing By A Stellar Disk
本文导出了大质量致密天体（Machos）对圆盘中恒星的引力透镜的光学深度$τ$的一般表达式。对于更严格的情况下，磁盘是自引力和恒星和Machos有相同的分布函数，我发现$τ= 2\VEV{v^2}/c^2\sec^2 i$其中$\VEV{v^2}$是质量加权垂直速度色散，和$i$是倾角。这个结果不依赖于任何关于速度分布的假设。作为一个例子，如果大麦云（LMC）中的恒星解释了观测到的光学深度$τ\sim 8\times 10^{-8}$，那么$v\gsim 60\,\kms$。这比已知LMC种群的测量分散度大得多。
1994-08-01 astro-ph
The complete Z-diagram of LMC X-2
我们目前的结果，从四个罗西X射线定时探测器（RXTE）的明亮的低质量X射线双星LMC X-2的观测。在这些历时一年的观测中，包括超过160小时的数据，源在其硬度-强度和颜色-颜色图上通过三个分支表现出明显的演变，与Z源的耀斑，正常和水平分支（FB，NB，HB）一致，并且与GX 17+2，Sco X-1和GX 349+2的Z轨迹非常相似。在FB、NB和HB中观察到LMC X-2的时间分别约占总时间的30%、40%和30%。震源在约1天内追踪出Z的全部范围，并且Z轨迹显示出在超过几天的时间尺度上的长期变化的证据。虽然LMC X-2的计数率较低，与其他已知的Z-源，由于其较大的距离，由分支选择的功率密度谱显示出很低的频率噪声特性，至少与其他Z-源一致。因此，我们确认LMC X-2是一个Z源，这是我们银河系以外的第一个Z源。
2003-03-06 astro-ph
Structure of the Large Magellanic Cloud from 2MASS
我们得到的结构参数和证据扩展潮汐碎片的恒星计数和初步的标准烛光分析的大麦云云的基础上两微米全天巡天（2 MASS）数据。全天覆盖和K_s的低消光为LMC的结构分析提供了理想的样本。年轻人和老年人的星数表面密度和投影倾角与以前的工作是一致的。我们使用全区域覆盖和大的LMC直径银心距离比来推断基于透视的盘倾角的相同值。基于窄颜色范围（1.6<J-K_s<1.7）的碳长周期变量（LPV）样本的标准蜡烛分析允许我们沿着视线探测LMC的三维结构。碳LPV在选定的领域中的固有亮度分布意味着该颜色切割的$σ_M\simlt 0.2^m$。样品提供LMC盘倾斜度的{ \it直接}测定：$42.3^\circ\pm 7.2^\circ$。光度分布的不同特征表明有几个不同的种群。我们解释这是一个扩展的恒星组成部分的大麦哲伦星云，这可能是厚达14千秒差距，并在大约15千秒差距从大麦哲伦星云的潮汐碎片干预的存在。
2000-03-14 astro-ph
Protostars, Dust Globules, and a Herbig-Haro Object in the LMC Superbubble N51D
利用斯皮策太空望远镜和哈勃太空望远镜对N51 D超气泡的观测，我们在尘埃球中发现了三个年轻的恒星天体（YSO），并首次在银河系外发现了赫比格-哈罗天体。这些YSO的光谱能量分布表明年轻的大质量恒星与磁盘，信封，和外流腔。星际条件被用来评估恒星的形成是自发的还是由外部压力引起的。
2005-11-18 astro-ph
Hysteresis of spectral evolution in the soft state of black-hole binary LMC X-3
本文报道了黑洞双星LMC X-3的X射线光谱与光度之间的滞后现象。我们的观测，与罗西X射线定时探测器上的正比计数器阵列，发生完全在软光谱状态，占主导地位的光谱分量，很好地拟合了一个圆盘黑体。一个幂律分量被认为是只有在时间时，光盘黑体的光度下降。在这些时候的X射线光度与在瞬变系统（X射线新星）中看到的相当，当它们在爆发结束时返回到硬态时。我们的观测结果可能代表了向硬态的部分跃迁; Wilms等人（2001）已经在这个系统中看到了完全的跃迁。如果它们与瞬态中的软到硬转变有关，那么它们表明滞后效应可以在没有完全状态转变的情况下出现。我们讨论了这些意见的背景下，早期的观察滞后内的硬态的二进制1 E 1740.7-2942和GRS 1758-258和有关出版的解释滞后瞬变。
2007-07-20 astro-ph
Physical parameters of 15 intermediate-age LMC clusters from modelling of HST colour-magnitude diagrams
分析了15个年龄在~ 0.3 Gyr ~ 3 Gyr之间的人口众多的大麦云（LMC）星团的HST/WFPC 2色星等图（CMD）。这些（V，B-V）CMD在光度上是均匀的，并且典型地达到V22。准确和自洽的物理参数（年龄，金属丰度，距离模量和红化）提取每个集群通过比较观察到的CMD与合成的。这些测定涉及主序列基准线和红色团块位置的同步统计比较，提供了客观和可靠的标准来确定最佳模型。该模型探讨了一个规则的网格中的参数空间所涵盖的文献中发现的先前的结果。一般来说，最好的模型显示出令人满意的数据拟合，以及约束每个集群的物理参数。我们推导出的年龄-金属丰度关系比文献中发现的相同的集群的类似结果提出了一个较低的蔓延。我们的研究结果是根据公布的年龄最古老的集群，但揭示了可能低估的年龄由以前的作者为最年轻的集群。我们的金属丰度的结果一般同意的基础上的巨星光谱和最近的工作涉及CMD分析。最可靠的解决方案所暗示的导出的距离模量与变红值相关，正如预期的那样，从不可忽略的三维分布的集群内的LMC。这些星系团的空间分布与大麦哲伦星系盘大致一致，也比最近的数值预测更加分散，表明它们不是在大麦哲伦星系盘中形成的。在这里得到的年龄和金属丰度的集合可以用来校准应用于遥远星系的综合光研究。
2006-10-27 astro-ph
The Star Formation Histories of Two Northern LMC Fields
本文介绍了大麦哲伦星云北盘两个观测场的地基UBV测光。计算出这些场的距离模为（m-M）_0 = 18.41 ± 0.04，消光系数为A_V = 0.30 ± 0.05。大麦哲伦星系可测量的恒星形成历史开始于不超过12 Gyr前，有一个[Fe/H] = -1.63 +/- 0.10的强烈恒星形成插曲，约占大麦哲伦星系前3 Gyr恒星形成总量的一半。这些数据并没有给出中间年龄的准确恒星形成率，但这些区域的恒星形成率最近似乎有所增加，大约从2.5 Gyr前开始，该区域目前的金属丰度为[Fe/H] = -0.38 +/- 0.10。这两个区域在2亿年前的恒星形成率非常相似，其中一个区域的恒星形成率大幅增加。
1999-10-28 astro-ph
Kepler Rotation Effects on the Binary-Lens Microlensing Events
研究了透镜双星的开普勒自转对双星微透镜事件向大麦云云和小麦哲伦云的演化过程的影响。发现当透镜双星处于LMC盘或SMC盘时，旋转效应并不总是可以忽略，当它们是自透镜的时候因此，我们认为，如果朝向晕的微透镜事件是自透镜事件，那么在分析未来双星事件时就有必要考虑旋转效应。作为一个例子，我们重新检查的1990年LMC-9事件，其中透镜双星的横向速度慢，表明在LMC盘微透镜事件。通过简单的分析，证明了总质量为$\sim 1M_{\odot}$的透镜双星在爱因斯坦半径交叉时间内的转动大于$\sim 60^{\circ}$。然而，用一个额外的参数，旋转周期，对LMC-9的拟合表明，旋转效应很小，即，在爱因斯坦半径交叉时间期间，投影旋转角仅为$\sim 5.9^{\circ} (M/M_{\odot})^{1/4}$。这个矛盾可以解决，如果物理参数，如质量和速度，是不同的，在这个事件中，双星是近侧，或双星是非常偏心的，虽然不能从这个单一的事件得出明确的结论。如果朝向晕圈的微透镜事件是由于自透镜化，则旋转效应对其重要的二进制事件将增加，并且将获得对透镜性质的更强约束。
1999-10-19 astro-ph
Contribution of the Large Magellanic Cloud to the Galactic Warp
用N体模拟研究了大麦哲伦星系、星系晕和星系盘之间的多尺度相互作用，得到了精确的星系翘曲激发振幅。银河系模型的构建是最现实的，以满足现有的观测约束条件的本地圆速度，质量，表面密度和厚度的磁盘，质量和大小的凸起，当地密度的晕物质在太阳半径，质量和轨道的LMC。通过使用混合算法（SCF树），我已经成功地跟踪了数百万个粒子的演化。轨道卫星激发密度增强作为尾流，尾流对盘施加潮汐力。由于来自晕中尾流的附加扭矩，诱导翘曲的振幅比[hunt1969]的经典估计大得多，后者只考虑了来自LMC的直接扭矩。在大晕模型中得到的m= 0，1，2弯曲的振幅与银河系中观测到的振幅有很好的一致性。这一结果使大麦哲伦星系成为银河系弯曲起源的可能候选者。然而，我们的小晕模型在所有的谐波模式中只产生弱的扭曲。因此，即使在激发经线的相互作用方案中，光晕仍然对经线的激发有显着的影响。
2002-08-13 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
