Reddening law and interstellar dust properties along Magellanic sight-lines
研究表明，SMC、LMC和银河系的消光曲线服从相同的消光规律，即只依赖于2200 A凸点的大小和一个参数，并推广了Cardelli、Clayton和Mathis（1989）的关系。这表明，所有三个星系的灭绝是相同的性质。在所有的可见光/紫外线波长范围内，特别重要的SMC，但也存在于LMC和银河系中的线性红化法律的作用，也突出和讨论。
2007-09-06 astro-ph
Dust and Stellar Populations in the Large Magellanic Cloud
我们提出了一个分析的视线消光测量获得的数据从麦哲伦云测光调查，它提供了4个过滤器测光数百万颗恒星的大麦云。我们发现，有效温度> 12000 K的恒星的视反射通常比有效温度在5500 K和6500 K之间的恒星大几十个星等。这种人口依赖灭绝的几个影响进行了讨论。特别是，利用旧的恒星星族（如红团星），但使用来自OB星的距离测量，可能会偏低。人口依赖的消光影响的解释颜色星等图，并导致一个有效的吸收法，这是陡峭的比固有的尘埃未解决的恒星系统。我们进一步探索恒星星族和尘埃之间的关系，通过比较我们的消光图的100亩图像的区域和确定潜在的热源的尘埃。我们的结论是，100 μ通量应谨慎使用作为恒星形成的示踪剂，特别是在星系内的恒星形成的研究。最后，我们用一个简单的恒星和尘埃分布模型再现了观测到的热、冷恒星星族之间的消光变化，其中较冷恒星的标度高度>>尘埃的标度高度（是OB星的两倍）。（摘要摘要）
1999-08-31 astro-ph
On the Unusual Depletions toward Sk 155, or What Are the Small Magellanic Cloud Dust Grains Made of?
小麦哲伦星云（SMC）是高红移原始星系的理想模拟物，它的尘埃与银河系中的尘埃有明显的不同，表现为远紫外消光曲线急剧上升，没有2175埃的消光特征，其红外发射光谱在~12微米处有一个局部极小值，这表明缺乏在银河系中普遍存在的超小碳质颗粒（即多环芳烃分子）。虽然目前的SMC尘埃模型都严重依赖于硅酸盐，最近的观测表明，SMC的视线对SK 155的硅和镁基本上是未耗尽和铁的消耗范围从轻度到严重，这表明金属颗粒和/或铁的氧化物，而不是硅酸盐，可能占主导地位的SMC尘埃。然而，在这封信中，我们应用Kramers-Kronig关系来证明金属颗粒和氧化铁都不能解释所观察到的灭绝;硅酸盐仍然是灭绝的重要贡献者，与SMC尘埃的当前模型一致。
2006-03-21 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
Magellanic-Cloud-Type Interstellar Dust Along Low Density Sightlines in the Galaxy
我们已经研究了沿30银河视线的紫外线消光特性，使用的数据来自国际紫外线探测器（IUE）档案，以前从未检查过。这些遥远的（d > 1 kpc）视线被选择来研究位于银河系盘和晕的低密度区域的气体的分布和物理条件。沿着这些视线的平均密度非常低。这可能是由暖云间介质主导的，冷云介质的贡献很小。我们发现，这些视线的一个子样本的消光曲线与弱颠簸和非常陡峭的远紫外消光让人想起麦哲伦云。这些视线都位于由325 < l < 0和-5 > b >-11界定的区域中。沿着这些视线的气体显示出禁止的速度，这可能表明尘埃已经受到冲击。这种类型的低密度视线可能模仿麦哲伦星云中的环境。大值的N（钙II）/N（钠I）表明低消耗与陡峭的远紫外消光。一个可能的相关性之间存在着碰撞强度降低和增加远紫外线陡峭的消光曲线在银河系和麦哲伦云。
2000-03-20 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
Far-infrared dust properties in the Galaxy and the Magellanic Clouds
最近对银河系和麦哲伦云的远红外（FIR）图的数据分析表明，两种远红外颜色：60 μ m-100 μ m和100 μ m-140 μ m颜色之间存在紧密的相关性。这种被称为"主相关“的远红外线颜色关系可以被解释为指示具有颗粒的共同远红外线光学特性的各种星际辐射场的序列。在本文中，我们约束的FIR光学性质的粮食通过比较计算的FIR颜色与观测的主要相关。我们表明，无论是“标准”的颗粒物种（即天文硅酸盐和石墨颗粒）再现的主要相关性。然而，如果将~ 100- 200 μ m的发射率指数改为~ 1- 1.5（而不是上述两种的~ 2），则可以成功地解释主要的相关性。因此，我们建议银河系尘埃和麦哲伦云在~ 100- 200 μ m波段的远红外辐射率指数为~ 1- 1.5。我们还考虑了被称为“次相关”的次要相关的起源，它可以用来估计银河系恒星形成率。
2007-03-20 astro-ph
On the Distribution of Dust in the Large Magellanic Cloud
我们提出了一个详细的地图，在1.9 × 1.5度的大麦云部分的红化，从UBVI测光的2069 O和B主序星。我们使用两个无红化光度参数来确定这些恒星的视线红化。我们发现<E（B-V）>=0.20等，具有高值的非高斯尾。当红化被校正为前景银河系消光时，我们发现<E（B-V）>=0.13 mag。然后用局部最小二乘平面拟合程序将视线值内插到均匀网格上，以构建该区域的红化图。我们使用红化值的分布来约束LMC中恒星和尘埃的视线几何形状，并测试和归一化星系测光的标准消光校正。我们试图区分视线的深度效应和结构的灰尘分布作为可能的原因，通过这一地区观察到的差异变红。我们的结论是，我们的数据与LMC中的恒星和尘埃的垂直指数分布一致，其中尘埃尺度高度是OB星的两倍;尘埃分布必须是不均匀的（cloudness），以解释测量到的红化值的全部分布;并且通过LMC观测区域的B波段光学深度为0.69 < tau < 0.82。
1997-09-04 astro-ph
Molecules and dust production in the Magellanic Clouds
我们目前的ESO/VLT光谱在2.9-4.1微米范围内的大样本的红外恒星在小麦哲伦星云（SMC），主要是碳星，大质量的富氧渐近巨星分支（AGB）的明星，和红超巨星。在AGB后天体MSX SMC 29的光谱中检测到多环芳烃（PAHs）的强烈发射。在SMC中首次在至少一个年轻恒星物体IRAS 01042-7215中检测到水冰。在演化恒星中检测到的分子带的强度和形状与大麦云云（LMC）中恒星的类似数据进行了比较。在SMC和LMC中，碳星对乙炔的吸收同样强烈，但LMC星在红外颜色和分子带的面纱中显示出更强的尘埃辐射。这表明，在碳星的分子大气中形成尘埃的过程中存在一个关键环节，它与初始金属丰度成比例。基于二次元素如钛或硅的成核种子提供了一个合理的解释。在富氧恒星中，成核种子和分子凝聚物都依赖于次要元素（特别是钛、硅和/或铝）。脉动尘埃AGB星和超巨星在大麦哲伦星系的数据被用来表明，脉动可能是驱动质量损失的关键因素，只要尘埃的形式，而不是恒星的光度。最后，我们认为，减少尘埃生产，从而减缓风的金属贫AGB星和红超巨星更有可能导致化学不均匀性和小尺度结构的星际介质。（节略）
2008-06-22 astro-ph
Dust Destruction in Type Ia Supernova Remnants in the Large Magellanic Cloud
我们目前的第一个结果，从麦哲伦云超新星遗迹（SNRs）与斯皮策太空望远镜的广泛调查。我们描述了IRAC和MIPS成像观测在3.6，4.5，5.8，8，24，和70微米的四个巴尔默为主的Ia型信噪比在大麦云（LMC）：DEM L71（0505-67.9），0509 - 67.5，0519- 69.0，和0548-70.4。在四个短波长IRAC波段中没有检测到，但所有四个都在24微米处清晰成像，两个在70微米处清晰成像。将这些图像与钱德拉宽带X射线图像进行比较，显示出与爆炸波的明显联系，而不是与喷出物相关的内部X射线发射。我们的意见是很好地描述了碰撞加热尘埃排放的1-D冲击模型，包括适合LMC的晶粒尺寸分布，晶粒加热与离子和电子的碰撞，和溅射的小晶粒。模型参数受到X射线，光学和远紫外观测的约束。我们的模型可以重现观察到的70/24微米的通量比，只有包括溅射，破坏大多数晶粒半径小于0.03-0.04微米。我们推断，总尘埃质量扫过的SNR冲击波，溅射前，为0.01太阳质量，几倍少的尘埃/气体质量比通常假设为LMC的0.3%所暗示的。大量的粉尘破坏对气相丰度有影响。
2006-02-14 astro-ph
Discovery of a New Dusty B[e] Star in the Small Magellanic Cloud
我们提出了新的光学光谱和档案斯皮策IRAC光度观测的B型恒星在SMC集群NGC 346，NGC 346：KWBBe 200。我们检测到大量的Fe II，[O I]和[Fe II]线，以及在其光谱中的强P-Cygni轮廓H I发射线。这颗恒星的近红外颜色和光学到红外SED清楚地表明存在红外过量，与气体和温暖的T ~800 K星周尘埃的存在一致。基于对恒星光度的粗略估计和观测到的光谱线轮廓形态，我们发现该恒星很可能是一颗B型超巨星。我们认为NGC 346：KWBBe 200是一颗新发现的B[e]超巨星，是SMC中发现的第五颗这样的天体。
2007-08-07 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
Starburst-like Dust Extinction in the Small Magellanic Cloud
最近的发现，在星暴星系的紫外尘埃消光是类似的小麦哲伦云（SMC）中发现的，促使我们重新调查的紫外（UV）消光中发现的SMC。我们已经能够通过仔细选择匹配良好的红色和未红色恒星对来显着改善以前的研究。此外，我们受益于改进的S/N的NEWSIPS IUE数据和更大的样本SMC明星现在可用。通过搜索IUE最终档案，我们只发现了四颗合适的早期类型恒星，它们明显变红，并且与比较恒星匹配良好。其中三颗恒星的灭绝非常相似。曲线与1/lambda大致呈线性，并且没有可测量的2175 A凸起。第四颗恒星的消光曲线有一个显著的2175 A凸起和较弱的远紫外消光。沿着所有四条视线的尘埃被认为是SMC的本地尘埃。没有明显的银河前景成分。前三颗恒星位于SMC Bar，它们的视线都穿过最近恒星形成的区域。第四颗恒星属于SMC翼，它的视线穿过一个更加安静的区域。因此，SMC中尘埃消光的行为支持尘埃性质对恒星形成活动的依赖。然而，其他环境因素（如银河系金属丰度）也必须是重要的。在大麦哲伦星云30 Dor区域的尘埃，那里有更多活跃的恒星形成，并不具有SMC尘埃的极端消光特性。
1998-01-31 astro-ph
Millimeter dust continuum emission unveiling the true mass of giant molecular clouds in the Small Magellanic Cloud
到目前为止，CO观测一直是追踪外部星系中分子气体的最佳方法，但在低金属丰度下，推断出的气体质量可能会被大大低估。目前，CO数据立方体的运动学信息被用来估计分子云的维里质量和追踪分子云的总质量。毫米粉尘排放也可用作致密气体示踪剂，并可揭示缺乏CO的H2包层。这些不同的示踪剂必须在不同的环境中进行比较。本研究比较维里质量的质量推导毫米发射，在两个GMC样本：本地分子云在我们的银河系和他们的等价物在小麦哲伦云（SMC），最近的低金属量矮星系之一。在我们的银河系中，从毫米辐射推断出的质量估计与从伽马射线分析推断出的质量一致，并追踪云的总质量。维里质量系统大于（平均两倍）从毫米尘埃排放的质量估计。这种差异随着质量的增加而减小，并且已经在以前的研究中报道过。然而，在SMC中，从SIMBA毫米观测中推导出的分子云质量系统地高于SEST CO观测中的维里质量（平均为尘埃与气体比和尘埃发射率保守值的两倍）。所观察到的过量不能用尘埃性质的任何合理变化来解释。以维里定理的一般形式，我们表明，一个磁场强度为15微高斯的SMC云可以提供额外的支持云和解释观察到的差异。因此，到目前为止，SMC分子云的质量被低估了。磁压力可能对它们的支持有很大的贡献。
2007-04-24 astro-ph
The effects of dust in simple environments: Large Magellanic Cloud HII regions
我们使用角分分辨率的远紫外（FUV）、H-α、远红外（FIR）和射电图像研究了尘埃对大麦云（LMC）HII区域光谱能量分布的影响。在H-α和FUV中被灰尘损失的光量（衰减）的广泛使用的指标彼此相关，尽管通常具有大量散射。有两个有趣的系统差异。首先，从巴耳末衰减估计的H-α衰减低于从H-α到热射电光度比估计的那些。我们的数据，在这个阶段，不能明确地确定这种差异的来源。第二，1500埃处的衰减和紫外光谱斜率β是相关的，尽管斜率和散射与Calzetti等人首次推导的星爆星系的相关性有很大不同。将我们的结果与Meurer等人的超亮红外星系和Calzetti等人的星爆星系的结果相结合，我们得出结论，β和1500埃衰减之间没有单一的关系适用于所有的恒星形成系统。
2001-09-18 astro-ph
Mass loss from red giants in the Magellanic Clouds
麦哲伦星云为研究红巨星中的质量损失、分子和尘埃的形成与光度和金属丰度的关系提供了理想的实验室。我介绍一些最近的观测工作。
2005-03-02 astro-ph
Dust Destruction in Fast Shocks of Core-Collapse Supernova Remnants in the Large Magellanic Cloud
我们报告了使用{ \it Spitzer Space Telescope}（SST）上的MIPS仪器对四个超新星遗迹（SNRs）的观测结果，这些超新星遗迹被认为是核心坍缩SNe的结果：N132 D（0525 -69.6），N49 B（0525-66.0），N23（0506-68.0）和0453-68.5。这四种SNR全部在24 $μ$ m处检测到，部分在70 $μ$ m处检测到。与{ \it Chandra}宽带X射线图像的比较表明，红外（IR）发射与冲击波有关。我们将所观察到的红外发射归因于尘埃，尘埃已被碰撞加热的热，X射线发射等离子体中的电子和离子，粒度分布适合于LMC和小颗粒通过离子溅射的破坏。与我们早期对Ia型信噪比的分析一样，只有在溅射效应被包括在内时，模型才能再现观察到的70/24 $μ$ m比，从而破坏小颗粒。我们计算了在这些残留物中被爆炸波扫过的灰尘的质量，并且我们得出了比LMC通常假设的0.25%的值小几倍的灰尘-气体质量比。我们认为，这种差异的一种解释可能是多孔（蓬松）尘埃颗粒。
2006-10-06 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
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
Mid-infrared spectroscopy of carbon stars in the Small Magellanic Cloud
我们用斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪观测了小麦哲伦云（SMC）中的36个天体。其中19个来源是碳星。近红外和中红外测光的检验表明，富碳和富氧尘埃源遵循两个容易分离的序列。将SMC中的19颗碳星的光谱与银河系中碳星的红外空间天文台（ISO）的光谱进行比较，发现了显着的差异。SMC样品中7.5 μ m和13.7 μ m处的C_2H_2吸收带较强，11.3 μ m处的SiC粉尘发射特征较弱。我们的测量在26-30微米的MgS尘埃发射功能是不太确定的，但这一功能似乎是在SMC样品以及较弱。所有这些结果与SMC中较低的金属丰度一致。SMC中SiC颗粒的丰度较低可能导致富碳粉尘产生的效率较低，这可以解释光谱中看到的过量C2 H2气体。SMC中具有最强SiC粉尘发射的源倾向于具有比样品中的其他源更红的红外颜色，这意味着更多的无定形碳，并且它们也倾向于显示更强的MgS粉尘发射。最弱的SiC发射特征倾向于向蓝色移动;这些光谱可能来自具有大SiC晶粒的低密度壳层。
2006-03-22 astro-ph
Spitzer Spectra of Magellanic Cloud PNe
麦哲伦星云（LMC，SMC）中的行星状星云（PNe）提供了一个独特的机会，在一个没有距离尺度偏差的环境中研究低质量和中等质量恒星的人口和演化。PNe在5-40 $μ$ m范围内的发射特征在于存在固态特征（来自尘埃颗粒）和叠加在强尘埃连续体上的星云发射线的组合。我们获得了低分辨率IRS光谱的LMC和SMC PNe的形态，大小，中心恒星亮度和化学成分是已知的选定样本。数据已经获得和减少，IRS光谱显示出出色的质量以及非常有趣的功能。这里提出的初步分析可以确定气体和尘埃成分之间的强相关性，以及星云形态。未来更详细的分析将加深我们对质量损失机制、效率及其与PN形态的关系的认识。
2006-05-30 astro-ph
Spitzer spectroscopy of carbon stars in the Small Magellanic Cloud
我们目前斯皮策空间望远镜光谱观测的14个富碳AGB星的小麦哲伦云。SiC尘埃在大多数富碳恒星中可见，但与LMC恒星相比很弱。SiC特征仅在尘埃显著过剩的恒星中才很强，这与银河系恒星的观测结果相反。我们认为，在SMC中，SiC的形式在较低的温度比石墨粉尘，而相反的情况发生在银河系中，SiC冷凝在较高的温度和形式第一。由AGB星输入到星际介质的尘埃主要由碳质尘埃组成，很少有SiC或硅酸盐尘埃。只有两颗最冷的恒星显示出30微米的带，这是由于MgS尘埃。我们认为，这是由于这样一个事实，即在SMC中，质量损失AGB星一般具有低拱星（尘埃）的光学深度，因此有效加热尘埃的中心恒星不允许温度低于650 K必要的MgS作为固体存在。气相C $_2$ H $_2$带在SMC中比在LMC或银河系中强。这是由于在低金属丰度下增加的C/O比。我们提出了一个基于斯皮策IRAC和MIPS颜色的彩色图来区分O-和C-丰富的恒星。我们发现，AGB星在SMC成为碳星早期的热脉冲AGB的演变，并保持光学可见$\sim 6 \times 10^5$年。对于LMC，此寿命为$\sim 3 \times 10^5$年。用斯皮策跟踪的超强风相持续了$\sim 10^4$年。还给出了一个K超巨星和一个致密HII区的Spitzer谱。
2006-11-02 astro-ph
Dust-enshrouded giants in clusters in the Magellanic Clouds
我们提出的主要序列后的质量损失的调查结果，从恒星在麦哲伦星云的集群，在L '波段（3.8微米）的成像调查的基础上进行的VLT在ESO。这些数据与JHK和中红外光度法补充。目的是确定初始金属丰度和初始质量对恒星演化最后阶段质量损失和演化的影响。被尘埃笼罩的巨星可以通过它们变红的近红外颜色和热红外尘埃过量发射来识别。这些天体中的大多数都是在中龄星团中的渐近巨星分支（AGB）碳星，其前身质量在1.3到5 Msun之间。红超巨星在年轻的星团中被发现有星周尘埃包层，其前身质量在13到20 Msun之间。后AGB对象（例如，行星状星云）和大质量恒星与分离的信封和/或热中心恒星被发现在几个集群。我们的光谱能量分布的集群红外对象的模型来估计他们的热光度和质量损失率。红外线天体是最明亮的星团天体，其光度与其初始质量和金属丰度相同。它们经历的质量损失率范围从几个1 e-6到1 e-4 Msun/年（或更多），大部分的传播是由于进化的影响，只有一个弱依赖于祖质量和/或初始金属丰度。1.3- 3 Msun星的质量损失约有一半是在持续1 e5年量级的超级风阶段脱落的。有分离外壳的物体被发现经历了最高的质量损失率，因此被解释为后超风物体。我们还提出了一个简单的方法来测量集群质量从L '波段图像。
2005-07-25 astro-ph
Very Large Telescope three micron spectra of dust-enshrouded red giants in the Large Magellanic Cloud
我们目前的ESO/VLT光谱在2.9--4.1微米范围内的大样本的红外星在大麦云（LMC），选择的基础上的MSX和2 MASS的颜色是非常灰尘笼罩的AGB恒星候选人。在30个目标中，有28个被确定为碳星，大大增加了LMC中已知的光学不可见碳星的数量。我们还提出了六个红外明亮的恒星或附近的三个集群在大麦哲伦星系的光谱，确定其中四个碳星和两个富氧超巨星。我们分析了C2 H2在3.1和3.8微米处的分子带，HCN在3.57微米处的分子带，以及我们归因于C2 H2的在3.70- 3.78微米区域中的尖锐吸收特征。有证据表明大麦哲伦星系碳星中C2 H2的丰度普遍较高，这表明大麦哲伦星系中金属丰度较低的碳氧丰度比较高。初始金属丰度较低也可能导致HCN和CS丰度较低。红外碳星的样品表现出一个范围内的C2 H2：HCN丰度比。我们没有发现强烈的相关性之间的性质的分子大气和拱星尘埃信封，但所观察到的吸收带的强度和形状的差异可以解释激发温度的差异。高质量损失率和强脉动将被视为与大尺度的分子大气高度相关。
2005-10-18 astro-ph
The Spectrum of Integrated Millimeter Flux of the Magellanic Clouds and 30-Doradus from TopHat and DIRBE Data
我们提出的综合通量的测量相对于本地背景的大麦哲伦星云和区域30剑鱼座（狼蛛星云）在LMC在四个频段集中在245，400，460和630 GHz的基础上，与TopHat望远镜的观测。我们将这些观测结果与DIRBE波段8，9和10的相应测量相结合，以覆盖这些物体的频率范围245 - 3000 GHz（100 - 1220微米）。我们目前的光谱为所有三个对象，并适合这些光谱的单组分灰体排放模型和报告最适合的尘埃温度，光学深度和发射率幂律指数，我们比较这些结果与其他测量在这些地区和其他地方。使用公布的尘埃颗粒不透明度，我们估计在三个地区的测量尘埃成分的质量。
2003-06-20 astro-ph
Dust in the Small Magellanic Cloud: Interstellar Polarization and Extinction
为了阐明SMC中的尘埃特性，我们首次测量了红化恒星样本光谱光学区域中五种颜色的线性偏振。对于其中两颗恒星，没有现有的紫外分光光度测量，但我们测量了相对较大的偏振，我们也从国际紫外探测器（IUE）获得了数据，以研究消光。主要结果如下：（1）SMC的最大偏振波长$λ_{max}$通常小于银河系;（2）然而，显示UV消光隆起的AZV 456具有银河系典型的$λ_{max}$，其偏振曲线较窄，与银河系相比，它的碰撞转移到更短的波长，它的紫外消光不符合银河系的分析插值曲线（3）“典型的”单调SMC消光曲线可以与无定形碳和硅酸盐颗粒最佳拟合;（4）对AZV 456的消光只能通过假设气体-粉尘比大于观察到的N（HI）/A（V）值来解释，其中有少量石墨形式的可用碳;（5）从消光和偏振数据的分析以及我们的模型拟合来看，SMC的颗粒通常比银河系中的颗粒小。
1997-04-10 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
R CrB Candidates in the Small Magellanic Cloud: Observations of Cold, Featureless Dust with the Spitzer Infrared Spectrograph
利用斯皮策太空望远镜红外光谱仪的低分辨率模式观测了小麦哲伦星云中的36颗演化恒星。其中两颗星MSX SMC 014和155在IRS波长范围（5.2-35 μ m）内具有几乎没有特征的光谱能量分布，F_nu峰值在~8-9 μ m。这些数据可以用一组无定形碳壳或单个600-700 K黑体来拟合。在现存的光谱数据库中发现的最相似的光谱是R CrB，尽管在R CrB和类似恒星中看到的光谱结构在SMC源中要弱得多或不存在。这两颗SMC恒星在近红外线上都显示出变化。地基可见光谱证实MSX SMC 155富含碳，正如对R CrB（RCB）恒星的预期，并且与先前确定为RCB候选者的物体相吻合。MSX SMC 155的底层恒星温度比典型的RCB恒星低。C_2天鹅带的强度和低温表明它可能是一颗罕见的DY Per-type星，这是迄今为止发现的第五颗DY Per-type星。MSX SMC 014代表SMC中的新RCB候选人，使SMC中的RCB候选人数量达到六个。这是斯皮策发现的第一个RCB候选者，也是第一个通过其红外光谱特征而不是其视觉变化来确定的。
2005-09-16 astro-ph
Ultraviolet Imaging Polarimetry of the Large Magellanic Cloud. II. Models
受新的探测火箭宽场偏振图像的大麦云，我们已经使用了三维蒙特卡罗辐射传输代码调查的逃逸近紫外光子从年轻的恒星协会嵌入磁盘的尘埃物质（即星系）。当光子通过圆盘传播时，它们可能被尘埃散射或吸收。散射的光子被极化并被跟踪，直到它们逃逸出来被观察到;吸收的光子加热尘埃，尘埃在远红外线中各向同性地辐射，星系在光学上很薄。该代码产生四个输出图像：近紫外和远红外通量，以及线性斯托克斯参数Q和U中的近紫外图像。从这些图像中，我们构建模拟紫外偏振图的LMC。我们使用这些地图上放置的LMC的恒星+尘埃的几何形状和其尘埃颗粒的光学特性的限制。通过调整模型的输入参数，以产生与观测到的偏振图相匹配的图，我们得到了关于LMC盘相对于天空平面的倾斜度以及散射相函数g的信息。我们计算i = 28 °的模型网格，36 °，和45 °，并且g = 0.64、0.70、0.77、0.83和0.90。最好地再现所观察到的偏振图的模型具有i = 36 + 2/-5度和g ~0.7。由于数据中的信噪比很低，我们不能对g的值进行严格的限制。高度倾斜的模型不匹配所观察到的中心对称的偏振模式周围明亮的OB协会，或偏振值的分布。我们的模型近似地再现了观测到的LMC西侧的紫外线偏振测量;然而，输出图像取决于许多输入参数，并且是非唯一的。
1999-09-08 astro-ph
Spatially resolved dusty torus toward the red supergiant WOH G64 in the Large Magellanic Cloud
利用甚大望远镜干涉仪（VLTI）的射电望远镜对大麦云（LMC）中的红超巨星WOH G64进行了N波段光谱干涉观测。WOH G64在H-R图上的位置与现有的恒星演化理论严重不符。WOH G64周围的尘埃包层已经在空间上得到了分辨，基线约为60米-这是第一次对河外星系中单个恒星源进行空间分辨的观测。观察到的N带能级在8~10微米范围内略有减小，向10微米方向逐渐增大，反映了10微米硅酸盐的自吸收特征。在四个位置角度相差约60度但基线长度大致相同（约60米）的情况下测量的vibrium没有显示出明显的差异，这表明该物体似乎接近中心对称。观测到的N波段的光度和光谱能量分布可以通过一个光学和几何上都很厚的硅酸盐环模型在接近极点的位置进行重现，中心恒星的光度被推导为2.8 x 10^5 Lsun，比之前基于球面模型的估计值低了2倍。从我们最近的观测和二维模型中获得的较低的光度使WOH G64在H-R图上的位置与25 Msun恒星的理论演化轨迹更加一致。我们还确定了在2.7和6微米的红外空间天文台和斯皮策太空望远镜获得的光谱中的H2O吸收功能。2.7微米的特征起源于光球层和/或扩展的分子层，而6微米的特征很可能起源于拱星。
2008-03-26 astro-ph
Detection of mid-infrared Aromatic Hydrocarbon Emission Features from the Small Magellanic Cloud
利用ISOCAM观测了小麦哲伦云（SMC）中单个静止分子云的中红外（5-16微米）光谱能量分布。光谱主要由6.2、7.7和11.3微米处的宽发射带主导，在8.6和12.7微米处具有较弱的带。由于这些是相同的带，具有相似的形状和相对强度，正如在我们银河系的ISM中所观察到的那样，相同的载流子必须存在于两个星系中。载流子被广泛认为是芳香烃的大分子或簇，其在高温脉冲期间吸收紫外和可见光子并发射中红外光子。根据中红外辐射的亮度和SMC中辐射场的估计强度，芳香烃的吸收量约为尘埃总吸收量的10%，与银河系尘埃的情况相当。对大多数SMC恒星消光的紫外线观测表明，SMC中的尘埃不会吸收在银河系消光中如此突出的2175埃特征。如果芳烃和无特征的消光曲线在SMC中普遍存在，那么我们可以得出结论，芳烃不是2175埃特征的载体。然而，SMC消光曲线的测量偏向于高温明亮的恒星，在那里芳香烃被破坏，因此没有2175埃的隆起可能不是典型的SMC尘埃。芳烃在SMC中的存在进一步表明，这些分子甚至存在于金属丰度比银河系盘低一个数量级的星际介质中。
2000-07-25 astro-ph
ISO observations of obscured Asymptotic Giant Branch stars in the Large Magellanic Cloud
我们目前的ISO测光和光谱观测的样本57个明亮的渐近巨星分支恒星和红超巨星的大麦云云，选择的基础上的红外天文台的颜色指示高质量损失率。利用12、25和60 $μ$ m的PHOT-P和PHOT-C测光以及12 $μ$ m的CAM测光，结合准同步地基近红外测光，为我们样本中的所有恒星绘制了色-色图。给出了23颗恒星3 ~ 14 $μ$ m区的PHOT-S和CAM-CVF光谱。根据色-色图和光谱，我们确定了样品中49颗恒星周围尘埃的化学类型。许多恒星都有富含碳的尘埃。麦哲伦星云中最明亮的碳星也有一个（次要的）富氧成分。OH/IR星具有硅酸盐吸收和发射翼。这里提出的独特的数据集允许详细研究的热脉冲AGB星的代表性样本，以及确定的光度。
1999-04-26 astro-ph
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
Signatures of Extragalactic Dust in pre-Swift GRB Afterglows
本文对光学/近红外波段的伽马射线暴余辉光谱能量分布进行了系统的分析。我们的输入列表包括了截至2004年底在前Swift时代观察到的整个世界余辉样本，这些样本有足够的公开数据。我们应用不同的尘埃消光模型来拟合观测到的SEDs（银河系、大麦云云和小麦哲伦云），并推导出GRB宿主星系中相应的本征消光和余辉的本征光谱斜率。然后，我们使用这些结果来探索电子分布函数的幂律指数的参数空间，并推导出未熄灭余辉的绝对大小。
2005-12-22 astro-ph
Obscured Asymptotic Giant Branch stars in the Magellanic Clouds IV. Carbon stars and OH/IR stars
本文介绍了大麦云星云中21颗尘埃笼罩的AGB星和小麦哲伦星云中另外3颗源的N波段测光。与近红外测光一起，这被用来对富碳和富氧大气进行初步分类。这些恒星的辐射光度也被估算出来。此外，我们还介绍了对大麦哲伦星云中OH脉泽的观测结果，这一观测发现了IRAS 04407 -7000的OH脉泽发射。在大麦哲伦星云中的两颗被严重遮蔽的AGB星获得了600到1000 nm的光谱，证实它们是高度红化的非常晚期的M型巨星。由于尘埃笼罩的恒星显然正在经历严重的质量损失，他们被认为是非常接近各自的渐近巨分支阶段的终止。质量损失的碳星的比例随着光度的增加而减少，正如热底燃烧所预期的那样。最佳的候选碳星，M_bol = -6.8等，是麦哲伦星云中最明亮的质量损失碳星，也是最明亮的AGB星之一。在较低的光度下（M_bol = -5等），既有氧星也有碳星，这可以用个别质量损失的AGB星的金属丰度范围来解释。
1997-09-12 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
Dust in Starburst Galaxies
为了研究星暴尘埃的性质，我们建立了星暴星系中恒星和尘埃的模型，并将其应用于30个观测到的星暴光谱能量分布（SED）。星暴模型是将两个恒星演化合成模型与一个描述恒星光子通过尘埃的辐射转移模型相结合而建立的。利用恒星演化合成模型计算了年龄在1 × 10^6 ~ 15 × 10^9年之间的恒星星族的无尘SED。使用Monte Carlo辐射转移模型，计算了平均银河系（MW）和小麦哲伦云（SMC）尘埃，两种不同的恒星/尘埃几何形状，和本地均匀或cluderous尘埃的尘埃的影响。使用颜色-颜色图，星爆模型被用来解释30星爆的行为与孔径匹配的紫外和光学SED（和IR的30）从以前的研究。从色-色图中，很明显，星爆中的尘埃有一个消光曲线，缺乏2175 A的凸起，就像SMC曲线一样，还有一个陡峭的远紫外线上升，介于MW和SMC曲线之间。恒星/尘埃几何学能够解释30个星爆在各种颜色图中的分布，它有一个内部的无尘恒星球，周围是一个外部的无星尘埃壳。当结合其他工作从文献中的猎户座地区和30多尔地区的大麦云，这项工作意味着一个趋势，在尘埃性质与恒星形成强度。
1997-05-07 astro-ph
The First Complete and Fully Sampled HI Survey of the Tidal Arms of the Magellanic System
大麦哲伦星系、小麦哲伦星系和银河系是一组壮观的相互作用的星系。突出麦哲伦云的潮汐臂延伸数十千秒差距，覆盖了南部天空的大部分。因此，这些旋臂和麦哲伦云本身是非常适合详细研究相互作用的星系系统的对象。我们提出的第一个结果的Parkes窄带HI调查的潮汐臂的麦哲伦系统。这是第一次完全抽样，空间完整的调查，这个系统。这些数据提供了关于柱密度分布和潮汐特征范围内的线剖面形状变化的信息。本文给出了麦哲伦系潮汐特征的云系目录，并讨论了其与观测参数经度、纬度和径向速度（vLSR和vGSR）的关系。我们发现了一个新的流状功能，这是最有可能相关的领先的手臂。详细的调查显示了一些云显示彗星的外观在位置速度表示（所谓的头，尾结构）。这些首尾结构被解释为云目前正在与环境介质相互作用。
2000-11-29 astro-ph
The Spitzer Survey of the Small Magellanic Cloud: FIR Emission and Cold Gas in the SMC
我们提出了新的远红外地图的小麦哲伦云（SMC）在24，70和160微米获得的一部分，斯皮策调查的小麦哲伦云（S3 MC，Bolatto等人。2006年）。这些地图涵盖了SMC Bar和更安静的Wing中大部分活跃的恒星形成。我们将我们的地图与文献数据相结合，得出整个SMC的尘埃表面密度。我们发现尘埃的总质量为3 × 10^5兆太阳，这意味着在所研究的区域内，尘埃与氢的比例为log D/H =-2.86，即1比700，其中包括H_2。假设尘埃粒子跟踪总气柱，我们得到了H_2在SMC上的表面密度。我们发现H_2的总质量M_H2 = 3.2 × 10^7 Msun，其分布与CO的分布相似，但更广。我们比较了CO和H_2在六个分子峰附近的分布，发现H_2平均比CO延伸\sim 1.3倍。在整个SMC中，隐含的CO到H_2的转换因子为XCO = 13 +/- 1 10^21 cm^-2（K km/s）^-1。在CO占据的体积上，我们发现一个较低的转换因子XCO = 6 +/- 1 10^21 cm^-2（K km/s）^-1，这仍然比使用维里质量方法得到的结果大几倍。分子峰的H_2表面密度\approx 180 +/- 30 Msun pc^-2，与银河系GMC中的密度相似，相应的折射率较低，为使这些测量值与光电离调节恒星形成理论的预测相一致，光电离调节恒星形成理论要求A_V \sim为6，…
2006-11-22 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 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
Probing Kolmogorov turbulence beyond the Magellanic Clouds: The Power of Southern Hemisphere's largest optical telescope (11m), SALT
哈勃的星系分类方案是基于蓝光的外观。星族演化揭示了星族I的气体和尘埃成分（“面具”）对底层较老的恒星星族的丰富多样的反应。然而，星族I的分量可能只占星系动力学质量的5%;此外，尘埃掩模在隐藏棒方面非常有效。我们首先讨论了旋涡结构中丰富的二元性，并提出了旋涡星系的近红外分类方案。接下来，我们将展示使用SALTICAM获得的图像将非常适合于探测关键问题，例如气体第一族组分中的可见光是否是柯尔莫哥洛夫湍流的结果，从最大尺度到奈奎斯特极限级联。如果是这样的话，星系中的光辐射将以一种全局分形模式组织起来，其固有的1D功率谱的斜率为-5/3，或者在2D中为-8/3。
2004-02-04 astro-ph
