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
Testing intermediate-age stellar evolution models with VLT photometry of LMC clusters. I. The data
这是一系列三篇论文中的第一篇，致力于校准中等质量恒星演化建模中至关重要的几个参数，特别关注对流核心过冲量。为此，我们获得了大麦云（LMC）的三个球状星团，即NGC 2173，SL 556和NGC 2155，在1-3 Gyr年龄间隔的深V和R测光。在这第一篇论文中，我们描述了该项目的目的，VLT的观测和数据处理，我们做了初步的比较，颜色星等图与帕多瓦和Yonsei-Yale等时线。本系列中的两篇论文介绍了耶鲁和帕多瓦恒星演化小组的成员对这些数据进行详细分析的结果。这使我们能够比较这两套模型，并讨论他们的主要差异，以及系统的影响，他们将有确定的年龄和金属丰度的中期年龄单恒星星族。
2002-08-08 astro-ph
Harmonizing the RR Lyrae and Clump Distance Scales - Stretching the Short Distance Scale to Intermediate Ranges?
我探讨的后果，使RR天琴座和丛巨人的距离尺度一致的太阳附近，银河系凸起和大麦云云（LMC）。本文采用两个主要假设：1）RR型天琴座星的绝对星等-金属丰度关系M_V（RR）- [Fe/H]是普适的; 2）Baade窗中的团簇巨星的绝对I星等M_I（RC）是已知的（例如，可以从基于局部依巴谷的校准或理论建模中推断出）。太阳邻域和Baade窗口之间的比较将M_V（RR）设置为[Fe/H] = -1.6，范围为（0.59 +/- 0.05，0.70 +/- 0.05），比统计视差解稍亮。明亮的天琴座RR型星意味着球状星团的年龄更年轻，这与当前流行的恒星演化和宇宙学模型的结论更一致。Baade窗口和LMC之间的比较将M_I^{LMC}（RC）设置在范围（-0.33 +/- 0.09，-0.53 +/- 0.09）内。到LMC的距离模量mu^{LMC}在18.24 +/-0.08和18.44 +/-0.07之间。与M_I^{LMC}（RC）不同，这个以μ ^{LMC}为单位的范围不依赖于所采用的去红化LMC团块星等I_0^{LMC}（RC）的值。我认为，目前可用的信息是不够的，以选择正确的距离尺度高的信心。
2000-09-26 astro-ph
The AGB stars of the intermediate-age LMC cluster NGC 1846 Variability and age determination
目的：调查变异性和模拟的脉动行为的AGB变量在中年大麦哲伦星系团NGC 1846。研究方法：我们自己的光度监测已经与来自CAMO档案的数据相结合，以检测星团AGB恒星中的22个变量，并推导出脉动周期。根据团簇的全局参数，建立了考虑C/O比对大气结构影响的脉动模型。特别是，我们使用了不透明度适合O-丰富的恒星和碳星的脉动计算。结果：用质量约为1.8 M的AGB星$_{\sun}$拟合NGC 1846的PL图。我们发现，脉动的周期增加时，AGB星变成碳星。使用我们的样品的脉动行为所定义的AGB上的质量，我们得出了$1.4\times10^{9}$年的集群年龄。这是第一次从AGB恒星的变化性中推导出星团的年龄。碳星被证明是一个混合物的基本和第一泛频径向散射。
2007-10-04 astro-ph
Hubble Space Telescope Observations of the Oldest Star Clusters in the LMC
本文给出了大麦云星云（LMC）中三个老星团NGC 1466、NGC 2257和Hodge 11的V、V-I色星等图。我们的数据在主序星关闭点以下延伸约3个星等，使我们能够确定准确的相对年龄和蓝离散星频率。根据CMD的差异比较，三个LMC集群之间的任何年龄差异都小于1.5 Gyr。将它们的CMD与M92和M3的CMD相比较，除非它们公布的金属丰度有明显的错误，否则LMC星团的年龄与旧的银河系球状星团相同。与银河系球状星团相似的年龄与星系形成的聚类模型相一致。蓝色离散星的频率也类似于银河系球状星团的频率。使用这三个LMC簇，我们推导出到LMC的真实距离模量为（m-M）=18.46 +/- 0.09（假设对于M 92，（m-M）=14.61）。
1999-11-10 astro-ph
Multiple stellar populations in Magellanic Clouds clusters. I. An ordinary feature for intermediate age globulars in the LMC?
在NGC 2808和半人马座欧米茄中发现了多个MS，在NGC 1851和NGC 6388中发现了多个SGB，这挑战了长期以来的范式，即GC由简单的恒星星族组成。最近对LMC中年星团的研究使这一情况进一步复杂化，发现MSTO是双峰或加宽的。我们已经进行了一项研究的档案HST图像的LMC和SMC集群的频率测量集群的证据，多个或长期的恒星形成事件，并确定其主要属性的目的。在本文中，我们分析了16个中年LMC集群的CMD。我们发现11个星团在MSTO周围的颜色和大小上表现出异常的扩散（或分裂）。我们表明，所观察到的功能是明确相关的集群，它不是一个工件，由于光度误差，微分红化或二进制。我们确认NGC 1806和NGC 1846清楚地表现出两个不同的MSTO，并首次在NGC 1751中观察到双MSTO。在这三个星团中，对应于较亮的MSTO的星族包括了超过三分之二的星团恒星星族。我们证实了NGC 1783中存在多个恒星星族，并认为该星团的MSTO由两个不同的分支组成。在7个星团（ESO 057-SC 075，HODGE 7，NGC 1852，NGC 1917，NGC 1987，NGC 2108和NGC 2154）中，我们观察到MSTO的内在加宽，这可能表明这些星团经历了较长的恒星形成期（1.5亿-2.5亿年）。IC 2146、NGC 1644、NGC 1652、NGC 1795和NGC 1978…
2008-10-14 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
Age and metallicity for six LMC clusters and their surrounding field population
本文利用CCD Stroemgren测光方法，研究了六个大麦哲伦星系团及其周围星群的年龄和金属丰度。簇和金属度是：NGC1651（在[Fe/H]=-0.65 dex至-0.41 dex范围内），NGC 1711（-0.57+/-0.17 dex）、NGC 1806（-0.71+/-0.23 dex）、NGC 2031（-0.52+/-0.21 dex）和NGC 2136/37（-0.55+/-0.23 dex）和NGC 2257（-1.63+/-0.21 dex）。在星团周围，我们发现了大约650个场星，适合用于确定年龄-金属丰度关系（AMR）。我们的方法是估计年龄的基础上的Stroemgren等时线与个别测量的金属丰度个别恒星。用这种方法，我们能够采样的AMR的现场人口高达8 Gyr。我们的金属丰度数据与预测许多贫金属恒星的模型（G矮星问题）不一致。从大约2 Gyr前开始，现场人口的金属丰度增加了6倍。建议的AMR与LMC星系团系统（包括ESO 121 SC 03和3个年龄为4 Gyr的星系团）的AMR一致。
2000-04-03 astro-ph
The MACHO Project LMC Variable Star Inventory IV: Multimode RR Lyrae Stars, Distance to the LMC and Age of the Oldest Stars
我们报告发现73双模式RR天琴座（RRd）星附近的酒吧的LMC领域。这些恒星是在包含7900颗RR型天琴座恒星的短周期变星数据库中发现的。这些恒星的基本周期（P_0）在0.46-0.55天之间，第一泛音与基本周期的比值在0.742 < P_1/P_0 < 0.748之间。我们目前的样本中有很大一部分的周期比小于任何以前发现的RRd变量。我们提供了迄今为止检测到的所有LMC RRd恒星的平均星等、颜色和光曲线特性。期间比率的范围出乎意料地大。我们提出了一个确定这些恒星的绝对星等主要基于脉动理论和假设，所有观察到的恒星都在基本的蓝色边缘（FBE）的不稳定带。将校正过的LMO V和R_KC测光与这些导出的绝对星等进行比较，得到LMC的吸收校正距离模数为18.57 +/- 0.19等，这与通过比较银河系和LMC造父变星得到的结果（18.5）非常一致。采用这种光度校准，我们得到的距离模量的增加，从而减少通过等时线拟合M15的年龄约33%，并讨论宇宙学的影响。
1996-08-12 astro-ph
No stellar age gradient inside supergiant shell LMC 4
用B、V通带CCD测光方法分析了超巨星壳层LMC 4（直径1.4kpc）内“J”形区（400 pc东西向、850 pc南北向）的最年轻恒星星族。等时线拟合的颜色星等图产生的年龄范围从900万年到1600万年没有相关的LMC 4中心的距离。我们构造了五个区域的亮度函数和质量函数，以确保投影效应不会掩盖结果。斜率位于预期范围内（伽马值分别为[0.22;0.41]，伽马值为[-1.3;-2.4]，Salpeter值为伽马= -1.35）。经过我们的计算，在过去的1000万年里，总共有5-7颗10^3超新星向LMC 4倾倒了10^54.5 erg的能量，事实上，在恒星形成爆发后的500万年到800万年的时间跨度内，足以撕裂原始的恒星形成云，这是由一个大规模的触发事件引发的。我们的结论是，LMC 4可以形成没有随机自传播恒星形成（SSPSF）的贡献。
1997-08-08 astro-ph
Diffusive convective overshoot in core He-burning intermediate mass stars. I: the LMC metallicity
我们提出了详细的演化计算集中在中等质量恒星的演化与3 Msun < M < 9 Msun的金属丰度典型的大麦云（LMC），即Z=0.008。我们仔细比较的模型计算采用扩散方案的化学混合，其中核燃烧和混合是自洽耦合，而超出正式对流核边界的涡速度被处理成指数衰减，与传统的瞬时混合近似计算。我们发现：i）模型在氢燃烧阶段的物理和化学行为与处理CNO燃烧核心内部混合的方案无关; ii）在扩散模型中，由于氦从外层到核心的再分布较慢，氦燃烧阶段相对于MS阶段的持续时间系统地较长; iii）在扩散模型中，与停留在红色中相比，在团块的蓝色部分中花费的时间的分数更大。当M > Msun时，第ii）和iii）点中描述的差异趋于消失。根据疏散星团恒星星族的理论解释，使用自洽方案在核心中进行混合并伴随相邻的指数衰减所引入的差异与年龄在8000万年< t <20000万年的范围内有关。这些结果是强大的，因为他们是不敏感的自由参数的选择调节的额外混合区域的扩展。
2005-05-13 astro-ph
Observations and Implications of the Star Formation History of the LMC
我们提出推导恒星形成的历史的基础上的颜色-星等图的三个领域的LMC从HST/WFPC 2的观测。一个显着的组成部分，恒星年龄超过4 Gyr需要匹配所观察到的颜色星等图。具有无色散年龄-金属丰度关系的模型无法再现观测到的主序列的宽度;具有给定年龄的金属丰度范围的模型提供了更好的拟合。这样的模型使我们能够构建完整的“人口盒”的LMC完全基于颜色-星等图，值得注意的是，这些定性重现的年龄-金属丰度关系中观察到的LMC集群。我们讨论了一些在推导恒星形成历史的不确定性。我们发现，独立的模型，LMC酒吧领域有一个更大的相对组成部分的老恒星比外部领域。这项研究提出的主要影响是：1）场星的恒星形成历史似乎与星团的年龄分布不同，2）没有明显的证据表明爆发性恒星形成，但我们测量持续时间短于任何给定年龄的$\sim$ 25%的爆发的能力受到观测恒星数量统计的限制，3）恒星形成率与LMC/SMC/银河系最近一次近距离通过可能存在某种相关性，但没有显著影响; 4）基于最近的化学演化模型，推导出的恒星形成历史可能与观测到的丰度一致。
1999-07-20 astro-ph
Spectroscopy of Red Giants in the LMC Bar: Abundances, Kinematics, and the Age-Metallicity Relation
我们报告的金属丰度和径向速度来自光谱在近红外钙三重态的373红巨星在200平方角分的区域在LMC酒吧的光学中心。这是首次对大麦哲伦星云中心高表面亮度区域的中老年恒星进行光谱丰度测量。其金属丰度分布在[Fe/H] =-0.40处有一个尖锐的峰值，有一小部分恒星的金属丰度尾部延伸到[Fe/H] <= -2.1; 10%的红巨星的金属丰度[Fe/H] <=-0.7。相对缺乏贫金属恒星表明大麦哲伦星系有一个类似于银河系的“G矮星”问题。丰度分布可以近似为两个高斯分布，分别包含89%和11%的恒星：第一个分量集中在[Fe/H] = -0.37，标准差= 0.15，第二个分量集中在[Fe/H] = -1.08，标准差= 0.46。由于我们的领域的中心位置，运动学约束并不强，但没有证据表明，酒吧偏离LMC磁盘的一般运动。整个样品的速度色散为24.7 +/- 0.4 km/sec。最贫金属的5%的恒星（[Fe/H] < -1.15）的色散为40.8 +/- 1.7 km/sec，是最富金属的5%的两倍多。年龄-金属丰度关系（AMR）在5-10 Gyr前期间几乎是平坦的，在给定年龄的平均金属丰度上具有明显的+/-0.15 dex的分散。（摘要删节）
2004-12-15 astro-ph
Investigating the process of star formation in young LMC star clusters
大麦云星云（LMC）中丰富的星团是研究恒星形成过程的理想场所。在这里，我们专注于确定年龄之间的两个年轻的星团，NGC1818和NGC1805的大质量恒星的传播。我们提出的颜色星等图（来自HST数据），这些集群，并讨论了年龄分布确定的困难。
1999-07-29 astro-ph
HST/NICMOS detection of a partially embedded, intermediate-mass pre-main-sequence population in the 30 Doradus Nebula
我们提出了一个中等质量的主序前人口嵌入在周围的30剑鱼座地区的大麦云（LMC）使用HST/NICMOS的星云细丝的检测。除了四个先前已知的发光I类红外“原恒星”，NICMOS的数据揭示了20个新的来源，具有类似于银河系前主序星的内在红外过剩。根据它们的红外亮度，这些天体可以被识别为相当于银河系前主序星的大麦哲伦星系。样本中最暗的LMC年轻恒星天体的颜色与金牛座T相似，如果放置在LMC的距离上，它们的亮度与金牛座T大致相同。我们发现没有证据表明在初始质量函数中存在较低的质量截止值。相反，从主序前的~1.5Mo恒星到仍然嵌在致密结中的大质量O型恒星的整个恒星质量光谱似乎都存在于星云细丝中。大多数年轻的恒星天体都可以在中央星爆星团R136的北面找到。这个地区很可能会演变成一个OB协会。
2001-04-17 astro-ph
Testing intermediate-age stellar evolution models with VLT photometry of LMC clusters. III. Padova results
基于Padova恒星模型，分析了NGC 2173、SL 556和NGC 2155三个中等年龄大麦哲伦星系团的色星等图，确定了它们的年龄和金属丰度。合成CMD与集群数据进行比较。最佳匹配是使用两个拟合函数获得的，这两个拟合函数是基于聚类CMD的不同仓中的星计数。使用了两种不同的标准。其中之一是考虑到了红团星颜色的不确定性。考虑到团簇金属丰度实验值的不确定性，我们提供了一组可接受的解决方案。它们定义了金属丰度、年龄、红化和距离模量（对于假定的IMF）的相应值。与帕多瓦模型的比较表明，NGC 2173的恒星形成时间较长（跨度约为0.3 Gyr），开始于1.7 Gyr，结束于1.4 Gyr。金属度Z在0.0016 $-$ 0.003的范围内。与NGC 2173的观测结果相反，SL 556和NGC 2155的观测结果并不需要恒星形成期的延长。SL 556的年龄为2.0 Gyr。根据采用的比较标准，金属度值在0.002 $-$ 0.004范围内。NGC 2155的年龄为2.8 Gyr，金属丰度Z在0.002 $-$ 0.003的范围内。这个集群的CMD功能表明，更有效的过冲应在进化模型中采用。
2002-11-08 astro-ph
The superwind mass-loss rate of the metal-poor carbon star LI-LMC 1813 in the LMC cluster KMHK 1603
LI-LMC 1813是一颗被尘埃笼罩的渐近巨星分支（AGB）恒星，位于小型疏散星团KMHK 1603中，靠近大麦云（LMC）的边缘。光学和红外测光之间的0.5和60微米，以限制光谱能量分布的LI-LMC 1813。近红外光谱明确显示它是一颗碳星。用辐射传输程序Dusty进行建模，得到了辐射热光度L=1.5 x 10 ^-4 Lsun和质量损失率Mdot=3.7（+/-1.2）x 10^-5 Msun/yr的精确值。根据颜色星等图，KMHK 1603的年龄估计为t=0.9-1.0 Gyr，这意味着LI-LMC 1813的零年龄主序星质量为M（ZAMS）=2.2+/-0.1 Msun。这使得LI-LMC 1813可以说是所有碳星中在超级风阶段最准确和可靠确定（circum）恒星参数的对象。
2003-02-05 astro-ph
AGB stars of the intermediate-age LMC cluster NGC 1846 II. Dredge up along the AGB
目的：我们研究了$^{12}$ C在沿AGB演化过程中表面丰度的变化，旨在约束第三次疏浚模型。方法：获得了LMC星团NGC 1846中AGB星样本的高分辨率近红外光谱。集群样本确保了在年龄、金属丰度和距离方面的高度同质性。测量了C/O比值和$^{12}$ C/ $^{13}$ C比值，并与我们的进化模型进行了比较。结果：首次给出了C/O和$^{12}$ C/ $^{13}$ C比值沿簇AGB的演化。我们的研究结果使我们能够检查进化模型的可靠性，特别是第三次挖掘的效率。模型很好地再现了观测到的富氧星中C/O和$^{12}$ C/ $^{13}$ C的增加。然而，在我们的样本中的两个C-星的碳同位素比值较低，表明适度的额外混合的后期发生。额外的混合影响了最明亮的AGB星，并能够增加$^{13}$ C的丰度，而保持不变的C/O比，这已经被几个第三次挖掘事件的累积作用所固定。我们发现的迹象表明，F丰度也增加沿AGB，支持在原地生产的这种元素。
2008-05-21 astro-ph
Cluster formation versus star formation rates around six regions in the LMC
研究了大麦云（LMC）中六个区域的恒星星族和星团，以了解恒星形成和团簇形成速率之间的相关性。我们使用OGLE II LMC巡天的恒星数据库和星团目录。用色星等图（CMD）对观测到的恒星密度分布与恒星演化模型合成的密度分布进行了比较。通过最小化减少卡方值，恒星形成率（SFR）方面的区域的恒星形成历史。发现所有地区在5亿年至2亿年之间都显示出较大的SFR，年轻和老年的SFR值较低。在集群和SFR的相关峰值被发现年龄$sim$ 1 Gyr，年龄小于1亿年。六个区域中有五个在1亿~ 3亿年期间显示出显著的团簇形成，而SFR却很低。这表明恒星和团簇形成率之间的反相关性为1亿至3亿年的年龄范围。一个可能的原因可能是，恒星主要是在星团中形成的，无论是束缚的还是非束缚的，都是在上述年龄范围内恒星形成的结果。在100 - 300万年年龄范围内增强的团簇形成速率可能与大麦哲伦星云与小麦哲伦星云的相遇有关，而在$\sim$ 1 Gyr时增强的恒星和团簇形成不对应于任何相互作用。这可能表明，由相互作用引起的恒星形成偏向于恒星群或团簇形成。
2004-06-22 astro-ph
High mass X-ray binaries in the LMC: dependence on the stellar population age and the "propeller" effect
利用XMM-牛顿天文台的观测资料研究了大麦云云中致密X射线源的布居。测量的总面积约为3.8平方度，极限灵敏度约为10^{-14} erg/s/cm ^2，相当于大麦哲伦星云距离处的光度为3*10^{33} erg/s。在2- 8 keV能量带检测到的460个点源中，绝大多数是通过LMC观察到的背景CXB源。基于探测到的源的光学和近红外对应物的性质，我们确定了9个可能的HMXB候选者和19个源，其性质是不确定的，因此，提供了LMC观测部分HMXB亮度分布的下限和上限。当考虑全球范围内，这个分布的亮端是一致的统计和系统的不确定性与外推的普遍光度函数的HMXB。然而，log（Lx）<35.5的低光度源似乎比预测的要少。我们考虑的“螺旋桨效应”对HMXB光度分布的影响，并表明，它可以定性地解释所观察到的低光度源的赤字。我们发现，在整个大麦哲伦星系的HMXB的数量显着的字段到字段的变化，这似乎是不相关的FIR和Halpha发射推断的恒星形成率。我们认为这些变化是由HMXB数对底层恒星星族年龄的依赖性引起的。利用大麦哲伦星系中存在的大量同时代恒星聚集体，我们将HMXB的数量限制为自恒星形成事件以来时间的函数，范围从1-2百万年到10- 1 - 2百万年。
2004-11-03 astro-ph
Photometry of Magellanic Cloud clusters with the Advanced Camera for Surveys - II. The unique LMC cluster ESO 121-SC03
本文介绍了用HST/ACS对大麦哲伦星系团ESO 121-SC 03的测光测量结果。我们得到的CMD达到3个星等以下的主序列关闭，代表最深的观察这个集群的日期。我们也提出了类似的光度计从ACS成像的吸积人马座dSph星系团。12，在这项工作中用作比较集群。通过对其CMD的分析，我们获得了ESO 121-SC 03的金属丰度和红化的估计值：[Fe/H] = -0.97 +/- 0.10和E（V-I）= 0.04 +/- 0.02，与先前的研究非常一致。在ESO 121-SC 03中观测到的水平分支水平表明，这个星团可能比LMC中心离我们近20%。ESO 121-SC 03还拥有大量的蓝离散星，我们简要讨论了这一点。我们的新测光使我们能够对ESO 121-SC 03相对于地球的年龄进行详细的研究。银河系球状星团47 Tuc.我们的主要结果是，ESO 121-SC 03是47图克年龄的73 +/-4%，是图克年龄的91 +/-5%。12.伙计12是79 +/-6%，年龄为47图克，与以前的工作一致。我们的结果对应于ESO 121-SC 03的绝对年龄在8.3-9.8 Gyr的范围内，这取决于47 Tuc的假设年龄，因此确认ESO 121-SC 03是唯一已知的直接位于LMC年龄差距内的星团。我们简要地讨论了早期工作的建议，ESO 121-SC 03可能已经吸积到LMC系统。
2006-03-17 astro-ph
Explaining the mysterious age gap of globular clusters in the Large Magellanic Cloud
大麦云（LMC）有一个独特的团簇形成历史，几乎所有的球状星团都是在$\sim$ 13 Gyr前或不到$\sim$ 3 Gyr前形成的。目前还不清楚是什么物理机制导致了最近的团簇形成事件，从而导致了大麦哲伦星系团之间神秘的年龄差距。我们首先提出的气体动力学N-体模拟的LMC在其银河系轨道和相互作用的背景下，与SMC的演变的结果，特别注意潮汐力的影响。我们发现，LMC和小麦哲伦云（SMC）之间的第一次近距离接触约4 Gyr前是一个时期的强潮汐相互作用的开始，这可能会引起戏剧性的气体云碰撞，导致增强的形成球状星团一直持续到今天的强潮汐相互作用。潮汐的相互作用导致在LMC中形成一个有条纹的、椭圆形的厚圆盘。该模型还预测存在一个大的，弥漫的恒星流围绕银河系，它起源于大麦哲伦星系。
2004-06-20 astro-ph
A Comprehensive Look at LH72 in the Context of Supergiant Shell LMC-4
恒星光谱学，UBV测光，H $α$成像，并从ATCA \ion{H}{1}调查的LMC的数据分析相结合的LMC OB协会LH 72及其周围的研究。LH 72位于先前确认的\ion{H}{1}壳SGS-14的边缘，以及LMC-4的内部，LMC-4是已知最大的超巨星壳之一。我们对\ion{H}{1}数据的分析发现，SGS-14正在以$v_{exp}\sim15$ km·s $^{-1}$的速度膨胀，因此它的膨胀年龄为$\sim$ 1500万年。通过恒星光谱学和光度学的研究，我们发现LH 72中最古老的恒星$\sim15-$ 3000万年前的年龄相似。我们确认LH 72的年龄跨度为$\sim15-$ 3000万年，与整个超巨星壳的恒星年龄范围相似。结合O和B星的H $α$成像的\ion{H}{2}区域DEM 228的分析，我们发现，DEM 228只占60%的可用电离莱曼连续光子。比较电离气体的分布与\ion{H}{1}的分布，我们发现DEM 228和LH 72被$\sim1-2\arcmin$从峰值21-cm发射向SGS-14内部偏移。综上所述，这些结果意味着SGS-14已经清除了其内部的气体并触发了LH 72的形成。根据我们的研究结果，我们认为LMC-4不是作为一个单位形成的，而是由像SGS-14这样的重叠壳层形成的，LH 72将演化成类似于LMC-4中其他恒星的恒星弧。
2001-02-26 astro-ph
Studies of binary star cluster candidates in the bar of the LMC. II
双星星团占麦哲伦星云星团总数的10%以上.据统计，发现的对中预计只有不到50%是偶然叠加。我们估计了集群的遭遇率，并建议潮汐捕获是一个不太可能的形成方案形成的二元集群。因此，大多数真正的二进制集群可以预期已经形成在一起。在这里，我们提出了一个研究的三个二进制集群候选人位于酒吧的LMC。NGC 1971和NGC 1972位于沙洲东部的LH 59组合中。第三个星团，NGC 1969，离这对天体足够近，这三个天体可能构成一个三重系统。我们提出的第一个年龄测定是基于这些星团的CMD。我们的研究结果表明，这三个集群都是年轻的（40-70万年），可能已经形成在同一个GMC。NGC 1894和SL 341位于LMC酒吧的西南边缘。这对星系团是第一次被详细研究：两个星系团的等值线都显示出椭圆形。这是否可能被解释为相互作用的迹象，或者是与大量LMC星团共享的特性，这些星团显示出比银河系中的同类更高的椭圆率，目前尚不清楚。根据我们的年龄测定，我们发现这两个星团都是同时代的，年龄为55+/-500万年。这使得来自同一GMC的编队成为可能的场景。SL 385和SL 387在LMC酒吧的西部是一个接近的对。我们推导出SL 385的年龄为1.7亿+/-3000万年，SL 387的年龄为>= 2.5亿年。由于年龄差异较大，这两个集群不太可能形成于同一GMC。
2000-04-14 astro-ph
Cluster formation in the LMC
在这项工作中，我们提出了关于位于LMC~4的南部边缘的人口稠密的区域中的约50个集群和协会的性质的初步结果。得出了这些星团和星协的年龄。团簇形成速率的峰值出现在大约10-20万年前，对应于LMC~4形成的年龄。年龄小于1000万年的天体位于靠近CO云的位置，表明超壳层与星际介质的相互作用可能触发了最近的恒星形成。对50%的团簇进行了等光程分析。大量的物体呈现等照度线畸变，通常被解释为相互作用的信号。星团多胞胎是在2000万年内同时代的，这表明一个共同的起源。这表明集群可能形成于大的群体中。我们的研究结果与多尺度恒星形成的统一观点是一致的，其中预期的大小持续时间的相关性。
2002-10-02 astro-ph
How well do we know the age and mass distributions of the star cluster system in the Large Magellanic Cloud?
[摘要] LMC星团系统提供了独特的机会，可以根据多种互补技术（包括等时线分析）独立检查年龄和质量测定的准确性。利用我们先进的基于宽带光谱能量分布（SED）的星团分析工具，我们重新分析了Hunter等人（2003）的LMC星团测光。我们的主要目标是对基于宽带SED的绝对年龄测定的准确性以及这种方法的实用性设定最严格的限制。我们的宽带SED拟合产生可靠的年龄，统计绝对不确定性在Delta[log（年龄/年）] = 0.4的范围内。我们发现，相对于以前的年龄测定系统的差异是由观测测光转换到不同的过滤系统。大麦哲伦星云的团簇形成率（CFR）在3 - 13 Gyr之间的年龄差距之外大致保持不变，当时CFR低5倍。我们推导出星系团破裂的特征时间尺度log（t_4^dis/yr）= 9.9 +-0.1，其中t_dis = t_4^dis（M_cl/10^4 Msun）^0.62。这种长的特征性破坏时间尺度意味着我们正在观察初始集群质量函数（CMF）。我们的结论是，最年轻的质量和亮度受限的LMC星团子集显示出比α = -2预期的斜率更小的斜率（至少低于几× 10^3 Msun的质量），这与动力学预期相反。这可能意味着LMC星系团系统作为一个整体的初始CMF斜率并不能很好地用幂律来表示，尽管我们不能在最年轻的年龄将未束缚的星系团与束缚的星系团分开。
2005-11-10 astro-ph
Spontaneous and Induced Star Formation in the LMC
在大麦哲伦星系中的自发和触发恒星形成的星团年龄和位置的数据进行了讨论。超壳层LMC 4和同一区域的星弧被认为是由伽玛暴触发的，伽玛暴的祖先可能已经逃离了旧的椭圆星系团NGC 1978，靠近它的是一些X射线双星和SGR/SNR N49。
1998-11-13 astro-ph
Star Formation Histories from HST Color-Magnitude Diagrams of Six Fields of the LMC
我们目前的背景场星的分析结果发现在HST WFPC 2观测的6个老球状星团的大麦云。被球状星团分析师视为污染物，我们制作了场星的V-I，V色星等图，并用它们来探索大麦哲伦星系的恒星形成历史。测光接近V~26，远低于古老的~14 Gyr LMC恒星群的关闭值。我们使用最大似然技术来拟合从Bertelli等人（1994）等时线中得出的模型CMD与观测到的CMD。我们约束模型的年龄-金属丰度关系来自LMC集群，测试四个IMF的斜率，并适合红化，距离模量，和恒星形成率。我们发现，在SFR（t）中，我们仅能以~0.15的时间步长在对数年龄中解析结构，这意味着在1 Gyr年龄时的分辨率为~4x10^8年。对于一个Salpeter IMF，我们推导出的NGC 1754领域的恒星形成历史的特点是在过去的4 Gyr增强的恒星形成率，定性类似于其他人推导出的各种LMC领域。然而，剩下的四个区域似乎在5-8 Gyr前就有高水平的恒星形成活动;这些区域位于LMC Bar，而NGC 1754区域位于盘中，这表明LMC的内部区域比外部区域包含更多的老年恒星。检查模型和观测的残差，我们发现模型的旧红巨星分支提供了一个很差的拟合观测，这表明模型等时线的错误。这种分歧的影响似乎是低估了老年人口的贡献。
1999-02-02 astro-ph
Outside-in disk evolution in the LMC
通过对距离大麦哲伦星云运动中心约2 - 6千秒差距的四个大麦哲伦星云宽视场的色星等图和色函数的分析，我们提出证据表明，虽然最古老的星族在所有视场中都是同时代的，但占主导地位的恒星星族中最年轻的组成部分的年龄随着银河系中心距离的增加而逐渐增加，从目前活跃的恒星形成在2.3度的视场中，在4.0度、5.5度和7.1度的磁场中，分别为1亿年、0.8亿年和1.5亿年。大麦哲伦星系盘中恒星形成的这种由外向内的淬灭与HI柱密度的降低有关（在最外层的两个区域中，HI柱密度<2 x 10^{20} cm^{-2}，目前几乎没有恒星形成。文献中的其他工作暗示了不规则星系的恒星星族和M33中类似的行为。这是观测证据，反对在低质量螺旋星系和不规则星系中由内而外的盘状结构。另一种可能是，年龄分布与半径之间的相互作用的结果与时间的演化的恒星形成区的大麦哲伦星云和随后的向外迁移的恒星。
2008-06-23 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
The stars near the centre of supergiant shell LMC4: Further constraints on triggering scenarios
巨大的超巨星壳层（SGS）LMC 4，仅次于巨大的HII区30剑鱼座，是大麦云（LMC）第二个最令人印象深刻的特征，一直是许多研究的主题，并被用来测试各种恒星形成机制的模型。本文提出了一种对该SGS中心的B、V测光方法。新的数据产生了1120万年的年龄和色过量E（B-V）= 0.10（3）mag.此外，几何中心附近的两个星团太老了，与LMC 4的形成无关：HS 343的年龄约为0.1Gyr，KMHK 1000的年龄约为0.3Gyr。这一点和现有的光度测量支持覆盖整个内部区域的年轻恒星星族几乎是同时代的。我们比较这些发现与预测的模型提出的创建机制的SGS。我们的结论是，大规模的触发，必要的解释的意见，来自流体动力学相互作用的星系晕与气体的前缘移动大麦哲伦星系。
2000-06-05 astro-ph
Were the LMC Globular Clusters Formed in a Disk?
大麦云中13个球状星团的径向速度相对于大麦哲伦星云HI旋转曲线的色散为28 km/s $^{-1}$，而相对于平均球状星团速度的色散为30 km/s $^{-1}$。这表明，与Schommer等人（1992）的建议相反，我们还不能排除大麦哲伦球状星团形成于压力支持的晕而不是旋转盘的可能性。因此，大麦哲伦星云中的球状星团可能表现出与M33中的星团相似的年龄和运动学之间的关系。
2003-11-13 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
Probing the RGB-phase transition: Near-IR photometry of six intermediate age LMC clusters
这是一系列论文中的第一篇，这些论文致力于通过近红外阵列光度学对大麦云星系团完整样本中红色恒星序列的光度学特性进行全球性研究。本文给出了六个中等年龄星团（NGC 1987、NGC 2108、NGC 2190、NGC 2209、NGC 2231、NGC 2249）的深J、H、Ks测光和精确到K=18.5（即红氦团以下1.5等）的色星等图。在探测红巨星分支相变（RGB Ph-T）的框架下，对每个目标星团中红巨星分支星和氦团簇星之间的人口比（按数量和光度）进行了定量估计和讨论。通过使用Elson & Fall s参数作为年龄指标，所观察到的RGB群体在s=36时显示出急剧增强（在数量和亮度上）。显然，相应的绝对年龄严格依赖于用于校准s参数的理论模型的细节。奇怪的是，目前可用的s参数的年龄校准基于典型（由Elson & Fall 1988）和超调（Girardi等，1995）模型提供的年龄在10%以内，这表明红巨星分支的完全发展发生在t= 7亿年，是一个相对较快的事件（Δ t= 3亿年）。然而，从s参数的过冲校准得到的RGB Ph-T历元明显早于Girardi等人（2000）最近的进化轨迹提供的历元。一个新的校准的s参数的基础上高品质的颜色幅值图和更新的模型，敦促解决这种差异的根源，并最终建立的RGB Ph-T的历元。
2004-03-17 astro-ph
Red Clump Morphology as Evidence Against a New Intervening Stellar Population as the Primary Source of Microlensing Toward the LMC
我们研究了核心氦燃烧（红团）恒星的色星等图（CMD）的形态，以验证Zaritsky & Lin（1997）最近提出的观点，即大麦云（LMC）中的红团向更亮星等的延伸是由于恒星的介入，这是观测到的大麦哲伦微透镜的一个重要部分。使用我们自己的CCD测光的几个领域的LMC，我们确认存在这种额外的红色团块功能，但得出的结论是，它是由恒星演化，而不是前景人口。我们通过证明特征（1）存在于我们所有的LMC场中，（2）与中等年龄红团星等时线中蓝环的位置与LMC的金属丰度和年龄精确一致，（3）具有与恒星演化和LMC恒星形成历史一致的相对密度，以及（4）存在于Hipparcos CMD中，用于不能调用干预种群的太阳邻域。假设在模型等时线中没有系统性的偏移，这与依巴谷数据的细节相吻合，距离模数$μ_{LMC} = 18.3$提供了对我们去红化CMD的最佳拟合。
1998-03-19 astro-ph
A Direct Measurement of the Dust Extinction Curve in an Intermediate-Redshift Galaxy
我们提出了一个概念验证的研究，尘埃消光曲线可以提取的红外（IR），光学，紫外（UV）和X射线余辉观测的伽玛暴，而不假设已知的消光定律。我们专注于GRB 050525 A（z = 0.606），我们也提出了红外观测斯皮策太空望远镜在大约2.3天后爆发。我们构造了余辉的光谱能量分布（SED），并利用它导出了宿主星系在7个光学/紫外波段的尘埃消光曲线。通过将我们推导出的消光曲线与已知的模板进行比较，我们看到银河系或银河系的消光定律与小麦哲伦云和大麦云（SMC和LMC）的消光定律相比是不利的，但我们不能排除在我们的消光曲线中存在类似LMC的2175埃凸起。GRB 050525 A的宿主星系中存在的尘埃与气体的比例与大麦哲伦星系中发现的相似，而如果假设SMC模板，则需要大约10%至40%的尘埃。我们的方法是有用的天文台，能够同时观测伽玛暴余辉在多个波段从红外到X射线。
2008-03-25 astro-ph
The ellipticities of Galactic and LMC globular clusters
大麦哲伦星系的球状星团被发现比银河系的球状星团明显更椭圆，但在几乎所有其他方面都非常相似。大麦哲伦球状星团的椭圆率与星团的年龄和质量无关。我们认为这种椭圆度的差异是由于大麦哲伦星云和银河系的潮汐场强度不同造成的。强大的银河潮汐场消除了初始速度的各向异性，并消除了球状星团的角动量，使它们更接近球形。LMC的潮汐场不足以完成这些任务，它的球状星团仍然接近它们的初始状态。
1997-02-03 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Multiple Cluster Candidates in the Large Magellanic Cloud
我们提出了100多个星团的候选人选择从OGLE目录中的星团在大麦云。统计分析表明，这些物体的重要部分可能构成物理系统。多个物体的102个部件的同时代年龄表明它们有共同的起源。53个组件的年龄差异很大。来自SMC和LMC的多个集群候选的总体的比较显示：a）麦哲伦云的多个星团和单个星团的大小和年龄分布非常相似，b）给定系统的组分大小差异很小，c）在LMC和SMC的多个星团的分离分布中，在大约9 pc和15 pc处都看到两个峰值，d）两个年龄分布都显示出在1亿年左右的峰值，这可能与大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的最后相遇有关。
2000-10-16 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
Mass Segregation in Young LMC Clusters I. NGC 2157
我们已经进行了WFPC 2的V-和I-波段成像的年轻LMC集群NGC 2157。色星等图的构造和等时线拟合得出τ = 100 000 000年，红化E（B-V）= 0.1，距离模量为18.4等。我们的数据涵盖了0.75 < m < 5.1太阳质量的质量范围。我们发现，集群的质量函数的变化显着从内部区域到外部区域，变得陡峭（大量的低质量恒星相对于高质量恒星）在较大的半径。NGC 2157的年龄只有在星团核心才能与它的两体弛豫时标相媲美。因此，观测到的质量函数在较大半径处变陡很可能是星团恒星的初始条件。这样的初始条件在星团恒星形成的模型中得到了预测，在这些模型中，耗散过程对质量更大的恒星作用更强。
1997-10-31 astro-ph
A Search for Old Star Clusters in the Large Magellanic Cloud
我们报告的第一个结果的颜色星等图调查的25个候选人老LMC集群。对于几乎所有的样本，都有可能到达关闭区域，并且在许多聚类中，我们有几个主序列的幅度。年龄估计的基础上的巨大的分支集群和turnoff之间的星等差$δT_1$显示，没有新的老的集群被发现。候选人原来是中间年龄（1-3 Gyr）我们表明，明显的老年龄推断综合UBV颜色可以解释的组合产生的随机效应的明亮的恒星和光度误差的昏暗的集群躺在拥挤的领域。从钙三重态光谱的相对金属穷人的候选人也被证明是中间年龄。这一点，再加上它们位于盘的远处，产生了关于LMC盘的形成和演化的有趣限制。我们还研究了年龄分布的中间年龄和老年集群这一均匀的一组准确的相对年龄使我们能够作出改进的研究历史的团簇形成/破坏的年龄$>1$ Gyr。我们确认以前的迹象表明，显然没有团簇形成在LMC期间，从3-8 Gyr前，并有一个明显的时代的团簇形成开始3 Gyr前，在约1.5 Gyr前达到高峰。我们的研究结果表明，有几个，如果有的话，真正的老集群在大麦哲伦星系留下被发现。
1997-09-18 astro-ph
A statistical study of binary and multiple clusters in the LMC
根据Bica等人（1999年）我们研究了大麦哲伦星云的星团系统，并提供了一个新的发现的所有二元和多元星团候选者的目录。我们进行了蒙特卡罗模拟，并产生了人工的星团分布，我们与真实的星团分布进行了比较，以检查有多少发现的星团对和集团可以在统计上预期，由于在平面上的机会叠加。天空我们发现，根据集群密度，56%（酒吧区）和12%（外LMC）之间的检测到的对可以解释统计。我们详细研究了多簇候选者的属性。二进制集群候选人似乎表现出一种倾向，形成类似大小的组件。在可能的情况下，我们研究了星团群的年龄结构，发现多个星团主要是年轻的，只有少数星团群的年龄超过3亿年。集群对和集群的空间分布与集群的分布基本一致，但老的集群或内部年龄差异较大的集群主要位于人口密集的坝区。因此，它们可以很容易地解释为机会叠加。我们的研究结果表明，通过潮汐捕获的形成场景不仅是不可能的，因为星团的近距离相遇的概率很低，因此潮汐捕获的概率更低，而且内部年龄差异很大的少数群体可以很容易地用投影效应来解释。我们倾向于Fujimoto & Kumai（1997）提出的一种形成方案，即二元星团的组成部分是一起形成的，因此应该是同时代的，或者具有与团簇形成时间尺度相适应的小年龄差异。
2002-07-04 astro-ph
Compact star clusters of the LMC HII region N11C
基于ESO NTT望远镜获得的图像和光谱，并使用有效的图像分析算法，我们研究了LMC OB星协LH 13的核心，特别是HII区域N11 C中的两个紧凑的星团Sk-6641和HNT。我们将Sk-6641分解为15颗恒星，首次将HNT星团分解为70颗恒星，并推导了成员的测光公式。此外，从中等分辨率光谱，我们确定了16颗恒星的光谱类型在N11 C。我们比较了星团与场星的色星等图，并讨论了星团的年龄。HNT星团的年龄约为1亿年，比非常年轻（<500万年）的Sk-6641星暴要老得多。我们认为N11 C核心中的大部分“场”O星实际上是通过致密星团中的动力学相互作用从Sk-6641中弹射出来的。Sk-6641和HNT星系团的性质表明，我们在同一条视线上看到的是不同距离的不同恒星形成区。
2000-07-27 astro-ph
Core radius evolution of star clusters
我们使用N体模拟的星团调查可能的动力学起源的观察到的核心半径之间的传播中老年星团的大麦云（LMC）。两个影响被认为是，随时间变化的外部潮汐场和原始硬二进制分数的变化。模拟的集群围绕一个点质量星系显示类似的核心半径的演化集群上的圆形和椭圆形轨道，因此，我们得出结论，潮汐场的大麦哲伦星云尚未显着影响的中期年龄集群的演变。星团中存在大量的硬原始双星会导致核心半径膨胀;然而，这种效应的大小不足以解释观测结果。此外，产生显着的核心半径增长所需的二元分数的范围是不一致的观测证据，所有的大麦哲伦星系团有类似的恒星光度函数。
2003-04-29 astro-ph
K-Band Red Clump Distances to the LMC Clusters Hodge 4 and NGC 1651
我们提出了近红外色星等图的LMC星团霍奇4和NGC 1651揭示了氦燃烧的红团星的第一次在JK通带。从这些图中，延伸到K~19，和现有的光学CMD揭示集群的主序列关闭，我们确定了以下集群参数。对于Hodge 4，我们估计金属丰度[Fe/H] = -0.17 +/- 0.04，年龄为1.7 +/- 0.3 Gyr，红团绝对星等Mk（RC）= -1.64 +/- 0.17。根据Burstein & Heiles和Schlegel等人的红化图，采用了E（J-K）= 0.03 +/- 0.01的红化，我们发现Hodge 4的距离为（m-M）o = 18.52 +/- 0.17。在NGC 1651的情况下，我们得出[Fe/H] = -0.07 +/- 0.10，年龄为1.8 +/- 0.3 Gyr，Mk（RC）= -1.56 +/- 0.12，E（J-K）= 0.06 +/- 0.01，（m-M）o =18.55 +/- 0.12，所有这些都是以与Hodge 4相同的方式测量的。基于这两个聚类，我们计算出平均LMC距离为（m-M）o = 18.54 +/- 0.10。
2002-07-26 astro-ph
On the Iron content of NGC 1978 in the LMC: a metal rich, chemically homogeneous cluster
我们对NGC 1978中的巨恒星进行了详细的丰度分析，NGC 1978是大麦云星云中的一个大质量、中等年龄的星团，其特征是椭圆率很高，并被怀疑有金属丰度分布。我们分析了11个巨人，所有的集群成员，通过使用高分辨率光谱获得的UVES/火焰光谱仪在ESO甚大望远镜。我们发现铁的含量[Fe/H]=-0.38 dex，色散非常低（0.07 dex），平均日心径向速度Vr=293.1（误差为0.9 km/s）和速度色散（3.1 km/s），因此排除了存在显着的金属丰度，以及速度，在集群内传播。
2006-05-25 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
Two serendipitous low-mass LMC clusters discovered with HST
本文给出了大麦哲伦星系中两个低至V ~ 26的疏散星团的V和I测光。这些星团是由哈勃太空望远镜上的宽视场和行星照相机-2成像的，作为中深巡天关键项目的一部分。它们都是低光度（Mv ~ -3.5）、低质量系统（M ~ 10^3 Msolar）。这两个集群在两个平行WFPC 2领域的机会发现表明，在酒吧附近的LMC集群普查显着的不完整性。其中一个星系团为椭圆形，结构紧凑，光度分布陡峭，中心表面亮度Mu_v（0）20.2 mag/arcsec ~ 2，半光半径Rhl ~ 0.9 pc（总视长径D ~ 3 pc），质量M ~ 1500 Msolar。根据彩色星等图和等时线拟合，我们估计其年龄为t ~ 2-5 × 10^8年。在探测范围内（0.9 < M/Msolar < 4.5），其质量函数的拟合斜率为Gamma = Δlog M（M）/ Δlog M = -1.8 +/- 0.7。另一个星系团更不规则、更稀疏，密度和表面亮度轮廓较浅。我们得到γ = -1.2 +/-0.4，并估计其质量为M ~ 400 Msolar。其年龄的上限是t < 5 10^8岁。这两个星系团的质量函数的斜率与R136相似，R136是一个大质量的LMC星系团，HST的结果显示Gamma ~-1.2。它们的核心似乎也是松弛的，并且很好地包含在它们的潮汐半径内。
1997-11-28 astro-ph
Large-scale star formation in the Magellanic Clouds
在这篇文章中，我将介绍我们的项目的恒星星族分析和麦哲伦云（MC）的空间信息的现状。麦哲伦星云--特别是大麦哲伦星云，它的体积大，深度小（<300 pc）--是恒星形成理论模型的合适实验室和测试场。大麦哲伦星系和小麦哲伦星系的距离模数分别为18.5和18.9等，并且星系消光较小，因此可以详细研究它们的恒星组成，从最年轻的恒星群体（<2500万年）中最大质量的恒星到与H-α发射有关的低质量恒星，大约是太阳质量的1/10。本文利用宽带测光（U，B，V）方法，给出了超巨壳层SMC 1的观测结果。LMC 2显示不同的重叠年轻群体和N171周围的区域，其大而变化的颜色过剩，和LMC 4。这一最佳的SGS研究表明，一个年龄约为1200万年的同时代人口几乎没有年龄分布，与LMC 4中心的距离没有相关性。我将展示现有的数据与许多提议的场景不兼容，如SSPSF或中央触发器（如集群或GRB），而像旋转LMC的弓形冲击这样的大规模触发器可以完成这项工作。
2001-08-03 astro-ph
Age, Metallicity, and the Distance to the Magellanic Clouds From Red Clump Stars
我们发现红团星的光度对年龄和金属丰度的依赖性可以导致不同恒星星族之间红团星的平均绝对I星等相差< ~0.6等。我们发现，这种效应可以解决红团衍生的距离模量麦哲伦云和那些，例如，造父变星。考虑到人口对红团光度的影响，我们确定的距离模的LMC为18.36 +/- 0.17等，和SMC的18.82 +/- 0.20等。我们的替代红团LMC的距离是一致的值（m-M）{LMC} = 18.50 +/- 0.10的HST造父变星重点项目采用。我们简要地检验了模型对红团光度的预测，发现氦丰度和核心质量的变化可以使云接近0.10- 0.15等，但不能使云红团的平均绝对I星等等于太阳附近红团的平均绝对I星等，从而使云红团接近0.4等。
1998-04-10 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
AGB stars in the Magellanic Clouds. II. The rate of star formation across the LMC
本文比较了由DENIS和2 MASS数据得到的大麦云云渐近巨星分支星Ks星等分布与理论分布。这些都是使用最新的恒星演化计算低，中等质量的恒星，特别是热脉冲AGB星。富碳和富氧AGB恒星的星等分布的拟合使我们能够约束整个LMC的金属丰度分布及其恒星形成率（SFR）。发现大麦哲伦星系的恒星星族平均年龄为5-6 Gyr，与对应于Z=0.006的平均金属丰度一致。然而，这些值可能会受到基础恒星模型中的系统误差以及对可能的SFR历史的有限探索的影响。相反，我们的方法应该是特别有用的检测在整个LMC磁盘的平均金属丰度和SFR的变化。事实上，有一些明确的区域，其中金属丰度和基本恒星星族的平均年龄跨越了整个网格参数范围。如果基本的恒星星族年龄大于几个Gyr，则论文I中讨论的C/M比是金属丰度分布的示踪物。在本系列的第三篇论文中，我们对小麦哲伦星云进行了类似的研究。
2006-07-05 astro-ph
Stellar populations associated with the LMC Papillon Nebula
我们研究了大麦云蝶形星云（N159-5），它是位于恒星形成复合体N159中的一个引人注目的高激发团（HEB）。使用JHK近红外测光在ESO VLT与ISAAC相机，我们研究了恒星星族与Papillon，跟踪他们的历史，使用恒星演化模型。揭示了两个群体：一个由年龄约为300万年的年轻大质量恒星组成，另一个由年龄在1到10 Gyr之间的较老的低质量恒星组成。我们分析这些人口的属性，并讨论其意义的背景下，N159。我们还估计，如果在Papillon中心的恒星是单一的，它的初始质量约为50个太阳质量，它是由一个消光Av ~ 7马格的影响。
2004-03-26 astro-ph
HST Colour-Magnitude Diagrams of Six Old Globular Clusters in the LMC
本文报道了大麦云星云中六个古老球状星团的HST观测结果：NGC 1754，NGC 1835，NGC 1898，NGC 1916，NGC 2005和NGC 2019。使用F555 W和F814 W滤波器进行的深度曝光为我们提供了色-星等图，其视星等V约为25，远低于主层序关闭。这些特殊的星团与显着高的LMC场星密度和照顾，采取了准确地从集群颜色星等图减去场星。在两种情况下，至少在部分图像上有明显的变红，但只有NGC 1916的差异变红妨碍了CMD特性的准确测量。颜色-星等图的形态与具有类似金属量的银河系球状星团的相匹配。所有六个都有发达的水平分支，而四个明显地在天琴座RR间隙的两侧都有恒星。从红巨星分支的水平以上的水平分支的高度的测量获得的丰度是0.3德克斯高，平均而言，比以前测量的光谱丰度。与银河系球状星团基准的详细比较显示，所有六个星团都是老天体，在年龄上与经典的银河系球状星团如M5非常相似，星团之间的年龄分布很小。这一结果与通过测量水平分支和主序断陷之间的震级差而获得的年龄一致。通过与Lee，Demarque和Zinn（1994）的水平分支进化轨迹进行比较，我们也发现了类似的年代学。我们的结果意味着LMC与银河系同时形成。
1998-06-02 astro-ph
