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
Large Magellanic Cloud Distance from Cepheid Variables using Least Squares Solutions
到大麦云云（LMC）的距离是由LMC中的造父变星决定的。我们结合从红外表面亮度方法和一个数据集获得的单个LMC造父变星的距离与大量的LMC造父变星。使用标准最小二乘法，可以从这两个样本的ZP偏移中找到LMC距离模量。我们在计算中采用了线性P-L关系和"破“P-L关系。得到的LMC距离模量分别为18.48 ± 0.03 mag和18.49 ± 0.04 mag（仅随机误差），这与文献中采用的18.50 mag一致。
2007-08-03 astro-ph
Supernova Remnants in the Magellanic Clouds III: An X-ray Atlas of LMC Supernova Remnants
我们已经使用档案ROSAT数据，目前X射线图像的31超新星遗迹（SNRs）在大麦云（LMC）。我们根据这些残留物的X射线形态将其分为壳型、弥散面、中心增亮、点源为主和不规则等类别。我们提出了可能的原因，X射线发射的每一个类别，并为个别功能的一些信噪比。
1999-05-06 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
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
A ``Short'' Distance to the Large Magellanic Cloud With the Hipparcos Calibrated Red Clump Stars
根据Paczyboski和Stanek开发的方法，我们通过比较依巴谷星表中的红团星与在LMC中的两个领域中观察到的红团星，从正在进行的麦哲伦云光度测量中选择位于低消光区的红团星，获得到大麦云云（LMC）的距离。使用红色团块星允许单步确定到LMC的距离模数$μ_{0,LMC} = 18.065\pm 0.031\pm 0.09 $ mag（统计加系统误差）和相应的距离$R_{LMC}= 41.02\pm 0.59\pm 1.74 kpc$。这一测量结果与Udalski等人最近的测定结果非常一致，也基于红团星，但$\sim 0.4 $ MAG小于普遍接受的值$μ_{0,LMC} = 18.50\pm 0.15 $ MAG。我们讨论这种差异的可能原因，以及如何解决。
1998-03-16 astro-ph
Age-metallicity relation and Chemical evolution of the LMC from UVES spectra of Globular Cluster giants
我们报告的第一个高分辨率光谱的10个巨人在大麦哲伦球状星团在很宽的年龄范围内，获得了新委托光谱仪UVES在VLT UT 2。这些观测结果被用来推导这些星系团的氧和铁的含量，然后使用丰度铸造一个更精确的视图，不仅在大麦哲伦星系的年龄-金属丰度关系，而且在这个矮不规则星系的化学演化。
2000-09-18 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
Formation of the off-center bar in the Large Magellanic Cloud: A collision with a dark satellite ?
最近基于深近红外南天巡天（DENIS）和2微米全天巡天（2MASS）对大麦云（LMC）结构特性的观测表明，即使在较老的恒星星族中，LMC也存在偏心棒。以前的动力学模型包括大麦哲伦星云、小麦哲伦星云（SMC）和银河系之间的潮汐相互作用，但是，并没有很好地再现旧的偏心棒。我们在这里表明，如果带有已经存在的棒的大麦哲伦星系能够与质量为5 * 10^8 M_sun的低质量银河系次晕（大致相当于大麦哲伦星系质量的百分之几）碰撞，则可以形成偏心棒。碰撞后的模拟恒星分布似乎显示出“偏离中心的棒”，不是因为棒的中心显著偏离LMC的动力学中心，而是因为盘的基本恒星分布相对于棒的中心显著不对称。我们讨论是否偏离中心的酒吧中观察到的麦哲伦型矮星系可以形成作为一个结果的潮汐相互作用与低质量的晕没有或很少的可见物质。
2008-11-20 astro-ph
ROSAT PSPC view of the hot interstellar medium of the Magellanic Clouds
利用ROSAT位置敏感正比计数器（PSPC）定点观测资料，研究了麦哲伦云（MC）的X射线散射辐射。为此目的，ROSAT高分辨率成像仪和PSPC源目录中的点源和类点源的贡献被删除，太阳活动高峰期也被排除在外。光谱分析得出ISM的热薄等离子体的特征温度为10^6 ~ 10^7 K，ISM覆盖了整个大麦云云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）。在观测区域内，0.1 - 2.4 keV波段的总未吸收光度在大麦哲伦星云中为3.2 x 10^38 erg s^-1，在小麦哲伦星云中为1.1 x 10^37 erg s^-1，两者的不确定度分别为-40%和+100%。大麦哲伦星系的X射线光度与附近其他有明显恒星形成的星系相当。在LMC中，特别是在超巨星壳层（SGS）LMC 4周围以及覆盖SGS LMC 2和LMC 3的区域中发现了热区。SMC的最高温度来自银河系的西南部。弥漫的X射线辐射很可能是来自壳层和超壳层内部的热气体以及这些星系晕的辐射的叠加。
2002-06-19 astro-ph
Eclipsing binary stars in the Large and Small Magellanic Clouds from the MACHO project: The Sample
我们提出了一个新的样本的4634食双星在大麦云（LMC），扩大了以前的样本的611个对象和一个新的样本的1509食双星在小麦哲伦云（SMC），这是确定在光变曲线数据库的PRAGO项目。我们进行交叉相关的OGLE-II LMC样本，找到1236个匹配。与OGLE-II SMC样本的交叉相关发现698个匹配。然后，我们比较了LMC子样本对应的中心和周边的LMC，发现只有两个群体之间的微小差异。这些样本足够大和完整，可以对双星种群进行统计研究。
2007-11-10 astro-ph
The initial conditions of young globular clusters in the LMC
用N体模拟方法模拟了球状星团的早期演化。这些模拟包括残余气体，这些气体没有变成恒星，而是被大质量恒星的作用从球状星团中排出。这些模拟的结果进行了比较的观测8 LMC球状星团小于1亿年。这些观测结果用于约束可能产生这些聚类的初始条件。研究发现，年轻的大麦哲伦球状星团的整个品种可以解释在一个模型中，他们形成从一个相当均匀的人口大致球形，放松的原星团云非常类似于在银河系中的巨型分子云，与恒星形成效率之间的25%和60%。这篇论文已被接受在MNRAS发表。
1996-11-12 astro-ph
Extinction in the Large Magellanic Cloud
我们提出了一个灭绝的大麦云云（LMC）的地图，使用204,502颗恒星从2微米全天巡天点源目录。我们首先使用NICE方法来确定红化分布，\ehk和\ejh，我们将其与HI分布进行比较，以找到$\ejh/\ehk=1.20\pm 0.04$的近红外红化规律。用NICER方法得到了LMC的可见消光图（$\sim 6^\circ\times 6^\circ$），在4弧分分辨率下，平均值为$\av=0.38$ mag.通过比较NICER消光图和NANTEN $^{12}$ CO观测值，我们得到了LMC CO到H的$_2$转换因子$\x{LMC}$，与巨分子云的维里化假设无关.在$\av>1$ mag和$^{12}$ CO排放为$\ge$ 2 \counits的区域，我们测量$\x{LMC}=9.3\pm 0.4\times 10^{20} \xunits$。在相同区域，LMC含有总分子量为$(4.5\pm 0.2)\times 10^7 \msun$的物质。
2007-03-15 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
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
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
The Origin of the Magellanic Stream and Its Leading Arm
我们探索麦哲伦流（MS）使用高斯分解的HI速度分布在莱顿-阿根廷-波恩（LAB）全天HI调查。这种分解暴露了MS由两个空间上不同的细丝组成（如Putman等人首先指出的）。和速度。利用细丝的速度相干性，我们可以追溯到它的起源，我们确定为大麦云（LMC）的东南HI超密度（SEHO），其中包括30剑鱼座。引导臂（LA）的部分也可以在速度和位置上追溯到SEHO。因此，至少有一半的尾流和大部分的LA起源于大麦哲伦星云，与之前的说法相反，MS和LA都起源于小麦哲伦星云（SMC）和/或麦哲伦桥。这两个MS细丝显示出强烈的周期性，起伏的空间和速度模式，我们推测是LMC旋转曲线的印记。如果是真的，那么流气体从麦哲伦云的漂移速率为~49 km/s，MS的年龄为~1.74 Gyr。Staveley-Smith等人的LMC高分辨率HI数据显示，从SEHO的超巨星壳层流出的气体似乎正在形成MS的LA和LMC细丝。
2008-02-04 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
Stars within the Large Magellanic Cloud as Potential Lenses for Observed Microlensing Events
晕中的大质量致密天体被称为MACHO，被认为是已知存在于$^{1,2}$星系晕中的大部分“暗物质”的起源。Paczyrobski $^3$提出，有可能通过这些低光度物体作为引力透镜的潜力来探测它们，当它们穿过来自附近星系的恒星的光路时，会引起一种特有的增亮。最近，有两个研究小组报告说，在大麦云星云（LMC）$^{4,5}$中可能探测到恒星的微透镜现象。在这里，我表明，微透镜内的LMC本身的恒星可以解释所观察到的事件。它进一步表明，如果在大麦哲伦星系内的恒星是透镜，观察到的光变曲线可以不同的光变曲线，由于星系透镜，即使在相对较低的放大率。这就提供了区分银河透镜和大麦哲伦星系透镜的可能性。对于给定数量的被监测恒星，大麦哲伦星系诱发的事件应该强烈地集中在大麦哲伦星系的中心区域，而银河系事件应该均匀地分布在整个大麦哲伦星系的区域，因此两者也可以在统计上区分开来。
1994-07-21 astro-ph
Bump Cepheids in the Magellanic Clouds: Metallicities, the Distances to the LMC and SMC, and the Pulsation-Evolution Mass Discrepancy
我们利用非线性脉动模型再现所观察到的光和颜色曲线的两个样本的凹凸造父变星，19个从大麦云和9个从小麦哲伦云。这种分析确定了恒星样本的基本参数质量、光度、有效温度、金属丰度、距离和红化。光变曲线形状单独用于确定金属丰度是这里介绍的一种新的建模技术。这两个样品的金属丰度、距离和红化分布与文献中相似的恒星星族的分布一致。大麦云的距离模数为18.54 $\pm$ 0.018，小麦哲伦云的距离模数为18.93 $\pm$ 0.024。LMC和SMC的造父变星平均金属丰度分别为$Z = 0.0091\pm0.0007$和$0.0050\pm0.0005$。来自脉动分析的质量显着小于恒星演化模型预测没有或轻度对流核心过冲。我们表明，这种差异不能占我们的输入不透明度或质量损失物理的不确定性。我们解释所观察到的质量差异增强内部混合在附近的对流核心在主序列的寿命，并发现，过冲参数$Λ_{c}$上升从0.688 $\pm$ 0.009H_p在平均LMC金属丰度0.746 $\pm$ 0.009H_p在SMC。
2006-01-10 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
H2 and its relation to CO in the LMC and other magellanic irregulars
根据LMC和SMC的远红外表面亮度和HI柱密度估算了它们的H2柱密度。N（H2）/I（CO）转换因子为X（LMC）= 1.3和X（SMC）= 12（单位：10**21 mol cm**-2（K km/s）**-1）。大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的H2总质量分别为1.0和0.75 × 10**8 M（太阳）。在麦哲伦不规则星系NGC 1569（X = 16）、NGC 55、4214和6822（X = 3- 6）、NGC 4449以及M 33和M 101（X = 1- 2）的河外HII区NGC 604、595和5461中也发现了类似的局部H2/HI质量比。CO-H_2转换因子X取决于每核子周围辐射场强s（FIR）/N（H）和金属丰度[O]/[H]。结果被解释为CO的选择性光解的结果进行高辐射场能量密度和低金属环境中的不良（自）屏蔽，特别是优先破坏扩散CO在“interclump”分子气体。虽然局部H2可能是主要ISM组分，但平均整体H2/HI质量比为0.2，平均H2气体质量分数为0.12。因此，麦哲伦不规则星系具有与我们银河系非常相似的温暖分子气体比例，而其他全球性质（质量，光度，金属丰度，CO光度）则非常不同。
1997-09-19 astro-ph
Implications of Recent Measurements of the Milky Way Rotation for the Orbit of the Large Magellanic Cloud
我们研究的影响，最近的银河系旋转的测量轨迹的大麦云。相对于IAU 220 km/s的标准，MW的圆周速度增加了~ 14+/-6%，这改变了推断的LMC轨道的定性性质。而不是LMC的引力不受约束，因为已经暗示了基于最近的测量其自行，我们发现，过去的轨道的LMC自然被限制在维里边界的MW，虽然仍然没有严格约束，因为在以前的估计。
2008-10-15 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 Reanalysis of theUltraviolet Extinction from Interstellar Dust in the Large Magellanic Cloud
我们已经重新分析了大麦云云（LMC）的紫外线（UV）消光使用的数据从IUE最终存档。我们的新分析利用了IUE NEWSIPS减少的改进的信号-噪声比，排除红化非常低的恒星，仔细选择匹配良好的比较恒星，并分析了银河系前景尘埃的影响。与以前的研究相比，30 Dor区域和LMC其余部分的平均消光曲线之间的差异减小了。我们发现有一组恒星的2175角很弱。位于或靠近超巨星壳LMC 2所占据的区域的隆起，位于30 Dor的东南侧。LMC 2内外的平均消光曲线在2175 Ang有非常显著的差异。但它们的远紫外线吸收率相似。虽然目前还不清楚LMC 2区域以外的灭绝是否可以用Cardelli，Clayton和Mathis（CCM）的关系拟合，但LMC 2附近的视线由于其弱的2175 Ang而不能用CCM拟合。疙瘩了虽然在LMC中看到的消光特性在银河系中看到的特性范围内，但在银河系中看到的UV消光特性与环境的相关性似乎并不存在于LMC中。
1998-11-03 astro-ph
Early-type variables in the Magellanic Clouds. I. Beta Cephei stars in the LMC bar
通过对大麦云云棒的OGLE-II时间序列测光进行全面分析，并辅之以来自AMIO数据库的类似数据，我们发现了三颗造父β型恒星。这是第一颗已知的河外仙王座β型恒星。三颗星中有两颗是多周期的。其中两颗恒星的质量约为10 Mo，而第三颗恒星的亮度约为2 mag，质量至少是其两倍。所有三个变量都位于或非常接近大规模和年轻的LMC协会（LH 41，59和81）。因此，这些变量很可能具有高于平均值的金属丰度。这将使我们的发现与H-R图中仙王座β不稳定带的形状和位置的理论预测相一致。在大麦哲伦星系中发现的仙王座β星数量较少，这是另一个观测证实，这些变量中驱动脉动的机制强烈依赖于金属丰度。后续的光谱测定的金属丰度发现的变量将提供一个很好的测试理论的脉动稳定性的大质量主序星。
2002-03-26 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）$%，相对于其距离，在一西格玛置信度下。这些估计是有竞争力的一些建议的直接几何技术来测量LMC的距离，在未来的任务，如SIM和GAIA。
2005-02-23 astro-ph
Formation and evolution of the Magellanic Clouds. I.Origin of structural, kinematical, and chemical properties of the Large Magellanic Cloud
利用一系列自洽化学动力学模拟方法研究了大麦云云（LMC）与银河系和小麦哲伦云（SMC）相互作用的动力学和化学演化。我们的数值模型旨在解释LMC的整个特性，即，观测到的恒星晕和星盘组成部分的结构和运动学，以及场星和星团的种群。本模拟的主要结果总结如下。(1)在最后9 Gyr期间，云和银河之间的潮汐相互作用将最初薄的、无棒的LMC盘转变为三个不同的组成部分：中央棒、厚盘和运动学上热的恒星晕。中央棒由旧的场星和新形成的场星组成，在其最里面的部分中，每一部分都是相等的。最后厚盘的中心速度分散$\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
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
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
Erupting Dwarf Novae in the Large Magellanic Cloud
我们报告的第一个可能的检测爆发矮新星（DN）在外部星系：大麦云云。从CTIO 8K x 8K Mosaic 2 CCD成像仪在11个夜晚中每隔一个夜晚观察到的大约100万颗恒星中分离出6颗候选恒星。人造矮新星和完整性测试表明，我们只看到LMC DN中最亮的，可能是SS Cygni样CV，但可能是SU UMa型的灾难性爆发。我们得出原油，但有用的限制LMC DN的表面密度，并在LMC的DN的数量。麦哲伦星云中成千上万的激变变星可以用8米级的望远镜发现和表征。
2003-09-10 astro-ph
The Proper Motion of the Large Magellanic Cloud using HST
利用哈勃空间望远镜（HST）高级巡天照相机（ACS）的高分辨率照相机（HRC）对大麦云云（LMC）的系统自行进行了天体测量。我们观察到LMC场集中在21个背景类星体，发现从他们的光学变化在CANOO数据库。类星体均匀地分布在大麦哲伦星云中心几度的后方。利用2个时期的HRC数据和约2年的基线，我们确定了LMC的自行，精度优于5%：mu_W = -2.03 +/- 0.08 mas/yr; mu_N = 0.44 +/- 0.05 mas/yr。这是迄今为止对任何银河系卫星的最精确的自行测量。当与来自麦哲伦星系流的HI数据相结合时，这应该对星系晕的质量分布和星系流的模型提供新的约束。
2005-08-22 astro-ph
Triggered star formation in the Magellanic Clouds
我们讨论了如何潮汐之间的相互作用的大麦云云（LMC），小麦哲伦云（SMC），和银河系触发银河系范围内的恒星形成的云的最后~0.2 Gyr的基础上，我们的化学动力学模拟。我们的模拟表明，潮汐相互作用诱导形成的不对称的螺旋臂与高气体密度，从而触发在LMC的臂内的恒星形成。由于潮汐相互作用，目前大麦哲伦星云的恒星形成率在大麦哲伦星云的恒星棒东部边缘上方显著增强。增强型恒星形成的位置与剑鱼座30的观测位置非常相似，这表明剑鱼座30的形成与大约0.2 Gyr前的最后一次麦哲伦碰撞密切相关。潮汐相互作用可以显著压缩SMC外部的气体，从而可以从气体中形成新的恒星，成为云间区域的星系间年轻恒星（例如，麦哲伦大桥（Magellanic Bridge）麦哲伦桥新形成恒星的金属丰度分布函数有一个峰值[Fe/H]-0.8，明显低于SMC的恒星金属丰度。
2006-09-17 astro-ph
Molecular abundances in the Magellanic Clouds II. Deuterated species in the LMC
本文报道河外氘的首次明确发现。DCO $^+$在大麦云（LMC）的三个恒星形成区被探测到，DCN在一个恒星形成区被测量到。虽然发现N113、N44 BC和N159 HW的HCO $^+$ /DCO $^+$丰度比分别为19 $\pm$ 3、24 $\pm$ 4和67 $\pm$ 18，但获得N113的HCN/DCN丰度比为23 $\pm$ 5。这些结果与在银河系中观测到的气体温度约为20 K和D/H比约为$1.5 \times 10^{-5}$相一致。如果云的温度接近30 K，则D/H比需要大一个数量级。由于这个比值提供了原始D/H比值的下限，它表明仅凭重子质量密度无法封闭宇宙。
1996-07-10 astro-ph
A revised and extended catalog of Magellanic System clusters, associations and emission nebulae. II. the LMC
对大麦云云中的扩展天体进行了调查，在ESO/SERC R和J巡天仪上进行了检查，检查以前目录中的条目并寻找新的天体。普查提供了6659个天体，包括星团、无发射星协和与发射星云有关的天体。这些类中的每一个都包含3个具有中间属性的子类，这些子类用于推断总种群。该调查包括交叉识别之间的目录，我们提出了3246个新的对象。我们提供准确的位置，分类，均匀测量的大小和位置角度，以及信息的集群对和层次关系的叠加对象。这种星表的统一和扩大对于未来寻找更暗和更小的新天体非常重要。我们讨论的角度和大小分布的不同类别的对象。角分布显示了两个偏心的系统，具有不同的倾角，这表明LMC盘是翘曲的。目前的目录连同其以前的对应的SMC和云间区域提供了7847个扩展对象在麦哲伦系统的总人口。系综的角分布揭示了LMC和SMC之间相互作用的重要线索。
1998-10-17 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
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
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
A delta Scuti distance to the Large Magellanic Cloud
我们目前的结果，从一个良好的研究发现的盾牌座三角洲星在大麦哲伦星云。该变量的绝对星等是由银河系三角洲盾牌座恒星的PL关系和观测到的B、V、I光变曲线的理论模型确定的。这两种方法给出的LMC距离模量分别为18.46+-0.19和18.48+-0.15，恒星红化的一致值为E（B-V）=0.08+-0.02。我们还分析了在大麦哲伦星系OGLE II巡天中发现的24个Scuti三角洲候选者，以及Kaluzny et al.（2003，2006）在疏散星团LW 55和星系盘中发现的7个变星。我们发现LMC delta Scuti星定义了一个PL关系，其斜率与银河系delta Scuti变星定义的PL关系非常相似，并得出LMC的距离模为18.50+-0.22 mag.我们将从delta Scuti变星得到的结果与从LMC RR Lyrant星和造父变星得到的结果进行了比较。在观测的不确定性范围内，这三组脉动恒星产生非常相似的距离模数。这些模量都与大麦云云的“长”天文距离尺度一致。
2007-02-05 astro-ph
Kinematic Evidence for an Old Stellar Halo in the Large Magellanic Cloud
最古老和最贫金属的银河系恒星形成一个运动学热晕，这激发了我们星系的两个主要形成场景：扩展的分层吸积和快速坍缩。天琴座RR型星是古老和贫金属星群的极好示踪剂。我们测量了附近大麦云（LMC）星系内部43颗天琴座RR型星的运动学。速度频散σ_{true}=53 \pm 10 km/s，表明在大麦哲伦星云中还存在运动学上的贫热金属古老晕。这表明我们的星系和像LMC这样的较小的晚型星系有着相似的早期形成历史。
2003-09-12 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
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
The relative ages of LMC old clusters, and the case of NGC 1841
使用7个LMC球状星团的存档HST/WFPC 2成像，并遵循我们以前研究中概述的方法，我们已经达到了迄今为止对它们年龄分散度的最严格限制，不能大于~ 0.5 Gyr。我们还证实了早期的结果，他们的平均年龄是可比的金属贫银河系球状星团。NGC 1841比LMC的其他球状星团年轻。
2002-08-20 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
The distance modulus of the Large Magellanic Cloud: Constraints from RR Lyrae pulsation properties
最近有人提出，大麦云（LMC）的“长”和“短”距离模量之间的差异，分别从造父变星和天琴座RR变星的性质推断，可能是由于银河系和LMC之间的“第三参数”的作用，这将使老LMC球状星团中的天琴座RR比银河系中的对应物亮$\simeq 0.3 {mag}$。通过对RR型天琴座脉动特性的分析，我们发现这一观点并没有得到现有资料的支持。对这个问题还没有找到令人满意的解释。
1996-01-05 astro-ph
An INTEGRAL Hard X-ray Survey of the Large Magellanic Cloud
2003年和2004年利用INTEGRAL卫星进行的两次观测活动利用硬X射线范围（15千电子伏至10兆电子伏）的成像仪器对大麦云云进行了首次灵敏的观测。首次在不受附近（~ 25 '）年轻脉冲星PSR B 0540 -69污染的情况下，测量了LMC X-1候选黑洞的高能通量和长期光变。我们研究了吸积脉冲星LMC X-4，通过对它的食的分析限定了硬X射线发射区的大小（<3E ~（10）cm），并测量了它在20-40 keV波段的自旋周期（13.497 ± 0.005 s）。LMC X-3没有被检测到，在第一次观察期间处于软状态，在第二次观察中可能处于极低状态。由于IBIS仪器的大视场，我们还可以研究在大麦哲伦星系周围观测到的天空区域中偶然落下的其他源：银河系低质量X射线双星EXO 0748-676，小麦哲伦星云中的吸积脉冲星SMC X-1，以及活动星系核IRAS 04575- 7537。此外，我们发现了五个新的硬X射线源，其中两个最有可能属于大麦哲伦星系。
2005-10-27 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
INTEGRAL observations of the Large Magellanic Cloud region
本文介绍了对大麦云云的INTEGRAL观测的初步结果。观测时间分别为2003年1月（约10^6秒）和2004年1月（约4x10^5秒）。在这里，我们集中在明亮的源LMC X-1，LMC X-2，LMC X-3位于我们的卫星星系，并在偶然发现的银河系低质量X射线双星EXO 0748-676和塞弗特2星系IRAS 04575-7537。
2004-04-01 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 Distance to the Large Magellanic Cloud from the Eclipsing Binary HV2274
到大麦云云（LMC）的距离对于宇宙距离尺度的校准至关重要。通过对大麦哲伦星云食双星系统HV 2274的地面测光和基于HST的光谱学和分光光度学的分析，我们得出了到大麦哲伦星云的距离。光学光变曲线和HST/GHRS径向速度曲线的分析提供了二进制组件的质量和半径。对HST/FOS紫外/光学分光光度计的分析提供了组成恒星的温度和系统的星际消光。当这些数据结合在一起时，就会产生到双星系统的距离。在对HV 2274相对于LMC中心的位置进行校正后，我们发现d（LMC）= 45.7 +/- 1.6 kpc或DM（LMC）= 18.30 +/- 0.07 ma。这个结果不受金属性引起的零点不确定性的影响，而这种不确定性困扰着其他技术，强有力的支持“短”LMC距离尺度来自一些独立的方法。
1998-10-21 astro-ph
Central Stars of Planetary Nebulae in the Large Magellanic Cloud: A Far-UV Spectroscopic Analysis
利用远紫外光谱探测器（FUSE）观测了大麦云云（LMC）中7颗行星状星云（CSPN）的中心恒星，并结合哈勃空间望远镜（HST）的紫外和光学光谱对这些光谱进行了基于模型的分析，以确定恒星和星云的参数。大多数物体都表现出风的特征，它们的有效温度范围为38至60 kK，质量损失率约为5 x 10 ^-8 Msun/yr。其中5个天体具有典型的LMC丰度。其中一个天体（SMP LMC 61）是一颗[WC 4]星，我们将其光谱与[WC]类典型的He/C/O富丰度相拟合，发现其大气层缺铁。大多数天体的星云中都有非常热的（T ~> 2000 K）氢分子，这可能表明它们的环境受到了冲击。其中之一（SMP LMC 62）也显示OVI 1032-38星云发射线，很少在PN中观察到。
2004-04-19 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
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
New Understanding of Large Magellanic Cloud Structure, Dynamics and Orbit from Carbon Star Kinematics
我们推导出一般表达式的LMC速度场，我们适合1041碳星的运动学数据。我们证明，所有以前的研究LMC运动学不必要的过度简化，导致不正确的估计重要的结构参数。我们编译和改进LMC自行估计，以支持我们的分析。我们发现，节点线的运动学确定的位置角为129.9 +/- 6.0度。LMC的倾角变化率di/dt = -103 +/- 61 deg/Gyr，这是由银河系潮汐力矩引起的岁差和章动的结果。LMC旋转曲线V（R）的振幅为49.8 +/- 15.9 km/s，比先前（并且不正确）从例如HI推断的振幅低40%。碳星的动力学中心与杆中心和外等照度线中心一致，但与HI运动学中心不一致。8.9 kpc内部的质量为（8.7 +/- 4.3）x 10^9太阳质量，其中一半以上是由暗晕造成的。LMC的垂直厚度比传统上认为的要大。它的V/sigma小于银河系厚盘的值。我们讨论了LMC自透镜光学深度的影响。我们确定的LMC的速度和轨道在银河系中心的休息框架，并发现它是一致的速度范围内，已预测的模型麦哲伦流。银河系暗晕的质量必须大于4.3 x 10^{11} M_sun，范围必须大于39 kpc，才能束缚大麦哲伦星系。我们预测LMC自行速度场，并讨论了运动学距离估计技术。[删节]
2002-05-10 astro-ph
