A Quest for PMS candidate stars at low metallicity: Variable HAe/Be and Be stars in the Small Magellanic Cloud
除了Beaulieu等人（2001）报道的2颗候选星外，我们还在小麦哲伦星云中发现了5颗新的Herbig Ae/Be候选星。我们讨论了这7颗HAeBe候选星的光度变化、近红外辐射、H α辐射和光谱类型。其中一颗恒星具有典型的光度行为，这是只在主序前UX猎户座型恒星中观察到的。这些天体比银河系HAeBe恒星和大麦云HAeBe候选者的光谱类型更明亮。这些恒星是在对EROS 2数据库的一个子集中的变星进行系统搜索时发现的，该数据库由小麦哲伦星云中24 x24弧分区域内的115，612颗恒星组成。我们总共发现了504颗变星。在根据它们的变化类型对不同的物体进行分类之后，我们集中在7个具有不规则光度行为的蓝色物体上。我们用Simbad和2 MASS的JHK测光的发射线目录交叉识别了这些物体。该分析是补充所获得的窄带和宽带成像。我们讨论了它们的变化，尘埃遮蔽和束缚自由和自由自由的排放。我们估计了金属丰度对前主序星星环周尘埃辐射的影响。
2003-07-08 astro-ph
The Metallicity and Dust Content of HVC 287.5+22.5+240: Evidence for a Magellanic Clouds Origin
我们估算了银河系方向l~287，b~23的高速云HVC 287.5+22.5+240中S和Fe的丰度。HVC 287.5 + 22.5+240相对于当地静止标准速度为+240 km/s。测量是基于这些元素的紫外线吸收线在哈勃太空望远镜光谱的NGC 3783，一个背景的塞弗特星系，以及新的H I 21厘米干涉数据与澳大利亚望远镜。我们发现S/H=0.25+/-0.07和Fe/H=0.033+/-0.006太阳能，S/Fe=7.6+/-2.2倍太阳能比率。S/H值提供了HVC中化学富集水平的准确测量，而超太阳S/Fe比清楚地表明存在尘埃，这耗尽了Fe的气相丰度。这里获得的金属丰度和耗尽信息，再加上HVC在天空中的速度和位置，强烈建议HVC起源于麦哲伦云。很可能（虽然不是必要的），产生麦哲伦流的同一过程也是造成HVC 287.5+22.5+240的原因。
1997-10-04 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
ZAMS rotational velocities of Be/Oe stars and LGRBs progenitors in the Magellanic Clouds
大麦哲伦云和小麦哲伦云是在低金属丰度下对自转速度和恒星演化进行理论预测的有利环境。根据理论预测，B型恒星的自转速度在低金属丰度（LMC/SMC）环境中比在高金属丰度（MW）环境中更高。为了验证模型，我们观察了VLT-FLAMES 523 B和Be星，它们是目前在MC中观察到的这类天体中最大的样本。我们首先确定了恒星的基本参数，我们发现，B和Be星旋转速度在MC比在MW。我们还确定了平均ZAMS旋转速度与Be星质量的第一分布。这些结果表明Be星的出现与质量、金属丰度、恒星演化和恒星形成区有关。此外，最近的长伽马射线暴祖先的模型预测可能的LGRB祖先在SMC的金属丰度。我们面对这些模型与观察到的（ZAMS旋转速度，质量）分布的最快的旋转（Be和Oe星）在我们的样本。此外，我们比较了相应的预测率从我们的研究与观测率的LGRB。
2008-09-12 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
AGB stars in the Magellanic Clouds. I. The C/M ratio
利用光谱型C和M的渐近巨星分支星的比值，在麦哲伦星云中鉴别出不同金属丰度的区域。在大麦云云中，这个比值似乎呈放射状下降，而在小麦哲伦云中，没有明显的趋势，这反映了大麦哲伦云沿视线的大范围延伸，或者是更复杂的恒星形成历史。C/M比的分布是clusterian，对应于两个云中[Fe/H]的0.75 dex的分布。有一个迹象表明，增加C/M比，从而减少金属，对桥梁地区连接两个云。
2003-02-04 astro-ph
On the Enhancement of Mass Loss in Cepheids Due to Radial Pulsation. II. The Effect of Metallicity
已经观察到，在麦哲伦云中的造父变星在相同的光度下比银河系中的造父变星质量要低。Neilson & Lester（2008）的造父变星脉动驱动质量损失模型被应用于造父变星的理论模型，其金属丰度与银河系和大小麦哲伦云一致。利用周期光度关系的金属丰度修正对质量损失模型进行了分析，比较了低金属丰度造父变星和太阳金属丰度造父变星的质量损失率。据确定，质量损失可能是更大的低金属造父变星，违反直觉的辐射驱动估计。此外，理论造父变星模型的质量损失率被发现是$5\times 10^{-9}$的银河造父变星，$5\times 10^{-8}$的大麦云造父变星，和$2\times 10^{-7}M_\odot /yr$的小麦哲伦云造父变星。有人认为，对于周期小于20天的造父变星，质量损失随着金属丰度的降低而增加，并且质量损失在更长的时间内会降低。假设尘埃在造父变星的风中在一定距离处形成，计算模型的红外过量，发现由于质量损失，红外亮度大约大了一个数量级。红外星等进行了比较，最近公布的周期亮度关系作为我们的预测测试。
2008-09-16 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
The Chemical Enrichment History of the Small Magellanic Cloud and Its Gradients
本文介绍了分布在SMC中心从$\sim$ 1 \arcdeg \@到$\sim$ 4 \arcdeg \@不同位置的13个场中的350多颗红巨星支星的Ca II三重态光谱的恒星金属丰度。在最里面的区域，平均金属丰度为[Fe/H] $\sim -1$。当我们向最外区域移动时，该值减小。这是第一次在这个星系中探测到金属丰度梯度。我们发现，金属丰度梯度与年龄梯度有关，在这个意义上，更多的富含金属的恒星，这也是年轻的，集中在星系的中心区域。
2008-06-27 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
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
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
Cepheids in external galaxies. I. The maser-host galaxy NGC 4258 and the metallicity dependence of P-L and P-W relations
我们对NGC 4258、麦哲伦云和银河系中的造父变星进行了详细的分析，以验证基于大量非线性对流脉动模型的理论方案的可靠性。我们从合成的BVI幅度的reflectors推导出Weseneirs函数，我们表明，预测的周期Weseneirs（PW）关系的金属丰度的影响的符号和程度的变化，根据所采用的通带。这些P-W关系适用于测量的BVI星等的NGC 4258，麦哲伦和银河造父变星在文献中提供。我们发现，麦哲伦和银河造父变星同意预测的P-W关系的金属依赖性。关于NGC 4258造父变星，结果强烈依赖于银盘上采用的金属丰度梯度。最近的星云氧丰度支持一个较浅的梯度，并提供了一个金属丰度的依赖，同意与当前的脉动预测。此外，比较造父变星距离的基础上，VI级的距离估计的基础上修订TRGB方法的外部星系，对银河造父变星的HST三角视差，并在麦哲伦星云食双星似乎有利于金属丰度修正预测的脉动模型。的周期-Weseneirs和周期-亮度关系的金属量依赖的符号和程度的变化，根据所采用的通带。因此，基于不同方法和/或波段的距离不应取平均值。使用河外造父变星来限制金属丰度效应需要新的精确和广泛的星云氧测量。
2008-05-12 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
Spectral distribution of Be/X-ray binaries in the Small Magellanic Cloud
大麦云云和银河系中Be/X射线双星的光谱分布与银河系中孤立Be星的分布有很大的不同。种群合成模型可以通过二元系统的大量角动量损失来解释光谱分布的这种差异。在这项工作中，我们探索的Be/X射线双星的光谱分布在小麦哲伦云（SMC）使用高信噪比光谱的37个光学对应的样品，以已知的X射线双星。我们的结果表明，在SMC的Be/X射线双星的光谱分布是一致的银河系，尽管SMC的金属丰度较低的环境。这可能表明，尽管SMC的金属丰度有利于形成大量的HMXB，但这些系统的光谱分布可能受到双星演化过程中角动量损失的最强烈影响，这并不特别依赖于局部金属丰度。
2008-04-30 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
Magellanic Cloud X-ray Sources: III. Completion of a ROSAT Survey
本文总结了一系列的三篇论文，介绍了ROSAT高分辨率成像仪（HRI）的身份不明的爱因斯坦和偶然的ROSAT X射线源的麦哲伦云的方向观测。这些源的精确位置和通量已被测量。为了确定这些放射源的物理性质，获得了光学光度学和光谱学来寻找鉴定。本文件包括24个对象的新数据; 30个来源的识别或确认。对于六个源，提供了显示X射线位置的光学发现图表。结果表明，麦哲伦云中的发光X射线源的数量与银河系中的有很大的不同。
1998-12-10 astro-ph
The Effective Temperatures and Physical Properties of Magellanic Cloud Red Supergiants: The Effects of Metallicity
我们利用MARCS恒星大气，采用中分辨率光学分光光度计（4000- 9000 A）和宽波段颜色（V-R，V-K），推导了LMC中36颗红超巨星（RSG）和SMC中39颗RSG的物理性质。从去红的V-R颜色得到的结果与从分光光度法得到的结果非常一致，但去红的V-K颜色给出的温度比SMC数据高3-4%，LMC和银河系显示出较小但相似的效果。我们的结论是，这种差异是由于1D模型的局限性。我们新推导出的有效温度和热光度使麦哲伦云RSG与恒星演化模型，包括旋转的影响很好的协议。一个典型的M2~I在SMC中比它的银河系对应物冷大约150 K，在LMC中比它的银河系对应物冷大约50 K。这是由于SMC和LMC中较低的化学丰度所预期的，尽管它不足以解释SMC，LMC和银河系之间的平均RSG光谱类型的变化。相反，这主要是由于Hayashi极限随金属丰度的变化，正如Elias等人（1985）首次提出的那样。最后，我们的研究证实，麦哲伦星云中的许多RSG比OB星显着更红，这与我们最近对银河系恒星的发现一致，即星周尘埃可能会导致几个数量级的额外视觉消光。
2006-03-22 astro-ph
Spitzer Infrared Spectrograph Observations of Magellanic Cloud Planetary Nebulae: the nature of dust in low metallicity circumstellar ejecta
我们提出了5 - 40微米光谱的41个行星状星云（PNe）的麦哲伦云，观察与红外光谱仪上的斯皮策太空望远镜。光谱显示存在的星云发射线和固态功能的尘埃，叠加在热红外连续。通过对25个LMC和16个SMCPne的红外光谱分析，发现14个LMC和4个SMCPne的红外光谱主要由星云发射谱线组成，而其它光谱则表现出固态特征。我们观察到固态特征与富含碳的尘埃颗粒（SiC、多环芳烃（PAHs）等）兼容在大多数情况下，除了在三个PNe显示富氧粉尘的功能。含碳粉尘特征的频率在LMC中一般高于SMC PNe。光谱分析使尘埃特征与气体成分和形态以及中心恒星的性质相关。我们发现：1）所有具有碳质尘埃特征的PNe都具有C/O>1，没有一个是双极的或高度不对称的; 2）所有具有富氧尘埃特征的PNe都具有C/O<1，如果起源于单星演化，则可能具有高质量的祖先（这些PNe要么是双极的，要么是高度不对称的）; 3）尘埃温度跟踪星云和恒星演化; 4）粉尘的产生效率取决于金属丰度，低金属丰度环境不利于粉尘的产生。
2007-09-04 astro-ph
The Chemical Enrichment History of the Large Magellanic Cloud
Ca II三重态光谱已被用来计算位于沙洲以北的银河系中心距离为3 \arcdeg、5 \arcdeg、6 \arcdeg和8 \arcdeg的四个大麦哲伦星系场中单个恒星的恒星金属丰度。观察到的金属丰度分布显示出一个明确的峰值，尾部朝向低金属丰度。在6 \arcdeg之前，平均金属丰度保持恒定（[Fe/H] $\sim$ -0.5 dex），而对于最外层区域，在8 \arcdeg，平均金属丰度显著低于盘的其余部分（[Fe/H] $\sim$ -0.8 dex）。光谱学与深CCD光度学的结合使我们能够打破RGB年龄-金属丰度简并计算光谱观察到的物体的年龄。我们的四个领域所获得的年龄-金属丰度的关系是统计上难以区分的。我们的结论是，较低的平均金属丰度在最外层的领域是一个结果，它有一个较低的比例的中间年龄的恒星，这是更丰富的金属比老恒星。盘年龄-金属丰度关系与星系团相似。然而，在实地人口中没有观察到缺乏年龄在3至10 Gyr之间的物体。最后，我们使用的数据从文献中得到一致的年龄-金属丰度的关系酒吧。简单的化学演化模型已被用来重现所观察到的年龄-金属丰度的关系，目的是调查的机制参与了磁盘和酒吧的演变。我们发现，虽然磁盘年龄-金属丰度的关系是很好地再现了封闭的盒子模型或模型与小程度的流出，酒吧只再现了模型与组合的流入和流出。
2007-10-16 astro-ph
Magellanic Cloud planetary nebulae as probes of stellar evolution and populations
麦哲伦星云中的行星状星云（PN）提供了独特的机会来研究低质量和中等质量恒星的人口和演化，在一个没有距离尺度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。麦哲伦云的相对接近允许对其中的PN进行详细的光谱分析，而哈勃太空望远镜（HST）则需要获得它们的空间分辨率图像。在本文中，我们通过回顾开创性研究以及最新的地面和太空成就，讨论了恒星天体物理学这一相对较新分支的历史和演变。特别是，我们目前的结果，从我们最近的HST调查，包括金属依赖的PN识别（以及最终的星系中PN计数的金属丰度依赖性）;麦哲伦PN的形态分析，以及形态与其他星云性质之间的相关性;形态与祖星质量和年龄之间的关系;麦哲伦中心星的直接分析及其对恒星演化的重要性。我们的形态学结果与恒星演化的预测是一致的，如果不对称PN的祖细胞的平均质量大于对称PN的祖细胞，没有任何假设或关系的恒星祖细胞的二元性。
2003-10-28 astro-ph
Metallicities for Double Mode RR Lyrae in the Large Magellanic Cloud
本文用DeltaS方法估算了大麦云云中六个双模RR型天琴座（RRd）的金属丰度。推导出的[Fe/H]值在[Fe/H] = -1.09至-1.78（或-0.95至-1.58，采用[Fe/H]对Δ S的不同校准）范围内。在我们的样本中的两颗恒星是在所有的RDD的金属丰度已经估计，无论是通过直接测量（现场对象）或托管系统（球状星团或外部星系的对象）的基础上非常丰富的金属极限。这些金属丰度，再加上从脉动模型和彼得森图的质量测定，被用来比较场和集群RR Lyrant变量的质量金属丰度分布。我们发现，在观测误差范围内，场和星团的RRd似乎遵循相同的质量-金属丰度分布，加强了场和星团变量之间性质一致的情况。与通常的假设不同，我们发现不同金属丰度和Oosterhoff类型的球状星团中RR天琴座的质量没有显著差异，甚至可能存在与通常接受的相反的差异。这取决于用于导出质量的金属丰度标度。质量-金属丰度关系的这一"不寻常“结果可能至少部分是由于在计算与金属有关的脉动模型时纳入了更新的不透明度表。
2001-03-30 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
EROS differential studies of Cepheids in the Magellanic Clouds : Stellar pulsation, stellar evolution and distance scale
我们提出了一个差分研究的500麦哲伦造父变星与300万测量作为副产品的EROS微透镜调查。数据集是无偏的，并提供了一个很好的基础LMC和SMC之间的差异分析。我们研究了造父变星的脉动性质作为金属丰度的函数，以及它们对恒星脉动、恒星演化理论和不透明度的限制。此外，我们的经验分析表明，金属丰度对周期-光度关系有很小的影响，这对最近基于HST观测的造父变星在远至室女星系团的星系中的距离估计具有重要意义。当造父变星因金属性而产生的色移被解释为在确定目标星系的真实距离模时变红时，就会产生系统误差。考虑到这一误差，使得低H_0值（Sandage et al.）高H_0（Freedman等）值更低，使这些不一致的估计值在$H_0 \approx 70$ km/s Mpc^{-1}附近一致。
1996-12-22 astro-ph
The WFI Halpha spectroscopic survey of the Magellanic Clouds: Be stars in SMC open clusters
在低金属丰度时，B型恒星的质量损失较低，因此角动量也较低，因此麦哲伦星云中的Be星比银河系中的Be星要多。然而，到目前为止，对Be星的搜索只在麦哲伦星云中的极少数疏散星团中进行。使用ESO/WFI在其无狭缝光谱模式，我们进行了大麦哲伦云和小麦哲伦云的Halalpha调查。获得了以H α为中心的800万个低分辨率光谱。为了自动分析，我们开发了ALBUM代码。在这里，我们提出的意见，方法来利用的数据和第一批结果的84个疏散星团在SMC。特别是，交叉相关我们的目录与OGLE位置和光度数据，我们分类超过4000颗恒星，并能够找到其中的B和Be星。我们显示的区域密度，金属丰度，光谱类型和年龄的函数的Be星的速率的演变。
2008-09-12 astro-ph
Discovery of H2O maser emission from the red supergiant IRAS04553-6825 in the Large Magellanic Cloud
报道了在大麦云星云中探测到红超巨星IRAS 04553 -6825的22 GHz H2O脉泽辐射。它是第一个已知的在银河系外的星周H2O脉泽发射源。测量到的通量密度与从银河系红超巨星天鹅座NML的尺度所预期的相当。峰值速度与SiO脉泽峰值速度一致。近红外光谱表明IRAS 04553 -6825具有典型的LMC金属丰度。我们认为，可能是由于金属丰度低，H2O的排放可能发生附近或尘埃形成半径内，而不是进一步出现的情况下，在NML天鹅座和银河OH/IR星。
1998-06-15 astro-ph
Detection of Carbon Monoxide within the Magellanic Bridge
Mopra 22 m和SEST 15 m望远镜已用于探测并部分绘制麦哲伦桥内的12 CO（1-0）线发射区域，该区域位于大麦哲伦云和小麦哲伦云之间。发射似乎是嵌入在一个云的中性氢，是在附近的红外光谱源。CO发射区被发现有一个60 μ m/100 μ m的通量密度比典型的12 CO（1-0）检测内的SMC，虽然它有一个显着较低的12 CO亮度和速度宽度。这表明观测到的区域金属丰度较低，支持了早期的发现，即麦哲伦桥不像SMC和麦哲伦流那样演化，它们本身的金属丰度比银河系低。我们的观测结果，以及基于SMC观测的经验模型表明，检测到的CO区域的半径有一个上限~16 pc。据我们所知，这是麦哲伦桥首次探测到CO辐射，也是该区域分子云坍缩形成恒星的唯一直接证据。
2002-09-25 astro-ph
On the behaviour of B and Be stars at low metallicity
我们提出了新的结果与VLT GIRAFFE的大样本的B和Be星属于麦哲伦云，即在低金属丰度。首先，我们展示了环境的金属含量对它们旋转的影响（线性，角度和ZAMS）。其次，我们分析了金属丰度和演化对Be星外观的影响。我们也给出了Be星和B星的比例的新结果。第三，通过与大型测光调查，如OOO和OGLE的互相关，我们报告的第一次检测到的短期多周期性的9 Be星在小麦哲伦星云，这可以解释的脉动。
2007-09-19 astro-ph
Testing Mass Loss in Large Magellanic Cloud Cepheids using Infrared and Optical Observations
由大麦云（LMC）造父变星红外观测得到的周期-光度关系对造父变星金属丰度的依赖性较小。在这项工作中，从SAGE调查的LMC造父变星的红外观测与OGLE II光学观测相结合，以模拟和预测质量损失率。质量损失率与数据相吻合，预计范围约为10^{-12}至10^{-7}M_ \odot /yr;然而，损失率取决于假定的尘气比值。通过比较观测得到的关系和质量损失模型预测的红外恒星光度关系，表明质量损失影响红外周期光度关系的结构和散射。质量损失产生较浅的斜率的红外关系和较低的零点。也有证据表明，在预测的周期-亮度关系的非线性，有人认为，质量损失产生更大的红外过量在较低的周期，这会影响斜率和零点，使PL关系更线性的波长范围内的3.6至5.8微米。由于尘埃与气体的比率是金属性相关的，质量损失可能具有金属性相关性，因此红外周期-亮度关系由于金属性而具有额外的不确定性。
2008-10-16 astro-ph
Petersen diagram for RRd stars in the Magellanic Clouds
麦哲伦星云中的RRd星在彼得森图中形成了一条清晰的带。我们解释了我们的进化和脉动计算与假定金属丰度[Fe/H]=（-2，-1.3）观察到的带。来自大麦哲伦星系的绝大多数RRd星都局限在（-1.7，-1.3）的较窄范围内。带的宽度，在指定的基模周期，可以解释在给定的金属丰度的质量扩展。这条带的形状反映了在天琴座RR型不稳定带内RRd型恒星的路径。我们认为成功地解释彼得森图是对我们的演化模型的支持，该模型在不稳定带的中部产生，平均绝对星等<M_V>，在0.4至0.65等的范围内，意味着到LMC的距离模数为18.4等。
2000-11-23 astro-ph
The Distances of the Magellanic Clouds
我们的知识的麦哲伦云的距离的现状进行评估后依巴谷的角度来看。在简要总结了结构、变红、年龄和金属丰度的影响后，回顾了大麦云的主要距离指标：SN 1987 A环、造父变星、天琴座RR变星、米拉变星和食双星。通过这些方法得出的距离加权和组合，以产生最终的“最佳”估计麦哲伦云的距离模数。
1998-08-28 astro-ph
WFPC2 Observations of Star Clusters in the Magellanic Clouds. II. The Oldest Star Clusters in the Small Magellanic Cloud
本文分析了哈勃空间望远镜宽视场行星照相机2（WFPC 2）对小麦哲伦星云中的中等年龄人口星团NGC 121、NGC 339、NGC 361、NGC 416和Kron 3在F450W（~B）和F555W（~V）的观测资料。我们使用已公布的测光的其他两个SMC人口众多的星团，林赛1和林赛113，调查这七个人口众多的星团的年龄序列，以提高我们的理解的SMC的形成年表。我们利用多种技术分析了这些人口众多的小麦哲伦星云星团的V vs（B-V）和M_V vs（B-V）_0色星等图，并确定了它们的年龄、金属丰度和红度。这些新的数据使我们能够改善小麦哲伦星云中星团的年龄-金属丰度关系。特别是，我们发现，一个封闭的盒子连续恒星形成模型不能充分再现年龄金属丰度关系。然而，一个被恒星形成的爆发打断的理论模型与本文提供的观测数据更吻合。
1998-08-10 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
Young Supernova Remnants in the Magellanic Clouds
在麦哲伦星云中有六个左右年轻的超新星遗迹，它们显示出以下一个或多个特征：高速（>1000 km/s）发射，金属丰度增强，或快速旋转的脉冲星。我总结了这些遗迹的知识现状，并提出了一些最新的结果主要来自新的X射线天文卫星。
2001-02-21 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
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
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
Effects of Metallicity on the Chemical Composition of Carbon Stars
我们目前的\emph{Spitzer} IRS数据的19个渐近巨星分支（AGB）的恒星在大麦云，补充现有的公布的数据集的碳星在麦哲伦云和银河系，调查的影响金属的尘埃和分子光谱特征所产生的拱星信封。我们发现，在7.5微米的C $_2$ H $_2$ P和R分支受到尘埃稀释的影响，在较高的质量损失率-虽然在较小的程度上在麦哲伦云的来源，相比银河系-而狭窄的13.7微米的C $_2$ H $_2$ Q分支只显示在低质量损失率的尘埃稀释的效果。一个强大的金属依赖性是没有观察到的Q分支。独立的金属性，我们还提供了一个解释所观察到的SiC发射功能的中心波长的变化，因为我们表明，这些主要是由分子带吸收的尘埃发射功能的两侧，占主导地位的自吸收引起的中心波长的变化。我们设计了一种方法来研究在不同的金属丰度环境中的富碳AGB星的尘埃凝聚的历史，通过测量的强度的11.3 \um SiC和30 \um MgS功能相对于连续，作为质量损失率的函数。利用这种方法，可以在最终沉积MgS层之前区分SiC和石墨以何种顺序凝聚，这被认为对金属度敏感。
2008-03-20 astro-ph
The Physical Properties and Effective Temperature Scale of O-type Stars as a Function of Metallicity. II. Analysis of 20 More Magellanic Cloud Stars, and Results from the Complete Sample
我们分析了另外20个麦哲伦云O星样本的光学和紫外光谱，并从40颗恒星的完整样本中得出结论。我们发现：（1）SMC O_（3 -7）矮星比银河系中的O_（3 - 7）矮星冷4000 K，这与低金属丰度时谱线覆盖和风覆盖的显著性降低是一致的。这种差异随着后来的类型而减小，到B 0 V时可以忽略不计。(2)这些恒星的风动量以辐射驱动风理论预测的方式与光度和金属量成比例。(3)来自光谱的质量与恒星演化理论的比较表明，恒星热超过45000显着的差异，虽然很好的协议，发现较冷的恒星。(4)对于最热的O星（O2-3.5），NIII/NIV比值，甚至HeI/HeII比值本身都不能很好地预测有效温度。相反，需要进行全面的分析以得出物理参数。因此，有O3.5V的恒星比O2 V的恒星一样热或更热。(5)在我们的样本中，两颗径向速度最不一致的恒星恰好是O3“场星”。这提供了第一个令人信服的观测证据，证明麦哲伦星云中的“场”O星可能是从其出生地被弹射出来的失控OB星。
2005-04-25 astro-ph
The Formation of Constellation III in the Large Magellanic Cloud
我们提出了一个详细的重建的恒星形成历史的星座III地区的大麦云，以约束这一神秘的功能的形成机制。星座III中的恒星形成似乎发生在两个不同的时期：一个是之前已经认识到的800万至1500万年的时期，但我们也看到了2500万至3000万年前恒星形成的独立“爆发”的有力证据。星群III形成的“超级超新星”或伽玛射线暴爆炸波模型很难与如此长的两个时期的恒星形成历史相吻合，因为冲击波应该同时在整个结构中引发恒星形成，任何未消耗的气体都会迅速消散，没有留下任何东西来形成随后的活动爆发。我们提出了一个“真正的随机”自传播恒星形成模型，不同于典型的模型，在该模型中，恒星形成的收益在一个径向定向波从星座III的中心到其周边。正如其他人所指出的，我们现在证实，这样一个模型所要求的整体年龄梯度在星座III中根本不存在。在我们的场景中，星前气体以某种方式被推入这些大规模的弧形结构，而不会同时引发整个结构中立即和猛烈的恒星形成。相反，恒星的形成是根据气体的局部物理条件在弧中进行的。自我传播的恒星形成当然是可能的，但以一种真正随机的方式，没有一个有方向的，大规模的模式。
2008-01-30 astro-ph
UV Spectroscopy of Metal-Poor Massive Stars in the Small Magellanic Cloud
哈勃太空望远镜提供了第一个明确的证据，证明小麦哲伦星云中缺乏金属的大质量恒星的风较弱，证实了质量损失率和风终极速度与金属丰度相关的理论预测。然而，对于低光度的O型恒星，导出的质量损失率比预测的要低几个数量级，并且目前还无法解释。
2007-07-16 astro-ph
Dynamical Influences of the Last Magellanic Interaction On the Magellanic Clouds
利用完全自洽的数值模拟方法，研究了大麦哲伦云和小麦哲伦云（LMC和SMC）中最近0.8 Gyr的气体和年轻恒星的分布。我们的主要结果如下，这些结果可以用观测来检验。大约0.2 Gyr前的最后一次动力和流体动力相互作用可以形成LMC明显的偏心棒和特殊的HI螺旋。由于相互作用的影响，目前大麦哲伦星云中年龄小于2000万年的年轻恒星的空间分布可能是显著的不对称和聚集。在相互作用过程中，一小部分但不可忽略的恒星和气体成分可以从SMC转移到LMC中，在LMC周围形成扩散晕成分。在某些模型中，SMC中的恒星形成爆发可以与LMC同步约0.2 Gyr。新的恒星可以从SMC潮汐尾的气体中形成，其中一个可以被观察到作为麦哲伦桥（MB）。MB中新星的金属丰度分布函数有一个峰值[Fe/H]-0.8，明显小于SMC中的恒星金属丰度。在此基础上，我们讨论了剑鱼座30、大麦哲伦星云南分子脊、球状星团ESO 121-SC 03、大麦哲伦星云内贫金属星和大麦哲伦星云的巨HI洞的起源。
2007-02-19 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
A UBVR CCD Survey of the Magellanic Clouds
我们提出测光和UBVR调查的大，小麦哲伦云的初步解释。我们确定了蓝超巨星和红超巨星的相对数量的改进值。我们还比较了红超巨星（RSG）和沃尔夫-拉叶星的相对数量，证明了与金属丰度的强烈，紧密的相关性，并重新调查了在现场发现的大质量恒星的初始质量函数斜率。
2001-10-24 astro-ph
Infrared Emission from Interstellar Dust. III. The Small Magellanic Cloud
采用无定形硅酸盐和碳质颗粒的混合物模拟了小麦哲伦云（SMC）中星际尘埃的红外（IR）发射，其中包括多环芳烃（PAH）分子。(1)结果表明，该尘埃模型是能够再现光谱能量分布从近红外到远红外的整个SMC酒吧区，提供的PAH丰度在SMC酒吧区是非常低的。(2)SMCB 1#1分子云的红外光谱也可以通过我们的尘埃模型再现，前提是PAH丰度相对于整体SMC Bar增加。SMCB 1#1中的多环芳烃占SMC C丰度的约3%，而SMC Bar中的多环芳烃含量<0.4%。(3)如果PAH混合物具有与最适合银河系PAH混合物的谱带强度不同的固有IR谱带强度，则SMCB 1#1的光谱最佳再现。多环芳烃红外波段强度的变化意味着不同的多环芳烃混合物，可能是不同金属含量或环境条件的结果。其他的可能性，如超氢化的多环芳烃和软化的星光光谱也进行了讨论。
2002-04-11 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
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
Star Formation History across the Magellanic Clouds and other Local Group galaxies
渐近巨星分支星的Ks星等分布对星系中恒星星族的金属丰度和平均年龄的空间变化提供了重要的约束。在这里，我提出了这些参数的调查结果，在麦哲伦云，M33，NGC 6822和SagDIG和我讨论了巨大的改善，新的宽视场近红外仪器（即VISTA）将提供我们的理解的全球内在以及这些系统的动力学历史。
2006-11-13 astro-ph
The population of Magellanic Cloud planetary nebulae
在这篇评论中，我们解决的进展，已经朝着理解麦哲伦星云行星状星云的人口，因为最后麦哲伦云研讨会。星云中的行星状星云不仅是这些星系中恒星和ISM演化的重要探针，而且还反映了AGB星及更远的低金属丰度环境的演化。本文介绍了近年来的观测结果，包括对PNe的宽视场地基搜索，对分离出的喷出物及其中心恒星的{ \it HST}研究，以及对这些喷出物气体含量的{ \it Spitzer}分析。最后，我们展示了如何麦哲伦云PNe可以用来约束银河系PNe的距离尺度。
2008-10-22 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
Pulsating B and Be stars in the Magellanic Clouds
主序星B型恒星的脉动是由铁族不透明度凸起引起的$κ$机制驱动的。目前的模型不能预测在B光谱域中存在不稳定带在非常低的金属丰度。由于麦哲伦云的金属丰度已被测量为大约$Z=0.002$的SMC和$Z=0.007$的LMC，他们构成了一个非常合适的对象来测试这些预测。
2008-10-02 astro-ph
Properties of WNh stars in the Small Magellanic Cloud: evidence for homogeneous evolution
我们推导了三颗WNh星在SMC中的物理性质，以限制恒星演化在低金属丰度下超出主序，并研究大质量恒星的聚团性质与金属丰度的关系。我们计算大气模型，推导出恒星和风的三个WNH目标的属性。通过FUV/UV/光学/近红外分析，可以获得温度、光度、质量损失率、终极速度和恒星丰度。所有恒星的大气层中仍然有大量的氢，并且在其表面丰度中显示出CNO处理的明显迹象。其中一个目标可以用正常的恒星演化来解释。它是一颗初始质量约为40-50 Msun的恒星，处于或接近核心氦燃烧阶段。另外两个物体必须遵循一种特殊的演化，由快速旋转控制。特别是，一个物体可能是均匀演化的，因为它的位置在主序列的蓝色方向，并且它的H质量分数很高。一颗星的聚集因子为0.15+/-0.05。这与银河系沃尔夫-拉叶星的值相当，表明在不确定性范围内，聚集因子似乎并不依赖于金属丰度。
2008-11-21 astro-ph
Massive B-type pulsators in low-metallicity environments
大质量的B型变星，如β Cep和缓慢脉动B（SPB）星，由于部分电离导致的不透明度增加而脉动。增加的不透明度阻挡了恒星表面的能量流，这导致了层的上升和不透明度的下降。这种周期性的行为使恒星充当一个热机，因此恒星会脉动。对于β Cep和SPB星，增加的不透明度被认为是由铁的部分电离引起的，因此这些恒星应该含有非微不足道的金属量。这个理论的一个很好的测试是在低金属量环境中寻找β Cep和SPB恒星。如果没有恒星被发现，理论是支持的，但另一方面，如果大量的β Cep和SPB恒星被发现在这些环境中，那么理论是不支持的，需要一个解决方案。随着在低金属丰度的麦哲伦星云中发现越来越多的β Cep和SPB恒星，我们似乎只剩下第二种情况。在这方面，我们将讨论最近发现的β Cep和SPB恒星在麦哲伦星云和一些可能的解决方案，这些意见和理论之间的差异。我们还描述了一个雄心勃勃的项目，我们已经开始对小麦哲伦星云疏散星团NGC 371，这将有助于评估这些解决方案。
2008-09-29 astro-ph
Simple Stellar Population Models as probed by the Large Magellanic Cloud Star Cluster ESO 121-SC03
星团中蓝离散星的存在对传统的简单恒星星族（SSP）模型提出了挑战。传统的SSP模型是基于单星演化理论的。同时，在星系团的色星等图上，BS的典型位置比主序星的熄灭点更亮更蓝。这样的基因座是单星演化理论无法预测的。然而，具有这种性质的恒星对星团的综合光有很大的贡献。在本文中，我们重建的综合性质的大麦云星系团ESO 121-SC 03，在详细的探索的基础上，个别集群的恒星，并特别强调集群的BS。我们发现，ESO 121-SC 03的综合光性能显着修改其BS组分。积分光谱能量分布（ISED）通量水平向更短的波长显著增强，所有宽带颜色变得更蓝。当拟合完全集成的ISED这个集群的基础上，传统的SSP模型，年龄和金属丰度的最佳拟合值显着低估了真正的集群参数。如果我们只包括星团半光半径内的BS，则年龄低估为$\sim40$ %，如果包括所有BS，则年龄低估为$\sim60$ %。对应的星团金属丰度低估值分别为$\sim30$和$\sim60$ %。麦哲伦星云中人口众多的星团是理想的对象，以探索BS的潜在重要性，以统计学上稳健的方式对更遥远的未分辨星团的综合光特性进行研究，因为它们涵盖了很大的年龄和金属丰度范围。
2007-11-14 astro-ph
