Evidence of a counterrotating core in the Large Magellanic Cloud
利用大麦云云（LMC）中心区域的恒星径向速度估算了包括节点线（LON）在内的不同位置角（PA）上的径向速度曲线。沿LON的径向速度剖面的中心部分显示出V形剖面，这清楚地表明了反向旋转。反向旋转区域和次级杆具有相似的位置和PA。反向旋转核心的起源可能是内部（次级棒）或外部（吸积）。为了解释所观察到的速度分布，我们提出了两个磁盘存在于内部LMC，与一个反向旋转。这两个磁盘模型被发现匹配HI速度以及。具有不同LON和速度分布的两个盘可以创建运动学上和空间上分离的区域。预测这样的位置被发现匹配的HI云被发现有两个速度的观测位置。
2005-03-29 astro-ph
The velocity dispersion of LMC Carbon stars: possible detection of a kinematically distinct population
我们分析了551颗碳星相对于大麦云（LMC）内部$\sim 70 \rm deg^2$的一个圆盘模型的速度残差。我们发现，在这个样本中的绝大多数恒星是最好的拟合，因为是由于两个不同的人口，一个年轻的磁盘人口包含20%的恒星的速度色散的$8 \kms$，和一个老磁盘包含其余的恒星的速度色散的$22 \kms$。年轻盘种群的金属丰度$\sim 0.25$指数高于老盘。虽然不太确定，但数据还表明，在$2σ$水平上，可能有第三个运动学上不同的种群，相对于LMC以30公里/秒的速度向我们移动，与21厘米的速度测量一致。如果这是真的，这个星群包含了样本中大约7%的碳星。它可能是大麦哲伦星系盘上的一个特征，也可能是前景或背景中的潮汐碎片。如果它是潮汐碎片，这个人口可以解释一些或所有的微透镜事件观察到的LMC。
2000-03-22 astro-ph
Structure of the Periphery of the Large Magellanic Cloud Revealed by 2MASS
这篇论文被撤回了。
2007-06-06 astro-ph
The Rotation Curve of the Large Magellanic Cloud and the Implications for Microlensing
根据422颗碳星的径向速度，导出了大麦云（LMC）星系盘的自转。新的方面，这种分析包括传播的不确定性在LMC自行与蒙特卡洛，自洽的旋转曲线和磁盘运动学建模。旋转曲线很好地符合截断，有限厚度指数盘模型，没有暗晕。径向仓中的速度色散从22 km/s减小到15 km/s，然后在较大半径处增加到20 km/s。维里平衡中的恒定厚度模型不能与数据相协调，即使包括LMC或银河系暗晕的影响。如果圆盘是维里化的，则LMC圆盘是张开的。我们将大半径（R > 6 kpc）处的速度色散模拟为受银河系暗晕影响的最大张开盘，这使得暗晕在大麦哲伦星系距离处的平均密度为0.00025 M_sol/pc ^3。LMC恒星运动学在阐明MACHO的性质方面起着重要作用，MACHO是从LMC微透镜推断的暗种群。我们已经建立了一个截断和张开的最大磁盘模型的LMC是运动学的基础。我们的模型不包括一个nonvirialized组件，如潮汐碎片。我们对自透镜光学深度的上限与从不太复杂的模型中获得的结果非常一致，并且是一个太小的数量级，无法解释100微透镜信号[摘要]。
2000-06-01 astro-ph
Highly ionised plasma in the Large Magellanic Cloud: Evidence for outflows and a possible galactic wind
通过对大麦云星云（LMC）中四颗热恒星的FUSE和HST/STIS E140 M光谱中观测到的星际高电离物质C IV、Si IV、N V和O VI的分析，我们发现了一个热的大麦哲伦星云晕的证据，该晕是由大麦哲伦星云盘的高能外流甚至可能是大麦哲伦星云的星系风所供给的.这种外流的特征是相对于在高离子和低离子吸收剖面中观察到的LMC盘的中高速分量（v_LSR>100 km/s）。恒星环境产生了与LMC盘相关的C IV和Si IV的强窄（T<20，000 K）成分;特别是它们可能是H II区和膨胀壳层的特征。在C IV、Si IV和O VI的分布图中观察到宽分量，其宽度意味着在100，000 K的几倍温度下的热的碰撞电离气体。在大麦哲伦星云和高速成分的O VI/C IV比值中有惊人的相似性，这表明在v_LSR>100 km/s时的大部分物质与大麦哲伦星云有关。高速分量的速度大到足以完全逃离大麦哲伦星系，污染大麦哲伦星系和银河系之间的星系际空间。所观察到的宽LMC和高速组件的高离子比与导电界面中产生的那些一致;这种模型也有利于高和弱电离物种之间的明显运动学耦合。
2007-02-16 astro-ph
Production of Milky Way structure by the Magellanic Clouds
以前试图用麦哲伦云扰动银河系盘的尝试依赖于直接的潮汐力。然而，通过允许晕主动响应而不是保持对旋转曲线的刚性贡献，云可能会在晕中产生尾流，然后扭曲圆盘。最近的工作报告表明，麦哲伦云使用这种机制产生磁盘扭曲足以占径向位置，位置角和符号的HI翘曲和观察到的异常恒星运动学对银河系的反中心和LSR运动。
1995-07-18 astro-ph
The small-scale structure of the Magellanic Stream
我们已经在中性氢（HI）中绘制了麦哲伦流北端的两个区域，称为MS V和MS VI，使用阿雷西博望远镜。MS的小尺度结构表现为团簇状和头尾状。该无星星系际介质的空间功率谱具有幂律特性，密度斜率为-3.8。随着速度切片厚度的增加，幂律斜率逐渐变陡。
2001-09-13 astro-ph
The Stellar Halo in the Large Magellanic Cloud: Mass, Luminosity, and Microlensing Predictions
最近获得的运动学数据表明，大麦云（LMC）具有古老的恒星晕。为了进一步描述这种晕的性质，参数King模型被拟合到天琴座RR型星的表面密度。使用来自ORO和OGLE II微透镜观测的数据，模型拟合得出它们的分布中心为RA = 05：21.1+-0.8，Dec = -69：45 +-6（J2000），核心半径为1.42+-0.12 kpc。作为检查的晕模型进行了比较，RR天琴座恒星计数在现场附近的LMC的周边以前调查的照相底片。然而，这些数据需要谨慎的解释。讨论了有关大麦哲伦星系恒星晕的几个问题。首先，晕的性质意味着大麦哲伦星云的整体质光比为M/L_V = 5.3+-2.1，总质量为1.6+-0.6 × 10^10 M_sun，这与基于旋转曲线的估计非常一致。第二，虽然大麦哲伦星系的盘和晕在运动学上是不同的，但晕的表面密度分布的形状与年轻的盘非常相似。例如，天琴座RR型恒星的最佳拟合指数尺度长度是1.47+-0.08 kpc，而大麦哲伦星云的蓝光是1.46 kpc。在银河系中，光环和圆盘并不像这样彼此相似。最后，局部最大的LMC的微透镜光学深度由于晕盘恒星自透镜的预测。对于获得的恒星晕参数，这个最大值位于LMC-4和LMC-23事件附近，并且足够大，可能解释这两个事件，但不是所有观察到的微透镜。
2003-12-17 astro-ph
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
The small-scale structure of the Magellanic Stream
我们已经绘制了两个地区在麦哲伦流的北端中性氢21厘米发射使用阿雷西博望远镜。新的数据被用来研究远离麦哲伦云的银河流的形态和性质，以及提供对星系晕性质的间接约束。我们调查禁闭机制的流云，并得出结论，这些云不能重力约束或自由膨胀。最可能的云约束机制是来自热星系晕气体的压力支持。这使得我们可以对晕密度设定一个上限：n（15 kpc）= 10 ^-3 cm ^-3和/或n（45 kpc）= 3 x 10 ^-4 cm ^-3，具体取决于距离。这些值明显高于等温分层Halo的预测值。
2002-05-20 astro-ph
The Origin of Large-scale HI structures in the Magellanic Bridge
我们调查了形成的一些关键的大规模HI功能的麦哲伦桥ISM使用无耗散数值模拟技术。这项研究包括第一次直接比较详细的HI地图的桥梁和数值模拟。我们证实，SMC形成两个潮汐细丝：近臂，形成SMC和LMC之间的连接，和反臂。我们表明，桥的最密集的部分HI可以成为安排成一个双峰配置，并形成一个“环”的HI，位于东北边缘的SMC可以简单地复制作为一个投影的反臂，而不调用本地化的能量沉积过程，如SNe或恒星风。
2007-06-27 astro-ph
Properties of RR Lyrae stars in the Inner Regions of the Large Magellanic Cloud
本文给出了大麦哲伦星云内区74颗RR型天琴座星的径向速度、金属丰度和K波段星等。中分辨率光谱和红外图像是用FORS 1在ESO VLT和SOFI红外成像仪在ESO NTT获得的。最好的43个RR Lycles与实测速度产生观测到的速度色散为61+-7公里/秒。我们得到一个真正的LMC RR Lyonian速度色散为53公里/秒，这是高于以前测量的任何其他LMC人口的速度色散。这是Minniti等人（2003年）讨论的大麦哲伦星云中运动学上热的贫金属晕的第一个经验证据。使用Layden（1994）对Delta S方法的修改，我们测量了23颗恒星的金属丰度。平均值为[Fe/H] =-1.46+-0.09 dex。天琴座RR型星的绝对星等M_V和M_K是金属丰度的线性函数。在V波段，我们的数据与Olech等人（2003）的关系一致，在K波段，斜率较平坦。70颗RR型天琴座星的平均视V光度为<V>= 19.45+-0.04，37颗RR型天琴座星的平均K光度为<K>=18.20+-0.06。视V星等与LogP之间没有明显的关系，而RR型天琴座K带星等则与LogP呈良好的线性关系。使用Bono等人（2001）和Bono等人（2003）的理论近红外周期-亮度-金属量关系，我们计算出LMC距离模量18.48+-0.08。
2004-05-19 astro-ph
Evolution of stellar structure in the Small Magellanic Cloud
本文分析了麦哲伦云测光巡天中小麦哲伦云（SMC）中恒星的投影分布。通过基于V星等和V-I色的标准选择不同年龄的恒星，并研究了作为年龄函数的“分组”程度。我们量化的程度的结构，使用两点关联函数和基于最小生成树的方法，并发现SMC的整体结构是从一个高度的子结构在年轻的年龄（~10百万年），一个平滑的径向密度分布。这种过渡是渐进的，在~ 7500万年时，该分布与背景SMC分布在统计学上无法区分。这个时间尺度近似对应于SMC中恒星的动力学交叉时间。星团在SMC中的空间位置也呈现出类似的空间分布随年龄的演化。我们的分析表明，恒星形成高度的（分形）子结构，可能是由气体的湍流性质，他们的形式，这是擦除随机运动的银河系潜在的时间尺度上的银河系穿越时间的印记。
2008-11-01 astro-ph
Superbubbles in the Magellanic Clouds
由OB星协的恒星风和超新星产生的超气泡可能在恒星形成星系的ISM结构和能量学中起着重要作用。它们的影响也可能支配不同星际气体相之间的关系。超级泡沫是如何形成和演化的？它们如何影响本地和全球ISM？麦哲伦云提供了一个研究这种壳层形成活动的绝佳机会，因为恒星的含量和气体结构都可以详细检查。本文综述了近年来对麦哲伦星云中超气泡的研究结果。
1998-07-27 astro-ph
A Review of the Distance and Structure of the Large Magellanic Cloud
最近14次测量到大麦云云（LMC）距离的平均值意味着真实模数为18.50 ± 0.02等，并表明在过去两年中有向标准值收敛的趋势。回顾的距离指标是红团，红巨星分支的尖端，造父变星，天琴座RR和Mira变星，星团主序拟合，超新星1987 A和食双星。食双星的平均距离是一致的;然而，内部散射是平均测量误差的两倍。我讨论了LMC结构的参数，属于距离指标，并推测发现使用的颜色的丛的翘曲不是真正的翘曲。
2003-11-26 astro-ph
The HI fine structure of HVC187 near NGC3783, gas in the leading bridge of the Magellanic System
本文分析了HVC 187（Wakker & van Woerden 1991）岩心之一HVC 287 +22+240的高分辨率HI数据。结构存在于最低可测量尺度（~1 arcmin），几个浓度似乎无法分辨。大多数在低分辨率下看到的核心在更高分辨率下分解成更小的子核心。典型的体积密度和压力估计分别为~30/R/D（kpc）cm^{-3}和~18000/R/D（kpc）K cm^{-3}，其中R是以arcmin为单位的分辨率，D（kpc）是以kpc为单位的未知距离。
1998-11-16 astro-ph
High Resolution \hi observations of the Western Magellanic Bridge
澳大利亚望远镜紧凑阵列和帕克斯望远镜观测到了小麦哲伦云（SMC）以东和邻近的7x6度区域的21厘米线发射。这个区域代表了麦哲伦桥的最西端，一个富含气体的尾部延伸到大麦云（LMC）的14度。发现了一个丰富而复杂的中性氢（HI）结构，包括壳层、气泡和细丝。在更大的尺度上，桥的HI被组织成两个速度分量。这种双峰，这似乎起源于SMC，收敛到一个单一的速度分量内观察到的区域。一项普查的贝壳状结构表明，壳人口的特点类似的SMC。壳的平均运动学年龄约为600万年，与SMC壳的年龄一致，但与麦哲伦桥上的OB星团的年龄不一致，后者大约是前者的三倍。一般来说，桥HI壳与OB关联的投影空间相关性较差，因此，OB关联的位置与膨胀的球形HI结构的位置之间似乎没有令人信服的关系。本次调查仅发现一个HI壳与已知的Ha壳有可识别的关联。因此，膨胀结构的起源通常仍然不确定，尽管目前关于其形成的理论包括重力和压力不稳定性，HVC碰撞和冲压压力效应。
2002-10-29 astro-ph
Supernova Remnants in the Magellanic Clouds. V. The Complex Interior Structure of the N206 SNR
大麦云星云（LMC）中的N206超新星遗迹（SNR）一直被认为是典型的“混合形态”SNR。然而，最近的观测为这个熟悉的图增加了一个新的转折：在SNR面的投影中看到一个细长的径向无线电特征。利用哈勃太空望远镜，钱德拉和XMM-牛顿的高分辨率和灵敏度，我们已经获得了光学发射线图像和空间分辨的X射线光谱图，这个有趣的SNR。我们的研究结果目前的SNR本身作为一个残余在中期到后期阶段的演变。与射电“线性特征”相关的X射线辐射强烈表明它是一个脉冲星风星云（PWN）。在该特征的外尖端发现一个小的X线结。该特征的细长形态和周围的楔形X射线增强强烈建议弓形激波PWN结构。
2005-04-27 astro-ph
The Magellanic impact: Collision between the outer Galactic HI disk and the leading arms of the Magellanic stream
我们表明，银河系外HI盘和麦哲伦流（MS）的引导臂（LAs）之间的碰撞可以在盘中产生巨大的HI孔和烟囱状结构。基于我们的N体模拟的结果的最后2.5 Gyr的大麦哲伦云和小麦哲伦云（LMC和SMC，分别）与银河系相互作用的演变，我们调查的LA何时何地可以通过银河系平面后MS形成。然后，我们调查LAs和银河系HI盘（“麦哲伦撞击”）之间的流体动力学相互作用，通过使用我们的新的流体动力学模拟与有点理想化的LAs模型。我们发现，大约0.2 Gyr前，由LAs组成的SMC的初始气体质量的1-3%可以通过银河系HI盘的外部（R=20-35 kpc）。我们还发现，麦哲伦撞击可以推出一小部分（~1%）的外银河系HI盘，形成1-10 kpc规模的HI孔和烟囱状桥梁之间的LAs和磁盘。
2007-11-22 astro-ph
Structure of Supergiant Shells in the Large Magellanic Cloud
在大麦云（LMC）中，根据H-α图像已经识别出9个超巨星壳层（SGS），根据HI 21-cm线观测报告了23个SGS，但这些集合并不总是识别出相同的结构。我们已经研究了物理结构的光学识别的SGS使用HI通道图和P-V图分析气体运动学。有很好的证据表明，九个光学鉴定的SGS中有七个是真正的贝壳。在这七个H-α SGS中，四个是HI SGS的电离内壁，而三个是更大和更复杂的HI结构的电离部分。所有的H-α SGS都被确定为这样，因为它们沿着外围或在中心具有OB协会，年轻的OB协会更经常沿着外围发现。大约1200万年后，如果没有新的OB协会已经形成，SGS将停止在可见光波长可识别。因此，电离源的存在和位置是仅在HI中看到的壳和在H-α中也看到的壳之间的主要区别。根据我们的分析，单靠H-alpha观测无法明确识别SGS，特别是在遥远的星系中。
2007-10-27 astro-ph
The Magnetic Field of the Large Magellanic Cloud: A New Way of Studying Galactic Magnetism
本文研究了位于大麦云云后面的河外源的法拉第旋转。这些数据代表了迄今为止对任何外部星系中磁场结构的最详细的研究，并展示了如何用未来的仪器最好地研究星系中的磁场。
2005-03-16 astro-ph
Spatial motion of the Magellanic Clouds. Tidal models ruled out?
最近，Kallivayalil等人推导出了大麦哲伦云和小麦哲伦云（分别为LMC和SMC）的新自行值。这两个云的空间速度出乎意料地高于它们以前的值，这是由于麦哲伦系统的现有理论模型与LMC和SMC相关的中性氢（HI）观测之间的一致性。这样的自行估计很可能与迄今为止提出的在麦哲伦星系中创造大尺度结构的设想不一致。我们研究了这个假设的纯潮汐模型，因为它们是第一个设计来解释麦哲伦系统的演变，潮汐剥离是内在地涉及到每一个模型假设的引力相互作用。采用鲁棒搜索算法（遗传算法）结合快速约束N体模型对银河系（MW）-LMC-SMC相互作用的参数空间进行了分析。我们的方法扩展了已知的各种进化方案，满足观测到的麦哲伦大尺度结构的运动学和形态学。然而，假设潮汐相互作用，没有令人满意的再现的HI数据的麦哲伦云与新的自行实现。我们的结论是，对于Kallivayalil等人的自行数据，在它们的1-sigma误差范围内，用目前公认的MW总质量的麦哲伦星系的动力学演化不能用纯潮汐模型的框架来解释。在潮汐模式下，大麦哲伦云自运动的西分量的最佳值为pm_w（LMC）>-1.3mas/yr。它对应于Kallivayalil等人的pm_w（LMC）值减少约。40%的幅度。
2008-10-06 astro-ph
The Large Magellanic Cloud: Structure and Kinematics
我回顾了我们对大麦云云（LMC）的结构和运动学的理解，特别关注最近的结果。这是一个重要的课题，因为大麦哲伦星系是微透镜、潮汐相互作用、恒星星族和河外距离尺度研究的基准。我讨论了观察到的大麦哲伦云的形态和运动学;我们观察大麦哲伦云盘的角度;它的平面和垂直结构;大麦哲伦云自透镜对总微透镜光学深度的贡献;大麦哲伦云围绕银河系的轨道;以及麦哲伦流的起源和解释。我们对这些主题的理解正在迅速发展，特别是由于过去几年中出现了许多大型光度和运动学数据集。现在已经确定的是：LMC是相当长的盘平面; LMC盘比以前认为的厚; LMC盘可能有翘曲和扭曲; LMC可能有压力支持晕; LMC的内部区域显示出意想不到的复杂性，在其垂直结构;和进动和章动的LMC盘平面有助于可测量的视线速度场。然而，许多悬而未决的问题仍然存在，需要更多的工作之前，我们可以期望收敛到一个完全连贯的结构，动力学和进化的图片，解释所有观察到的LMC的功能。
2004-04-08 astro-ph
Optical photometry of the eclipsing Large Magellanic Cloud supersoft source CAL 87
介绍了食超软源CAL 87的光学测光。这些观测包括长期积累的数据，作为一个副产品的CANOO项目，和高速白光测光的一个单一的日食。我们（i）推导出一个改进的星历To = HJD2450111.5144（3）+ 0.44267714（6）E，（ii）发现日食结构在4年内是稳定的，（iii）研究了颜色变化作为轨道相位的函数。白光观测的高速性质所提供的分辨率使我们能够在光变曲线形态中看到新的结构。
1997-02-13 astro-ph
Effect of the Magellanic Clouds on the Milky Way disk and VICE VERSA
星-盘相互作用从两个方面限制了晕的性质：（1）物理参数激发了在存在大质量晕的情况下可观测的银河系盘结构的激发，尽管晕参数的精确限制是依赖于星系的;（2）相反，银河系作为一个整体对LMC结构有显著的动力学影响，这种相互作用也导致了晕限制。总之，这些情景有力地证实了我们目前对引力质量的估计，并表明LMC正在迅速演变。
1998-11-12 astro-ph
Molecular Cloud Structure in the Magellanic Clouds: Effect of Metallicity
本文研究了低金属丰度环境中中性云的化学结构，特别着重于H到H_2和C ~+到CO的跃迁。我们观测了大麦云云剑鱼座30和N159/N160的近红外H_2线和CO J=1-0线，以及小麦哲伦云DEM S 16、DEM S 37和LI-SMC 36的近红外H_2线和CO J=1-0线。我们发现H_2的发射是由紫外光激发的，在我们所观测的区域内，在H_2和[CII]发射的位置附近总是存在（弱）CO发射。利用PDR程序和辐射转移程序，模拟了球形云和大平面云的线辐射发射。由于[CII]发射和H_2发射产生于云的表面，且谱线在光学上较薄，因此这些谱线不受中性云和含CO核的相对大小的影响，而光学上较厚的CO发射则受到强烈的影响。云的大小是通过测量CO排放强度与给定大小的平面云模式预测的CO排放强度的偏差来估计的。平均云柱密度和大小随金属丰度的降低而增加。我们的结果与Mc Kee（1989）提出的光电离调节恒星形成理论相一致。
1998-01-12 astro-ph
SXP 323 - an unusual X-ray binary system in the Small Magellanic Cloud
本文介绍了用VLT/UVES望远镜/仪器对小麦哲伦云（SMC）X射线双星系统SXP 323 = AX J0051 - 733的光谱观测。该系统在长时程测光中表现出明显的0.71d调制度，这一调制度被认为是该系统的双星周期。在0.71d周期期间在一系列相位处拍摄的高分辨率光谱排除了这种可能性。相反，这表明这种长期效应是由于SXP 323的Be伴星中的非径向脉动（NRP）。此外，光谱显示出明确的证据，主要的变化（V/R）比的双峰的巴耳末线指示的不对称性，在拱盘。在SMC结构的背景下，星际线的复杂结构也进行了讨论。
2005-06-28 astro-ph
Photometric and kinematical study of nearby groups of galaxies around IC 65 and NGC 6962
我们讨论了IC 65周围的一个稀疏的、可能坍缩的星系群和NGC 6962周围的一个演化的富星系群的结构、星系内容和运动学
2006-10-04 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
Fragmentation in Kinematically Cold Disks
重力是无标度的。因此，引力在不同尺度的自引力系统中可能形成类似的结构。事实上，对星际介质、螺旋盘和宇宙结构的观测揭示了类似的特征。在这些系统中的结构是非常明亮和不均匀的。此外，这些结构中的一些似乎不是随机的，而是服从某些幂律。轻微耗散的自引力盘模型显示了这种不均匀的结构是如何在kpc尺度上保持的。这些模型的基本物理过程是自引力、耗散和差异旋转。为了探索这些过程所产生的结构，在2D和3D中进行了自引力盘的局部模拟。我们观察到持久的图案，形成的瞬态结构，其强度和形态特征取决于耗散率。
2001-01-16 astro-ph
X-rays from Superbubbles in the Large Magellanic Cloud IV: The Blowout Structure of N44
我们已经使用光学阶梯光栅光谱以及ROSAT和ASCA X射线光谱来测试N44 X射线亮区的南部部分是井喷结构的结果的假设。现在有三个证据支持这一结论。首先，与X射线明亮的南沙洲的位置相对应的记录光学形态表明了井喷的描述（Chu等1993）。第二，光学阶梯光谱显示井喷区域存在高速（约90公里/秒）气体的证据。第三，X射线光谱拟合显示，南酒吧比壳1的主要超级气泡区域的温度较低。这样的爆裂可以影响超级气泡的演化，并解释Oey & Massey（1995）讨论的观测到的壳层直径与根据恒星含量和Weaver等人预测的直径之间的差异。的压力驱动泡沫模型。
1996-06-13 astro-ph
New HI Features of the Magellanic System
来自HI Parkes全天巡天（HIPASS）的第一批结果提供了麦哲伦云和南银河系附近全球HI分布的壮观景象。围绕南天极（SCP）的2400平方度的马赛克揭示了一个狭窄的，连续的逆流的存在，它“引导”云的运动方向，即与流的方向相反。这有力地支持了银河流的引力模型，在该模型中，领先的和尾随的银河流被潮汐从麦哲伦云的主体上撕裂下来。数据还揭示了额外的潮汐功能的桥梁地区，似乎从LMC发出，和一个独特的螺旋结构内的LMC本身。
1998-11-09 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
Photometric Properties of Long-period Variables in the Large Magellanic Cloud
从2.3年的MOA数据库中选取了近4000颗大麦哲伦星云红变星的光变曲线，采用相位色散最小化方法进行了周期分析。研究了它们的光学特性（振幅、周期、在CMD中的位置）。在LMC周期光度关系中，大振幅高周期的恒星分布在多重结构中的唯一一条带上。在CMD中，五个条带按照周期的顺序定位。还讨论了具有特征光变曲线的恒星。
2002-06-26 astro-ph
Modeling a high velocity LMC. The formation of the Magellanic Stream
我使用高分辨率的N体/SPH模拟模拟银河系（MW）晕内的大麦云云（LMC）的新自行和调查的引力和流体动力学的麦哲伦流（MS）的形成的影响。LMC和MW都是嵌入在扩展的尖状LCDM暗物质晕中的完全自洽的星系模型。我发现来自低密度电离晕的冲压压力足以从LMC的盘中移除大量气体，形成从云延伸超过120度的拖尾流。潮汐力会拉长卫星的圆盘，但不会影响其垂直结构。没有恒星会变成非束缚的，这表明潮汐剥离几乎是无效的。
2008-10-22 astro-ph
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
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
Evolution of the Small Magellanic Cloud
基于对大、小麦哲伦云（LMC和SMC）与银河系相互作用的最后2.5 Gyr演化的N体模拟结果，我们首次揭示了麦哲伦流（MS）形成后，MS的主导臂（LA）在何时何地能够穿过银河平面。其次，我们发现银河系外HI盘和MS的LAs之间的碰撞可以在大约0.2 Gyr前的盘中产生巨大的HI孔和烟囱状结构。第三，在0.2和1.3 Gyr前的云与银河系的潮汐相互作用中，大量贫金属气体从SMC剥离并转移到LMC。因此，我们认为这种贫金属气体可能与大麦哲伦星云年轻和中期恒星以及[Fe/H] <-0.6的明显低金属丰度星团的起源密切相关。
2007-07-31 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
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
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
Supernova Remnants in the Large Magellanic Clouds IX: Multiwavelength Analysis of the Physical Structure of N49
本文对大麦云星云中的超新星遗迹N49进行了多波长分析。使用高分辨率的哈勃空间望远镜WFPC 2图像的H-α，[S II]和[O III]的排放，我们研究的残留物的形态和计算的均方根电子密度在不同的区域。我们检测到的偏移量[O III]和H-α发射约0.5弧秒，并讨论可能的情况下，可能会引起这样高的值。通过将单个灯丝与CTIO获得的中阶梯光谱相匹配来分析残余物的运动学。我们检测到窄的H-α发射分量，我们确定为扩散后冲击复合辐射，和离散的广泛的发射功能，对应于在灯丝的冲击气体。残骸的整体膨胀速度约为250 km/s。稠密的云被冲击到250 km/s的视线速度，而密度较小的气体高达300 km/s。一些小云团的径向速度甚至更高，可达350公里/秒。我们确认了残骸中空洞的存在，并确定了爆炸中心。使用档案钱德拉和XMM-牛顿数据，我们观察到相同的趋势，表面亮度分布的光学和X射线图像。我们进行了光谱分析的三个区域，代表最显着的光学特征。
2007-08-10 astro-ph
Structure and kinematical properties of the Galaxy at intermediate galactic latitudes
我们已经进行了UBVR测光和自行在不同方向的银河系的抽样调查，作为调查的一部分，银河系的结构和演化。观测了银河系反中心、中心和反自转方向的三个场。利用我们的新数据，结合迄今为止在其他领域的广域调查，我们讨论了银河系的径向和垂直结构。对于M $_{V}\ge$ 3.5的恒星，密度定律遵循两个指数之和，标度高度分别为260 $\pm$ 50 pc（薄盘）和760 $\pm$ 50 pc。该第二指数对应于相对于薄盘具有7.4 $^{+2.5}_{-1.5}$ \%的局部密度的厚盘。这两个种群的尺度长度分别为2.3 $\pm$ 0.6 kpc和3 $\pm$ 1 kpc。厚磁盘出现作为一个运动学上不同的人口从薄磁盘，并没有显示出垂直梯度。对于厚盘的起源提出了许多模型，目前的证据似乎倾向于这样一种模型，即厚盘是通过卫星吸积到盘中而对早期盘进行快速动态加热而形成的。
1995-11-12 astro-ph
