Galactic Cannibalism: the Origin of the Magellanic Stream
我们处于宇宙中的一个特殊位置，这使我们能够近距离观察星系间的相互作用--我们最近的两个矮卫星星系LMC和SMC的合并。在我们有信心理解高红移下的合并之前，了解局部合并过程是很重要的。我们提出了高分辨率Nbody+SPH模拟的LMC和SMC的破坏和麦哲伦流的形成，并讨论了星系形成和演化的影响。
2002-01-24 astro-ph
Discovery of 16.6 and 25.5 s Pulsations from the Small Magellanic Cloud
我们报告了两个以前从未报道过的小麦哲伦星云方向的彗星的偶然发现，周期为16.6秒和25.5秒。这些探测是基于Rossi X射线定时探测器（RXTE）的存档PCA数据。导致这些检测的观察发生在2000年9月，持续了2.1天，曝光量为121 k。本文介绍了由ROSAT和ASCA成像X射线卫星所观测到的具有X射线源RX J0051.8-7310的16.6 s脉冲星的可能识别。
2001-12-14 astro-ph
N-body Simulations of the Small Magellanic Cloud and the Magellanic Stream
对小麦哲伦云（SMC）与银河系以及大麦云云（LMC）的引力相互作用进行了广泛的N体模拟。SMC被假定为一个棒星系，在相互作用之前，盘晕质量比为1，并由大量的自引力粒子建模，而银河系和大麦哲伦星系则由刚性球势表示。我们发现的最好的模型成功地再现了麦哲伦流（MS），以及麦哲伦流的主要对应物（主导臂），在麦哲伦云的对面，它模仿了在天空相应区域观察到的几个中性氢团的整体分布。由造父变星观测所提出的SMC棒沿视线方向的伸长已经部分地再现了，以及它在天空中的投影外观。该模型成功地解释了一些主要的趋势，在运动学的年轻人口在SMC酒吧和老年人口的SMC的“晕”，以及整体的速度模式的气体，年轻的恒星，和碳星在云间区域。
1995-03-27 astro-ph
Discovery of four X-ray quasars behind the Large Magellanic Cloud
我们在大麦云星云后面发现了四个X射线类星体（z_em = 0.26，0.53，0.61，1.63），其中三个位于大麦哲伦星云的横杠后面。这些类星体是通过钱德拉X射线观测卫星偶然发现的X射线源的光学对应物的光谱学来识别的。所有四个类星体都有OGLE-II项目的VI测光记录;其中一个被OGLE发现是可变的。我们介绍了类星体的性质，并讨论了它们可能的应用。
2002-03-06 astro-ph
Reddening map of the Large Magellanic Cloud bar region
本文给出了大麦云云棒区1123个位置的E（$-$ I）红化值。利用大麦哲伦星云光学引力透镜实验II星表中的红团簇星的V、I测光值估算红化。E（V $-$ I）值估计为给定区域中红色团块群体的（V $-$ I）观察值与特征值之间的差异。据发现，酒吧中的大部分区域的红化值小于0.1马格只有少数位置具有超过0.2马格的值。酒吧的东侧被发现是更红时相比，西侧，与类似的和相对较小的值差异红化在酒吧的大部分地区。沙洲东端的增红可能是由视线中的一小部分H I云引起的。高密度的HI云位于酒吧的东端应该造成了非常高的红化在这些地区，而只有一个相对较小的增加红化的估计。这表明，在这个方向上的大部分H I云可能位于酒吧后面。
2004-09-21 astro-ph
High-resolution N-body Simulations of Galactic Cannibalism: The Magellanic Stream
分层聚类代表了宇宙中星系形成的最佳范例;由于麦哲伦星系的邻近性，它为天体物理学家提供了为数不多的机会，让他们能够分解一颗卫星在被其宿主星系蚕食的过程中的完整的六维相空间历史。改进的观测数据的麦哲伦流和并行的进步计算能力的可用性，使我们重新审视规范的潮汐模型描述的小麦哲伦云的破坏和随之而来的流的形成。根据这些最新进展，我们建议改进潮汐模型。
2004-02-09 astro-ph
The O/H Distribution in the Transition Magellanic Galaxy NGC 1313
本文给出了棒旋麦哲伦星系NGC 1313的33个H Ⅱ区和3个弥散星际介质位置的多光纤发射线分光光度测量结果。H II区域显示出相当窄的高激发星云气体的热条件特征范围。电子温度直接确定在四个H II区域。全球O/H丰度分布在整个盘上非常平坦，为12 + log O/H = 8.4 +/- 0.1，可能酒吧区域的丰度比外盘高0.2 dex。NGC 1313是已知质量最高的棒星系，没有任何径向丰度梯度。在盘星系的丰度分布的酒吧的关键作用进行了重新审视。
1997-05-06 astro-ph
Evidence of a mis-aligned secondary bar in the Large Magellanic Cloud
在大麦云云（LMC）的主杆内，一个未对准的次级酒吧的证据。利用OGLE II数据得到了棒中红团星的密度分布和去红平均星等（$I_0$）。在\citet{a03}的视线中，主要表现为波浪形图案的酒吧区被定位。X-Z平面中的这些点描绘了S形图案，清楚地指示未对准的条。该特征具有统计学显著性，不依赖于LMC中心的$I_0$的考虑值。未发现棒区域的其余部分显示出翘曲或波浪图案。发现次级沙坝在Z方向上相当长，倾角为66 $^o$ .5 $\pm$ 0 $^o$ .9，而发现初级沙坝的未受扰动部分的倾角为15 $^o$ .1 $\pm$ 2 $^o$ .7，因此两个沙坝的东侧相对于西侧更靠近我们。发现次级棒的PA $_{maj}$为108 $^o$ .4 $\pm$ 7 $^o$ .3。在靠近LMC中心的H-I速度图中发现的流动运动可能是由次级沙坝引起的。LMC中最近的恒星形成和气体分布可能是由未对准的次级棒驱动的。
2004-02-03 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
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
Mid-infrared photometry of carbon stars and perspectives for surveys in the Magellanic Clouds from Dome-C
对MSX空间红外卫星数据的初步分析似乎证实，[8.8]-[12.5]微米的颜色指数与我们银河系碳星的质量损失率有很好的相关性。将这一中红外观测标准扩展到麦哲伦云，使用小型望远镜，能够从南极高原的Dome-C进行连续观测，对于追踪当地AGB的数量和演变至关重要。
2003-11-07 astro-ph
X-ray source populations in the Magellanic Clouds
早期对麦哲伦云的X射线观测是用爱因斯坦、ASCA和ROSAT卫星的成像仪器进行的，揭示了离散的X射线源和大规模的扩散发射。可以详细研究超新星遗迹、高质量和低质量X射线双星和超软X射线源的大样本。今天，主要的X射线天文台XMM-牛顿和钱德拉以其先进的角度和光谱分辨率和扩展的能量覆盖范围，非常适合于详细研究这些星系中的X射线源的人口，并得出我们自己的银河系的结论。我们总结了我们的知识，X射线源人口的MC从过去的任务和目前的第一个结果，从系统的研究小麦哲伦云（SMC）使用越来越多的档案XMM-牛顿观测。
2007-12-17 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
ORFEUS II echelle spectra : H_2 measurements in the Magellanic Clouds
在哥白尼卫星发射20多年后，ORFEUS再次允许通过FUV吸收光谱法研究扩散星际介质中的分子氢。这一次，麦哲伦星云中的目标也被观测到，这是第一次在银河系盘外的贫金属环境中对冷H_2进行研究。本文介绍了沿HD 269698（Sk 67 166）、HD 269546（Sk-68 82）和HD 36402（Sk 67 104）视线方向对大麦哲伦星云气体中H_2的新测量结果，并对ORFEUS在麦哲伦星云中的H_2测量结果进行了总结。在七条视线上，我们研究了N（H Ⅰ），N（H_2），E（B-V）之间的相关，并与银河系盘中H_2的观测结果进行了比较。我们发现H_2的丰度相对于总气体量来说是很低的，并推测分子形式的氢的分数受到麦哲伦云较低的尘埃含量的限制。
2000-05-12 astro-ph
The Magellanic Stream in Modified Newtonian Dynamics
麦哲伦流是从麦哲伦云向银河系南极延伸的一系列云，其动力学受银河系中物质分布和数量的影响。我们计算的银河系盘上MS的引力效应的修正牛顿动力学（MOND）的框架内，并与观测流的径向速度进行比较。我们认为，潮汐力的银河系，剥离材料从MC形成MS，并使用一个没有晕模型的银河系，我们忽略了影响的阻力的星系晕的MS。我们还比较了MONDian动态与对数和幂律暗晕模型，并表明MOND理论似乎是合理的描述动态的卫星星系，如MC。最后，我们进行了极大似然分析，以获得最佳的MOND参数的银河系磁盘。
2007-01-09 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
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 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
Discovery of nine quasars behind the Large Magellanic Cloud
我们目前发现的九个类星体背后的大麦云云，发射红移范围从0.07到2.0。其中6个是在OGLE-II数据库中对物体中的类星体进行系统的基于变率的搜索时确定的。基于变异性的候选者选择与候选者的颜色相结合似乎是识别类星体的强大技术，可能达到ca。50%的效率。我们报告了一个明显的变化幅度和变化的时间尺度之间的相关性，这-如果得到证实-可以把更多的限制类星体候选人的选择。剩下的三个类星体是通过钱德拉X射线天文台卫星偶然发现的X射线源的光学对应物的后续光谱学确定的。尽管候选天体的位置在LMC棒上分布得相当均匀，但已确认的类星体都出现在棒的外围附近。
2005-07-08 astro-ph
Dark Matter Annihilations in the Large Magellanic Cloud
从大麦云云的外围星团得到的平坦的自转曲线暗示了大麦哲伦暗物质晕的存在。从复合HI和星团旋转曲线，我估计的参数的等温暗物质晕添加到一个“最大的磁盘。“然后，我研究了在大麦云云中心区域探测非重子暗物质湮灭产生的高能伽马射线的可能性。
1993-12-06 astro-ph
An Atlas of FUSE Sight Lines Toward the Magellanic Clouds
我们提出了一个图集的57大麦云（LMC）和37小麦哲伦云（SMC）的观测获得的远紫外光谱探测器（FUSE）卫星。该图集以约15 km/s的分辨率突出显示了12条星际吸收线跃迁。这些转变涵盖了广泛的温度，电离状态和丰度。包括OVI，探测热（T~3x10^5 K）电离气体; CIII和FeIII，探测热（T~10^4 K）电离气体; SiII、PII、CII、FeII和OI，热中性气体;以及六种不同的分子氢跃迁，跟踪冷（T<=500 K）气体。我们包括施密特Halpha CCD图像的区域周围的每个视线显示附近的温暖的电离气体的形态，随着连续图像附近的每个FUSE光圈位置。最后，我们提出了几个初步的科学结果来自这个数据集的星际介质的麦哲伦云和星系晕。
2001-10-23 astro-ph
Kinematics of massive stars in the Small Magellanic Cloud
我们给出了小麦哲伦星云（SMC）中2045颗恒星的径向速度，这些速度是由Evans等人（2004）的2dF测量获得的。这些恒星中的绝大多数都是OBA型，追踪年轻恒星星族的动态。将样本分成特定的“棒”和“翼”样本（分别位于线的北部和南部：$δ$ = -77 $^{\circ}$ 50“+ [4 $α$”，其中$α$以分钟为单位），我们发现SMC棒中的速度梯度为26.3 +/- 1.6 km/s/deg。在126 +/-4度的位置角处。柱中的导出梯度对于两个样品之间采用的分界线具有稳健性。最大的红移出现在SMC翼，其中的速度分布似乎不同于酒吧，最有可能的结果是麦哲伦云之间的相互作用，预计已发生0.2 Gyr前。样本中所有恒星的平均速度为+172.0 +/- 0.2 km/s（与已发表的较老恒星群的结果相比，红移了约20 km/s），速度色散为30 km/s。
2008-01-22 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
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
V(RI)sub(c) Photometry of Cepheids in the Magellanic Clouds
我们提供了大麦云云中13颗造父变星的V（RI）子数据，每个波段55颗。测光的不确定性中值由Moffett、Gieren和Barnes（1998）计算，其中包含每个波段的1000个测量值（$\pm 0.01$等），涉及22个变量，周期范围为8- 133天。
1999-04-12 astro-ph
On the model of dust in the Small Magellanic Cloud
我们在这里提出的尘埃模型的小麦哲伦云酒吧计算的第一次与正规化的方法。核幔和/或复合颗粒（主要由硅酸盐和有机耐火材料制成）与硅纳米颗粒的简单混合物与以下内容一致：1）观察到的AzV 398消光（典型的SMC条视线），2）元素丰度，以及3）星际辐射场的强度。我们预测了模型的预期的非对称性和非对称性参数，这可以在未来的观测中进行检验。建议的尘埃模型也可以通过寻找预期的扩展红色发射来测试。
1998-12-29 astro-ph
Australia Telescope Compact Array Survey of Candidate Ultra-Compact and Buried HII Regions in the Magellanic Clouds
我们提出了一个系统的调查超紧凑HII（UCHII）地区的麦哲伦云。了解大质量恒星形成的物理过程是一个重要的天体物理学问题。MSF的研究始于我们星系的UCHII区域，但在此之前还没有对其他星系进行过调查。我们根据红外天文卫星（IRAS）的颜色选择候选者，并使用澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）在3和6厘米处对它们进行成像。几乎所有观测到的区域都含有与热辐射一致的致密射电源。许多辐射源都与可见光HII区有关，并且通常射电辐射追踪HII区最年轻和最密集的部分。致密射电源的光度函数和莱曼连续通量的数量分布与标准恒星和星团初始质量函数一致。IRAS诊断的这种类型的系统评估对于解释斯皮策太空望远镜数据非常重要，这将探测附近星系中类似的物理尺度，就像IRAS在麦哲伦云中所做的那样。
2004-07-23 astro-ph
Dark Bulge, Exponential Disk, and Massive Halo in the Large Magellanic Cloud
大麦云云的旋转曲线是我们从Kim等人（1998）观测到的高分辨率HI位置-速度图中得到的，它显示了一个陡峭的中心上升和平坦的旋转，并逐渐向边缘上升。利用旋转曲线，我们计算了表面质量密度的分布，并表明LMC有一个黑暗的紧凑的隆起，指数盘，和一个巨大的晕。该凸起距离恒星棒中心1.2 kpc，并且与光学对应物无关。这表明“暗隆起”中有很大一部分暗物质，具有极高的质光比（M/L）。相反，与周围区域相比，恒星棒具有较小的M/L比。(http：//www.ioa.s.u-tokyo.ac.jp/tokyofue/99lmc.htm）
1999-06-14 astro-ph
Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer Survey of Magellanic Cloud Supernova Remnants
我们报告的进展，迄今为止，从一个正在进行的公正的紫外线调查的超新星遗迹在麦哲伦云使用远紫外线光谱探测器（FUSE）卫星。这次巡天正在获取麦哲伦云超新星遗迹随机大样本的光谱，这些样本具有广泛的无线电，光学和X射线特性。迄今为止，在调查中观察到39个物体（38个在LMC，1个在SMC），15个被发现，发现率接近40%。我们的调查使麦哲伦星云中紫外线探测到的信噪比增加了近两倍（从8个增加到22个）。由于FUSE对漫射源的敏感性，在许多情况下，对未探测物体的上限是相当敏感的。估计的O~VI的总光度范围很广，从比推断的软X射线光度亮很多倍到暗很多倍，这表明O~VI可能是某些物体中重要的且基本上未被识别的冷却剂。我们比较了检测到的和未检测到的物体的光学和X射线特性，但没有找到一个简单的紫外线可探测性指标。未探测到可能是由于发射的块状物，高前景消光，发射被麦哲伦星际介质衰减的缓慢冲击，或这些效应的组合。
2006-05-19 astro-ph
Light curves and metal abundances of RR Lyrae variables in the bar of the Large Magellanic Cloud
大麦云云（LMC）被广泛认为是天文学距离尺度的基石，然而根据“短”和“长”距离尺度的预测，它的距离存在0.2-0.3等的差异。从星群II到大麦哲伦星云的距离是根据天琴座RR变量确定的。我们已经开展了一项观测活动，致力于定义平均视光度和研究大麦哲伦星云中天琴座RR星的质量-金属丰度关系。这些比较与集群RR天琴座类似的数量。其目的是要看看是否有一个内在的光度差异，可能是由于质量的差异，可能存在之间的领域和集群RR天琴座，这可能是众所周知的二分法之间的“短”和“长”的距离尺度。初步结果的V和B-V光变曲线，平均视星等，和102 RR天琴座在酒吧的LMC，在1999年1月在欧洲南方天文台观察到的脉动特性。测光数据与Johnson测光系统精确关联。与由Alcock等人1996年合作获得的LMC棒中天琴座RR的光度测定进行了比较。我们的样本包括从Alcock等人（1997）中选出的9个双模RR天琴座，其中提出了用DeltaS方法估计金属丰度的方法。
1999-09-20 astro-ph
RR Lyrae stars in the inner Large Magellanic Cloud: Halo-like location with a disk-like distribution
本文研究了大麦云云内RR型天琴座星的分布及其描绘的大麦哲伦云晕结构。由OGLE II调查确定的RRLS被用来估计它们在LMC的酒吧区域的数量密度分布。为了找到它们的位置，我用ab型星的消光校正平均星等估计了它们在大麦哲伦星云中分布的标度高度。发现密度沿LMC条和跨LMC条不同地变化，并且发现差异具有统计学显著性。发现密度分布像LMC棒一样被拉长，并且拉长的位置角（PA）被估计为112。$^o$ 15. $^o$ 3.这个PA值与用红团星和巨星估算的棒的PA $_{maj}$相同，误差在误差范围内。它们的密度分布的椭圆率估计为$\sim$ 0.5，非常类似于从巨星估计的棒的椭圆率。上述结果表明，大多数人口的RRLS中心区域的LMC被发现有酒吧的签名。这一结果可能意味着这些恒星中的大多数都位于盘中，将酒吧视为盘特征。另一方面，发现它们的尺度高度为3.0 $\pm 0.9$ kpc。这表明RRLS位于晕圈中而不是盘中。因此，这些恒星在大麦哲伦星云的内部有类似晕的位置和类似盘的密度分布。我讨论了这个令人费解的组合的一些可能的形成方案。
2005-12-02 astro-ph
The morphology of the Magellanic Clouds revealed by stars of different age: results from the DENIS survey
从DENIS目录中提取的颜色-星等图（I-J，I）的不同区域中的源的空间分布朝向麦哲伦云（DCMC-Cioni等人，2000年）显示出明显不同的形态。每个区域都与不同的年龄组相关联。大麦云云（LMC）呈现出一个延伸的圆形，有一个突出的偏离中心的棒，一个核和不规则的旋臂。小麦哲伦星云显示了一个扰动的结构，中心有一个突出的恒星聚集区。老年人和年轻人相互抵消。
2000-05-03 astro-ph
Variable stars in the bar of the Large Magellanic Cloud: the photometric catalogue
162颗变星的Johnson-Rinins B、V和I光变曲线星表（135个RR天琴座，4个候选的异常造父变星，11个经典造父变星，11个食双星和1个盾牌座δ星）在靠近大麦云云条的两个区域中，连同坐标，发现图表，周期，历元，振幅，和变量的平均量（强度平均和星等平均光度），完全覆盖光的变化。一颗星的恒星比较与OKIO和OGLE II光度计的基础上，在共同的变星和恒星，我们的光度计的转换关系。详细讨论了样品中天琴座RR型星的脉动性质。本文导出了具有完整和规则光变曲线的基模天琴座RR型星（29颗）的光变曲线傅里叶分解参数。根据Jurcsik和Kovacs（1996）以及Kovacs和Walker（2001）的方法，它们被用来估算变星的金属丰度、绝对星等、内禀（B-V）o色和温度。从傅立叶参数导出的频率与相应的观测量进行了比较。特别是，“光度”金属丰度与Gratton等人（2004年）从甚大望远镜FORS获得的低分辨率光谱中获得的光谱金属丰度进行了比较。
2004-09-30 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
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
Line of sight depth of the Large and Small Magellanic Clouds
我们利用光学引力透镜实验（OGLE II）巡天和麦哲伦云测光巡天（MCPS）的红色团块星来估计视线深度。观测到的红团星的星等和颜色分布的色散，在校正了其他影响的贡献后，被用来估计视线深度。由于深度的原因，这种色散的范围从可以估计的最小色散到0.46 mag（500 pc到10.44 Kpc的深度）。在SMC的情况下，色散范围从最小色散到0.35等（深度为665秒差距至9.53千秒差距）。LMC棒的厚度剖面表明它是扩口的。沙洲区域的平均深度为4.0 $\pm$ 1.4千秒差距。LMC的晕（使用天琴座RR星）被发现有更大的深度相比，磁盘/酒吧，这支持存在的内晕的LMC。LMC柱和盘估计的大深度表明LMC可能有轻微的合并。在SMC的情况下，发现棒深度（4.90 $\pm$ 1.23 Kpc）和盘深度（4.23 $\pm$ 1.48 Kpc）在标准差范围内。我们发现的证据增加深度附近的光学中心（高达9千秒差距）。另一方面，估计的深度晕（RR Lyrea星）和磁盘（RC星）的酒吧区的SMC被发现是相似的。因此，增加的深度和增强的恒星以及光中心附近的HI密度表明SMC可能有一个凸起。
2008-09-16 astro-ph
The Star Formation History of the Large Magellanic Cloud
使用哈勃太空望远镜上的WFPC 2，我们已经在V和I通带中创建了大约100，000颗恒星的深色星等图，这些恒星位于LMC棒中心的一个区域和另一个区域。从19等< V < 23.5等的主序光度函数（LFs）、红团和水平支的形态以及两个场的微分赫斯图都强烈地暗示盘和棒具有显著不同的恒星形成历史（SFHs）。在过去的15 Gyr中，盘的SFH相对平滑和连续，而棒的SFH主要由中间年龄的恒星形成事件所主导。比较的LF对帕多瓦理论恒星演化模型和假设的年龄-金属丰度关系的基础上的预测，使我们能够确定占主导地位的恒星星族在酒吧的恒星形成的情节，发生在4至6和1至2 Gyr前。这些事件分别占其恒星质量的25%和15%。磁盘领域可能会分享一个温和的增强SF的年轻的插曲，因此，我们确定了4至6 Gyr插曲与形成的LMC酒吧。
2001-09-25 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
Metal abundances of RR Lyrae stars in the bar of the Large Magellanic Cloud
利用甚大望远镜（VLT）对大麦云云棒中的98颗RR型天琴座和3颗短周期造父变星进行了低分辨光谱测量，得到了它们的金属丰度（[Fe/H]）。我们的金属丰度具有+/-0.17 dex的典型误差。天琴座RR型星的平均金属丰度为[Fe/H]=-1.48 +/- 0.03 +/- 0.06（Harris 1996）。恒星间的散射（0.29 dex）大于观测误差，表明金属丰度的真实分布。导出的金属丰度范围为-2.12 < [Fe/H] <-0.27，但只有少数恒星的[Fe/H] >-1。对于ab型变量，我们比较了我们的光谱丰度与从光变曲线的傅立叶分解得到的。我们发现这两种技术之间有很好的一致性，一旦考虑到这两种方法中使用的金属丰度尺度之间的系统偏移为0.2德克斯。将光谱金属丰度与变元的去红视星等结合，得出LMC RR型天琴座恒星光度-金属丰度关系的斜率：结果值为0.214 +/- 0.047 mag/dex。最后，3颗短周期造父变星的[Fe/H]值在-2.0 < [Fe/H] <-1.5之间。它们比典型的LMC RR型天琴座恒星更贫金属，因此它们更有可能是异常造父变星，而不是在一些矮不规则星系中发现的短周期经典造父变星。
2004-05-21 astro-ph
Discovery of a 9-s X-Ray Pulsar, AX J0049-732, in the Small Magellanic Cloud
本文报道了ASCA在小麦哲伦星云（SMC）中发现的一颗新的X射线脉冲星AX J 0049 -732。脉冲形状为正弦，重心周期为9.1320 +/- 0.0004 s。X射线光谱符合吸收幂律模型，光子指数约为0.6，柱密度约为1.3 e22 cm^-2。在0.7-10.0 keV能量范围内，未被吸收的通量估计为~ 8 e-13 erg cm^-2 s^-1，对应于SMC距离为62 kpc时的X射线光度~ 4 e 35 erg s^-1。
2000-12-15 astro-ph
The dynamics of satellite disruption in cold dark matter haloes
我们利用基于宇宙学初始条件的N体模拟研究了冷暗物质宿主晕中潮汐加热和卫星破裂的物理机制。我们的共振冲击和共振力矩与主机晕卫星加热的重要性。共振冲击（扭矩）将卫星在其轨道上的径向（切向）运动耦合到其相空间。对于圆形轨道上的卫星，类ILR共振主导加热，这种加热导致卫星质量持续损失。我们估计的要求，模拟实现这些动态微扰理论。共振冲击和共振扭矩都会影响偏心轨道上的卫星。我们证明，卫星质量损失是一个由外向内的过程中的能量空间，卫星的恒星和气体，从而保护自己的光环潮汐剥离。我们模拟了一个类似于银河系暗物质晕中大麦云（LMC）的晕的演化，并得出结论，大麦哲伦星云的恒星还没有被剥离。最后，我们提出了一个简单的算法估计卫星质量的演变，包括冲击加热和谐振力矩。
2009-08-17 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Magellanic Clouds. II. Single-Mode Second Overtone Cepheids in the Small Magellanic Cloud
我们提出了一个样本的13个候选人的单模第二泛音造父变星发现在2.4平方度的面积的SMC酒吧在OGLE微透镜搜索。所有候选者都通过了四项光度测试：光变曲线的傅立叶参数分析，R_21和R_21，周期光度图中的位置和颜色星等图中的位置。这些恒星形成了一个非常均匀的天体群，具有非常相似的低振幅和几乎正弦曲线形状的光变曲线。它们的颜色指数B-V和V-I也非常相似，这些天体确定了第一泛音造父变星不稳定带的观测蓝边。这是迄今为止探测到的第一个单模第二泛音造父变星的可靠样本。
1999-04-06 astro-ph
On the common mass scale of the Milky Way satellites
我们使用一种混合的方法，结合高分辨率的模拟银河系的形成类似的晕的星系形成的半解析模型来研究矮星系的质量含量的和谐$Λ$ CDM宇宙学。我们发现，在600 pc的暗物质晕托管发光卫星的质量有一个中间值$\sim 3.2\times 10^7$ Msun与非常小的对象到对象的散射。相比之下，目前的模型卫星的总光度跨越近五个数量级。这些发现与最近在文献中报道的银河系矮球状星系的结果非常一致。在我们的模型中，像小麦哲伦云这样的矮不规则星系，被预测在600 pc内具有相似或略大的暗物质质量。
2009-06-16 astro-ph
Coupling between satellite dwarfs and the Milky Way warp
卫星星系的扰动，特别是大麦云（LMC），被反复提出并被认为是银河系弯曲的原因。虽然大麦哲伦星系可能会在银河系暗物质晕中激发出一个尾流，这可能会提供足够的扭矩来激发观测到的量级的翘曲，但它的轨道可能与翘曲的节点线的方向不相容。Sgr dSph星系有一个合适的轨道，由于它的轨道更近，可能会产生比LMC更强的潮汐效应。证据表明，Sgr可能是负责的翘曲来自其轨道角动量，这与银河系盘的翘曲组件的角动量具有相同的幅度，并与之反aligned.We运行高分辨率数值N体模拟Sgr大小的卫星围绕银河系大小的磁盘来测试这一想法。初步结果表明，Sgr大小的卫星确实可以激发具有类似于银河系观察到的特性的翘曲。
2003-10-08 astro-ph
Mass loss and AGB evolution in Galactic satellites
综述了金属丰度对AGB质量损失的影响。观测主要局限于麦哲伦云，但在整个本星系群都是可行的。膨胀速度预测强烈依赖于Z，但峰值质量损失率似乎不。Mira PL关系没有显示出Z依赖性的证据，给出了一个强大的潜在距离指标：我推导出LMC的距离模数为$m-M = 18.63 +/- 0.09，以及球状星团水平分支的明亮校准。最后，在低Z的预测的初始-最终质量关系示出产生更高的质量残留物。这将导致年轻的低Z人口中超新星的发生率增加，例如在早期宇宙中发现的。
1998-10-19 astro-ph
Depth estimation of the Large and Small Magellanic Clouds
我们利用光学引力透镜观测和麦哲伦云测光观测的红团星来估计云的深度，并利用观测到的红团星星等和颜色分布的色散来估计云的深度。云内部变红和测光误差。观测到的视线深度色散范围为0.023等至0.45等（深度500秒差距至10.4千秒差距）和0.025至0.34等（深度670秒差距至9.53千秒差距）。LMC棒的深度剖面表明它是张开的。棒区域的平均深度为4.0 $\pm$ 1.4千秒差距。北盘被发现有深度（4.17 $\pm$ 0.97 kpc）比盘的南部大（2.63 $\pm$ 0.8kpc）。东西盘之间没有深度变化的迹象。盘的平均深度为3.44 $\pm$ 1.16 kpc。在SMC的情况下，钢筋深度（4.90 $\pm$ 1.23 kpc）和磁盘深度（4.23 $\pm$ 1.48千秒差距）大麦哲伦星云的一个显著特征是在光学中心附近深度增加，大麦哲伦星云棒和北盘的大色散估计表明，大麦哲伦星云LMC的晕（使用RR型天琴座星）比盘/棒有更大的深度，这支持了LMC内晕的存在。另一方面，对于SMC棒区，晕（RR型天琴座星）和盘的估计深度相似。因此，增加的深度和增强的恒星以及光中心附近的HI密度表明SMC可能有一个凸起。
2009-02-02 astro-ph
Monitoring and Discovering X-ray Pulsars in the Small Magellanic Cloud
用RXTE对SMC进行定期监测，发现了大量的X射线碎片。加上其他卫星的发现，目前已知至少有45颗SMC星。其中一个来源是一颗周期约为7.8秒的脉冲星，于2002年初首次被发现，自发现以来，它已经被发现爆发了9次。爆发模式清楚地显示了45.1 +/- 0.4 d的周期，这被认为是该系统的轨道周期。此外，我们亦已获得其他九个火山爆发期的候选数据，而继续进行监察，便可确定这些数据。如此大量的脉冲星都位于大致相同的距离处，使得能够进行大量的比较研究。此外，发现的大量恒星（这大大超过了简单地通过缩放SMC和银河系的相对质量所预期的数量）揭示了SMC最近的恒星形成历史，这受到了LMC和银河系的影响。
2004-02-02 astro-ph
On the formation of the Magellanic Stream
我们使用高分辨率的N体/SPH方法研究了大麦云云与银河系之间的流体动力学和引力相互作用。我们模型的黑暗和热扩展晕组件，以及恒星/气体盘的两个星系。潮汐力扭曲了大麦哲伦星云的盘面，形成了一个条形，并产生了一个弥散的恒星晕和强烈的翘曲，尽管很少有恒星是从大麦哲伦星云中脱离出来的。来自低密度电离晕的冲压压力足以从大麦哲伦星系盘中移除$1.4 \times 10^8M_\odot$气体，从而在银河系周围形成一个巨大的环形尾流。
2003-09-09 astro-ph
The Warp of the Galaxy and the Orientation of the LMC Orbit
在研究了伴随卫星产生的弯曲的方向之后，我们表明，如果麦哲伦云是其原因，银河弯曲将以不同的方式取向。我们已经处理的问题分析，并补充它与数值N体模拟。
2000-02-02 astro-ph
Post Main Sequence Orbital Circularization of Binary Stars in the Large and Small Magellanic Clouds
本文介绍了麦哲伦星云食双星轨道的研究结果。这些样品中包括由OOO项目在大麦云（LMC）中发现的4510个EB，由OGLE-Ⅱ项目在LMC中发现的2474个EB（其中1182个也在OOO样本中），OOO项目发现的小麦哲伦云（SMC）中的1380个，OGLE-II项目发现的1317个SMC EB（其中677个也在LMC样本中）;我们还考虑了LMC酒吧中79个EB的EROS样本。初级和次级最小值之间的相位差的统计数据使我们能够推断这些样本中轨道偏心率的统计数据。我们证实了著名的没有偏心轨道的近距离双星。我们还发现了在较长周期的系统中，当一个成员超出主序列时，快速循环的证据，正如以前的研究所发现的那样。
2007-11-17 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
Dynamics of the Galaxy's Satellites
银河系的卫星提供了关于大半径星系晕密度的独特信息。即使包含一些相当不准确的自行，也解决了旧的质量估计中的模糊性，有利于更高的值。许多卫星集中在溪流中。麦哲伦流的动力学提供了一个早期的迹象，表明晕达到超过100千秒差距。云层之间的潮汐力目前正在扰乱云层的内部动力学。人们可以预期，随着MW的潮汐场激发了云的相互轨道的偏心率，这种损害会迅速恶化。这个过程尚未完全建模，对于理解寻找引力透镜事件中的自透镜程度非常重要。人马座矮星系很可能对银河系的翘曲有很大的贡献。最简单的矮人轨道模型错误地预测了曲速节点线的方向。更复杂的模型，其中剥离暗物质的复杂分布预测，可能会更成功。
2000-06-28 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
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
