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
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
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
The Properties of Early-type Stars in the Magellanic Clouds
在过去的十年里，我们对麦哲伦星云中大质量恒星的物理性质的理解取得了令人印象深刻的进展，以及它们与银河系中的表亲的比较。我总结了在这一领域的新成果，包括减少质量损失率和更快的恒星旋转速度在云的证据，和他们现在的组成。我还讨论了恒星的温度标度，强调其依赖于金属在整个上部的赫兹-罗素图。
2008-09-15 astro-ph
Effects of metallicity, star-formation conditions, and evolution in B and Be stars. II: Small Magellanic Cloud, field of NGC 330
我们在小和大麦云星云（SMC和LMC）和银河系（MW）中寻找金属丰度对B星和Be星的影响。我们扩展我们以前的分析B和Be星人口在LMC SMC。大质量恒星的自转速度和Be星的演化状态与它们的环境进行了检查。利用VLT-GIRAFFE装置在MEDUSA模式下对年轻星团SMC-NGC 330及其周围区域的热星进行了光谱观测。我们确定的基本参数B和Be星的GIRFIT代码，考虑到快速旋转的影响，和观察到的集群的年龄。我们比较平均VSINI获得的光谱类型和质量的选择领域和集群B和Be星在SMC与一个在LMC和MW。我们发现：（i）B和Be星旋转快，在SMC比在LMC，并在LMC比在MW;（ii）在一个给定的金属丰度，Be星开始其主序星的生活与较高的初始旋转速度比B星。因此，只有一小部分B星以足够高的初自转速度到达ZAMS，才能成为Be星;（iii）在ZAMS，Be星在SMC、LMC和MW中的初自转速度分布与质量和金属度有关;（iv）B星和Be星在SMC中的角速度高于在LMC和MW中的角速度;（v）在SMC和LMC中，大质量Be星出现在主序星的第二部分，而在MW中则相反。
2006-09-25 astro-ph
Heavy elements in Galactic and Magellanic Cloud HII regions: recombination-line versus forbidden-line abundances
我们获得了银河系HII区M17、NGC 3576和麦哲伦云HII区30 Doradus、LMC N11 B和SMC N66的深光学长缝分光光度计，记录了CII、NII和OII的光学复合线。对温度不敏感的ORL C2+/O2+和N2+/O2的比率，获得所有星云，除了SMC N66。ORL的C2+/O2+比率在每个星系系统内显示出显着的一致性，同时也与相应的CEL比率一致。对于所有五个星云，从多个OII ORL得到的O2+/H+丰度比从强[OIII] 4959，5007 A CEL得到的相应值高，其中四个星云高1.8- 2.7倍。LMC N11 B星云对O2+离子表现出更极端的差异因子，~5。因此，这些HII区域表现出的ORL/CEL丰度差异因子与以前在行星状星云中遇到的相似。我们的光学CEL O2+/H+丰度同意在20- 30%的范围内与公布的O2+/H+丰度，从红外精细结构线的观测。由于后者的低激发能使它们对典型星云温度的变化不敏感，因此排除了温度波动是观测到的ORL/CEL O 2+丰度差异的原因。我们提出的证据表明，从这些HII地区观察到的OII ORL来自于非常相似的密度（<3500 cm-3）的气体发射所观察到的重元素光学和红外CEL，排除模型，采用高密度电离夹杂物，以解释丰度的差异。我们考虑的情况下，大部分的重元素ORL发射来自冷（<=500 K）的金属丰富的电离区。
2002-09-25 astro-ph
Low-excitation blobs in the Magellanic Clouds
目的：我们研究一个未知的，或知之甚少，星际HII组成部分麦哲伦云。这是有史以来第一次专门研究这类物体，我们称之为低激发斑点（LEBs）。研究方法：我们使用在ESO进行的低色散光谱，以获得发射线强度的Ha，Hb和[OIII]（4959+5007）的15个对象在大麦云和14个对象在小麦哲伦云。结果显示在激发（[oiii]/Hb比率）与Hb光度图中。结果如下：我们表明存在的一个LEB组件中的麦哲伦云，并研究其与已知的类高激发斑点（HEBs）的关系。新发现的LEB是HEB的低激发对应物，由质量较小的激发恒星提供动力。对LEB的进一步研究有望为更好地理解麦哲伦云上部初始质量函数的低质量端提供新的信息。
2006-10-06 astro-ph
Magellanic Cloud PNs as probes of stellar evolution and populations
麦哲伦星云行星状星云（PNs）提供了对低质量和中等质量恒星的人口和演化的洞察力，在没有距离偏差和差异红化的环境中，阻碍了银河系样本的观测。对LMC和SMC PN的研究还提供了不同金属丰度的恒星星族的直接比较。我们提出了一个选择的结果，从我们最近的HST调查，包括（1）麦哲伦PN的形态分析，并在LMC和SMC的形态样本的统计;（2）表面亮度与半径的关系;（3）的分析和建模的[O III]/H（beta）PN光度函数在LMC和SMC。
2003-10-28 astro-ph
Effects of metallicity, star formation conditions and evolution in B and Be stars. I: Large Magellanic Cloud, field of NGC 2004
利用VLT-GIRAFFE装置在MEDUSA模式下对年轻星团LMC-NGC 2004及其周围区域的热星进行了光谱观测。我们确定的基本参数（Teff，logg，vsini，径向速度），所有的B和Be星的样品中由于在我们组开发的代码。研究中考虑了快速自转（恒星扁率和引力暗化）的影响。我们还确定观察到的集群的年龄。我们将大麦云（LMC）中的场星、星团B星和Be星获得的平均vsini与银河系（MW）中的平均vsini进行比较。我们发现，特别是，被恒星旋转速度比在MW的LMC，在外地以及在集群。通过对LMC和MW的比较，讨论了vsini、金属丰度、恒星形成条件和恒星演化之间的关系。我们的结论是，Be星开始他们的主序星的生活与初始旋转速度大于B星之一。很可能只有一部分B星，在有足够的初自转速度时，才能成为Be星。这一结果可以解释相似年龄星团中Be星比例的差异。
2006-01-11 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
Proceedings of the Bonn/Bochum-Graduiertenkolleg Workshop 'The Magellanic Clouds and Other Dwarf Galaxies'
1998年1月在巴特霍内夫物理中心举办了“麦哲伦星云和其他矮星系”讲习班。会议记录包括79份文稿。352页中约有1/3包含以下评论：矮星系中的暴力星际介质：原子气体（Elias Brinks和Fabian Walter），大麦云中的热气（朱幼华），矮星系的天体物理学：结构和恒星星族（John S. Gallagher）、恒星形成区和不规则星系中的电离气体（Deidre A. Hunter），The Law of Star Formation in Disk Galeries（Joachim Koeppen），Strange暗物质in Nearby Dwarf Galeries（Mario Mateo），Holes and Shells in Galeries：Observations versus Theoretical Concepts（Jan Palous），Detailed Recent Star Formation Histories of Dwarf不规则星系则星系and Their Many Uses（Evan D. Skillman等人），和附近的年轻矮星系（Trinh X. Thuan和Yuri I. Izotov）。详情请参阅完整的电子版。
1998-11-27 astro-ph
Rotational mixing in tidally locked massive main-sequence binaries
大质量恒星演化计算中的一个主要不确定性是内部混合的效率。它会改变恒星内部的化学成分，从而影响恒星的结构和进一步的演化。我们证明，食双星，其中潮汐同步的恒星和轨道周期的旋转周期，构成了一个潜在的强大的测试旋转混合的效率。我们提出了详细的恒星演化模型的大规模双星假设的小麦哲伦云的组成。在这些模型中，我们发现增强表面氮丰度高达0.6德克斯。
2008-11-24 astro-ph
Formation and evolution of the Magellanic Clouds. I.Origin of structural, kinematical, and chemical properties of the Large Magellanic Cloud
利用一系列自洽化学动力学模拟方法研究了大麦云云（LMC）与银河系和小麦哲伦云（SMC）相互作用的动力学和化学演化。我们的数值模型旨在解释LMC的整个特性，即，观测到的恒星晕和星盘组成部分的结构和运动学，以及场星和星团的种群。本模拟的主要结果总结如下。(1)在最后9 Gyr期间，云和银河之间的潮汐相互作用将最初薄的、无棒的LMC盘转变为三个不同的组成部分：中央棒、厚盘和运动学上热的恒星晕。中央棒由旧的场星和新形成的场星组成，在其最里面的部分中，每一部分都是相等的。最后厚盘的中心速度分散$\sim$ 30公里秒$^{-1}$，并显示旋转支持的运动学与$V_{\rm m}/σ_{0}$ $\sim$ 2.3。(2)恒星晕是在相互作用过程中形成的，主要由来自最初薄的LMC盘外部的老恒星组成。外晕显示$\sim$ 40 km s $^{-1}$的速度色散，距离大麦哲伦星云中心7.5 kpc，恒星分布有些不均匀。恒星晕包含相对年轻、富含金属的恒星，质量分数为2%。
2004-12-14 astro-ph
The Distance to the Large Magellanic Cloud
摘要介绍了最近的大麦云云距离测定μ（LMC），着眼于查明所产生的巨大差异之间遇到的一些技术的来源（S）。三十八个最近（1998-1999年）的测量mu（LMC）的突出显示，极值（18.07与18.74）是不一致的，彼此在3西格玛水平。许多技术的结果之间缺乏重叠，只是采用作者引用的不确定性，这清楚地表明，未被识别的不确定性，包括随机和系统性，困扰着许多已发表的结果。而mu（LMC）几乎肯定位于18.5的13%以内（即，在18.20和18.75之间），对于我们这些LMC“社区”之外的人来说，没有一个令人信服的论点能够调和迄今为止提出的截然不同的价值观。大麦哲伦星系距离的13%不确定性对应于造父变星的河外距离尺度的13%不确定性。
1999-11-02 astro-ph
On the Origin of the Kinematical Differences Between the Stellar Halo and the Old Globular Cluster System in the Large Magellanic Cloud
通过对大麦云（LMC）形成过程的数值模拟，讨论了LMC中恒星晕和古老球状星团系统（GCS）的结构和运动学性质。我们特别讨论了观察到的可能的GCS的旋转运动学（V/sigma > 2），这似乎是显着不同的恒星晕的一个大的速度色散（~50公里/秒）。我们认为晕场星和古老的GC都可以起源于高红移（z >6）的低质量次晕。我们调查的最终动力学性质的两个老组件在LMC的晕合并形成的低质量的subhalos与场星和GC。我们发现，由高红移（z > 6）形成的古老球状星团（GC）组成的GCS几乎没有自转（V/sigma ~0.4），其结构和运动学与恒星晕相似。这种不一致的模拟GCS的运动学和观察到的一个被发现在不同的参数模型。因此，这种不一致性意味着，如果大麦哲伦星系中古老的贫金属GC具有旋转运动学，它们极不可能起源于形成恒星晕的低质量次晕。因此，我们讨论的情况下，恒星晕形成的低质量subhalos没有/很少的GC，而GCS形成的LMC的磁盘形成的早期阶段，通过耗散未成年人和主要合并的气体丰富的subhalos和气体的infall。我们认为，可以有一个阈值subhalo质量以上的GCs可以形成在subhalos在高红移，因此，这个阈值导致恒星晕和GCS之间的物理性质的差异，如LMC发光星系。
2007-07-15 astro-ph
How Efficient is Rotational Mixing in Massive Stars ?
大质量恒星的VLT火焰巡天（Evans 05，Evans 06）提供了麦哲伦星云中大质量恒星的旋转速度和氮表面丰度的精确测量。特别是，第一次，这样的丰度已经估计的恒星具有显着的旋转速度。这个非凡的数据集为我们提供了校准旋转和磁致混合过程的独特可能性。因此，我们计算了一个网格的恒星演化模型的质量，初始旋转速度和化学成分的变化。在我们的模型中，我们发现，虽然由Spruit-Taylor发电机产生的磁场对于理解内部角动量输运（以及旋转行为）是必不可少的，但为了重现观测结果，必须忽略相应的化学混合。此外，我们表明，对于低金属丰度详细的初始丰度是最重要的，太阳尺度的丰度可能会导致显着的校准误差。
2007-09-06 astro-ph
Pulsation properties of C stars in the Small Magellanic Cloud
根据$J-K_s$的颜色，从2 MASS和DENIS星表中选取了小麦哲伦星云（SMC）中的富碳星（C星）样本。这个样本被扩展到包括Rebeirot等人（1993）光谱图集中确认的C-星。在该合并样本（N = 1152）中，发现较少数量（N = 1079）具有100个观察结果。对于这个子样本，光变曲线进行了测定，发现919颗恒星具有高质量的光变曲线，振幅至少为0.05 mag.在这些恒星中，只有4%有一个明确的单一周期-其中大多数有多个明确的周期，而15%有高度不规则的光变曲线。分析了周期对数与震级、颜色、周期比（如适用）和振幅的分布，并与以前的作品进行了比较。可变C星分布在三个序列中：Wood等人（1999）的B、C和D，并且不填充周期短于$\log P \sim 1.5$的序列。恒星的年龄和质量是用恒星演化模型估算的。
2005-04-20 astro-ph
FUSE Observations of Atomic Abundances and Molecular Hydrogen in the Leading Arm of the Magellanic Stream
我们目前的远紫外光谱探测器的原子和分子吸收的高速云HVC 287.5+22.5+240，这是在前面的紫外线明亮的赛弗特1星系NGC 3783的核。我们检测H2、N I、N II、Si II和Fe II的吸收，并对P III、Ar I和Fe III的吸收量设定限制。我们通过研究Si，P，S和Fe的相对气相丰度，扩展了Lu及其合作者早期的金属丰度和尘埃贫化测量。由于HVC中的电离气体，对推导出的气相丰度的校正小于15%。HVC的金属丰度为0.2-0.4太阳能，类似于小麦哲伦云。研究的元素的相对丰度模式类似于SMC中的温暖气体，这支持了HVC是麦哲伦流潮汐剥离的主导臂的一部分的想法。丰度模式意味着HVC含有经过显著加工的尘埃颗粒。很可能是谷物地幔已经被修改或剥离，以暴露谷物核心。我们已经确定了30多条线的H2产生的HVC从旋转水平J = 0到J = 3。合成光谱和对这些线的生长曲线拟合（b = 12 km/sec）表明log N（H2）= 16.80+/-0.10和f（H2）= 2N（H2）/[N（H1）+2N（H2）] = 0.0016。通过对H2旋转粒子数的分析，我们发现其吸收率（在1000 A处）小于太阳附近平均值的十分之一。HVC中分子气体的存在要求原位形成的H2或SMC内形成的分子存活于潮汐剥离。我们倾向于后者的可能性，因为在这个HVC分子的形成时间长。
2000-11-08 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
Constraining GRB progenitor models by probing Wolf-Rayet wind geometries in the Large Magellanic Cloud
长持续时间伽马射线暴（GRB）的最佳祖先是快速旋转的沃尔夫-拉叶（WR）星。然而，大多数银河系WR恒星都是缓慢旋转的，因为恒星风被认为会带走角动量。这对Bronzar模型提出了挑战。最近的观测表明，伽玛暴主要发生在低金属量（Z）的环境中，这可能解决这个问题：较低的Z导致较少的质量损失，这可能会抑制角动量的去除，使WR星保持快速旋转直到崩溃。我们希望确定是否低Z WR星旋转平均速度比银河系WR星，并执行甚大望远镜（VLT）的线性分光偏振调查WR星在低Z环境的大麦云（LMC）和比较我们的结果与银河系样本。我们发现，13颗LMC WR星中只有2颗（即15%）表现出线偏振效应，而银河WR星的这一比例同样很低，约为15-20%。LMC WR星的线偏振效应的低发生率表明，WR旋转特性发生显著差异的阈值金属丰度低于LMC（Z ~ 0.5 Zsun），可能将GRB祖通道限制在该上限金属丰度。
2007-04-20 astro-ph
Chemical evolution of the Small Magellanic Cloud based on planetary nebulae
利用行星状星云的丰度数据研究了小麦哲伦星云的化学演化。主要目标是通过推导年龄-金属丰度关系来研究该星系氧丰度的时间演化。这种关系是至关重要的观测约束的化学演化模型的SMC。我们使用高质量的PNe数据，以获得祖星的属性，从而可以估计恒星的年龄。我们收集了大量的测量光谱通量的每个星云，并得出准确的物理参数和星云丰度。还介绍了1999年至2002年期间获得的SMC PNe样本的新光谱数据。这些数据与文献中的数据一起使用，以提高每条谱线通量的准确性。我们获得了小麦哲伦星云中PNe的精确化学丰度，这可以作为研究该星系和本群星系化学演化的有用工具。我们提出的氧与年龄图和类似的关系涉及[Fe/H]金属丰度的基础上与恒星数据的相关性。我们讨论了SMC形成的年龄-金属丰度关系的影响，特别是建议在过去的2-3 Gyr的恒星形成爆发。
2007-06-13 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
The VLT-FLAMES survey of massive stars: Surface chemical compositions of B-type stars in the Magellanic Clouds
本文分析了银河系中的NGC6611、大麦云云（LMC）中的N11和小麦哲伦云（SMC）中的NGC346三个不同金属丰度的年轻星团中约50颗早期B型星的高分辨率火焰光谱。利用TLUSTY非LTE模式大气程序，计算了各恒星的大气参数和光球丰度（C、N、O、Mg和Si）。这些结果代表了麦哲伦云B型恒星的数量的显着改善，详细和均匀的估计其大气参数和化学成分。有效温度和光谱类型之间的关系进行了讨论，为所有三个金属丰度制度，与有效温度为一个给定的光谱类型增加移动到一个较低的金属丰度制度。此外，在估计的微湍流速度和异常值，特别是在最低的金属度制度的困难，进行了讨论。我们的化学成分估计与以前的研究相比，恒星和星际，在一般情况下，令人鼓舞的协议被发现。相对于银河系的麦哲伦云的丰度进行了讨论，我们也提出了我们最好的估计的基线化学成分的LMC和SMC来自B型恒星。此外，我们讨论了使用氮作为探针的恒星的演化历史，调查旋转混合，质量损失，蓝环和二元性的作用，所观察到的氮丰度和恒星的演化模型进行比较，在可能的情况下。
2006-11-20 astro-ph
Pristine CNO abundances from Magellanic Cloud B stars I. The LMC cluster NGC 2004 with UVES
本文给出了大麦云（LMC）中年轻星团NGC 2004中四颗主序星的化学丰度。除了H II区，未演化的OB型恒星是目前唯一可获得的不受恒星演化影响的MC现今CNO丰度的来源。在VLT上使用UVES，我们获得了足够分辨率（R = 20 000）和信噪比（S/N > 100）的光谱，以获得各种元素（He，C，N，O，Mg和Si）的丰度与NLTE线形成。这项研究使LMC中具有详细化学丰度的主序星B的数量增加了一倍。更重要的是，与以前的研究相比，我们没有发现CNO丰度异常所带来的，例如，二元相互作用或旋转混合。因此，这是第一次，从大麦哲伦星云的H II区的丰度可以合理地交叉检查对那些从B星排除进化的影响。我们确认H II区CNO丰度在误差范围内，特别是在7.0左右的非常低的氮丰度。从表面上看，星云碳丰度比B星值低0.16 dex，这可以用星际尘埃耗尽来解释。两个来源的氧丰度在0.03 dex以内。与MC金属丰度的银河系薄盘相比，麦哲伦云显然是氮贫乏的环境。
2002-01-28 astro-ph
Supernova Remnants Associated with Molecular Clouds in the Large Magellanic Cloud
我们使用瑞典ESO亚毫米波望远镜（SEST）来寻找与大麦云星云中的三个超新星遗迹（SNRs）相关的CO发射：N49，N132 D和N23。在CO（230.5GHz）的J=2-1转动跃迁中进行了观测，SEST的半功率束宽为23”。在N49和N132 D附近发现了分子云;在我们绘制的N23附近区域没有发现CO排放。N49云的峰值线温度为0.75 K，空间尺度约为7 pc，维里质量约为30，000太阳质量。N132 D云更明亮，峰值温度为5 K;它也更大，约为22 pc，质量更大，约为200，000太阳质量。N49和N132 D附近云的速度分别为+286.0 km/s和+264.0 km/s，与先前已知的相关SNR的速度分别为+286 km/s和+268 km/s非常一致。ROSAT X射线图像显示，残余物膨胀所进入的环境密度似乎在云层方向上显着增加。这些观测结果表明，这些残留物与它们各自的分子云之间存在着物理联系。N49和N132 D与分子物质密集区的关联意味着它们都可能是作为核心坍缩超新星爆炸的短命祖先的产物。
1996-12-19 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
Chemical Abundances in Twelve Red Giants of the Large Magellanic Cloud from High-Resolution Infrared Spectroscopy
用双子座南8.3米望远镜和凤凰光谱仪获得了大麦哲伦星系12颗红巨星的高分辨率红外光谱（R= 50，000）。碳-12、碳-13、氮-14和氧-16的定量化学丰度来自CO、CN和OH的分子线，而钠、钪、钛和铁的丰度来自中性原子线。LMC巨星的质量约为1到4个太阳质量，金属丰度范围为[Fe/H]= -1.1到-0.3。所有的红巨星都显示出第一次疏浚混合的证据，12 C/13 C比值较低，低12 C与高14 N丰度相关。LMC和银河系中氧铁比的比较表明，LMC中[O/Fe]与[Fe/H]的趋势比银河系的趋势低约0.2 dex。这种偏移可以被模拟为由于相对于银河系，大麦哲伦星系中每单位质量的超新星比率总体较低，以及II型超新星与Ia型超新星的比率略低。
2002-08-22 astro-ph
Molecular abundances in the Magellanic Clouds I. A multiline study of five cloud cores
利用~（13）CO（1- 0）和~（12）CO（1- 0）分别绘制了大麦哲伦星云的9个HII区和3个HII区，以研究麦哲伦星云中星际介质的物理性质。对于N113的分子核心被发现有一个峰的位置，它不同于相关的HII区域的20弧秒。在该分子核附近，~（12）CO和~（13）CO的Tmb峰线温度分别为7.3K和1.2K，是迄今为止在麦哲伦星云中发现的最高温度。为了研究星际介质的化学性质，我们研究了与LMC中的N113、N44 BC、N159 HW和N214 DE以及SMC中的LIRS 1，36相关的各种分子种类的分子浓度。推导了$I$（HCO+）/ $I$（HCN）和$I$（HCN）/ $I$（HNC）强度比以及$I$（13 CO）/ $I$（C18 O）比的下限。一般来说，HCO+比HCN强，HCN比HNC强。高的相对HCO+强度与超新星遗迹和年轻恒星的高电离通量一致，可能与大范围的HCO+发射区相结合。大部分HCN来自相对致密的云核。相对于HNC，热的或冲击的气体增强HCN。根据化学模式计算，预测在云核方向上，当角分辨率较高（$>$ 30角秒）时，$I$（HCN）/ $I$（HNC）接近1。将维里质量与从积分CO强度获得的那些进行比较，对于N113提供了$1.8 \times 10^{20}$ \，mol\，cm $^{-2}$ \，（Kkms）$^{-1}$的H2质量-CO光度转换…
1996-06-13 astro-ph
Obscured AGB stars in the Magellanic Clouds II. Near-infrared and mid-infrared counterparts
我们在麦哲伦星云中进行了一次红外搜索，寻找被遮蔽的AGB星。这次巡天发现了一些被遮蔽的AGB恒星，以及一些红外线过剩的超巨星。我们介绍了光源的测光并讨论了色图和热光度。大多数AGB星都是明亮的，通常接近$M_{\rm bol}=-7.1$的经典极限。为了确定恒星是否是富氧或富碳的，我们已经获得了窄带中红外测光与ESO TIMMI相机的几个来源。除一颗外，其他所有的都显示出硅酸盐的特征，因此具有富氧尘埃：其余来源的颜色与富氧或富碳的性质一致。提出了一种基于H $-$ K与K $-$ [12]颜色区分碳星和氧星的方法。我们讨论了几种计算质量损失率的方法：对于AGB星，质量损失率在每年大约5 × 10**-4和5 × 10**-6太阳质量之间变化，取决于假定的尘埃与气体的质量比。本文提出了一种从OH脉泽辐射计算质量损失率的新方法。我们没有发现证据的相关性的质量损失率与光度在这些被遮蔽的恒星。LMC和SMC恒星的质量损失率也没有任何明显的系统差异。大麦哲伦星系的膨胀速度似乎比银河系稍低。周期测定讨论了两个来源：周期是可比的较长周期的银河OH/IR星。所有有周期的亮星，其光度都比周期光度关系所预测的要高。
1995-10-13 astro-ph
Supernova Remnants in the AKARI IRC Survey of the Large Magellanic Cloud
利用AKARI IRC对大麦云云（LMC）的近中红外观测，对超新星遗迹进行了研究。大麦哲伦星云的调查使用AKARI上的红外照相机（IRC）在以3、7、11、15和24 \micron为中心的五个波段中观察到大约10平方度的大麦哲伦星云区域。测区信噪比为21个，约为已知LMC信噪比的一半。我们系统地检查了AKARI图像，并确定了8个具有可区分红外发射的SNR。所有这些都在$\gtrsim 10$ \micron检测到，有些也在3和7 \micron检测到。我们介绍他们的AKARI图像和通量。在11/15 \micron与15/24 \micron的色-色图中，SNR似乎沿着修正的黑体曲线排列，表示温度在90和190 K之间的尘埃的热发射。24个\micron与SNRs的X射线通量有很好的相关性。研究还发现，即使24 \micron和射电通量之间没有直接的物理联系，它们之间也有很好的相关性。我们考虑了在单个SNR中检测到的中红外发射的起源。我们的结论是，中红外发射在五个信噪比，显示类似的X射线的形态主要是由热尘埃加热的X射线发射等离子体的热发射。它们的15/24 \micron色温通常高于斯皮策24/70 \micron色温，这表明单温度尘埃模型不能描述SNR的全光谱能量分布（SED）。这也意味着，我们的理解是必不可少的全SED估计粉尘破坏率的谷物信噪比冲击。
2008-11-10 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
A Spitzer mid-infrared spectral survey of mass-losing carbon stars in the Large Magellanic Cloud
我们提出了一个斯皮策太空望远镜光谱调查的质量损失碳星（和一个富氧星）在大麦云云。光谱覆盖5- 38微米的波长范围。它们表现出不同的组合的灰尘连续，灰尘排放功能（SiC，MgS）和分子吸收带（C2 H2，HCN）。一组四个窄带，被称为曼彻斯特系统，用于定义尘埃碳星的红外连续谱。研究了连续色与尘埃强度和分子特征之间的关系，并与类似颜色的银河系恒星进行了比较。星周7微米的C2 H2带被发现在较低的金属丰度更强，从银河系中的恒星，LMC和SMC的比较。这是由碳的疏浚，导致较高的C/O比在低金属（少O）。在我们的光谱中看到的一个可能的10微米吸收特征可能是由于C3。这个波段也被星际硅酸盐或硅-亚硝酸盐尘埃识别。的线连续比theSiC和MgS带显示出一些迹象，在低金属丰度较低。MgS谱带仅在尘埃温度低于600 K时出现。我们讨论了选择的碳与富氧AGB星使用的J-K与K-A的颜色，并表明，这些颜色是相对不敏感的化学类型。贫金属的碳星从自身产生的碳形成无定形碳尘。富氧尘埃的形成效率更强烈地依赖于金属丰度。我们认为，在较低的金属丰度的环境中，尘埃输入到星际介质的AGB星是有效的，但可能强烈偏向于碳质尘埃，相比银河系。
2006-02-24 astro-ph
The Projected Rotational Velocity Distribution of a Sample of OB stars from a Calibration based on Synthetic He I lines
我们得出的投影旋转速度（vsini）的35个集群，HII地区和协会的156个银河系OB恒星成员的样本。分析了位于$λλ$ 4026、4388和4471 A的HeI谱线，以确定合成HeI半峰全宽与恒星vsini的校准。在非LTE中使用广泛的氦模型原子和更新的原子数据计算了HeI线轮廓的合成光谱的网格。所有恒星的vsini的推导使用He I FWHM校准，但也为那些目标星与相对尖锐的线，vsini值获得最佳拟合合成光谱的CII，NII，OII，Al III，Mg II，Si III，和SIII的多达40条线。这种标定方法是估算O 9-B5主序星投影自转速度的有效工具。vsini的分布为一个无偏样本的早期B星在未绑定的协会Cep OB 2是一致的分布报告其他地方的未绑定协会。
2007-07-26 astro-ph
A CNO Dichotomy among O2 Giant Spectra in the Magellanic Clouds
通过对最早的O型谱中3400 A区域的观测，我们发现在LMC中观测到的四颗O2巨星中，有两颗的OIV谱线强于NIV谱线，而另外两颗的OIV谱线则相反。SMC对应物的NIV也比OIV强。对这些恒星的蓝色光谱的检查表明，前一对在所有电离态（III、IV、V）中都有较弱的N线，以及CIV λ 4658线，而后三颗有较强的N线和较大的He/H。对两颗N强星的空间紫外观测表明，NV风廓线明显强于CIV风廓线，而在N弱星中，CIV风廓线特征等于或强于NV风廓线。N强恒星现在被重新分类为ON2 III（f *），新定义了这一类别。这些特征强烈表明在ON2恒星的大气中有更大比例的加工材料，我们通过模拟光谱证实了这一点。在当前模型的背景下，这反过来又意味着ON 2恒星比其他恒星处于更先进的演化状态，并且/或者它们具有更高的初始旋转速度。最近关于自转对大质量恒星演化的影响的公式引入了一个额外的基本参数，原则上CNO丰度能够约束这个参数。我们提出了一些说明性的比较与目前的日内瓦旋转大质量恒星的演化模型。这些非常热、富含氮的天体可能是同质演化的产物。我们的研究结果将提供动力，进一步的大气和最大质量的热恒星的演化历史的物理建模。
2004-03-23 astro-ph
The VLT-FLAMES survey of massive stars: rotation and nitrogen enrichment as the key to understanding massive star evolution
旋转已经成为大质量恒星演化模型中的一个重要元素，特别是通过预测旋转混合。在这里，我们研究了一个样本的恒星，包括快速旋转，以约束这样的模型，并使用氮富集作为探针的混合过程。利用非LTE TLUSTY模式大气网格，估算了大麦云云中135颗自转速度高达~ 300 km/s的早期B型星的化学成分（C、N、O、Mg和Si）。演化模型，包括旋转混合，已产生试图重现这些意见，通过调整过冲和旋转混合参数，并产生合理的协议与我们的核心氢燃烧样品的60%。我们发现（不包括已知的双星）一个显着的人口的高度富氮的本征慢旋转vsini小于50公里/秒与我们的模型不兼容（约20%的样本）。此外，虽然我们发现与模型一致的富集的快速旋转体，但相对未富集（进一步~20%的样品）的进化（log g小于3.7dex）快速旋转体的观察挑战了旋转混合的概念。我们还发现，70%的蓝超巨星样本不能直接从氢燃烧的主序星演化而来。留给我们的是一幅图景，在那里，为了理解一群大质量主序星的表面特性，需要调用双星性，也许还需要化石磁场。
2008-02-18 astro-ph
PSR J0045-7319: A DUAL-LINE BINARY RADIO PULSAR
双星射电望远镜是测绘双星轨道的极好工具，因为脉冲计时方法的精确性（Taylor和Weisberg 1989）。到目前为止，双星的所有轨道参数都是从脉冲星单独的观测中得出的。我们提出的径向速度变化的第一个观测结果，由于一个伴星的二进制运动的无线电脉冲星。我们的结果表明，小麦哲伦云脉冲星PSR J 0045 -7319的伴星是Kaspi等人（1994）确定的B1 V星。该系统的质量比为6.3 +/- 1.2，对于质量为1.4 Mo的中子星，意味着伴星的质量为8.8 +/- 1.8 Mo，与B1 V星的预期质量一致。因此，双星系统的倾角为44 +/- 5度，伴星的预计旋转速度为113 +/- 10 km/s。该双星系统的日心径向速度与小麦哲伦云同一区域的其他恒星和气体的日心径向速度一致。
1995-05-09 astro-ph
Comparing different approaches to model the rotational modulation of the Sun as a star
MOST、COROT和开普勒太空任务将为我们提供高精度的类太阳恒星光度测量，时间序列从几十天到几年不等。它们可以通过拟合与光球活动区相关的亮度不均匀性产生的恒星通量的旋转调制来建模，以获得有关恒星磁活动的信息。太阳总辐照度的变化为这些光度时间序列提供了一个很好的替代，可以用来测试不同的斑点建模方法的性能。我们测试离散的斑点模型，以及最大熵和吉洪诺夫正则化斑点模型，通过比较重建的总黑子面积变化和纵向分布的太阳黑子群与实际观察到的太阳活动周期23。引入适当的统计方法来测量模型性能与时间尺度的变化。最大熵正则化斑点模型显示出最好的协议与太阳观测再现总的太阳黑子面积的变化范围从几个月的活动周期的时间尺度上，虽然模型振幅的影响，系统误差在最小和最大活动阶段。来自模型的纵向分布比较以及与观测到的太阳黑子群的分布，除了在最小的活动，当光斑占主导地位的旋转调制。通过点模型可达到的经度分辨率约为60度。
2006-12-18 astro-ph
Stellar Mixing and the Primordial Lithium Abundance
我们比较最近的样本中的晕星的锂丰度的性质彼此和预测的理论模型，包括旋转混合，我们检查的数据与金属丰度的趋势。我们从KS测试中发现，在没有任何化学演化校正的情况下，Ryan，Norris和Beers（1999）样品完全符合轻度旋转混合诱导的耗尽，因此，初始锂丰度高于观测值。异常值的检验敏感地依赖于定义其存在的阈值，但我们发现RNB样本从具有0.2 dex中位数耗竭的旋转混合模型中抽取的概率为10 $--$ 45%（较低的概率对应于较高的耗竭因子）。当化学演化趋势（Li/H与Fe/H）在线性平面中处理时，我们发现RNB样品中的分散体不能用化学演化来解释;从旋转混合中推断出的锂耗尽界限与那些来自没有化学演化的模型的界限相似。我们发现，在等效宽度测量的差异是主要负责不同的观测结论，在晕星的锂分散。标准大爆炸核合成预测的锂丰度对应于从高红移、低金属丰度类星体吸收体的观测中推断的氘丰度，需要晕星锂的消耗量与我们的旋转混合模型一致，但与没有消耗不一致。
2001-05-24 astro-ph
Star Formation in a Crossing Time
观测表明，恒星的形成只发生在一个或两个交叉的时间范围内的尺度跨越1000倍。这些观测结果包括：（1）嵌入星团年龄的测量与云核动力学时间的比较，（2）大麦云云中星团年龄差与分离的测量与分子云的穿越时间与大小相关的比较，（3）嵌入年轻星团的等级结构，（4）包含恒星形成的致密云的高比例。恒星形成的时间尺度如此之短，意味着不需要湍流能量或内部反馈的来源来解释或延长云的寿命，而且恒星和原恒星的相互作用对恒星的初始质量函数并不重要。恒星出现在云中，就好像它们从气体中冻结出来一样，在它们的诞生地保留了顺磁驱动的气体结构。星系范围内的恒星形成率避免了朱克曼-埃文斯灾难，这是一个长期以来对快速演化的分子云的关注，因为星际气体的多重分形结构确保只有一小部分质量能够形成恒星。大尺度下的恒星形成比小尺度下的慢，但在大多数情况下，整个过程只在几个动力学时间内完成。
1999-11-10 astro-ph
FUSE Observations of Diffuse Interstellar Molecular Hydrogen
我们描述了一个中等分辨率的FUSE小型调查的H2在银河系和麦哲伦云，使用四个热星和四个活动星系核作为背景源。几乎每一个恒星和河外源的FUSE光谱都显示出在912和1120 A之间的H2莱曼和维尔纳带的大量吸收线。银河系外的一条视线PKS 2155-304，在低氮（HI）的情况下，没有可探测到的H2，可能是分子气体的“洛克曼洞”，对类星体吸收线研究很重要。我们测量H2柱密度在低旋转状态（J = 0和1），以获得旋转和/或动力学温度的扩散星际气体。较高的J丰度可以限制UV辐射场和气体密度的模型。在三个朝向河外源的光学厚云中，我们发现n（H）~ 30-50 cm（-3），云厚为2-3 pc。H2在银河系高纬度的旋转温度，<T_01>= 107 +/- 17 K（7个视线）和120 +/- 13 K（3个光学厚云），高于哥白尼样本中主要由圆盘中的目标组成的旋转温度。我们发现没有证据表明在银河系和那些在SMC和LMC的视线之间的H2的丰度或状态的激发有很大的差异。在未来，我们将探讨在磁盘和晕和低金属丰度的LMC和SMC周围的扩散分子气体的分布和物理参数。
2000-04-30 astro-ph
