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
The Morphologies of the Small Magellanic Cloud
我们比较了不同光谱类型的恒星的分布，因此平均年龄，中央SMC内，发现不对称结构几乎完全由年轻的主序星。由于相对缺乏的老恒星在这些功能，和非常规则的分布红巨星和团块恒星在SMC中心体，我们得出结论，潮汐单独是不负责中央SMC的不规则外观。决定SMC现今外观的主要物理机制必须是由气体成分之间的流体动力学相互作用引发的恒星形成。这些结果扩展了人口研究的结果（参见。Gardiner和Hatzidimitriou）在半径向内，也证实了基于运动学参数的中央SMC的球形性质的建议（Dopita等人; Hardy，Suntzeff和Azzopardi）。最后，我们没有发现证据，在潜在的老恒星星族的“酒吧”或"外臂“，再次支持我们的分类中央SMC作为一个球状体与高度不规则的最近的恒星形成。
2000-03-11 astro-ph
Old Stellar Populations of the Small Magellanic Cloud
我们提出WFPC 2和地面VI测光的NGC 121和附近的领域在外部SMC。对于NGC 121，我们测量到（m-M）0 = 18.96 +/- 0.04的真实距离模量。（距离为61.9 +/- 1.1千秒差距），年龄为10.6 +/- 0.5千兆年，金属丰度[Fe/H] = -1.03 +/- 0.06，初始质量为4.1 +/- 0.4 x 10^5兆太阳，假设具有较低截止值0.1 Msun的Salpeter IMF。在外SMC领域，我们发现了恒星年龄范围很广的证据-从2 Gyr到至少9-12 Gyr。我们已经测量了距离，消光，和恒星形成的历史（过去的恒星形成率和富集历史）使用CMD拟合算法。SMC的距离模量测量为（m-M）0 = 18.88 +/- 0.08，对应于59.7 +/-2.2kpc的距离。在此期间，整体恒星形成率似乎相对稳定，尽管恒星形成活动中可能存在小的差距，但这些差距太小而无法解决。目前恒星形成活动的缺乏是一种选择效应，因为该领域被故意选择以避免最近的活动。这个区域的平均金属丰度从8 Gyr以上恒星的平均[Fe/H] = -1.3 +/- 0.3增加到过去3 Gyr的[Fe/H] = -0.7 +/- 0.2。
2001-07-09 astro-ph
The Star Formation History in a SMC field: IAC-star/IAC-pop at work
本文介绍了小麦哲伦云（SMC）不同区域定量恒星形成历史（SFH）研究项目的进展情况。我们使用的信息[（B-R），R]颜色-震级图（CMD），这达到了最古老的主序列关闭，并允许我们检索SFH的细节。我们展示了SFH在SMC领域位于南方方向（在$\thicksim$ 1千秒差距从SMC中心）的第一个结果。这个领域是特别有趣的，因为尽管位于HI柱密度非常低的地方，它仍然呈现出最近的恒星形成增强。
2007-03-09 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
SMC in space and time: a project to study the evolution of the prototype interacting late-type dwarf galaxy
介绍了空间和时间上的SMC，这是一个大型的空间和地面协调计划，用于研究恒星的形成过程和历史，以及整个SMC的变星、结构、运动学和化学演化。在这里，我们提出的颜色星等图（CMD）产生的HST/ACS测光，旨在推导出恒星形成历史（SFH）在六个领域的SMC。磁场位于中心区域，在恒星晕中，在朝向大麦哲伦星系的机翼中。CMD非常深，远远超出了最古老的主序列关闭，并且将使我们能够推导出整个哈勃时间内的SFH。
2008-08-08 astro-ph
Far-Ultraviolet & Halpha Spectroscopy of SNR0057-7226 in the SMC HII Region N66
N66/NGC 346是小麦哲伦星云中最大和最明亮的HII区域，包含至少一个已知的超新星遗迹SNR 0057 -7226。残骸的光辐射被星云明亮的光电离辐射所淹没，但残骸已经通过远紫外线吸收线被探测到。在这里，我们提供了来自远紫外光谱探测器（FUSE）卫星的数据，显示了来自SNR 0057 -7226边缘位置的强烈OVI和CIII发射。我们还提出了高分辨率，长缝Halpha光谱横跨N66显示高速和低速发射密切对应的超新星遗迹的X射线边界。我们使用这些FUV和光学数据，以确定与N66的冲击和相互作用的几何形状的物理参数。我们发现，来自附近许多大质量星团恒星的电离光子可能会影响激波后气体的电离平衡，阻碍低电离和中性物质的产生。我们讨论的重要性和内在的困难，寻找超新星遗迹或附近明亮的HII地区，并建议远紫外线提供了一个可行的手段来发现和研究这样的遗迹。
2002-12-16 astro-ph
An Accurate Age Determination for the SMC Star Cluster NGC121 with HST/ACS
作为致力于研究小麦哲伦星云中星团和场中的旧恒星星族的系列论文的第一篇，我们提出了用哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机在F555 W和F814 W滤波器中对NGC 121的深度观测。由此产生的颜色星等图达到主序关闭以下约3.5等，比以前的任何数据都要深。我们采用绝对和相对年龄法对NGC 121进行了年龄测定。将ACS测光系统中的等时线与NGC 121观测到的山脊线拟合，得出年龄为11.8 +- 0.5 Gyr（Teramo），11.2 +- 0.5 Gyr（Padova）和10.5 +- 0.5 Gyr（Dartmouth）。星系团脊线最接近阿尔法增强达特茅斯等时线。将我们的相对年龄放在绝对年龄尺度上，我们发现年龄分别为10.9 +- 0.5 Gyr（从主序关闭和水平分支之间的震级差异）和11.5 +- 0.5 Gyr（从水平分支的绝对震级）。这五个不同的年龄测定都低于2 - 3 Gyr的年龄最古老的银河系球状星团可比的金属丰度。因此，我们证实了早期的发现，最古老的球状星团在小麦哲伦云，NGC 121，是几个陀螺年轻比它最古老的同行在银河系和其他附近的矮星系，如大麦云，天炉座，人马座。如果它被吸积到银河系的晕中，NGC 121将类似于“年轻的晕球状星团”，尽管它没有与人马座矮星相关的最年轻的球状星团年轻。NGC 121的年轻年龄可能是由于小麦哲伦星云中团簇形成的延迟，或者是由于最初少数…
2008-01-07 astro-ph
Period Changes of the SMC Cepheids from the Harvard, OGLE and ASAS Data
比较哈佛大学数据档案中小麦哲伦星云中造父变星的旧观测结果，以及最近的OGLE和ASAS观测结果，可以估计它们的周期变化。所有匹配的557颗造父变星仍然以相同的模式脉动。哈佛造父变星之一HV 11289，已经被初步匹配到一颗现在看来是常数的恒星。logP> 0.8的造父变星表现出显著的周期变化，既有正的，也有负的。我们发现，对于许多恒星来说，这些变化明显小于最近模型计算的预测。不幸的是，没有周期超过80天的造父变星模型，而观测到的造父变星周期长达210天。
2002-07-14 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Ages of about 600 Star Clusters from the LMC
我们目前的年龄测定的标准程序的基础上的等时线拟合约600个星团的年龄小于约1.2 Gyr的中央部分的大麦哲伦星云。对LMC和SMC星团年龄分布的比较表明，这两个星系的团簇形成历史不同。大麦哲伦星系团的年龄分布揭示了该星系团簇形成的爆发性质，与SMC星系团年龄相对均匀的分布形成对比。我们检测到三个扩展峰的年龄分布的LMC集群，位于约7Myr，125Myr和0.8Gyr。所有检测到的峰具有复杂的结构。虽然由于年龄测定的准确性，最年轻和最古老的峰的结构可能是假的，但在中间峰中，可以清楚地看到1亿年和1亿6千万年的两个明显的子峰。在SMC的星团年龄分布中也看到了类似的峰值，这表明在这些时期团簇形成率的增加可能是由麦哲伦云之间的最后一次相遇引起的。相对于所研究的来自SMC的星团样本，来自LMC的星团样本在非常年轻（<1000万年）和古老（> 40000万年）的星团中过量，而在年龄在8000万年至1500万年范围内的星团中丰度不足。
2000-10-18 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
900-1200A interstellar extinction in the Galaxy, LMC, and SMC
我们已经推导出远紫外消光曲线的恒星在银河系，大麦哲伦星云，SMC，从光谱的FUSE卫星观测到的恒星对，匹配的光谱类型和不同数量的红化。这些恒星被其他FUSE计划观测，没有被选为大的红化。因此，在导出的消光曲线的不确定性取决于光度数据。对于银河系中的强变红恒星，在最短波长处的强H2吸收是一个额外的复杂因素。这些初步结果表明，有一个家庭的消光曲线，强烈上升到莱曼极限，并延长相关的消光曲线从较长的波长。
2001-07-11 astro-ph
STIS spectroscopy of newborn massive stars in SMC N81
利用哈勃空间望远镜的STIS观测资料，研究了小麦哲伦云（SMC）中的高激发致密Hii区N81的主要激发星。这些远紫外线观测是在这样一个区域的恒星的第一次光谱测量，并揭示了O 6-O 8恒星类型的特征。它们的风廓线和次光度（在Mv中比相应的矮星暗约2等）的惊人弱点使这些恒星成为麦哲伦星云中独特的恒星星族。我们的分析表明，它们很可能位于赫罗图中一个特别年轻的大质量恒星类的轨迹上，即所谓的Vz光度类，因为它们是在零年龄主序星上到达的。
2001-10-26 astro-ph
We present our analysis of archival Hubble Space Telescope Wide Field Planetary Camera 2 (WFPC2) observations in F450W (~B) and F555W (~V) of the intermediate- age populous star clusters NGC 121, NGC 339, NGC 361, NGC 416, and Kron 3 in the Small Magellanic Cloud. We use published photometry of two other SMC populous star clusters, Lindsay 1 and Lindsay 113, to investigate the age sequence of these seven populous star clusters in order to improve our understanding of the formation chronology of the SMC. We analyzed the V vs (B-V) and M_V vs (B-V)_0 color-magnitude diagrams of these populous Sm…
1998-08-10 astro-ph
FUSE Measurements of Far Ultraviolet Extinction. II. Magellanic Cloud Sight Lines
我们提出了一个消光分析的9个路径通过LMC和SMC的基础上FUSE的观测。到目前为止，只有两个LMC视线探测尘埃颗粒成分和大小分布在云中使用光谱，包括波长短至950 A。我们补充这些结果，从4个地区区分其IR通过UV消光曲线和分组为LMCAvg，LMC 2，SMC酒吧和SMC翼。尽管银河系和麦哲伦云消光的不同特征，我们的结果通常类似于银河系曲线中发现的，每个消光曲线的FUSE部分被FM曲线描述得相当好，FM曲线只适合于较长的波长数据，缺乏任何戏剧性的新的消光特征，任何偏离CCM形式主义的情况都持续到FUV波长。对这些曲线的MEM分析表明，LMCAvg和SMC机翼瞄准线需要的灰尘中硅和/或碳比当前丰度测量所允许的要多，而LMC 2和SMC杆瞄准线的要求并不完全加重可用储层的负担。这种分析的中间产物是测量麦哲伦星云中新的H_2丰度。综合考虑具有显著H_2柱密度的云视线，E（B-V）/N（HI）比相对于银河系平均值减小了显著的因子，而相应的E（B-V）/N（H_2）值更接近于银河系的对应值。这些趋势反映了这样一个事实，即在这些视线f（H_2）-值低于那些常见的银河系中的路径具有类似程度的红化。
2005-05-19 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
Age distribution of young clusters and field stars in the SMC
本文讨论了小麦哲伦星云中心部分的星团和场星的形成。主要目标是研究年轻天体与其星际环境之间的相关性。用等时线拟合法测定了164个星协和311个小于1 Gyr的星群的年龄。星团的空间分布与HI图、HI速度色散场、CO云的位置和年轻场星的分布进行了比较。星团年龄分布支持这样一种观点，即星团是在SMC历史的最后1 Gyr以大致连续的方式形成的，并伴随着增强期。在HI分布中检测到的两个超壳层37 A和304 A在星系团的年龄分布中清晰可见：从壳层形成的时代开始，团簇形成速率就有所提高。发现年轻星系团与HI强度有密切的相关性，相关程度随星系团年龄的增加而降低。年龄超过3亿年的星团远离HI峰。年龄小于1000万年的星系团和星系团与SMC盘西南区域的CO云有关。年轻团簇的位置和原子气体的速度色散场之间的正相关性仅来自壳层304 A，这表明云-云碰撞可能不是团簇形成的最重要的机制。由于最近的SMC和LMC之间的密切相互作用的引力触发插曲的证据被发现在集群和场星分布。
2006-04-07 astro-ph
Optical Gravitational Lensing Experiment. The Distance Scale: Galactic Bulge - LMC - SMC
我们分析的平均光度的三个样本的领域RRab天琴座恒星的OGLE微透镜实验过程中观察到的：73颗恒星从银河系的凸起和110和128颗恒星从选定的领域中的LMC和SMC，分别。这些场与Udalski等（1998）用红团星方法测定麦哲伦云距离的结果相同。我们确定相对距离尺度d_{GB}：d_{LMC}：d_{SMC}等于：（0.194+/-0.010）：1.00：（1.30+/-0.08）。我们用Gould和Popowski（1998）最近基于统计学的校准来校准我们的RR Lyr距离尺度。我们得到了银河系核球、大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的距离模：m-M=14.53+/-0.15，m-M=18.09+/-0.16和m-M=18.66+/-0.16等。我们使用RR Lyr在银河系核球金属丰度处的V波段平均亮度作为参考亮度并分析平均值，不同年龄和金属丰度天体中红团簇星的i波段光度。我们添加到我们的分析，贫金属船底座矮星系，其中包含老RR天琴座恒星和中间年龄的红团人口。我们发现平均红团亮度对金属丰度的依赖性很弱，并用依巴谷观测到的附近红团星校准了它的零点：M^{RC}_I=（0.09+/-0.03）*[Fe/H]^{RC}-0.23+/-0.03。修正后的红团距银河球、大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的距离模量分别为m-M=14.53+/-0.06、m-M=18.13+/-0.07和m-M=18.63…
1998-05-16 astro-ph
Three clusters of the SMC from ACS/WFC HST archive data: NGC 265, K~29 and NGC 290 and their fields
本文测定了位于小麦哲伦云主体内的NGC265、K29、NGC290三个星团的年龄、金属丰度和初始质量函数。此外，我们推导出了伴场中恒星形成的历史。我们使用ACS/WFC HST存档数据。对于这些星团，利用$χ^2$最小化方法拟合单个合成星族的积分光度函数，得到了它们的年龄和金属丰度。对于伴星，用$χ^2$最小化法和下山单纯形法计算了恒星的形成历史，得到了如下的年龄和金属丰度：NGC 265的log（Age）= $8.5\pm0.3$ yr和金属丰度为$0.004\pm0.003$（或[Fe/H]=-0.62）; \object{K~29}具有log（年龄）= $8.2\pm0.2$ yr和金属量Z = $0.003\pm0.002$（或[Fe/H]=-0.75）; NGC 290具有log（年龄）= $7.8\pm0.5$ yr和金属量$0.003\pm0.002$（或[Fe/H]=-0.75）。卓越的数据质量允许研究低至M $ \sim$ 0.7 M $_\odot$的初始质量函数。初始质量函数与标准Kroupa模型一致。NGC 265光度函数与恒星模型的理论光度函数的比较，无论是考虑对流核心的过冲还是忽略对流核心的过冲，似乎都表明需要一定量的对流过冲。星群的恒星形成率在3 - 4亿年、3 - 4 Gyr和最后6 Gyr呈现增强期。然而，它是相对静止的年龄超过6 Gyr。这一结果…
2007-02-10 astro-ph
Ultraviolet Imaging Telescope (UIT) Observations of the SMC
一个马赛克的四个UIT远紫外（FUV; 1620 A）的图像，其中包括大部分的SMC酒吧，推导出恒星和HII区域测光。太阳黑子棒的紫外线形态显示，最近的恒星形成留下了一些引人注目的特征，包括：a）四个紫外线明亮的恒星集中，从东北到西南以几乎相等的间距（约30弧分=0.5千秒差距）分布; b）一个集中包括一个定义明确的直径为8弧分的环，周围环绕着一个更大的H-α环，暗示着连续的恒星形成。FUV PSF测光获得了11，306颗恒星，FUV测光获得了42个H-α-选择的HII区域，包括恒星和Kennicutt & Hodge定义的孔径中包含的总发射。总的FUV通量与恒星FUV通量的通量加权平均比为2.15;恒星FUV光度函数表明，大部分多余的总通量是由于散射的FUV辐射，而不是暗淡的恒星。恒星和总排放量都与H-α通量相关，并产生FUV/H-α比率，与SMC金属量，年龄从1-5百万年，和中等（E（B-V）=0.0-0.1等）内部SMC灭绝的单次爆发集群模型一致。
1996-12-10 astro-ph
FUSE Observations of Interstellar Gas toward the SMC Star Sk 108
我们讨论了位于小麦哲伦云主“棒”东北部的沃尔夫-拉叶双星Sk 108的FUSE光谱中发现的星际吸收线。光谱覆盖波长范围988 - 1187埃，分辨率约为12，000，信噪比为20 - 40。我们使用更高分辨率的近紫外光谱和光谱的详细成分信息来模拟类似分布的物种的远紫外线。朝向Sk 108的银河系和SMC气体似乎主要是中性的，尽管SMC气体的很大一部分是电离的。在银河系和SMC气体中，P II、S II和Ar I的柱密度基本上与太阳相对于N（Zn II）的比率一致; N I的柱密度仍然有些不确定。分子氢存在于银河系气体中，其性质类似于低平均密度银河系视线中以及朝向其他几颗LMC和SMC恒星的银河系气体中发现的性质。我们报告了一个尝试性的检测的H_2在SMC气体J = 1和3，与旋转水平的人口一致的激发温度为1000 K的顺序-类似的H_2在弥漫的银河系气体中发现zeta Pup。来自N III、S III和Fe III的强吸收揭示了一个重要的电离成分，特别是在SMC中; O VI存在，但相对较弱，特别是在银河系气体中。的N（C IV）/N（O VI）的比例有所不同的SMC-这表明，几个过程可能有助于观察到的高离子丰度。
2001-02-15 astro-ph
Microlensing towards the Small Magellanic Cloud --- EROS 2 two-year analysis
我们提出的头两年的研究与EROS（经验德Recherche d 'Objets Sombres）项目在小麦哲伦星云的恒星微透镜的分析。检测到单个事件，已在第一年分析中存在。这种低事件发生率使我们能够对质量范围[10^-2，1] Msol内的致密天体造成的星系晕质量分数提出新的限制。这些限制，以及迄今为止观察到的两个SMC事件可能是由于SMC偏转器的事实，表明LMC和SMC自透镜可能占主导地位的事件率。
1999-03-17 astro-ph
The Spitzer Survey of the Small Magellanic Cloud: S3MC Imaging and Photometry in the Mid- and Far-Infrared Wavebands
我们提出了斯皮策调查的小麦哲伦云（S3MC），成像的恒星形成机构的小麦哲伦云（SMC）在所有七个MIPS和IRAC波段的初步结果。结果表明，F_8/F_24比值（PAH丰度的估算值）具有较大的空间变异性，其取值范围较宽，与金属丰度无关，但与24 μ m亮度和F_24/F_70比值相关。这表明，光破坏是主要负责在恒星形成的低金属含量星系中观察到的多环芳烃丰度低。我们使用S3MC图像来编译SMC中~400，000个中红外和远红外点源的光度计目录。在最长波长处检测到的源分为四个主要类别：1）明亮的5.8 um源，具有非常微弱的光学对应物和非常红的中红外颜色（[5.8]-[8.0]> 1.2），我们将其识别为YSO。2)明亮的中红外光源，略带红色（0.16 <[5.8]-[8.0]<0.6），被认为是碳星。3)明亮的中红外光源，具有中性色和明亮的光学对应物，对应于富氧的演化恒星。并且，4）未变红的早期B星（B3至O9）具有大量24 um的过量。这种过剩让人联想到碎片盘，并且只在这些恒星中的一小部分（<5%）中被检测到。SMC中大多数最亮的红外点源属于第一到第三组。我们使用这个光度信息，以产生一个目录中的282个明亮的YSO的SMC具有非常低的污染水平（~7%）。
2006-08-25 astro-ph
Age Determination of Six Intermediate-age SMC Star Clusters with HST/ACS
我们提出了一个光度分析的星团林赛1，克朗3，NGC 339，NGC 416，林赛38，和NGC 419在小麦哲伦云（SMC），观察与哈勃空间望远镜高级相机的调查（ACS）在F555 W和F814 W过滤器。我们的彩色星等图（CMD）比主序转折点深3.5等，比以前的任何数据都深。星团年龄是使用三种不同的等时线模型得出的：帕多瓦、泰拉莫和达特茅斯，这些模型都可以在ACS测光系统中使用。拟合观察到的每个集群的山脊线，我们提供了一个均匀的和独特的低金属丰度，单年龄基准等时线。除了NGC 419外，所有星团的CMD最好用达特茅斯等时线近似，帕多瓦等时线提供了最佳拟合。NGC 419的CMD显示了几个主序关断，它们属于簇和SMC场。因此，我们得出的年龄范围为1.2-1.6 Gyr的NGC 419。有趣的是，我们的中间年龄星团的金属丰度分布约为0.6 dex，这表明SMC并不具有平滑，单调的年龄-金属丰度关系。我们发现了一个迹象，集中在NGC 416的蓝色离散恒星候选人，而其他集群，这些都不存在。利用红团星等，我们发现最近的星系团NGC 419（~ 50 kpc）和最远的星系团Lindsay 38（~ 67 kpc）的相对距离为~ 17 kpc，这证实了SMC的大深度。
2008-07-23 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
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
Progressive star formation in the young SMC cluster NGC 602
NGC 602是一个年轻的星团，位于小麦哲伦星云的边缘区域，被称为机翼。远离银河系的主体，并邻接麦哲伦桥，SMC的机翼的特点是气体和恒星含量低。通过哈勃太空望远镜（HST）上的高级巡天照相机（ACS）的深度光学成像，我们发现了一个广泛的前主序（PMS）人口，恒星质量在0.6-3太阳质量范围内。这些低质量的PMS星大约在400万年前与中央星团形成。斯皮策太空望远镜（Spitzer Space Telescope）从红外线阵列相机（IRAC）拍摄的同一区域的图像也揭示了一群年轻恒星物体（YSO），其中一些仍然嵌入星云物质中，其中大多数可能比HST/ACS成像检测到的年轻恒星更近。我们推断，恒星的形成开始在这个地区约4万年前的中央集群的形成，并逐渐向外围的恒星形成目前正在进行中。
2007-08-08 astro-ph
Puzzling wind properties of young massive stars in SMC-N81
本文对SMC-N81致密恒星形成区大质量恒星的星风性质进行了定量研究。用CMFGEN程序计算了非LTE球面扩展大气模式中的线覆盖（Hillier & Miller 1998）和紫外STIS光谱分析的结果表明：1）SMC-N81组分是年轻的（~ 0- 400万年）O型星，Teff与中晚期亚型相容，光度低于平均银河系O型矮星，使它们成为可能的ZAMS候选者; 2）风非常弱：质量损失率（~ 1 e-8/1 e-9 Msol/yr）和修正的风动量比迄今为止观测到的银河系恒星低1到2个数量级，也低于最新流体动力学模型的预测。本文着重从风动量修正的角度分析了这种弱风的原因：（1）在低光度（log L/Lsol < 5.5）时，矮星的风动量-光度关系（WLR）可能发生破裂。然而，这种崩溃的原因仍然未知; 2）在低金属丰度时，WLR的斜率可能更陡。这是由辐射驱动风理论预测的，但目前的流体动力学模拟没有显示SMC金属丰度的斜率有任何变化。此外，有迹象表明，一些银河系天体的风动量与SMC星的风动量相似; 3）大气中的解耦可能导致多分量风，但各种测试表明，这不太可能是SMC-N81星的情况。因此，在这些物体中观察到的风的弱点的起源仍然未知。我们认为这种弱点可能与这些恒星的年轻有关，并可能代表最近形成的大质量恒星中恒星风的开始。
2004-03-17 astro-ph
Reddenings and metallicities in the LMC and SMC from Stroemgren CCD photometry
用Stroemgren紫外CCD测光法测定了小麦哲伦云（SMC）和大麦云云（LMC）中两个视场的B星个体红化。在两个LMC场中，我们发现E（B-V）= 0.085 +/- 0.02的前景红化，并且对于SMC场，我们发现E（B-V）= 0.070 +/- 0.02。除了前景红化之外，我们还发现了来自云内部红化的贡献，最高可达E（B-V）~ 0.21。内在的贡献是不相关的位置在我们的6 × 4.5弧分CCD领域，但在一个基本上随机的方式变化。除非测量特定物体的变红，否则它的不确定性将从E（B-V）中的+/- 0.035（最好的情况，远离中心条）到超过+/- 0.10（接近中心条）。本文用Stroemgren vby光度法计算了观测场中GK巨星的金属丰度。采用平均红化，我们得到的平均金属丰度与F和G超巨星的光谱研究结果一致，但有相当大的分散性，从[Fe/H]~ -2.0到> 0.然而，散射的一个重要部分是由于变红的变化，而不是内在的。可能存在的高金属量恒星应进一步使用光谱方法进行研究。
2000-12-01 astro-ph
HV 11423: The Coolest Supergiant in the SMC
我们提请注意，SMC中最明亮的红超巨星之一最近将其光谱类型从K 0 -1 I（2004年12月）更改为M4 I（2005年12月），并返回到K 0 -1 I（2006年9月）。甚大望远镜的档案光谱显示，这颗恒星在2001年12月的温度更低（M4.5-M5 I）。相比之下，这颗恒星在1978年10月和1979年10月都被观测到是M0 I。M4-5 I光谱型是迄今为止发现的最新的SMC超巨星类型，它的温度远远超过了Hayashi极限，进入了H-R图中恒星不应该处于流体静力平衡的区域。这颗恒星在V轴上的变化接近2等，但在K轴上基本不变。我们对它的光谱能量分布的建模表明，在这段时间内，视觉消光发生了变化，但恒星的热光度基本保持不变。我们认为，该恒星目前正在经历一个强烈的不稳定时期，其有效温度在几个月的时间尺度上从4300 K变化到3300 K。它有一个最高的12微米通量的任何RSG在SMC，我们认为，在V的变化主要是由于有效温度的变化，其次，由于本地灭绝的变化，由于创造和消散的拱星尘埃。我们推测这颗恒星可能已经接近生命的尽头。
2007-01-26 astro-ph
Spectroscopy of SMC Wolf-Rayet Stars Suggests that Wind-Clumping does not Depend on Ambient Metallicity
热的、大质量的、发光的恒星的质量损失率被认为是塑造这类恒星演化轨迹和影响星系尺度上的星际介质的决定性参数。这种风中无所不在的小尺度结构（团块）可能会使质量损失率的经验估计值降低3倍以上。到目前为止，还没有直接的观测证据表明，在环境金属丰度较低的环境中，风聚集可能会保持在同一水平，在那里，风驱动的不透明度降低。本文报道了小麦哲伦星云中三颗Wolf-Rayet星族I星的时间分辨光谱研究结果，其中环境金属丰度约为1/5 Z_Sun。我们探测到在星风加速部分中有许多向外移动的小尺度发射峰。这些运动特征的一般性质，如速度色散、发射率和平均加速度，密切匹配的小规模的不均匀性在银河系沃尔夫-拉叶星风的相应特征。
2007-01-18 astro-ph
A Far Ultraviolet Study of the Old Nova V841 Oph
我们已经进行了一个综合光谱分析的档案IUE光谱的老新星V841 Oph（新星Oph 1848）采取15年分开。光谱揭示了一个1560 ° C的上升的连续短周期，一个C { \sc iv} P-Cygni轮廓，在一个光谱中指示与盘吸积相关的风流出，一个深Ly $α$轮廓，以及强的N { \sc v}（1238 ° C，1242 ° C）和O { \sc v}（1371 ° C）风/日冕吸收线。许多尖锐的星际共振线也存在。一个网格的高重力大气和吸积盘模型，跨越了广泛的倾角，吸积率和白矮星质量进行了比较，去红光谱。我们发现，对于一个稳态吸积盘模型，在1848年爆发后的147年，FUV谱的吸积速率仅为$\sim$ 3 $\times$ 10 $^{-11}$ M $_{\sun}$ /yr，隐含距离在$\sim$ 300 pc以内.在爆发后147年的吸积率比预期的老新星要小。
2005-09-19 astro-ph
Kinematics of massive stars in the Small Magellanic Cloud
我们给出了小麦哲伦星云（SMC）中2045颗恒星的径向速度，这些速度是由Evans等人（2004）的2dF测量获得的。这些恒星中的绝大多数都是OBA型，追踪年轻恒星星族的动态。将样本分成特定的“棒”和“翼”样本（分别位于线的北部和南部：$δ$ = -77 $^{\circ}$ 50“+ [4 $α$”，其中$α$以分钟为单位），我们发现SMC棒中的速度梯度为26.3 +/- 1.6 km/s/deg。在126 +/-4度的位置角处。柱中的导出梯度对于两个样品之间采用的分界线具有稳健性。最大的红移出现在SMC翼，其中的速度分布似乎不同于酒吧，最有可能的结果是麦哲伦云之间的相互作用，预计已发生0.2 Gyr前。样本中所有恒星的平均速度为+172.0 +/- 0.2 km/s（与已发表的较老恒星群的结果相比，红移了约20 km/s），速度色散为30 km/s。
2008-01-22 astro-ph
The Role of Evolutionary Age and Metallicity in the Formation of Classical Be Circumstellar Disks I. New Candidate Be Stars in the LMC, SMC, and Milky Way
我们提出了B，V，R，和H α测光的8个小麦哲伦星云，5个在大麦云，和3个星系团，并使用2个彩色图（2-CD），以确定候选人在这些集群中的恒星种群。我们发现的证据表明，在低金属丰度环境中的Be现象增强，根据观察到的分数早期型候选人的年龄为10-25万年的集群Be星的内容。在年龄为500万到800万年的星团中发现了大量光谱类型为B 0到B5的候选Be星，这对Fabregat & Torrejon（2000）的建议提出了挑战，即经典Be星只能在年龄至少为1000万年的星团中发现。这些结果表明，一定有相当数量的B型恒星以快速旋转星的形式出现在零年龄主序星上。我们还检测到早期类型的候选人恒星的年龄在10-25万年的集群的分数内容的增强，这表明Be现象确实变得更加普遍的进化年龄。我们简要地讨论了可能有助于这种进化效应的机制。利用2-CD技术的局限性进行了讨论，以调查的作用进化年龄和/或金属丰度发挥的发展中的Be现象，我们提供的证据表明，其他B型对象的性质非常不同，如候选人赫比格Ae/Be星可能会污染声称的检测``Be星'通过2-CD。
2006-06-21 astro-ph
Radioquiet isolated neutron stars: old and young, nearby and far away, dim and very dim
简要讨论了以射电宁静天体为中心的孤立中子星的演化路径和观测现象。有许多理由相信，一旦恒星表面冷却下来，这些来源是非常难以捉摸的：它们的高空间速度，长螺旋桨阶段和/或非常低的吸积效率。我们描述了最近的人口合成模型附近的年轻的INS，强调在过去遇到的主要困难，这些模拟再现已知来源的观测特性。正如我们所展示的，一种可能性是，太阳附近的大多数INS都是诞生于古尔德带的年轻（不到几百万年）中子星。为了保持足够的温度并在一段时间内维持X射线发射，它们可能需要低到中等质量，$\approx 1$小于$\sim 1.35 M_\odot$。
2003-11-14 astro-ph
Tip of the Red Giant Branch distances to galaxies with composite stellar populations
本文研究了具有复杂恒星形成历史（SFR）和年龄金属丰度关系（AMR）的本星系群星系（LMC、SMC和LGS 3）的RGB相对距离I波段Tip的可靠性。还讨论了K波段的使用。通过采用理论恒星星族合成技术，我们发现，使用实际测定的SFR和AMR的LMC和SMC，其RGB是由恒星年轻得多（9 Gyr）比银河系球状星团的同行，其I-波段（和K-波段）TRGB绝对星等校准。这种年龄差异导致了基于RGB颜色与球状星团颜色比较的光度金属丰度估计值和TRGB距离的偏差。距离偏差的程度是强烈依赖于特定的TRGB技术的应用，并在假设的I波段BC规模采用;适用于SMC-LMC距离模数的校正范围从0到+0.10 mag. LGS 3是一个例子的星系人口主要由老恒星，使光度金属丰度和距离估计使用球状星团校准是可靠的。然而，麦哲伦云和LGS 3之间的相对距离模量的影响，讨论的人口效应的LMC和SMC。适用于K波段TRGB距离的校正大于I波段的情况。我们的结果清楚地表明，在一个复杂的SFR恒星系统的CMD中存在一个发达的RGB并不能保证它是由球状星团样的红巨星，因此，TRGB方法的距离测定必须谨慎应用。
2004-12-07 astro-ph
Mid-infrared imaging and spectrophotometry of N 66 in the SMC with ISOCAM
我们目前的观测与中红外相机ISOCAM板ISO的主要恒星形成区N66的小麦哲伦云及其周围。这些观测是用宽滤光片和CVF进行的，光谱分辨率约为40。此外，CO（2-1）数据，使我们能够识别和研究如何热尘埃与N66中存在的星际介质的不同阶段。光谱以精细结构线的强发射为主。在[NeIII] 15.6微米和[SIV] 10.5微米线上制作了单色图。由于密度和冲击的影响，它们的分布有很大的差异。芳香红外波段在野外的不同地方都可以看到，但它们一般都很微弱。它们表现出各种形状和相对强度，表明存在多种含碳材料。硅酸盐发射在中心冷凝和其他几个区域也清晰可见，整个区域都存在10微米长的热小颗粒发射。所有这些尘埃成分都被该地区许多年轻的大质量恒星发出的非常强烈的远紫外线辐射加热。1600 A的星际辐射场（ISRF）是MIR发射峰值处太阳邻域ISRF的10^5倍。尘埃成分对中红外光谱的相对贡献似乎取决于远紫外场的强度和硬度。一般来说，15/6.75微米的强度比高于相对静止的银河系区域，但它并不像ISRF线性增加所预期的那样高。我们解释这种行为是由于在非常高的ISRF下AIB载体和VSG都被破坏。
2000-06-13 astro-ph
The Star Cluster Systems of the Magellanic Clouds
麦哲伦云的集群系统的特点，推断从综合性能，比较与那些从个别集群的研究和现场人口。一致性一般是令人满意的，虽然在LMC的情况下，缺乏超过3 Gyr的集群没有反映在现场人口。讨论了这一簇“年龄差距”的可能起源。SMC集团年龄金属丰度关系也提出和讨论。
2001-06-07 astro-ph
GSH 138-01-94, an old supernova remnant in the far outer Galaxy
银河系HI壳层GSH 138-01-94的性质来自加拿大银道面巡天的数据。GSH 138-01-94的基本参数是通过将薄壳的膨胀拟合到天空上的膨胀速度场来确定的。当v_LSR=-94.2 $\pm$ 0.5 km/s时，运动学距离为16.6 kpc。半径为180 $\pm$ 10 pc，膨胀速度v_exp = 11.8 $\pm$ 0.9 km/s，质量为2 * 10^5 M_sun。在21厘米或74厘米处没有探测到炮弹的无线电连续谱对应物。背景连续谱源的吸收将壳层中\HI的自旋温度限制为Ts =230^{367} 173} K。GSH 138-01-94的扩展年龄为430万年。这些观测值与流体动力学模型对低密度低金属丰度环境（例如外银河系）中超新星遗迹的预测非常一致。GSH 138-01-94是已知最大和最古老的超新星遗迹。它为外星系恒星在星际介质中释放机械能提供了直接证据。有人认为，这种古老的超新星遗迹可能存在于低密度、低金属丰度的环境中，如外星系、矮星系和低表面亮度星系。
2001-08-22 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
Identification and Morphologies of Galaxies with Old Stellar Populations at z ~ 2.5
我们描述了在z ~ 2.5的射电源场中对具有老恒星星族的星系形态的研究。其中很大一部分是由老恒星组成的圆盘，到目前为止，我们还没有发现具有现代椭圆星系特性的圆盘。最近的斯皮策IRAC数据证实，我们的主要例子中至少有一个绝对不是一个变红的恒星形成星系。
2007-02-05 astro-ph
Molecular abundances in the Magellanic Clouds III. LIRS 36, a star-forming region in the SMC
小麦哲伦星云恒星形成区LIRS 36探测到CO、CS、SO、C2 H、HCO+、HCN、HNC、H2 CO和C3 H2。C18 O、NO、CH 3OH和最显著的CN都没有被探测到，而稀有同位素13 CO和C34 S则被发现。这是迄今为止对重元素损耗超过四倍的星际介质进行的最广泛的分子多线研究。X = N（H_2）/ I_{CO}的转换因子约为4.8 x 10^{21} cm-2（Kkms-1）^{-1}，略大于当地的银河系盘值。然后，CO（1- 0）束平均柱密度变为N（H2）~ 3.7 x 10^{21} cm-2，密度n（H2）~ 100 cm-3。I（\HCOp）/I（HCN）和I（HCN）/I（HNC）谱线强度比> 1，并跟踪暴露于高电离通量的热（Tkin > 10 K）分子气体。对CS J=2- 1、3- 2和5- 4谱线的探测意味着存在一个高密度核，n（H2）= 10^5 - 10^7 cm-3。与LMC中的恒星形成区相比，CN 1- 0线比HCN，HNC和CS的相应的地面旋转跃迁弱得多。CO、CS、HCO+和H2 CO丰度比银河系盘云中的相应值小10倍。
1997-10-23 astro-ph
Numerous Old Starburst Galaxies in the Local Universe
旧的星暴星系缺乏O型星，因此在光学系统中没有表现出强的线发射。然而，仍然有许多B星，预计它们会加热尘埃颗粒并在远红外线中产生强烈的连续辐射。IRAS对邻近星系的完整统计样本的数据首次揭示了这样的物体数量多达本地星系人口的30-40%。
2000-09-28 astro-ph
