The Line-of-Sight Depth of Populous Clusters in the Small Magellanic Cloud
我们提出了一个分析的年龄，金属丰度和位置数据的人口稠密的集群在小麦哲伦云（SMC）的最终目的是确定的视线（LOS）的SMC深度使用这些集群作为代理。我们的数据集包含12个对象，并且仅限于具有最高质量数据的聚类，这些数据的年龄和丰度最为人所知，并且可以放置在内部一致的尺度上。分析了星团性质随天空位置和视线深度的变化。基于这一分析，我们得出以下结论。1)观测资料表明，与西侧相比，SMC东侧（面向LMC）包含更年轻和更富金属的星系团。这不是一个很强的相关性，因为我们的聚类数据集是有限的，但它是有启发性的，值得进一步研究。2)根据如何计算我们的聚类的红化，我们发现平均距离模量的范围从（m-M）_0 = 18.71 +/- 0.06到（m-M）_0 = 18.82 +/- 0.05。3)在我们的研究中，SMC人口稠密星系团的内在+/- 1-sigma视线深度在~6 kpc和~12 kpc之间，这主要取决于我们采用的是Burstein & Heiles红化还是Schlegel等人的红化。4）将SMC视为一个三轴星系，以赤经、赤经和视线深度为三个轴，我们发现轴比约为1：2：4。总的来说，这些结论在很大程度上与以前的研究者一致，并强调了人口稠密的星团作为小麦哲伦云结构探测器的实用性。
2001-04-12 astro-ph
Interstellar Abundances in the Magellanic Clouds
我们总结了最近的研究，主要是中性气体的麦哲伦云（MC），基于高分辨率的光学光谱和紫外光谱与IUE，HST，和FUSE获得的组合。银河系和MC视线中相对气相丰度的相似性相对较低的N（H）表明，在三个星系中的耗尽模式可能是相似的-至少在耗尽相对温和的地方。然而，一个更高的N（H）SMC视线的新STIS光谱显示出显着的差异，相对于银河系的模式，SMC云的特点是更严重的消耗。
2001-10-16 astro-ph
The Magellanic Clouds Photometric Survey: The Small Magellanic Cloud Stellar Catalog and Extinction Map
我们提出我们的U，B，V和I恒星测光的中央18平方米的目录。小麦哲伦星云的一部分。我们结合我们的数据与2 MASS和DENIS目录提供，当可用时，通过K_S的恒星数据的U。利用现有的光学光度学（来自梅西亮星表的U、B和V;来自OGLE微透镜数据库的B、V和I以及来自近红外巡天DENIS的I）进行内部和外部天体测量和光度学测试，以确定观测不确定度和识别系统误差。我们适合恒星大气模型的光学数据检查的一致性测光个别恒星的通带和估计的视线消光。最后，我们使用估计的视线距离来制作一张小麦哲伦星云的消光图，并研究消光的性质与恒星星族的关系。
2001-10-30 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
Tiny-Scale Molecular Structures in the Magellanic Clouds (Part 1)
我们报告了HD和CO分子的{ \small FUSE}探测{ \bf在朝向三颗大麦哲伦星的视线上}：Sk $-$ 67 D 05，Sk $-$ 68 D135和Sk $-$ 69 D246。HD也是第一次被探测到{ \bf在两颗小麦哲伦云恒星的视线上}：AV 95和SK 159。虽然HD和CO的丰度预计将较低的大麦云的分子分数的三分之一的银河系的值和那里的光解通量高达数千倍大，我们报告的平均HD/H $_2$比为1.4 $\pm$ 0.5 ppm和CO/H $_2$比范围从0.8至2.7 ppm类似的银河系的。我们暂时确定了一个氘水库（以下D-水库）对小麦哲伦云，沿光路AV 95。我们得到的D/H比范围为1。10 $^{-6}$至1.1 10 $^{-5}$。
2004-04-02 astro-ph
On the Distribution of Dust in the Large Magellanic Cloud
我们提出了一个详细的地图，在1.9 × 1.5度的大麦云部分的红化，从UBVI测光的2069 O和B主序星。我们使用两个无红化光度参数来确定这些恒星的视线红化。我们发现<E（B-V）>=0.20等，具有高值的非高斯尾。当红化被校正为前景银河系消光时，我们发现<E（B-V）>=0.13 mag。然后用局部最小二乘平面拟合程序将视线值内插到均匀网格上，以构建该区域的红化图。我们使用红化值的分布来约束LMC中恒星和尘埃的视线几何形状，并测试和归一化星系测光的标准消光校正。我们试图区分视线的深度效应和结构的灰尘分布作为可能的原因，通过这一地区观察到的差异变红。我们的结论是，我们的数据与LMC中的恒星和尘埃的垂直指数分布一致，其中尘埃尺度高度是OB星的两倍;尘埃分布必须是不均匀的（cloudness），以解释测量到的红化值的全部分布;并且通过LMC观测区域的B波段光学深度为0.69 < tau < 0.82。
1997-09-04 astro-ph
Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer Observations of a Supernova Remnant in the Line of Sight to HD 5980 in the Small Magellanic Cloud
我们报告了小麦哲伦星云（SMC）中超新星遗迹SNR 0057 - 7226的远紫外吸收的探测。在LBV/WR恒星HD 5980的远紫外光谱探测器（FUSE）光谱中可以看到这种吸收。O VI 1032和C III 977的吸收速度相对于银河系吸收线为+300 km/s，相对于SMC吸收线为+170 km/s。O VI 1038管线被H_2吸收污染，但存在。这些谱线在Sk 80的FUSE光谱中看不到，距离HD 5980仅约1'（约17 pc）。在FUSE光谱中没有看到来自SNR的蓝移OVI 1032吸收。SNR中的OVI 1032线由具有FWHM=75 km/s的高斯很好地描述。我们发现log N（O VI）=14.33-14.43，这大约是SMC中剩余O VI柱的50%（不包括SNR），并且大于沿这条视线的银河系晕中的O VI柱。SNR吸收的N（C IV）/N（O VI）比在0.12-0.17的范围内，类似于在银河系盘中看到的值，并且低于晕值，支持SNR产生接近银河系平面的高度电离气体的模型，而其他机制发生在晕中。N（C IV）/N（O VI）的比例也低于SMC的比例沿这条视线，这表明其他机制有助于创建全球热电离介质在SMC。O VI，C IV和Si IV表观柱密度分布表明存在多相壳层，然后是温度较高的气体区域。
2001-08-02 astro-ph
Microlensing Optical Depth of the Large Magellanic Cloud
观测到的LMC微透镜事件还没有一个连贯的解释。如果它们是由于星系晕天体，这些天体的性质是令人费解的-在黑暗的0.5 Msol天体的一半晕。另一方面，LMC的传统模型预测的自透镜光学深度约一个数量级太低，虽然一些观察到的事件的特征有利于自透镜的解释。在这里，我们提出了两种模型的LMC考虑到恒星的质量和它们的速度色散之间的相关性：一个薄的Mestel盘，和一个椭球模型。两者都产生光学深度，事件率，事件持续时间分布与观测兼容。这种模式的理由进行了讨论，以及它们的观测结果。
1999-05-18 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
Detection of Cold Atomic Clouds in the Magellanic Bridge
我们报告了冷原子氢的麦哲伦桥使用21厘米吸收光谱对射电源B 0312 -770的检测。在柱密度N_HI=1.2E20 cm^-2、最大吸收光学深度τ =0.10和最大21 cm发射亮度温度1.4 K的情况下，这条视线产生的自旋温度Ts在20 K和40 K之间。H I 21-cm吸收和发射光谱对其他7个低柱密度的视线上的LMC和SMC的外围揭示了对一个额外的背景射电源后面的SMC与tau=0.03的吸收。数据具有吸收的sigma_tau=0.005至0.070和发射的sigma_{T_B} =0.03 K的典型灵敏度。这些数据表明，在桥区稀薄的星际介质中，可能伴随着分子凝聚的冷原子相的存在。在麦哲伦桥观测到的年轻OB星可能是从这些冷凝聚物中“原位”形成的，而不是从SMC主体中活跃的恒星形成区域迁移而来。麦哲伦桥中的冷凝聚和恒星形成可以理解为在相互作用星系的潮汐尾中产生恒星形成的机制的小尺度版本。
1998-10-15 astro-ph
Optical Gravitational Lensing Experiment. Distance to the Magellanic Clouds with the Red Clump Stars: Are the Magellanic Clouds 15% Closer than Generally Accepted?
我们提出了一个新的距离测定的大麦哲伦云和小麦哲伦云使用新开发的红团星的方法（Paczynski和Stanek 1998）。这种新的、单步、依巴谷校准方法似乎是最精确的距离确定技术之一，由于通常存在大量红团星，因此统计误差非常小。这些距离是沿着位于每个麦哲伦星云相对两侧的四条视线独立确定的。每个视线的结果非常一致。对于SMC，我们得到距离模量：m-M=18.56+/-0.03+/-0.06 mag（分别为统计误差和系统误差），对于LMC：m-M=18.08+/-0.03+/-0.12} mag，其中系统误差主要是由于红化估计的不确定性。当我们的田地有了精确的红化地图时，这两个距离都将得到改善，系统误差也将减少。到两个麦哲伦星云的距离模数比一般接受的值小~0.4等。LMC的模量与最近从RR型天琴座星得到的结果和从SN 1987 A回波得到的上限值吻合得很好。我们怀疑到大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的距离比之前假设的分别为42 kpc和52 kpc要短约15%。我们还提出了我们的颜色星等图周围的红色团块的LMC和SMC。我们在两个麦哲伦星云的色星等图中发现了Zaritsky和Lin（1997）首先注意到的垂直红团，并将其解释为大麦哲伦星云和银河系之间的演化特征，而不是未知的恒星星族。
1998-03-13 astro-ph
Metallicity and Physical Conditions in the Magellanic Bridge
利用位于麦哲伦桥内的两颗早型星和一颗位于桥后的类星体的HST/STIS E140 M和FUSE光谱，对麦哲伦桥（RA> 3 h）内的扩散气体进行了新的分析，得到了桥内气体的HI（由Lyα得到）、NI、OI、ArI、Si II、SII和Fe II的柱密度。使用原子种类，我们确定了麦哲伦桥的第一气相金属丰度，[Z/H]=-1.02+/-0.07朝向一个视线，和-1.7<[Z/H]<-0.9朝向另一个视线，比现在的SMC金属丰度小2倍或更多。使用金属丰度和N（HI），我们表明，沿着我们的三条视线的桥气体是约70-90%的电离，尽管高HI柱，logN（HI）=19.6-20.1。正在进行的电离的可能来源当然是桥内的热恒星，热气体（通过OVI吸收揭示），以及SMC和LMC泄漏的光子。根据对CII* 的分析，我们推断桥的整体密度一定很低（<0.03-0.1 cm^-3）。我们认为，我们的研究结果与其他最近的观测结果相结合，应该激励SMC-LMC-星系系统的演化的新模型。
2008-01-16 astro-ph
The Influence of Stellar Wind Variability on Measurements of Interstellar O VI Along Sightlines to Early-Type Stars
FUSE任务的一个主要目标是了解银河系和麦哲伦云的星际介质中O VI离子的起源。沿着OB型恒星的视线，这些星际成分通常与O VI型恒星风剖面混合，其形状经常变化。为了评估这种随时间变化的混合对星际O VI线测量的影响，我们对银河系和大麦云星云中的OB型恒星进行了一次小型的重复观测调查。这些稀疏的时间序列由2-3个观测数据组成，间隔从几天到几个月不等，表明风的变化通常发生在O VI（50颗恒星样本的60%），就像它确实在其他共振线中一样。然而，在星际O VI $λ$ 1032区域，O VI $λ$ 1038风只在$\sim$ 30%的情况下变化。通过研究表现出大幅度变化的情况下，我们得出结论，星风的变化{ \em一般}介绍了沿银河系视线的单个星际O VI组件可以忽略不计的不确定性，但可能导致在更广泛的组件或混合组件的测量，如那些通常观察到的朝向恒星在大麦云的巨大误差。由于恒星O VI线中的离散吸收成分可能会造成污染，因此应小心处理终极速度大于或等于双重分离（1654 km/s）的恒星。
2001-06-29 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
Microlensing in the Small Magellanic Cloud: Lessons from an N-body Simulation
我们分析了Gardiner & Noguchi（1996）对小麦哲伦云（SMC）的N体模拟，以确定其微透镜统计。我们发现，模拟中由于自透镜效应而产生的光学深度很低，为0.4 x 10^{-7}，但仍与EROS和ARSO合作观测到的光学深度保持一致（在90%的水平上）。这种低的光学深度是由于在模拟中产生的SMC的相对小的视线厚度。模拟的自行和时间尺度与假设SMC中恒星标准质量函数所观察到的一致。从标准质量函数的时间尺度分布产生的短时间尺度事件的显着比例：未来的自透镜事件对SMC可能有相同的时间尺度观测到的事件对大麦云（LMC）。虽然在大约2x10^8年前与大麦哲伦星云碰撞期间，一些碎片从小麦哲伦星云上剥离，但由于这些碎片，大麦哲伦星云的光学深度很低，只有10^{-9}的几倍，因此无法解释测量到的朝向大麦哲伦星云的光学深度。
1998-11-24 astro-ph
VLT/UVES Observations of Interstellar Molecules and Diffuse Bands in the Magellanic Clouds
利用VLT/UVES获得的7颗SMC星和13颗LMC星的光谱，讨论了麦哲伦星云（MC）中CH、CH+和CN的丰度。在3颗SMC星和9颗LMC星上检测到CH和/或CH+;在2颗星上检测到CN。在MC中，CH/H2比在某些视线上与弥漫的银河系分子云相当，但在其他视线上要低10-15倍。因此，MC中CH的丰度似乎取决于当地的物理条件，而不仅仅是金属丰度。观测到的MC中CH柱密度与CN、CH+、Na I和K I柱密度之间的关系与我们银河系中观测到的趋势基本一致。使用现有的数据旋转人口的H2，我们估计温度，辐射场强度，和本地氢密度的扩散分子气体。假设CH是通过稳态气相反应产生的，从N（CH）估计的密度要高得多;假设CH是通过（尚未确定的）过程（ES）负责观察到的CH+，发现更好的一致性。UVES光谱还揭示了来自MC中5780、5797和6284 A处的弥漫星际带的吸收。平均而言，与在具有相似N（H I）的银河视线中观察到的DIB相比，这三个DIB弱7-9倍（LMC）和约20倍（SMC），并且相对于E（B-V），弱2-6倍N（Na I）和N（K I）。然而，对几个"C2 DIB“的探测，其强度与银河系的视线相似，表明没有单一的、统一的比例因子（例如，一个与金属性有关）适用于MC中的所有DIB（或所有视线）。（摘要删节）
2006-03-14 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
Starburst-like Dust Extinction in the Small Magellanic Cloud
最近的发现，在星暴星系的紫外尘埃消光是类似的小麦哲伦云（SMC）中发现的，促使我们重新调查的紫外（UV）消光中发现的SMC。我们已经能够通过仔细选择匹配良好的红色和未红色恒星对来显着改善以前的研究。此外，我们受益于改进的S/N的NEWSIPS IUE数据和更大的样本SMC明星现在可用。通过搜索IUE最终档案，我们只发现了四颗合适的早期类型恒星，它们明显变红，并且与比较恒星匹配良好。其中三颗恒星的灭绝非常相似。曲线与1/lambda大致呈线性，并且没有可测量的2175 A凸起。第四颗恒星的消光曲线有一个显著的2175 A凸起和较弱的远紫外消光。沿着所有四条视线的尘埃被认为是SMC的本地尘埃。没有明显的银河前景成分。前三颗恒星位于SMC Bar，它们的视线都穿过最近恒星形成的区域。第四颗恒星属于SMC翼，它的视线穿过一个更加安静的区域。因此，SMC中尘埃消光的行为支持尘埃性质对恒星形成活动的依赖。然而，其他环境因素（如银河系金属丰度）也必须是重要的。在大麦哲伦星云30 Dor区域的尘埃，那里有更多活跃的恒星形成，并不具有SMC尘埃的极端消光特性。
1998-01-31 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
Possible Implications of Sagittarius Type Dwarf Galaxy on Microlensing Towards the Large Magellanic Cloud
Sgr矮星系的发现（Ibata，Gilmore，Irwin 1994）表明，星系晕中含有未完全病毒化的大团块。这样一个星系团中的恒星可以遮蔽一个背景的河外源。我使用参数的Sgr证明，微透镜的解体矮星系的概率（光学深度）$10^{-7}-10^{-6}$，这是一个等温的银河系暗晕的大规模紧凑型物体（MACHO）。这可能会改变所观察到的微透镜事件对LMC的影响。如果在星系晕中隐藏着不止一个这样的团块，那么考虑到它们巨大的角尺寸（$\sim 5^o \times 20^o$），{ \sl任何}视线，比如说LMC方向，都有很大的机会与其中一个相交。作为半-OOO暗晕模型（Alcock et al. 1996 a，c）的替代，我讨论了一个非-OOO模型，其观测事件的透镜是在大麦哲伦星系的视线路径上隐藏的类Sgr解体矮星中的暗星。
1996-06-28 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
N-body Simulations of the Small Magellanic Cloud and the Magellanic Stream
对小麦哲伦云（SMC）与银河系以及大麦云云（LMC）的引力相互作用进行了广泛的N体模拟。SMC被假定为一个棒星系，在相互作用之前，盘晕质量比为1，并由大量的自引力粒子建模，而银河系和大麦哲伦星系则由刚性球势表示。我们发现的最好的模型成功地再现了麦哲伦流（MS），以及麦哲伦流的主要对应物（主导臂），在麦哲伦云的对面，它模仿了在天空相应区域观察到的几个中性氢团的整体分布。由造父变星观测所提出的SMC棒沿视线方向的伸长已经部分地再现了，以及它在天空中的投影外观。该模型成功地解释了一些主要的趋势，在运动学的年轻人口在SMC酒吧和老年人口的SMC的“晕”，以及整体的速度模式的气体，年轻的恒星，和碳星在云间区域。
1995-03-27 astro-ph
On the model of dust in the Small Magellanic Cloud
我们在这里提出的尘埃模型的小麦哲伦云酒吧计算的第一次与正规化的方法。核幔和/或复合颗粒（主要由硅酸盐和有机耐火材料制成）与硅纳米颗粒的简单混合物与以下内容一致：1）观察到的AzV 398消光（典型的SMC条视线），2）元素丰度，以及3）星际辐射场的强度。我们预测了模型的预期的非对称性和非对称性参数，这可以在未来的观测中进行检验。建议的尘埃模型也可以通过寻找预期的扩展红色发射来测试。
1998-12-29 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
Common Correlations between 60, 100 and 140 um Intensities in the Galactic Plane and Magellanic Clouds
利用COBE（Cosmic Background Explorer）/ DIRBE（Diffuse Red-Background Experiment）ZSMA（Zodi-Submittance Average）图像，在60、100和140 μ m波长上研究了银河系和麦哲伦星云的远红外SED。我们分析了三个地区：银河纬度|b| <5度的银道面区域、大麦云（LMC）区域和小麦哲伦云（SMC）区域。由于尘埃在远红外波段的光学厚度远小于可见光波段的光学厚度，因此我们可以在同一视线上观测到来自不同星际辐射场（IRSF）区域的累积远红外辐射。作为考虑这种效应的结果，我们发现在所有三个星系的140 - 100微米和60 - 100微米的强度比之间的共同的远红外颜色相关。虽然这种颜色相关性不能用任何现有的模型来解释，但它非常符合附近恒星形成星系的远红外颜色。
2006-04-11 astro-ph
Microlensing of tidal debris on the Magellanic great circle
越来越多的证据表明，星系晕是kpc尺度的光晕，这是由于至少有十几个小星系（LMC/SMC，Sgr，天炉座等）的吸积造成的。在这种明亮结构中的暗星可以显著地微反射背景星，其光学深度为$10^{-7}-10^{-6}$，与大麦哲伦星云的观测值相当（Alcock et al. 1996 c）。观测到的几个朝向大麦哲伦星系的微透镜事件可以用位于麦哲伦平面的潮汐碎片尾来解释，如果麦哲伦云和流以及麦哲伦平面中其他卫星星系的祖先的质量大约是大麦哲伦星系盘的两倍。大麦哲伦星云的恒星既可以被大麦哲伦星云后面的碎片尾中的恒星所透镜化，也可以被大麦哲伦星云前面的碎片尾部分中的恒星所透镜化。该模型是一致的基本粒子占主导地位的星系晕没有大规模的紧凑晕对象（MACHO）。它们也不同于Sahu（1994）的LMC自透镜模型，预测了更高的光学深度和事件率，以及更少的事件集中在LMC中心。
1997-08-14 astro-ph
Large Magellanic Cloud Microlensing Optical Depth with Imperfect Event Selection
我提出了一个新的分析的CNOO项目5.7年的大麦云（LMC）微透镜数据集，其中包括污染的微透镜事件样本的变星的影响。EROS和OGLE小组对LMC微透镜事件候选者的测光监测显示，其中一个事件可能是变星，而其他数据证实，许多其他事件很可能是微透镜。将关于100微透镜候选者的性质的此额外数据并入到简单似然性分析中以导出作为真实微透镜事件的100微透镜候选者的数目的概率分布。分析结果显示，在1 - 3个符合天文学家观测标准的事件中，有10-12个可能是微透镜事件，另外1-3个是变星。这种可能性分析也被用来表明，变星的污染，是不变的主要结论的CANOO LMC分析。朝向LMC的微透镜化光学深度为= 1.0 +/-0.3 * 10^{-7}。如果这是由于已知的恒星星族的微透镜效应，再加上星系晕中额外的透镜天体，那么新的星系晕将占标准星系晕质量的16%。在99.98%的置信水平下，银河系和大麦哲伦星系的标准模型中的普通恒星的探测结果超过了2个事件的预期背景。如果对MilkyWay和LMC都假设最大圆盘模型，则背景预测增加到3个事件，但该模型在99.8%置信水平下无法解释CNOO观察到的全部信号。
2005-06-27 astro-ph
The Araucaria Project. The Distance of the Large Magellanic Cloud from Near-Infrared Photometry of RR Lyrae Variables
我们用配备SOFI红外相机的ESO新技术望远镜获得了位于大麦云（LMC）棒上的五个场的深红外$J$和$K$波段观测。在我们的领域，65个由OGLE合作编目的RR天琴座恒星被确定。使用不同的理论和经验校准的周期光度金属丰度的关系，我们发现一致的LMC距离模量值。由于观测场非常靠近LMC中心，因此LMC杆相对于视线的倾斜校正可以忽略不计。我们采用的最佳真距离模数为$18.58 \pm 0.03$（统计）$\pm$ 0.11（系统）等，与大多数独立测定的结果非常一致。
2008-04-21 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$的放大倍数下，在1997年1月11日左右达到峰值。对大麦云云和银河系隆起的微透镜事件，使重要的结论，对银河系的恒星和暗物质的内容达成。SMC提供了一个新的视线，通过银河系，并预计将证明有用的确定扁平的星系晕。
1997-12-11 astro-ph
On the Consistency between the Outer Rotation Curve of the Galaxy and the Microlensing Rate towards the Large Magellanic Cloud
最近对银河系外旋转曲线的测定表明，银河系的总质量很可能集中在半径为$\sim2R_0$的区域内。如果这一发现是正确的，以前估计的光学深度的微透镜事件对大麦云（LMC）应相应减少。看来，截断的星系晕模型，而不是标准的等温延伸到LMC帐户自然的微透镜率的报告由UNO合作。这种解释是显而易见的，但在过去却被忽视了。
1997-11-20 astro-ph
The Binarity of the Magellanic Clouds and the Formation of the Magellanic Stream
HST自行（PM）测量的云有严重的影响，他们的相互作用历史与银河系（MW）和彼此。云很可能是第一次通过MW，SMC围绕LMC的轨道更好地描述为准周期而不是圆形。满足相互作用历史观测约束条件的双星L/SMC轨道（例如，约3亿年前云之间碰撞期间麦哲伦桥的形成）可以位于平均PM的1 sigma范围内。然而，这些双星轨道并不与麦哲伦流（MS）共同定位时，投影在天空的平面上，沿着LMC的轨道的视线速度梯度明显比沿着MS更陡。潮汐在没有多次近心通过的情况下是无效的，并且既不能减小速度梯度，也不能解释极轨道配置中的偏移流。或者，扩展的气体盘的冲压压力剥离可以自然地解释偏差。偏移还表明，在RA 21 h和23 h之间很少探索的区域的观测对于表征MS的完整范围至关重要。
2008-09-24 astro-ph
A Radio and Optical Polarization Study of the Magnetic Field in the Small Magellanic Cloud
利用射电法拉第旋转和光学星光偏振数据对小麦哲伦云（SMC）的磁场进行了研究。SMC上一致的负旋转测量（RM）表明，视线磁场均匀地远离我们，强度为0.19 +/- 0.06微高斯。将拉塞卡-费米方法应用于星光偏振数据，在天空平面上产生了一个有序的磁场，强度为1.6 +/- 0.4微高斯，方位角为4 +/- 12度，从连接SMC和大麦云（LMC）的天空大圆逆时针测量。我们构造了一个三维的磁场模型的SMC，在假设的RM和星光偏振探测相同的基础上的大尺度场。定义SMC磁场的总体方向的矢量显示出与连接SMC中心和LMC中心的矢量的潜在对齐，表明“泛麦哲伦”磁场的可能性。宇宙射线驱动的发电机是对观测到的场的几何形状最可行的解释，但难以解释观测到的单向场线。需要通过麦哲伦桥研究法拉第旋转，以进一步验证泛麦哲伦场假设。
2008-07-09 astro-ph
Can LISA Resolve Distance to the Large Magellanic Cloud?
激光干涉仪空间天线（LISA）有望在3年或更长时间的观测中，通过大麦云（LMC）中N ~ 22 [x10^（+/- 1）]颗信噪比大于10的密近白矮星双星。除了啁啾质量、在天空中的位置和其他双星参数之外，到每个双星的距离是一个独立的参数，可以从对这些双星的引力波的分析中提取。使用二进制的样本，可以建立到LMC的平均距离以及该距离的方差。假设在2 mHz以上的频率没有混淆噪声，LISA可以确定LMC距离为~ 4.5（N/22）^（1/2）%，LMC的视线范围为~ 15（N/22）^（1/4）$%，相对于其距离，在一西格玛置信度下。这些估计是有竞争力的一些建议的直接几何技术来测量LMC的距离，在未来的任务，如SIM和GAIA。
2005-02-23 astro-ph
The Galactic Halo UV Field, Magellanic Stream and High Velocity Clouds
现在已经在H-α中检测到大量的高速HI云（HVC），其中一个子集在低电离线（例如[NII]）中看到。最初，人们希望观测到的H-α强度能够为单个云提供距离约束。这个想法需要一个有用的部分（f_esc > 1%）的电离光子逃离银河系，并且晕电离场是相对平滑的，正如我们所讨论的。大多数已知接近太阳的HVC都是H-α;最明亮的云也显示出增强的[NII]发射，与麦哲伦流形成对比，麦哲伦流的低电离发射线总是比H-α弱。但是H-α距离的一个严重的复杂性是麦哲伦流沿几条视线的明显H-α亮度。为了解释这一点，我们提出了三种可能的配置麦哲伦流，并提出了一个后续的实验。如果我们把到局部HVC的距离标准化，一些HVC似乎以数十千秒差距的尺度散布在整个星系晕中。
2001-10-01 astro-ph
The 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
The Magellanic Stream, High-Velocity Clouds and the Sculptor Group
麦哲伦流是一个100°x 10°的气体细丝，位于星系晕内，含有约2 x 10^8 \Msun的中性氢。我们目前的数据来自HI帕克斯全天巡天（HIPASS）在整个麦哲伦流及其周围地区的第一次完整的调查。我们还提出了一个用于恢复流中的大尺度结构的后处理技术的总结。所揭示的银河流特性包括：沿着主流灯丝的分叉;沿着银河流的整个长度的密集孤立的云;头尾结构;以及在头部的一个复杂的对流网络，其中气体正在从小麦哲伦云和桥上剥离。似乎是麦哲伦起源的碎片从主流细丝延伸到20°。大量拉长的银河系云暗示银河系内部存在剪切运动，这是由潮汐力或与稀薄的星系晕相互作用引起的。沿着视线到玉夫座星系群较近的一半的云显示出异常的性质。我们认为，这些云代表晕物质，并不是遥远的玉夫座群云。这一结果对本星系群中可能存在遥远的大规模HVC的假设具有重要意义。（节略）
2002-09-06 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
Kinematics of LMC stellar populations and self-lensing optical depth
最近的观测提供了一些线索，在麦哲伦云方向的微透镜实验发现的透镜可能位于这些卫星星系。我们重新审视的可能性，自透镜单独可能占光学深度测量朝向大麦云（LMC）。我们提出了一个自洽的多分量模型的LMC由不同的恒星星族，每一个相关的垂直速度色散范围从10到60公里/秒。目前的工作重点是表明，这种分散遵守目前的20 - 30公里/秒的限制所规定的特定LMC人口的观察。我们还表明，该模型再现了观测到的1-2 × 10^-7光学厚度和事件持续时间分布。
1999-09-27 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
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
Constraints on Intervening Stellar Populations Toward the Large Magellanic Cloud
Zaritsky & Lin认为大麦云（LMC）的色星等图中红色团块特征的垂直延伸与大麦哲伦云的大量前景星相一致，这可能解释了观测到的微透镜光学深度，但这一建议受到了各种研究人员的挑战。我们通过（1）检查提出的每一个挑战和（2）提出新的光度和光谱数据来应对。我们的结论是，虽然CMD数据并不强制存在前景人口，他们是完全一致的前景人口与LMC的贡献显着（约50%）所观察到的微透镜光学深度。从我们的新数据中，我们得出结论，<40%的VRC恒星是年轻的大质量红团星，因为（1）使用独立于HST数据的恒星形成历史创建的合成颜色-星等图表明< 50%的VRC恒星是年轻的大质量红团星，（2）VRC星的角分布比年轻星均匀（年龄< 1 Gyr）主序星，（3）ZL观测到的VRC星在大麦哲伦星云区域内的速度色散与年轻星盘星族的预期不一致。这些论点都是基于假设，结论是不确定的。因此，精确确定各种假设的前景种群对微透镜光学深度的贡献，以及随后关于晕MACHO存在的结论，需要对许多复杂的天体物理问题，如IMF，恒星形成历史和主序后恒星演化的详细知识。（节略）
1999-02-05 astro-ph
A Fractal Analysis of the HI Emission from the Large Magellanic Cloud
利用ATCA干涉仪和Parkes多光束望远镜对LMC中HI的合成图进行了多种分析，试图描述中性气体的结构并找到其起源，发现在1D、2D和方位角方向上的傅立叶变换功率谱在20年的长度上近似为幂律。Δ方差法也表现出相同的幂律结构。这些数据的详细模型，使用线的视线积分的分形，是类似于那些产生的模拟湍流和没有相变。结果提出了一种方法来直接测量的第一次的视线厚度的冷分量的HI盘的近面对面的星系。发现该厚度的特征存在于所有测量的功率谱中。通过对比积分发射的正负像，观察了LMC中HI结构的特征。高发射区的几何结构被认为是平行的，而低发射区（云间）的几何结构被认为是斑片状和圆形的。这一结果表明，压缩事件形成了高发射区，而膨胀事件，无论是爆炸还是湍流，都形成了低发射区。该结构的字符也被调查作为规模的函数，使用unsharp面具。所有这些结果表明，大麦哲伦星系中的ISM大多是分形的，大概是普遍湍流，自引力和自相似搅拌的结果。
2000-10-27 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 FUSE Survey of Interstellar Molecular Hydrogen in the Small and Large Magellanic Clouds
我们描述了一个中等分辨率的FUSE调查H2沿70视线的小和大麦云云，使用热恒星作为背景源。67%观测到的麦哲伦云源（52%的LMC和92%的SMC）的FUSE光谱显示出来自912和1120 A之间的H2莱曼和维尔纳带的吸收线。我们的测量对N（H2）>= 10^14 cm^-2很敏感;最高的柱密度在大麦哲伦星云中为log N（H2）= 19.9，在小麦哲伦星云中为20.6。我们发现麦哲伦云相对于银河系的H2丰度减少，SMC的平均分子分数<f_H2>= 0.010（+0.005，-0.002）<f_H2>，LMC的平均分子分数= 0.012（+0.006，-0.003），而<f_H2>银河系盘在类似的变红范围内的平均分子分数= 0.095。主要的不确定性，在这个测量结果从系统之间的差异21厘米无线电发射和Lya的双光束视线的措施N（HI）。这些结果意味着，大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的扩散氢质量分别为8 × 10^6 Msun和2 × 10^6 Msun，分别为21 cm发射测量值得出的氢质量的2%和0.5%。大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的丰度分布可以在模型云的总体中再现，模型云的氢生成速率系数R约为3 x 10^-18 cm ^3 s^-1，入射辐射场的范围为银河系平均值的10 ~ 100倍。我们发现，这些高辐射、低形成率的模型也可以解释云中N（4）/N（2）和N（5）/N（3）转动激发…
2001-10-10 astro-ph
Reddening map of the Large Magellanic Cloud bar region
本文给出了大麦云云棒区1123个位置的E（$-$ I）红化值。利用大麦哲伦星云光学引力透镜实验II星表中的红团簇星的V、I测光值估算红化。E（V $-$ I）值估计为给定区域中红色团块群体的（V $-$ I）观察值与特征值之间的差异。据发现，酒吧中的大部分区域的红化值小于0.1马格只有少数位置具有超过0.2马格的值。酒吧的东侧被发现是更红时相比，西侧，与类似的和相对较小的值差异红化在酒吧的大部分地区。沙洲东端的增红可能是由视线中的一小部分H I云引起的。高密度的HI云位于酒吧的东端应该造成了非常高的红化在这些地区，而只有一个相对较小的增加红化的估计。这表明，在这个方向上的大部分H I云可能位于酒吧后面。
2004-09-21 astro-ph
A New Population of Planetary Nebulae Discovered in the Large Magellanic Cloud (I): Preliminary Sample
我们报告了我们在英澳望远镜（AAT）上进行2dF光谱验证后在大麦云（LMC）中首次发现的73个新行星状星云（PNE）。初步的候选来源来自我们新的深，高分辨率的H-α地图的中央25度的10%的子区域。这是由英国施密特望远镜（UKST）获得的LMC的平方。通过多次曝光中值共同添加12个2小时H-α曝光的过程，将H-α（4.5 x 10 - 17 ergs cm-2 s-1 Ang-1）的高分辨率图的深度扩展到100 V~22。由此产生的地图至少比目前可用的最佳宽场窄带LMC图像深1个星等。这个深度，结合我们的选择技术，也导致了扩展AGB晕周围的许多新的和以前已知的LMC PNE的第一次发现。一旦完成，我们的新调查预计将三倍的LMC PN人口和有显着的影响LMC PN光度函数，运动学，丰度梯度化学演化，并通过研究的AGB晕，初始到最终的质量关系低到中等质量的恒星。
2005-11-08 astro-ph
Results of the ESO-SEST Key Programme on CO in the Magellanic Clouds X. CO emission from star formation regions in LMC and SMC
本文给出了大麦哲伦云和小麦哲伦云中几个恒星形成区的J=1-0和J=2-1 ~（12）CO图，并简要讨论了它们的结构。许多被探测到的分子云是相对孤立的，并且非常小，尺寸通常为20 pc。一些更大的复合物已被检测到，但在所有情况下，CO排放采样的分子云的范围是显着小于恒星形成区域的电离气体的范围。很少看到扩散扩展的CO排放;在检测到的离散云之间或周围的扩散CO要么非常弱，要么不存在。在大麦哲伦星系中，大多数13 CO的同位素放射比I（12 CO）/I（13 CO）约为10，是银河系恒星形成复合体的两倍。在最低的12 CO强度，同位素排放比的传播迅速增加，低的比率表示相对密集和冷的分子气体和高的比率标记CO在云边缘的光解离。
2003-06-02 astro-ph
Dust and Stellar Populations in the Large Magellanic Cloud
我们提出了一个分析的视线消光测量获得的数据从麦哲伦云测光调查，它提供了4个过滤器测光数百万颗恒星的大麦云。我们发现，有效温度> 12000 K的恒星的视反射通常比有效温度在5500 K和6500 K之间的恒星大几十个星等。这种人口依赖灭绝的几个影响进行了讨论。特别是，利用旧的恒星星族（如红团星），但使用来自OB星的距离测量，可能会偏低。人口依赖的消光影响的解释颜色星等图，并导致一个有效的吸收法，这是陡峭的比固有的尘埃未解决的恒星系统。我们进一步探索恒星星族和尘埃之间的关系，通过比较我们的消光图的100亩图像的区域和确定潜在的热源的尘埃。我们的结论是，100 μ通量应谨慎使用作为恒星形成的示踪剂，特别是在星系内的恒星形成的研究。最后，我们用一个简单的恒星和尘埃分布模型再现了观测到的热、冷恒星星族之间的消光变化，其中较冷恒星的标度高度>>尘埃的标度高度（是OB星的两倍）。（摘要摘要）
1999-08-31 astro-ph
Magellanic Cloud Periphery Carbon Stars IV: The SMC
本文将小麦哲伦云外围中等色散观测到的150颗碳星的运动学与云间区的中性氢星和早型星的运动进行了比较。径向速度的分布意味着这些恒星的配置是一个相对于天空平面倾斜73+/-4度的薄片。在南边的近侧，主要是恒星成分;在北边，远侧包含较少的碳星，主要是中性气体。恒星的上部速度包层与气体的速度包层非常接近。这种配置被证明是一致的SMC沿视线的已知的扩展，并归因于潮汐引起的SMC的中断，起源于近距离接触的LMC一些0.3至0.4 Gyr前。在片的近侧缺乏气体是由于烧蚀过程，类似于韦纳和威廉姆斯（1996）推断的麦哲伦流云前缘的碰撞激发。将Hardy，Suntzeff，& Azzopardi（1989）关于碳星的LMC/SMC相遇前的运动学数据与Maurice等（1989）和Mathewson等（a986，1988）关于相遇后形成的恒星的数据进行比较，毫无疑问，引力以外的力在HI的动力学中起着作用。
2000-03-24 astro-ph
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
Evidence for Tidal Effects in the Stellar Dynamics of the Large Magellanic Cloud
我们提出了一个综合分析的大麦云云的运动学通过其HI气体，碳星，红超巨星。在修正了最近精确测量LMC空间运动的视线速度后，我们发现每个运动示踪剂都清楚地定义了一条形状相似但幅度不同的平坦旋转曲线：碳星为61 km/s，HI为80 km/s，红超巨星为107 km/s。以前发现的潮汐HI特征被认为是拥有许多碳星，潮汐扰动星占总样本的7-15%。这一发现意味着我们不能仅仅依靠碳星样本来构建LMC引力势的可靠模型。我们还发现了具有特殊运动学的红超巨星，但它们与潮汐特征的关系尚不清楚，可能与超巨星HI壳层SGS 4相互作用。此外，虽然红超巨星的局部速度色散很小，约为8 km/s，但它们对碳星自转解的速度色散为17 km/s，等于碳星本身的速度色散。因此，我们似乎正在目睹大麦哲伦星系恒星盘的潮汐加热。
2007-01-17 astro-ph
Limits on the Macho Content of the Galactic Halo from the EROS-2 Survey of the Magellanic Clouds
EROS-2项目旨在检验一种假设，即大质量致密晕天体（所谓的“machos”）可能是银河系暗物质晕的主要组成部分。为此，地球资源观测卫星2号对麦哲伦星云中的$33\times10^6$星进行了长达6.7年的$33\times10^6$监测，以了解此类天体造成的微透镜现象。在这项工作中，我们只使用一个子样本的$7\times10^6$明亮的恒星分布在$84 °^2$的LMC和$9 °^2$的SMC。只使用亮星的策略有助于区分变星造成的背景事件，并允许简单地确定源混淆（混合）的影响。大立体角的使用使得勘测对可能使光学深度强烈依赖于方向的效应相对不敏感。使用这个明亮恒星的样本，只发现了一个候选事件，而如果光环完全由质量为$M\sim0.4M_{\odot}$的物体组成，那么$\sim39$事件是可以预期的。结合EROS-1的结果，这意味着这种透镜导致的朝向大麦哲伦云（\object{LMC}）的光学深度为$τ<0.36\times10^{-7}$（95%CL），对应于小于8%的晕质量分数。这一光学深度远小于LMC中心区域的CNOMO合作测量的光学深度。更一般地说，质量范围在$0.6\times10^{-7}M_\odot<M<15M_{\odot}$的machos被排除为银河系晕的主要居住者。
2007-04-19 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
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
