Milky Way potentials in CDM and MOND. Is the Large Magellanic Cloud on a bound orbit?
我们计算了不同冷暗物质（CDM）模型下的银河系势，并与修正的牛顿动力学（MOND）框架进行了比较。我们计算了各种模型中的势轴比，发现MOND势中的等势球比CDM势中的等势球小。作为这些模型的一个应用，我们预测的逃逸速度作为在银河系中的位置的函数。这可能有助于与计划中或已经进行的运动学调查（RAVE、SDSS、SEGUE、SIM、GAIA或超高速恒星调查）的未来数据进行比较。此外，预测逃逸速度与最近测量的大麦云（LMC）的高自行速度进行了比较。为了将大麦哲伦星系绑定到MOND模型中的银河系，同时仍然与RAVE测量的太阳位置处的局部逃逸速度兼容，我们证明了需要小于$0.03 a_0$的外场模量。
2008-03-06 astro-ph
Is the dark matter halo of the Milky Way flattened?
我们进行了一个扩展的分析的参数空间的相互作用的麦哲伦星系与银河系（MW）。变化的参数包括相空间参数，质量，结构，和方向的麦哲伦云，以及平坦的暗物质晕MW。分析是通过一个专门采用的优化代码来完成的，该代码搜索数值模型与Bruens等人（2005）的麦哲伦星系详细HI图之间的最佳匹配。应用的搜索算法是一种遗传算法结合的代码的基础上快速，但近似的限制N体方法。通过这个，我们能够分析超过10^6个模型，这使得这项研究成为麦哲伦系统最广泛的研究之一。在这里，我们集中在轴对称MW暗物质晕势的平坦化q，这是在0.74<=q<=1.20的范围内研究。我们发现，创建一个拖尾（麦哲伦流）和领先的流（领先的手臂）是一个相当常见的功能的麦哲伦系统MW相互作用，这样的结构在整个范围内的晕平坦值建模。然而，重要的差异之间存在的模型，有关密度分布和运动学的HI，也麦哲伦系统的动力学演化。对中性氢的模拟分布和观测分布之间的总体一致性的详细分析表明，假设银河系的扁圆（q<1.0）暗物质晕的模型比具有其他晕结构的模型更能满足HI观测的要求。
2006-08-11 astro-ph
Effect of the Milky Way on Magellanic Cloud structure
分析模型和n体模拟的结合表明，大麦云（LMC）的结构演化是由它与银河系的动力学相互作用主导的。虽然在某种程度上是预期的，但参与的范围具有重大的观测后果。首先，大麦哲伦星系盘的轨道被扭转出盘平面，使盘变厚，形成一个球体。力矩的结果直接强迫银河系潮汐，间接，从LMC磁盘和它的晕之间的阻力导致的LMC磁盘的诱导岁差。后者是一种新报道的机制，可以影响所有的卫星互动。然而，总的扭矩不能各向同性的恒星轨道和他们的运动学仍然是盘状。这样的运动学签名观察到几乎所有的LMC人口。扩展磁盘分布预计将增加对LMC的微透镜。其次，在此过程中，磁盘的结合能缓慢下降，膨胀并为随后的潮汐剥离准备外部区域。由于潮汐剥离碎片将在空间上扩展，剥离星的分布比HI麦哲伦流更广泛。这与气体流中恒星密度的上限是一致的，并提出了一种不同的探测剥离恒星的策略。最后，通过n体模拟预测了几个LMC轨道上的质量损失，碎片从潮汐边界延伸到数十千秒差距。虽然被剥离的恒星的整体空间密度很低，但最近有报道称可能存在这样的干预人口，并且可以使用2MASS进行检测。
1999-05-25 astro-ph
Rotation of the Disk of the Large Magellanic Cloud
这篇论文已经被撤回了
2007-08-26 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
Reddening law and interstellar dust properties along Magellanic sight-lines
研究表明，SMC、LMC和银河系的消光曲线服从相同的消光规律，即只依赖于2200 A凸点的大小和一个参数，并推广了Cardelli、Clayton和Mathis（1989）的关系。这表明，所有三个星系的灭绝是相同的性质。在所有的可见光/紫外线波长范围内，特别重要的SMC，但也存在于LMC和银河系中的线性红化法律的作用，也突出和讨论。
2007-09-06 astro-ph
The Origin of the Magellanic Stream
简短摘要：我们提出了旨在严格测试麦哲伦流起源模型的数值研究。最先进的模型是潮汐模型，它不能再现潮汐的几个特性。我们提出了一个替代模型的流的起源，它可以解释所有的观察到的功能和动力学，以及提供一个强大的约束气体的分布在银河系的晕。我们提出，该流由物质组成，这些物质是在其最后一次通过银河系的扩展电离盘时从麦哲伦系统中被冲压压力剥离的。这次碰撞发生在大约5亿年前，距离银河系中心约65 kpc，并将束缚最少的HI的$\sim 20$扫入银河流。柱密度最低的气体失去了最多的轨道角动量，目前处于流的尖端，已经下降到距离银河系$\sim 20$ kpc的地方，达到了200 \kms的负速度。为了防止被剥离的物质引导麦哲伦云并获得过大的下落速度，我们假设银河系周围存在扩散电离气体的扩展稀释晕。如果晕气体处于银河系势阱的维里温度，它的热辐射将贡献$\sim$ 40%的观测到的0.5-1.0 keV（M）波段的漫射背景辐射，与最近的ROSAT测量以及脉冲星色散测量相一致。柱塞压力汽提
1994-01-07 astro-ph
Symbiotic Stars in the Magellanic Clouds
给出并讨论了LMC和SMC中共生双星的轨道周期和其它参数。特别是，在MC的共生星与银河系中的比较。
2004-02-24 astro-ph
The Proper Motion of the Magellanic Clouds: The UCAC2-Hipparcos Inconsistency
利用USNOCCD全天星表（UCAC 2）测量了两个麦哲伦云的平均自行。适当选择的LMC群体的自行运动（<μRA>，<μ DEC>）~（+0.84，+4.32）显著高于目前公认的类Hipparcos值（<μRA>，<μDEC> ~（+1.94，-0.14））。SMC的<μRA>值也较高。有趣的是，UCAC 2大麦哲伦星系的平均自行与文献中唯一的工作（Anguita et al. 2000）非常吻合，指出麦哲伦星云与银河系的相互作用是未结合的。尽管如此，UCAC 2自行的含义很难与我们今天对云-星系相互作用的理解相协调，除非我们假设一个更大质量的银河系。因此，虽然没有发现系统误差的来源，但最有可能的是UCAC 2星表有一个尚未确定的系统误差，导致UCAC 2和依巴谷的麦哲伦云结果不一致。
2005-04-18 astro-ph
New Models for a Triaxial Milky Way Spheroid and Effect on the Microlensing Optical Depth to the Large Magellanic Cloud
我们得到的数据的基础上，由纽伯格和Yanny的三轴银河系球体模型。最适合的数据发生在一个球体中心，从银河系中心移动了3 kpc。研究了三轴度对大麦云云微透镜光学深度的影响。光学深度可以用来确定大质量致密晕天体（MACHO）的数量;较大的球体贡献意味着较少的MACHO。一方面，三轴性使我们和大麦哲伦星云之间的视线上产生更多的球体质量，从而产生更大的光学深度。然而，移动球体中心会导致另一个方向的效果：球体中心的最佳拟合是远离LMC的视线。因此，这两种效应趋于抵消，使得由于Newberg/Yanny三轴晕引起的光学深度的变化至多为50%。在我们考虑的四个模型中减去球体的贡献后，如果假设MACHO合作观测到的所有过量透镜事件都是由于MACHO，那么MACHO对星系晕质量的贡献（中心值）在8- 20%之间变化。这里的最大值是由于原始的CNOO协作结果，最小值在数据中的1 sigma误差水平下与0%一致。
2006-06-20 astro-ph
ORFEUS II echelle spectra : H_2 measurements in the Magellanic Clouds
在哥白尼卫星发射20多年后，ORFEUS再次允许通过FUV吸收光谱法研究扩散星际介质中的分子氢。这一次，麦哲伦星云中的目标也被观测到，这是第一次在银河系盘外的贫金属环境中对冷H_2进行研究。本文介绍了沿HD 269698（Sk 67 166）、HD 269546（Sk-68 82）和HD 36402（Sk 67 104）视线方向对大麦哲伦星云气体中H_2的新测量结果，并对ORFEUS在麦哲伦星云中的H_2测量结果进行了总结。在七条视线上，我们研究了N（H Ⅰ），N（H_2），E（B-V）之间的相关，并与银河系盘中H_2的观测结果进行了比较。我们发现H_2的丰度相对于总气体量来说是很低的，并推测分子形式的氢的分数受到麦哲伦云较低的尘埃含量的限制。
2000-05-12 astro-ph
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
The Magellanic Group and the Seven Dwarfs
麦哲伦星云是一群矮星系中最大的成员，它们在晚些时候进入银河系（MW）晕。这一群以大麦哲伦星系为主，在吸积和潮汐破裂之前，其质量约为银河系的4%，但约有70%的已知矮星绕着MW轨道运行。我们的理论解决了许多与矮星系有关的星系形成中的突出问题。首先，它可以解释平面轨道配置填充一些dSphs在MW。第二，它提供了一种机制，照亮矮星系的一个子集，再现的累积圆速度分布的卫星在MW。最后，我们的模型预测，大多数矮星将与其他矮星一起被发现。最近发现的狮子座V（Belokurov et al. 2008），狮子座IV的矮球状伴星，以及附近的矮星协支持了我们的假设。
2008-09-22 astro-ph
On the Consistency between the Outer Rotation Curve of the Galaxy and the Microlensing Rate towards the Large Magellanic Cloud
最近对银河系外旋转曲线的测定表明，银河系的总质量很可能集中在半径为$\sim2R_0$的区域内。如果这一发现是正确的，以前估计的光学深度的微透镜事件对大麦云（LMC）应相应减少。看来，截断的星系晕模型，而不是标准的等温延伸到LMC帐户自然的微透镜率的报告由UNO合作。这种解释是显而易见的，但在过去却被忽视了。
1997-11-20 astro-ph
First detection of a gravitational microlensing candidate towards the Small Magellanic Cloud
我们报告的第一个发现的引力微透镜候选人对一个新的人口的源星，小麦哲伦云（SMC）。候选事件的光变曲线显示在持续$ \sim 217$天的向上偏移之前3年没有变化，在$ \sim 2.1$的放大倍数下，在1997年1月11日左右达到峰值。对大麦云云和银河系隆起的微透镜事件，使重要的结论，对银河系的恒星和暗物质的内容达成。SMC提供了一个新的视线，通过银河系，并预计将证明有用的确定扁平的星系晕。
1997-12-11 astro-ph
High-velocity OVI in and near the Milky Way
远紫外线光谱探测器（FUSE）已经观测到超过350条银河系外目标的视线。其中大约有150个质量足以测量银河系及其附近的OVI吸收。在大约80%的视线中检测到高速OVI吸收，对于具有较高信噪比的视线，检测率上升。OVI几乎总是看到的方向与以前已知的HI HVC，包括HVC复杂的C，复杂的A，复杂的WD，麦哲伦流，和外臂。通过复杂的C几个视线的研究表明，OVI的吸收产生在导电界面之间的冷HVC和较热的周围介质，最有可能是围绕银河系的日冕。与麦哲伦流相关的OVI探测表明，这个热日冕的半径至少为50千秒差距。大约有一半的高速OVI的检测是在没有高速HI以前是已知的方向。其中一些可能与麦哲伦流有关，另一些可能代表本族气体。还有一些经常在低速吸收上显示为一个明显的翅膀;这些可能代表与银河喷泉有关的银河系外流，它们可能是河外HVC，或者它们可能是来自银河系中心的风。高速OVI的距离限制很少，但至少有一个云似乎比4 kpc更远。
2004-09-24 astro-ph
B and Be stars in the Magellanic Clouds: rotation, evolution and variability
在欧洲南方天文台VLT上用GIRAFFE多光纤摄谱仪进行了观测，获得了大麦哲伦云和小麦哲伦云中分别有177颗和346颗B型星的光谱。在LMC和SMC观测到的47和131颗Be星中，我们分别发现了25和90颗新的Be星。我们确定了这些恒星的基本参数，并研究了金属丰度、恒星形成条件和演化对自转速度行为的影响。我们发现，只有未来的B型星具有很强的自转速度在ZAMS将成为一个Be星。我们还发现了短期的变化，在几个SMC的恒星由于交叉相关的CNOMO数据库。
2005-10-24 astro-ph
A FUSE Survey of Interstellar O VI Absorption in the Small Magellanic Cloud
本文介绍了小麦哲伦星云（SMC）中18颗OB星的OVI 1031.93埃和1037.62埃吸收的FUSE测量结果。我们在每一条视线上都能探测到O VI。SMC中OVI柱密度的平均值为log <N（OVI）>=14.53。这个值比FUSE发现的银河系晕（垂直于银河系平面）log N_perp（O VI）=14.29的平均值高1.7倍，尽管SMC的金属丰度比银河系低得多。在靠近恒星形成区的视线范围内，特别是在SMC北部的NGC 346，SMC中的柱密度更高。在NGC 346之外的视线柱密度的标准偏差为+/-27%，比在银河系晕中看到的偏差略低。最低的O VI柱密度，log N（O VI）~14.3，发生在星系的中心区域和东南“翼”。即使这些低柱密度也与银河系的平均密度一样高，这表明SMC中存在大量的日冕气体。OVI吸收总是移动到比低电离气体的主要成分更高的速度。的O-VI线宽度比预期的纯热加宽。我们讨论了几种机制，可能能够解释所观察到的性质的热气体，包括超壳层，银河系喷泉，和以前剥离的SMC与银河系和大麦云云潮汐相互作用的气体的下落。如果喷泉产生热气体，每单位表面积的质量通量约为0.02 M_sun/yr/kpc 2。
2002-01-21 astro-ph
High-Velocity Clouds Related to the Magellanic System
通过几个与麦哲伦云相连的高速复合体，揭示了银河系与麦哲伦云相互作用的结果。它们形成的确切机制还存在一些争议，但它们仍然是唯一一组我们有起源和大致距离的高速云（HVC）。鉴于此，麦哲伦HVC可以用作其他HVC的校准器，同时也提供了密切研究相互作用系统残余物的机会。这些HVC可能持有的关键，恒星形成的历史，运动学结构，并目前哈勃类型的麦哲伦云，和他们的接近银河系允许我们估计关键的银河系参数。与麦哲伦星系有关的HVC可以分为三个主要的复合体：麦哲伦桥，云之间的HI连接;麦哲伦流，它跟随云，是我们银河系以外天空中最大的HI特征之一;和引导臂，一个更分散的HI灯丝，引导云。就HVC而言，这些特征已被广泛研究。在这篇综述中，我将首先描述每个复杂的观察结果，随后讨论它们的起源和整体HVC人口的关系。所有的HI数据都来自HI Parkes全天巡天（HIPASS）（Barnes et al. 2001; Putman et al. 2001）。
2001-03-08 astro-ph
WFPC2 Observations of Star Clusters in the Magellanic Clouds: I. The LMC Globular Cluster Hodge 11
本文分析了哈勃空间望远镜宽视场行星照相机2对大麦云星系中球状星团霍奇11的F555 W（宽带V）和F450 W（宽带B）的观测结果。由此得到的V与（B-V）色星等图达到主序熄灭点以下2.4等（在V_TO = 22.65 +- 0.10等或M_V^TO = 4.00 +- 0.16等）。通过比较Hodge 11和银河系球状星团M92的基准序列，我们得出结论：在我们的测光精度范围内，Hodge 11和M92的年龄是相同的，相对年龄差的不确定度在10%~ 21%之间。假设霍奇11一直是大麦哲伦云的一部分，并且没有从银河系的晕中剥离出来，也没有从一个被吞噬的矮球状星系中吸收，那么大麦云云和银河系中最古老的恒星似乎具有相同的年龄。
1996-03-19 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
Dark Matter Annihilations in the Large Magellanic Cloud
从大麦云云的外围星团得到的平坦的自转曲线暗示了大麦哲伦暗物质晕的存在。从复合HI和星团旋转曲线，我估计的参数的等温暗物质晕添加到一个“最大的磁盘。“然后，我研究了在大麦云云中心区域探测非重子暗物质湮灭产生的高能伽马射线的可能性。
1993-12-06 astro-ph
The magnetic field of the Large Magellanic Cloud revealed through Faraday rotation
我们测量了大麦云（LMC）背后的偏振射电源的法拉第旋转，以确定该星系的磁场的结构。LMC的磁场由场强约为1微高斯的相干轴对称螺旋组成。磁场的强烈波动也被观察到，在小（<0.5秒差距）和大（~100秒差距）尺度上。大麦哲伦星系近期恒星形成和超新星活动的显著爆发与标准发电机理论相悖，为星系中快速场放大提供了越来越多的证据。
2005-03-09 astro-ph
Rotation of Early B-type Stars in the Large Magellanic Cloud - The role of evolution and metallicity
我目前的测量投影旋转速度的样本100早期B型主序星在大麦云。这是第一次对恒星自转速度分布的河外研究。样本来自两个来源：一个来自年轻星团（年龄1- 3x10^7岁）的主序转折点附近，另一个来自一般区域。我发现集群人口表现出显着更快的旋转比在现场看到的。我从文献中提取了类似的银河系星团和磁场样本。这些样品的比较揭示了相同的效果。我建议观察到的集群和现场人口之间的差异可以解释的情况下，进化增强的表面角动量的主序星寿命。为了探索金属丰度的影响，我们对大麦哲伦星系和银河系的星系团和场的总体进行了比较。这表明大麦哲伦星系的恒星比银河系的恒星旋转得更快。
2004-05-07 astro-ph
On the Unusual Depletions toward Sk 155, or What Are the Small Magellanic Cloud Dust Grains Made of?
小麦哲伦星云（SMC）是高红移原始星系的理想模拟物，它的尘埃与银河系中的尘埃有明显的不同，表现为远紫外消光曲线急剧上升，没有2175埃的消光特征，其红外发射光谱在~12微米处有一个局部极小值，这表明缺乏在银河系中普遍存在的超小碳质颗粒（即多环芳烃分子）。虽然目前的SMC尘埃模型都严重依赖于硅酸盐，最近的观测表明，SMC的视线对SK 155的硅和镁基本上是未耗尽和铁的消耗范围从轻度到严重，这表明金属颗粒和/或铁的氧化物，而不是硅酸盐，可能占主导地位的SMC尘埃。然而，在这封信中，我们应用Kramers-Kronig关系来证明金属颗粒和氧化铁都不能解释所观察到的灭绝;硅酸盐仍然是灭绝的重要贡献者，与SMC尘埃的当前模型一致。
2006-03-21 astro-ph
Dynamical Evolution of Globular Clusters in the Magellanic Clouds and Other Local Systems
丰富的LMC和SMC集群的观测显示，随着年龄的增长，核心半径的扩展。这种趋势可能代表了这些系统中真正的物理进化。老麦哲伦星云团看起来要么是扩展的，要么是紧凑的。类似的核心半径分布观察到天炉座和人马座dSph集群系统和在''晕'银河系子系统。这些观测对银河系的形成和球状星团的动力学演化都有意义。
2002-11-04 astro-ph
Rotational Mixing in Magellanic Clouds B Stars - Theory versus Observation
我们已经使用VLT FLAMES数据来约束恒星演化模型中旋转混合的不确定物理。我们模拟了一个单星群体，发现了两组无法解释的观测恒星：（1）一组没有旋转混合证据的快速旋转恒星和（2）一组具有强N富集的慢旋转恒星。可以考虑用双效应和古磁场来解释这两类。我们建议，元素硼可以用来区分旋转混合和二进制的情况。我们的单星人口模拟量化的预期量的硼在快速和慢速旋转，并允许与测量的氮和硼丰度的B星进行比较。
2009-01-21 astro-ph
ZAMS rotational velocities of Be/Oe stars and LGRBs progenitors in the Magellanic Clouds
大麦哲伦云和小麦哲伦云是在低金属丰度下对自转速度和恒星演化进行理论预测的有利环境。根据理论预测，B型恒星的自转速度在低金属丰度（LMC/SMC）环境中比在高金属丰度（MW）环境中更高。为了验证模型，我们观察了VLT-FLAMES 523 B和Be星，它们是目前在MC中观察到的这类天体中最大的样本。我们首先确定了恒星的基本参数，我们发现，B和Be星旋转速度在MC比在MW。我们还确定了平均ZAMS旋转速度与Be星质量的第一分布。这些结果表明Be星的出现与质量、金属丰度、恒星演化和恒星形成区有关。此外，最近的长伽马射线暴祖先的模型预测可能的LGRB祖先在SMC的金属丰度。我们面对这些模型与观察到的（ZAMS旋转速度，质量）分布的最快的旋转（Be和Oe星）在我们的样本。此外，我们比较了相应的预测率从我们的研究与观测率的LGRB。
2008-09-12 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
Properties of X-ray Binaries in the Magellanic Clouds from RXTE and Chandra Observations
SMC的X射线二进制人口是非常不同的银河系组成，除了一个例外，完全是瞬态脉动的Be/中子星二进制。我们现在已经使用罗西X射线定时探测器监测这些SMC X射线天体超过10年，通常每周进行一次观测。RXTE观测得到了钱德拉天文台观测的补充。RXTE观测是非成像的，但可以对脉冲源进行详细的研究。相比之下，钱德拉观测可以提供精确的源位置和较低通量水平的源检测，但不提供相同的定时信息或延长的持续时间光变曲线，RXTE观测。我们总结了这些监测计划的结果，这些监测计划提供了深入了解SMC和银河系之间的差异，并在X射线天体的吸积过程的细节。
2008-10-27 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
A New Look at the Kinematics of Neutral Hydrogen in the Small Magellanic Cloud
我们已经使用了最新的HI观测的小麦哲伦云（SMC），获得与澳大利亚望远镜紧凑阵列和帕克斯望远镜，重新审视这个矮，不规则星系的运动学。一个大的速度梯度被发现在HI速度场具有显着的对称性，在等速等值线，暗示的差分旋转。HI数据与SMC演化的潮汐模型预测的比较表明，SMC的中心区域对应于中央，磁盘或酒吧状，组件离开旋转支持SMC磁盘之前，它的最后两次遇到的大麦云。在这种情况下，速度梯度被认为是原始的、相遇前的角动量的剩余部分。我们导出了SMC的HI转动曲线和质量模型。这条自转曲线迅速上升到约60 km/s，达到约3 kpc的翻转半径。一个恒星的质量与光的比例约为1需要匹配所观察到的旋转曲线，这表明一个暗物质晕是不需要解释的SMC的动力学。一组派生的运动学参数同意与潮汐理论模型中使用的假设，导致了良好的再现麦哲伦系统的观测性能。根据旋转曲线，SMC的动力学质量为2.4x10^9 Msolar。
2003-12-09 astro-ph
New Analysis of the Proper Motions of the Magellanic Clouds using HST/WFPC2
在HST周期11和13，我们获得了两个时代的ACS/HRC数据的领域在麦哲伦云为中心的背景类星体。我们使用这些数据来确定LMC和SMC的自行分别优于5%和15%。这些结果对银河系-LMC-SMC系统产生了许多意想不到的影响。隐含的三维速度比以前认为的要大，并且接近于标准的10^12太阳质量的银河系暗晕中的逃逸速度，这意味着云可能是第一次通过。此外，LMC和SMC之间的相对速度比预期的要大，这使得云可能不会相互束缚。为了进一步验证和完善我们的结果，我们要求在循环16中提供额外的数据，由于ACS失效，正在使用WFPC 2/PC执行循环16。我们提出了这些WFPC 2数据的持续分析结果，这些数据与两个时期的结果具有良好的一致性。
2008-09-24 astro-ph
Be stars in open clusters in the Small Magellanic Cloud
我们报告的人口的B和Be星的SMC年轻的集群，在ESO/T2.2米的无缝光谱模式与过滤器中心在H α的宽视场成像仪进行的研究。首先，我们解释我们使用的简化方法以及我们对不同类型对象的选择。第二，我们提出的SMC集群中的恒星的比例的结果，我们比较这个比例在银河系中观察到的。最后，我们还介绍了用OGLE对Be星的变率进行统计研究的结果。
2006-09-25 astro-ph
Effects of Metallicity on the Rotation Rates of Massive Stars
最近对低金属丰度大质量恒星的理论预测认为，这些恒星在主序星上的赤道风（质量损失）应该大幅减少，因此应该保留大部分的角动量。Be/（B+Be）比率和蓝红超巨星比率的观测结果似乎都与金属丰度有关，这可能是由高旋转速度引起的。我们分析了39个档案哈勃空间望远镜成像光谱仪（STIS）的高分辨率，麦哲伦云O型星的紫外光谱，以确定它们的投影旋转速度Vsin i。我们的方法是基于以前的研究银河系O型星的投影旋转速度使用国际紫外线探测器（IUE）短波长总理（SWP）相机高色散光谱，这导致了一个目录的V sin i值为177 O星。本文给出了21颗大麦云云O型星和22颗小麦哲伦云O型星的STIS和IUE紫外光谱的V sin i互补值。比较了麦哲伦云O型星和银河系O型星的V sin i值分布。尽管有理论预测和间接观测证据表明，麦哲伦星云中的O型恒星似乎并不比银河系中的O型恒星旋转得更快。
2004-09-30 astro-ph
Pristine CNO abundances from Magellanic Cloud B stars II. Fast rotators in the LMC cluster NGC 2004
本文对年轻的大麦云星云NGC 2004中的三颗主序星进行了光谱丰度分析。所有三个目标的预计旋转速度都在130公里/秒左右。提出的技术，允许恒星的参数和化学丰度的推导，尽管这些高V正弦值。结合以前对该星团恒星的分析，我们没有发现主序星中存在旋转混合效应的证据，旋转混合速率高达130 km/s。除非赤道旋转速度明显大于v sin i值，否则这一发现可能与理论预期一致。NGC 2004/B30是一颗位于蓝赫兹泉间隙的恒星，它的演化状态不确定，在大气层中有明显的混合迹象。因此，为了验证旋转混合的影响，需要对低金属丰度主序星B星在广泛的旋转速度范围内的统计学显著样本进行均匀分析。
2005-10-19 astro-ph
Kinematic Evidence for an Old Stellar Halo in the Large Magellanic Cloud
最古老和最贫金属的银河系恒星形成一个运动学热晕，这激发了我们星系的两个主要形成场景：扩展的分层吸积和快速坍缩。天琴座RR型星是古老和贫金属星群的极好示踪剂。我们测量了附近大麦云（LMC）星系内部43颗天琴座RR型星的运动学。速度频散σ_{true}=53 \pm 10 km/s，表明在大麦哲伦星云中还存在运动学上的贫热金属古老晕。这表明我们的星系和像LMC这样的较小的晚型星系有着相似的早期形成历史。
2003-09-12 astro-ph
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
Dark Bulge, Exponential Disk, and Massive Halo in the Large Magellanic Cloud
大麦云云的旋转曲线是我们从Kim等人（1998）观测到的高分辨率HI位置-速度图中得到的，它显示了一个陡峭的中心上升和平坦的旋转，并逐渐向边缘上升。利用旋转曲线，我们计算了表面质量密度的分布，并表明LMC有一个黑暗的紧凑的隆起，指数盘，和一个巨大的晕。该凸起距离恒星棒中心1.2 kpc，并且与光学对应物无关。这表明“暗隆起”中有很大一部分暗物质，具有极高的质光比（M/L）。相反，与周围区域相比，恒星棒具有较小的M/L比。(http：//www.ioa.s.u-tokyo.ac.jp/tokyofue/99lmc.htm）
1999-06-14 astro-ph
The Global Content, Distribution, and Kinematics of Interstellar O VI in the Large Magellanic Cloud
利用FUSE观测了大麦云云（LMC）中12颗早型星的OVI吸收。O VI 1031.926在LMC速度下的Ang吸收被所有12颗恒星看到。观察到的柱在log N（OVI）=13.9至14.6的范围内，平均值为14.37。观测探测了投射到已知超级气泡上的几条视线，但与朝向LMC相对静止区域的视线相比，这些视线显示O VI柱密度相对较小（如果有的话）的增强。观测到的LMC O VI吸收很宽，高斯色散为30 ~ 50 km/sec，这意味着温度T<（2-5）x10^6 K。O-VI吸收通常从与大部分LMC气体相关的相应低电离吸收位移约30 km/sec。LMC O VI吸收的性质与银河系晕的性质非常相似。虽然大麦哲伦星云的金属丰度比银河系低约2.5倍，但它的平均柱密度和平均值的离散度与银河系晕的测量结果相同。大部分的LMC O VI可能出现在一个垂直延伸的分布类似于星系晕。如果观测到的OVI吸收是跟踪辐射冷却的银河喷泉流，那么大麦哲伦星系盘一侧的质量流率约为1 Msun/yr，盘的单位面积质量流率约为0.02 Msun/yr/kpc ^2。（节略）
2001-12-05 astro-ph
Galactic Indigestion: Numerical Simulations of the Milky Way's Closest Neighbor
矮球状星系是以暗物质为主吗？我们提出了N体模拟银河系和它最近的同伴，人马座矮球状星系之间的相互作用，约束新的运动学，距离和表面密度观测详细的配套文件。它表明，有没有可能的自洽的解决方案，目前存在的人马座矮，如果其分布的发光物质的痕迹的质量分布。因此矮星系的发光部分必须被一个小的暗物质晕所屏蔽。虽然目前我们无法构建一个完全自洽的模型，包括恒星和暗物质的组件，它是数字显示，这是可能的，一个纯粹的暗物质模型，近似的暗物质晕推导出人马座矮星从分析参数，可能确实生存的银河潮汐。考虑到麦哲伦云的微扰效应，我们考虑了人马座矮星系绕银河系的轨道。结果表明，目前，轨道周期必须很短，约为0.7 Gyr;对于10^9太阳质量的模型，初始轨道周期将为约1 Gyr。发现可能发生了与麦哲伦云的近距离接触，尽管这种相互作用影响人马座矮星系轨道的可能性可以忽略不计。
1998-02-17 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
The Effective Temperatures and Physical Properties of Magellanic Cloud Red Supergiants: The Effects of Metallicity
我们利用MARCS恒星大气，采用中分辨率光学分光光度计（4000- 9000 A）和宽波段颜色（V-R，V-K），推导了LMC中36颗红超巨星（RSG）和SMC中39颗RSG的物理性质。从去红的V-R颜色得到的结果与从分光光度法得到的结果非常一致，但去红的V-K颜色给出的温度比SMC数据高3-4%，LMC和银河系显示出较小但相似的效果。我们的结论是，这种差异是由于1D模型的局限性。我们新推导出的有效温度和热光度使麦哲伦云RSG与恒星演化模型，包括旋转的影响很好的协议。一个典型的M2~I在SMC中比它的银河系对应物冷大约150 K，在LMC中比它的银河系对应物冷大约50 K。这是由于SMC和LMC中较低的化学丰度所预期的，尽管它不足以解释SMC，LMC和银河系之间的平均RSG光谱类型的变化。相反，这主要是由于Hayashi极限随金属丰度的变化，正如Elias等人（1985）首次提出的那样。最后，我们的研究证实，麦哲伦星云中的许多RSG比OB星显着更红，这与我们最近对银河系恒星的发现一致，即星周尘埃可能会导致几个数量级的额外视觉消光。
2006-03-22 astro-ph
New Understanding of Large Magellanic Cloud Structure, Dynamics and Orbit from Carbon Star Kinematics
我们推导出一般表达式的LMC速度场，我们适合1041碳星的运动学数据。我们证明，所有以前的研究LMC运动学不必要的过度简化，导致不正确的估计重要的结构参数。我们编译和改进LMC自行估计，以支持我们的分析。我们发现，节点线的运动学确定的位置角为129.9 +/- 6.0度。LMC的倾角变化率di/dt = -103 +/- 61 deg/Gyr，这是由银河系潮汐力矩引起的岁差和章动的结果。LMC旋转曲线V（R）的振幅为49.8 +/- 15.9 km/s，比先前（并且不正确）从例如HI推断的振幅低40%。碳星的动力学中心与杆中心和外等照度线中心一致，但与HI运动学中心不一致。8.9 kpc内部的质量为（8.7 +/- 4.3）x 10^9太阳质量，其中一半以上是由暗晕造成的。LMC的垂直厚度比传统上认为的要大。它的V/sigma小于银河系厚盘的值。我们讨论了LMC自透镜光学深度的影响。我们确定的LMC的速度和轨道在银河系中心的休息框架，并发现它是一致的速度范围内，已预测的模型麦哲伦流。银河系暗晕的质量必须大于4.3 x 10^{11} M_sun，范围必须大于39 kpc，才能束缚大麦哲伦星系。我们预测LMC自行速度场，并讨论了运动学距离估计技术。[删节]
2002-05-10 astro-ph
A Radio and Optical Polarization Study of the Magnetic Field in the Small Magellanic Cloud
利用射电法拉第旋转和光学星光偏振数据对小麦哲伦云（SMC）的磁场进行了研究。SMC上一致的负旋转测量（RM）表明，视线磁场均匀地远离我们，强度为0.19 +/- 0.06微高斯。将拉塞卡-费米方法应用于星光偏振数据，在天空平面上产生了一个有序的磁场，强度为1.6 +/- 0.4微高斯，方位角为4 +/- 12度，从连接SMC和大麦云（LMC）的天空大圆逆时针测量。我们构造了一个三维的磁场模型的SMC，在假设的RM和星光偏振探测相同的基础上的大尺度场。定义SMC磁场的总体方向的矢量显示出与连接SMC中心和LMC中心的矢量的潜在对齐，表明“泛麦哲伦”磁场的可能性。宇宙射线驱动的发电机是对观测到的场的几何形状最可行的解释，但难以解释观测到的单向场线。需要通过麦哲伦桥研究法拉第旋转，以进一步验证泛麦哲伦场假设。
2008-07-09 astro-ph
