S 111 and the polarization of the B[e] supergiants in the Magellanic Clouds
我们用光学偏振成像仪对大麦云云B[e]超巨星S 111进行了线偏振测量。发现的内在极化是一致的存在下，轴对称的拱星信封。我们还估计了电子密度的S 111使用的数据从文献中，并重新审视了偏振和包络参数的B[e]超巨星使用最近的红外校准颜色数据之间的相关性。这些数据表明，极化确实可以用电子散射来解释。我们已经使用Monte Carlo代码来模拟麦哲伦B[e]超巨星的连续极化。结果表明，它们的包层电子密度分布更接近于均匀分布，而不是r $^{-2}$依赖性。同时，与圆柱形分布相比，具有密度对比的球形分布对数据拟合得最好。的数据和模型结果支持的想法，存在一个赤道盘和两个组件的风模型的信封的B[e]超巨星。光谱偏振法将有助于我们进一步了解这些信封。
2001-09-06 astro-ph
Pristine CNO abundances from Magellanic Cloud B stars II. Fast rotators in the LMC cluster NGC 2004
本文对年轻的大麦云星云NGC 2004中的三颗主序星进行了光谱丰度分析。所有三个目标的预计旋转速度都在130公里/秒左右。提出的技术，允许恒星的参数和化学丰度的推导，尽管这些高V正弦值。结合以前对该星团恒星的分析，我们没有发现主序星中存在旋转混合效应的证据，旋转混合速率高达130 km/s。除非赤道旋转速度明显大于v sin i值，否则这一发现可能与理论预期一致。NGC 2004/B30是一颗位于蓝赫兹泉间隙的恒星，它的演化状态不确定，在大气层中有明显的混合迹象。因此，为了验证旋转混合的影响，需要对低金属丰度主序星B星在广泛的旋转速度范围内的统计学显著样本进行均匀分析。
2005-10-19 astro-ph
Revealing the Nature of Asymmetric Planetary Nebulae through Abundance Analysis
通过对银河系和麦哲伦星云中均匀的行星状星云（PN）样品的研究，探讨了行星状星云（PN）形态与其前身性质之间的相关性。我们选择PNe的光谱分析的可靠的丰度，其形态是已知的，并比较了元素的丰度与恒星演化的渐近巨星分支（AGB）恒星模型的最终产量的变化。我们发现，大多数非对称PNe都来自于银盘和麦哲伦云中大质量AGB星的演化。
2007-09-19 astro-ph
Star cluster evolution in the Magellanic Clouds revisited
麦哲伦星云中星团的演化一直是最近重大争议的主题，特别是关于最早的，基本上与质量无关的破坏阶段（称为“婴儿死亡”）的重要性和长度。在这里，我们采取一种新的方法来解决这个问题，使用一个大的，独立的，均匀的数据集的UBVR成像观测，从中我们得到的集群年龄和质量分布在大，小麦哲伦云（LMC，SMC）在一个自洽的方式。我们的结论是，（光学选择）SMC星团人口经历了最多约30%（1 sigma）的婴儿死亡率之间的年龄范围从约3-10百万年，约40-160百万年。我们排除了在>6sigma水平下每10岁（直至10^9岁的整个年龄范围）90%的聚集性死亡率。使用一个简单的方法，我们得出一个“特征”集群中断的时间尺度的集群人口在LMC，这意味着我们正在观察初始集群质量函数。初步结果表明，LMC集群人口可能受到<10%的婴儿死亡率的影响。
2008-08-19 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 Magellanic Cloud Calibration of the Galactic Planetary Nebula Distance Scale
银河系行星状星云（PN）的距离推导，除了在少数情况下，通过校准的统计特性的PNe。这样的校准是有限的，由几个非均匀的方法，每个携带自己的负债集获得的个人PN距离的准确性。在本文中，我们使用的物理性质的PNE在麦哲伦云，和他们的准确已知的距离，重新校准的Shklovsky/Daub距离技术。我们的新校准与Cahn等人（1992）常用的距离尺度非常相似（在1%以内），尽管存在重要的差异。我们发现，无论是距离规模工程以及与经典的PNe（“蝴蝶”）双极形态，虽然银河和麦哲伦云校准中的辐射约束PN序列具有相似的斜率，从光学厚到光学薄的转变似乎发生在比Cahn等人所采用的更高的表面亮度和更小的尺寸下。在确定标度因子时的色散表明，通过这种方法得出的PN距离至少有30%的不确定性，并且这种分散性不能通过使用更好的校准器来显着降低。我们提出了一个目录的银河PN距离使用我们的重新校准，可用于未来的应用程序，并比较最好的个人银河PN距离我们的新的和其他几个距离尺度，无论是在文献中，我们新重新校准，发现我们的规模是最可靠的日期。
2008-07-07 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
On the Iron content of NGC 1978 in the LMC: a metal rich, chemically homogeneous cluster
我们对NGC 1978中的巨恒星进行了详细的丰度分析，NGC 1978是大麦云星云中的一个大质量、中等年龄的星团，其特征是椭圆率很高，并被怀疑有金属丰度分布。我们分析了11个巨人，所有的集群成员，通过使用高分辨率光谱获得的UVES/火焰光谱仪在ESO甚大望远镜。我们发现铁的含量[Fe/H]=-0.38 dex，色散非常低（0.07 dex），平均日心径向速度Vr=293.1（误差为0.9 km/s）和速度色散（3.1 km/s），因此排除了存在显着的金属丰度，以及速度，在集群内传播。
2006-05-25 astro-ph
NGC 346 in the Small Magellanic Cloud. III. Recent Star Formation and Stellar Clustering Properties in the Bright HII Region N 66
在我们对小麦哲伦星云（SMC）中的恒星形成区NGC 346/N66及其周围区域的测光研究的第三部分中，我们主要关注哈勃空间望远镜用高级巡天照相机观测到的大量低质量主序前恒星。我们研究了在$V-I$、$V$ CMD中观察到的前主序列群体增宽的起源。最有可能的解释是存在不同的红化现象，或者是年轻恒星的年龄分布。假设后者，模拟表明我们不能排除NGC 346中的恒星可能分别在大约1000万年前和500万年前的两次不同事件中形成的可能性。我们发现PMS恒星并不是均匀分布在NGC 346上，而是至少分为五个不同的星团。在0.8 $''$到8 $''$的空间尺度上（在SMC的距离上为0.24到2.4 pc），PMS星的聚类由两点角关联函数计算，具有幂律斜率$γ\approx -0.3$。星团的性质与猎户座OB或$ρ$ Oph等银河系恒星形成区非常相似。因此，SMC中的分子云碎裂似乎与银河系中的分子云碎裂在相同的空间尺度上进行。考虑到SMC和银河系恒星形成区之间金属丰度的差异以及由此产生的尘埃含量，这是值得注意的。
2007-10-03 astro-ph
Properties of RR Lyrae stars in the inner regions of the Large Magellanic Cloud. II. The extended sample
到目前为止，所有经过充分研究的星系都显示出扩展的恒星晕。为了在LMC中寻找这样的晕，我们获得了100颗LMC RR型天琴座星的低分辨率光谱，其中87颗在现场，13颗在星团NGC 1835和NGC 2019中。我们测量了87颗LMC RR型天琴座恒星的径向速度，以及78颗RR型天琴座恒星的金属丰度，几乎是之前样本的三倍。这些目标位于10个区域，覆盖范围很广，距离LMC中心2.5度。我们的主要结果是LMC RR天琴座星的平均速度色散为50+-2 km/s。这一数量似乎并不随与LMC中心的距离而变化。金属丰度呈高斯分布，平均值[Fe/H]=-1.53+-0.02dex，Harris金属丰度表中的离散度为0.20 dex，证实它们代表了非常均匀的贫金属群体。天琴座RR星群的运动学和金属丰度之间没有依赖关系。利用FORS 1、FORS 2和GEMINI-GMOS的高质量低分辨率光谱，我们发现大麦哲伦星云中的RR型天琴座星存在较大的速度色散，这表明存在古老的贫金属恒星晕。然而，到目前为止，所有关于光环的证据都来自LMC内部区域的光谱学，类似于我们银河系中的内部扁平光环。需要进一步的研究来证实这一重要结果。
2006-09-07 astro-ph
The poorly constrained cluster disruption time-scale in the Large Magellanic Cloud
我们使用Monte-Carlo模拟，结合均匀确定的年龄和质量分布的基础上，多波长测光，约束集团的形成历史和束缚集团的大麦云（LMC）集团系统的破裂率。我们发展合成星团系统形成的幂律初始集群质量函数（ICMF）的光谱指数$α=-2$假设不同的集群破裂的时间尺度。对于每个这些中断的时间尺度，我们推导出相应的集群形成率（CFR）所需的复制观察到的集群年龄分布。然后，我们比较，在泊松$χ^2$意义上，模型的质量分布和模型的二维分布在日志（质量）与日志（年龄）空间的检测到的幸存集群的意见。由于观察到的簇样本在明亮检测限（$M_V^{\rm lim} \simeq -4.7$ mag）以上就完整了，因此无法将$10^4$ M $_\odot$簇的特征破坏时间尺度$t_4^{\rm dis}$（其中破坏时间尺度取决于簇质量，如$t_{\rm dis} = t_4^{\rm dis} (M_{\rm cl} / 10^4 {\rm M}_\odot)^0.62$）限制为比$t_4^{\rm dis} \ge 1$ Gyr更好。我们得出结论，CFR已从5 Gyr前的0.3簇Myr $^{-1}$增加到目前的$(20-30)$簇Myr $^{-1}$。对于年龄较大的推导CFR敏感地依赖于我们的假设的基础CMF形状。如果我们假设一个普遍的高斯ICMF，那么CFR在哈勃时间内从$\sim 1$星团Gyr …
2007-10-18 astro-ph
The VLT-FLAMES survey of massive stars: atmospheric parameters and rotational velocity distributions for B-type stars in the Magellanic Clouds
我们提供了大气参数和旋转速度的大样本（~400）的O-和早期B型恒星，分析均匀和一致的方式，用于约束理论模型。旋转速度与演化轨迹的比较表明，核心氢燃烧的结束比目前预测的要晚。我们还表明，在现场观察到的大量发光的蓝超巨星不太可能直接从主序星大质量O型恒星演化而来，因为它们的低旋转速度或在H-R图上的位置都没有预测到。我们认为蓝圈或质量转移双星系统可能会填充蓝超巨星制度。通过将麦哲伦云恒星的旋转速度分布与类似的银河样本进行比较，我们发现（在3西格玛置信水平下）SMC中的大质量恒星（大于8兆太阳）比太阳附近的恒星旋转得更快。然而，银河系和大麦哲伦星系的自转速度分布之间似乎没有显着差异。我们发现，在SMC和LMC中的vsini分布可以用内禀旋转速度分布来模拟，内禀旋转速度分布在175 km/s（SMC）和100 km/s（LMC）处是高斯峰。我们发现，在SMC的NGC 346中，10- 25 Msun的主序星似乎比它们的更高质量的同行更快地旋转。最近，Yoon等人（2006年）通过模拟快速旋转的大质量恒星祖先来确定伽马射线暴的发生率。我们测得的10- 25 Msun恒星的旋转速度分布在略高于他们假设的速度时达到峰值，这支持了GRB可能来自初始质量低至14 Msun的低金属丰度快速旋转体的想法。（节略）。
2007-11-14 astro-ph
A Search for Old Star Clusters in the Large Magellanic Cloud
我们报告的第一个结果的颜色星等图调查的25个候选人老LMC集群。对于几乎所有的样本，都有可能到达关闭区域，并且在许多聚类中，我们有几个主序列的幅度。年龄估计的基础上的巨大的分支集群和turnoff之间的星等差$δT_1$显示，没有新的老的集群被发现。候选人原来是中间年龄（1-3 Gyr）我们表明，明显的老年龄推断综合UBV颜色可以解释的组合产生的随机效应的明亮的恒星和光度误差的昏暗的集群躺在拥挤的领域。从钙三重态光谱的相对金属穷人的候选人也被证明是中间年龄。这一点，再加上它们位于盘的远处，产生了关于LMC盘的形成和演化的有趣限制。我们还研究了年龄分布的中间年龄和老年集群这一均匀的一组准确的相对年龄使我们能够作出改进的研究历史的团簇形成/破坏的年龄$>1$ Gyr。我们确认以前的迹象表明，显然没有团簇形成在LMC期间，从3-8 Gyr前，并有一个明显的时代的团簇形成开始3 Gyr前，在约1.5 Gyr前达到高峰。我们的研究结果表明，有几个，如果有的话，真正的老集群在大麦哲伦星系留下被发现。
1997-09-18 astro-ph
Integrated spectral analysis of 18 concentrated star clusters in the Small Magellanic Cloud
在这项研究中，我们提出了通量校准的集成光谱范围为3600- 6800 A的18个集中的SMC集群。通过Burstein & Heiles（1982，AJ，87，1165）和Schlegel等人（1998，ApJ，500，525）的灭绝图之间的插值来估计簇红化值。通过比较团簇光谱与已知参数的模板团簇光谱的谱线强度和连续分布以及等效宽度（EW）方法，从模板匹配过程中获得团簇参数。在这种情况下，新的校准与涉及所选谱线的EW总和的诊断图一起使用。两种方法得到的年龄之间有很好的一致性，最后用文献值和目前测得的年龄值加权平均得到的星团年龄范围为15 Mr（如L51）~ 7 Gyr（K3）。金属丰度已从本样品中获得的只有5个集群，而金属丰度值直接平均从其他4个集群的公布值已被采用。结合本集群样本与19个额外的SMC集群的年龄和金属丰度放在一个均匀的尺度上，我们分析的年龄和金属丰度分布，以探索SMC恒星形成的历史和它的空间范围。通过考虑星团到SMC中心的距离，而不是它们在赤经和赤经轴上的投影，目前的年龄-位置关系表明，SMC内盘可能与团簇形成事件有关，该事件在2.5 Gyr前达到峰值。内SMC盘的年龄梯度的证据也被提出。
2005-07-08 astro-ph
Planetary Nebulae in the Magellanic Clouds: II) Abundances and element production
我们提出的第二部分的光学光谱研究的行星状星云在LMC和SMC。第一篇论文Leisy & Dennefeld（1996）讨论了碳丰度可获得的天体的CNO循环。在本文中，我们集中更多的其他元素丰度（如O，Ne，S，Ar）和它们的祖先星的演化的含义。我们使用了一个更大的183个对象的样本，其中65个是从我们自己的观察，在那里的丰度已经重新推导出一个均匀的方式。其中156份报告的数据质量被认为是令人满意的，可供进一步分析。我们确认的困难，在经典的He-N/O图中分离的I型和非I型对象，发现在纸I，一个问题加强了各种初始成分的祖星。我们观察到氧的变化，无论是通过在更大质量的祖星的ON循环耗尽，或在其他对象的氧生产。霓虹灯生产似乎也存在。这些富集最好的解释是来自核心或燃烧的外壳的新鲜物质，由第三次挖掘带到表面，正如最近的模型所再现的那样，有些包括过冲。所有的影响似乎在SMC中更强，这表明在低金属含量环境中的效率更高。因此，氧和氖都不能用来推导原始恒星的初始组成：其他不受加工影响的元素，如硫、氩或氯（如果观察到的话），必须优先用于此目的。一些对象具有非常低的初始丰度被检测到，但平均而言，PNe丰度的空间分布是一致的恒星形成（SF）的历史，来自场星在两个云。
2006-09-14 astro-ph
Planetary Nebulae as Probes of Stellar Evolution and Populations
行星状星云（PNe）已被满意地用于检验恒星演化对银河系化学环境的影响。此外，星云形态与恒星星族和演化之间存在联系。我们提出了最新的结果银河PN形态，并扩展到一个距离无偏和均匀的样本大麦云PNE。我们表明，PNe和它们的形态可以成功地用作恒星演化和人口的探针。
1999-12-15 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
Variable Stars in the Magellanic Clouds: Results from OGLE and SIRIUS
我们已经在LMC和SMC中进行了OGLE-II数据和单历元SIRIUS JHK调查数据之间的交叉识别。在剔除明显的伪变量后，我们分别确定了大麦哲伦星云和南方麦哲伦星云中9,681个和2,927个变量的脉动周期。在此基础上，通过对大麦哲伦星云和小麦哲伦星云中变星的比较，研究了脉动性质和金属丰度对周期-K星等关系的影响。我们分析的样本更大，发现了以下新的特征：（1）SMC中的变星红巨星在PK平面上形成平行序列，与Wood（2000）在LMC中发现的序列相似：（2）Wood（2000）的序列A和B都有不连续性，而且它们都出现在TRGB的K波段光度处;（3）Wood（2000）的序列B分解为三个独立的序列B +-和C ';（4）理论脉动模型的比较（Wood et al.1996）和观测数据表明，序列C和新发现的C '上的变星红巨星分别以基频和第一泛音模式脉动;（5）该理论不能解释A~+-和B~+-序列的脉动模式，它们不可能是第一和第二泛音脉动子序列;（6）造父变星在缺金属SMC中的PK关系零点比LMC的PK关系零点暗约0.1等，而SMC Miras的PK关系零点比LMC的PK关系零点亮约0.1等。0.13 mag，这可能是由于金属丰度效应。
2003-10-03 astro-ph
Chemical composition and mixing in giant HII regions: NGC3603, 30Doradus, and N66
我们研究了银河系中NGC 3603、大麦云云中剑鱼座30和小麦哲伦云中N66的化学丰度。使用斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪进行中红外观测，使我们能够探测每个物体内不同物理区域的特性：中心电离团，周围的电离气体，光解区域和掩埋的星团。我们探测到[SIII]、[SIV]、[ArIII]、[NeII]、[NeIII]、[FeII]和[FeIII]谱线，并推导出离子丰度。基于离子丰度比（NeIII/H）/（SIII/H），我们发现在MIR中观察到的气体的特征在于比在光学光谱中观察到的气体具有更高的电离度。我们计算了Ne、S、Ar和Fe的元素丰度。我们发现，α元素Ne，S和Ar的规模与对方。我们的测定结果与从光学光谱中得到的丰度值吻合得很好。在三个巨大的HII区域，Ne/S比高于太阳值，并指向尘埃颗粒上硫的适度耗尽。我们发现，氖和硫的丰度显示一个非常小的分散（0.11dex在15个位置在30 Doradus），这表明一个相对均匀的ISM，即使不能排除小规模的混合。
2008-02-08 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
Convective Core Mixing: a Metallicity Dependence?
本文的主要范围是调查可能存在的金属丰度依赖的超调从主序星湍流核心。我们专注于质量在~2.5 Msol - ~25 Msol范围内的天体。基本上，演化时间尺度比与主序上的恒星数量比进行比较。恒星种群的合成使用网格的进化轨迹计算与各种过冲量。观测材料由OGLE 2项目的麦哲伦云大型均匀光度数据库提供。注意研究的不确定性：距离模量，星系际和星际红化，IMF斜率和平均二进制率。旋转和化学成分梯度也被考虑。超调距离的结果为lover（SMC）= 0.40 + 0.12 - 0.06Hp（Z=0.004）和lover（LMC）= 0.10+0.17- 0.10Hp（Z=0.008），表明在所考虑的质量范围内，混合中心区的范围可能与金属丰度有关。不幸的是，还不可能完全解开质量和化学成分的影响。
2002-06-08 astro-ph
Intermediate-mass star models with different helium and metal contents
我们提出了一个全面的理论研究的演化性质的中等质量的恒星。计算的演化序列从零年龄主序列到中央他耗尽，往往到碳点火或重新点燃的H-壳，标志着热脉冲阶段的开始之前的阶段。演化轨迹是通过采用广泛的恒星质量（$3\leq$ \msun $\leq15$）和化学成分构建的。为了解释当前He与重元素富集比的不确定性，采用Z = 0.02时两种不同的He含量（Y = 0.27，0.289）和Z = 0.04时三种不同的He含量（Y = 0.29，0.34和0.37）来计算恒星模型。为了提供一个均匀的演化方案，占年轻的麦哲伦恒星系统的计算也扩展到较低的金属丰度（Z = 0.004，Z = 0.01），通过采用不同的初始He丰度。我们评估了太阳能（Z = 0.02）和超金属丰富（SMR，Z = 0.04）模型之间的恒星结构点燃碳和那些开发一个完整的电子简并内CO核心的过渡质量$M^{up}$。这种进化的情况使我们能够详细研究经典造父变星的性质。特别是，我们发现，在中央氦燃烧阶段执行蓝色回路的恒星质量的范围缩小时，移动到金属丰富和SMR结构。
2000-06-19 astro-ph
Optical properties of SMC X-ray binaries
本文首次对小麦哲伦云（SMC）中X射线双星的质量施主伴星的光学和红外特性进行了研究。在这项工作中，已经确定了几个新的对应物，并确认了可能的对应物，作为SMC中X射线天体的同伴，现在总共确定了34个这样的天体。此外，这项工作提出了三个新的二元周期，并确认两个X射线周期使用光学数据的对象在这一组。这种均匀的样品已被研究作为一个群体，以确定重要的一般特征，可能提供洞察这些系统的演变。特别是，光谱类分布显示出更大的协议与孤立的Be星，似乎是在一些分歧与银河系人口的Be/X射线双星的Be星。对Be伴星的长期光学调制的研究揭示了一组变化极大的天体，这一事实几乎肯定会对明显的X射线变化做出重大贡献。这些系统内的SMC的空间分布进行了调查，强烈建议大质量恒星形成和HI密度分布之间的联系。最后，对星周盘特征的研究揭示了与光学变率的密切联系，为这种盘的长期稳定性提供了重要线索。
2004-10-04 astro-ph
