The Magellanic Stream and Debris Clouds
我们提出了一个研究的离散云和细丝在麦哲伦流使用一个新的高分辨率调查中性氢（\HI）进行与H75阵列的澳大利亚望远镜紧凑阵列，补充单碟数据从帕克斯银河系全天巡天（GASS）。从个人和合并的数据集，我们已经编制了一个目录的251云，并列出了他们的基本参数，包括形态描述用于识别云的相互作用。我们在该地区发现了数量出乎意料的头-尾云。讨论了其形成机制和演化的意义。这些细丝似乎完全来自小麦哲伦云，并延伸到麦哲伦桥的北端。
2014-07-03 astro-ph.GA
Stellar streams around the Magellanic Clouds
利用在暗能量巡天第1年的数据中发现的蓝色水平分支恒星，我们报告了麦哲伦星云周围扩展和明亮的恒星碎片分布的检测。在云的日心距离上，BHB的超密度至少达到~30度，可能远至~50度。在3D中，恒星晕可以追溯到距离LMC 25至50 kpc之间。我们将揭示的最重要的恒星子结构编入目录，并宣布发现了一些狭窄的溪流和弥漫的碎片云。两条狭窄的气流似乎与麦哲伦星云的自行大致一致。此外，其中一个与天空中的气态麦哲伦流重叠。奇怪的是，两个分散的BHB聚集体似乎与最近发现的几颗DES卫星相吻合。考虑到大麦哲伦星系巨大的体积和明显的恒星晕，我们推测这颗矮星的质量很可能比以前假设的要大。
2015-11-16 astro-ph.GA
The Magellanic Stream as a Probe of Astrophysics
在天空中延伸超过200度，麦哲伦流及其主导臂是本机宇宙中最壮观的气体流例子。银河流是一条由细丝交织而成的尾巴，当麦哲伦云围绕银河系运行时，它就尾随在麦哲伦云的后面。被认为是由潮汐力，冲压压力和晕相互作用产生的，该流是麦哲伦星系动力学模型的基准，是气体吸积和矮星系吸积到星系上的案例研究，是外晕的探测器，并且比所有其他银河系高速云加起来的气体质量更多。如果它能存活下来到达银河系圆盘，它可能会保持甚至提高银河系恒星形成的速度。在这份白皮书中，我们强调了银河流对银河系天文学许多领域的重要性，总结了关键的悬而未决的问题，并确定了解决这些问题所需的未来观测和模拟。我们强调紫外线，光学和无线电光谱学的重要性，并需要计算模型，捕获完整的粒子和辐射治疗的MHD环境。
2019-03-12 astro-ph.GA
The detection of an older population in the Magellanic Bridge
麦哲伦星系包括大麦云云（LMC）、小麦哲伦云（SMC），以及观测较少的麦哲伦桥和麦哲伦流。桥被中性气体追踪，并有观测到的恒星成分，而流只由气体组成，迄今没有观测到恒星对应物。这项研究使用2MASS和WISE在桥方向上创建的星表来调查麦哲伦桥的恒星内容。创建了目录，并分析了颜色大小和两个颜色图。还进行了一项研究，以消除麦哲伦桥方向的银河前景人口，这是一个重要的考虑因素，因为在桥内的恒星密度低。这项研究发现，麦哲伦桥包含一个候选的老年恒星星族除了年轻的人口已经知道。麦哲伦桥的形成很可能是由于LMC和SMC之间的潮汐事件，将大部分材料从SMC吸入其中。桥中的一个较老的人口表明，恒星的内容是在其形成过程中与气体成分一起吸入的。
2013-01-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The small-scale Structure of the Magellanic Stream as a Foundation for Galaxy Evolution
麦哲伦流（MS）是由相互作用的星系形成的气体尾迹的最接近的例子。虽然这些环星系结构中的大量气体被认为是未来恒星形成的重要燃料来源，但这些物质可能被吸积回星系的机制仍然不清楚。最近的中性氢（HI）观测表明，MS的北部，可能已经与银河系的热气体晕相互作用了近1000万年，具有比以前认识到的更大的空间范围，同时也包含大量的小尺度结构。在简要考虑了MS的大规模运动学跟踪最近发现的MS的扩展，我们探索MS气体的老化过程中，通过各种流体动力学不稳定性和星际湍流的操作。这反过来又导致了对MS物质作为冷气体存在的过程的考虑，但显然也未能形成恒星。MS和河外潮汐特征之间的平行关系进行了简要讨论，重点是建立MS揭示了在确定这些类型的系统的演变的关键作用的步骤。
2010-07-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Formation of Magellanic System and the total mass of Large Magellanic Cloud
National Astronomical Observatories（国家天文台）；Observatoire de Paris（巴黎天文台）
本文通过比较潮汐和压力流模型，研究大麦哲伦流的形成，并提出一个能有效预测观测结果的模型，表明大麦哲伦星云质量显著小于110^11太阳质量。
2023-06-06 astro-ph.GA
A Pre-Infall Magellanic Analog-Corona and Stream formation in the \textsc{HESTIA} cosmological simulations
在HESTIA模拟中识别出麦哲伦云入流前类似体，其通过潮汐作用形成约150 kpc的中性气体流，并发现恒星成分与中性流不同相，为理解麦哲伦系统提供参考。
2025-09-22 astro-ph.GA
Revealing the Ionization Properties of the Magellanic Stream using Optical Emission
麦哲伦流是一条尾随在麦哲伦云后面的气体尾巴，如果它在蒸发到晕中之前到达银河系盘，就可以为银河系补充大量的气体。为了确定麦哲伦流的性质如何沿其长度变化，我们对H-α发射以及其他光学暖电离气体示踪剂进行了观测研究，朝向39条视线。使用威斯康星H-α映射望远镜，我们在39条视线中的26条中检测到H-α发射亮度超过30 - 50 mR。这种H-alpha发射从HI发射向外延伸超过2度。通过比较H-α和[OI]强度，我们发现log NHI = 19.5 - 20.0的区域有16 - 67%电离。如果主要电离源是来自麦哲伦云、银河系和河外背景的光电离，那么沿麦哲伦流的大多数H-α强度都要比预期的高得多。我们发现，额外的贡献，从自电离通过一个“冲击级联”的结果，流犁通过晕可能足以再现的H-α发射沿流的基本水平。在南银河系极点以下的稀疏采样区域中，存在一个具有非典型明亮发射的视线子集，这表明气体正在被另一个源进一步电离，该源可能与银河系中心相关的能量过程有关。
2017-11-13 astro-ph.GA
Constraining the orbital history of the Magellanic Clouds: A new bound scenario suggested by the tidal origin of the Magellanic Stream
传统上，束缚轨道被分配给大麦哲伦云和小麦哲伦云（分别为LMC和SMC），以提供麦哲伦流（MS）及其主导臂（LA）的形成情景，这两个突出的中性氢（HI）特征与LMC和SMC相连。然而，哈勃太空望远镜（HST）对大麦哲伦星系和小麦哲伦星系自行的测量对束缚轨道的可解释性提出了挑战，导致MS的起源再次成为一个有争议的问题。我们提出了一个新的潮汐模型，在该模型中，类似于分叉MS和细长LA的结构能够形成与HST自行一致的束缚轨道。在我们的模型中，尽管LMC和SMC分别与银河系绑定超过5 Gyr，但最近才保持相互绑定。我们发现，MS和LA是能够形成的LMC主导的潮汐剥离的结果在最近的动力学耦合的LMC和SMC。我们的轨道模型依赖于我们的假设，即银河系具有恒定的圆周速度V_cir=250 km/s，直到160 kpc，这意味着一个巨大的等温晕，并没有完全被观测拒绝。
2011-01-13 astro-ph.GA
The Magellanic Stream System: I. Ram-pressure tails and the relics of the collision between the Magellanic Clouds
我们已经分析了麦哲伦流（MS）使用最深和最高分辨率的H I调查南半球（银河系全天巡天）。整个气流被构造成两个细丝，表明两个冲压压力尾落后于麦哲伦云（MC），并类似于两个接近的跨音速冯卡门涡列。云的过去运动似乎印在它们身上，这意味着几乎平行的初始轨道，然后在它们通过MS的N（H I）峰附近后发生了根本性的变化。这与最近MC之间的碰撞一致，$200-300$ Myr ago，它将它们的气体进一步剥离成小云，将它们沿着巨大的弓形激波展开，银河流是由恒星反馈和银河系（MW）晕中热气体施加的冲压压力之间的相互作用形成的，$ρ_{hot}$ = $10^{-4}$ $cm^{-3}$在50-70 kpc，这是解释MS多相高速云所必需的值。相应的流体动力学建模提供了目前最准确的再现整个H I流形态，其速度，以及沿$L_{MS}$的柱密度分布。“冲压压力加碰撞”的方案需要潮汐矮星系，这被认为是云和dSPH的祖先，分别在MS和主导臂留下印记。模拟的大麦哲伦云和小麦哲伦云的重子质量、运动学和自行与观测结果一致。这支持了MS系统的一个新范例，它可能起源于形成M31的古代富含气体的合并向MW排出的物质。
2016-02-05 astro-ph.GA
Stellar streams around the Magellanic Clouds in 4D
我们对Belokurov & Koposov（2016）使用FORS 2（VLT）在大麦云（LMC）外围探测到的四个新恒星流候选者进行了光谱跟踪计划。中分辨率光谱被用来测量视速度，估计恒星金属丰度，并将恒星分为蓝水平分支（BHB）和蓝离散星（BS）。使用4-D相空间信息，我们将大约一半的样本归因于麦哲伦云，而其余的则是银河系前景的一部分。四个流候选者中只有两个被运动学地确认。虽然不可能估计MW污染的确切水平，但我们麦哲伦恒星整个样本的相空间分布与LMC晕的预期速度梯度相匹配，并从LMC中心延伸到33度（角距）或29 kpc。我们的探测强化了这样一种想法，即LMC的光环似乎比以前预期的要大，它的碎片可以在天空中传播到与LMC中心非常大的分离处。最后，我们提供了一些运动学的证据，这里分析的许多恒星可能来自小麦哲伦星云。
2018-11-28 astro-ph.GA
The COS/UVES Absorption Survey of the Magellanic Stream: II. Evidence for a complex enrichment history of the Stream from the Fairall 9 sightline
我们提出了一个多波长的研究麦哲伦流（MS），在本地集团，被认为是代表物质从麦哲伦云剥离的一个巨大的气体结构。我们使用HST/COS，VLT/UVES，FUSE，GASS和ATCA获得的紫外线，光学和无线电数据来研究类星体Fairall 9流中的金属丰度和物理条件。在MS中检测到来自大量金属离子和来自分子氢的线吸收，最多可检测到7个吸收组分，表明存在多相气体。从不饱和SII吸收的分析，结合详细的光电离模型，我们得到了令人惊讶的高α丰度的流朝向Fairall 9的[S/H]=-0.30pm0.04（0.5太阳）。这个值比基于类似COS/UVES数据集的其他MS视线发现的值高5倍。相比之下，发现测得的氮丰度显著较低（[N/H]=-1.15pm0.06），这意味着非常低的[N/α]比为-0.85dex。与其他视线相比，MS朝向Fairall 9的化学成分的实质性差异指向了该流的复杂富集历史。我们倾向于这样一种情况，在这种情况下，朝向Fairall 9的气体被大质量恒星局部富集了α元素，然后在中等质量恒星延迟的氮富集之前从麦哲伦云中分离出来。我们的研究结果支持（但不要求）的想法，有一个富含金属的灯丝流中的Fairall 9起源于LMC。
2013-06-10 astro-ph.GA
Simulations of the Magellanic Stream in a First Infall Scenario
哈勃太空望远镜（HST）最近的高精度自行表明，大麦哲伦云和小麦哲伦云（分别为LMC和SMC）要么是第一次通过银河系，要么是在银河系的偏心长周期（>6 Gyr）轨道上。这与云在MW（周期约为2 Gyr）的准周期轨道上运行的规范图像明显不同。如果没有一个短周期的轨道MW，麦哲伦流的起源，年轻（1-2 Gyr老）的HI气体相干流的尾巴云约150度的天空，不能再归因于剥离MW潮汐和/或冲压压力剥离MW晕气体。我们提出了一种替代的形成机制，在该机制中，材料被删除的LMC潮汐作用于SMC之前，该系统是由MW吸积。我们证明了这种情况下使用N体/SPH模拟与宇宙学动机的初始条件约束的观测的可行性和一般性。在这些条件下，我们证明，它是可能的解释麦哲伦流的起源在第一次坠落的情况。这张图片一般适用于任何富含气体的矮星系对，它们正朝着一个大质量的宿主坠落，或者孤立地相互作用。
2010-08-12 astro-ph.GA
The COS/UVES Absorption Survey of the Magellanic Stream. III: Ionization, Total Mass, and Inflow Rate onto the Milky Way
两个麦哲伦云之间的动态相互作用将大量气体抛入银河系的晕中，形成了麦哲伦流、麦哲伦桥和引导臂（统称为麦哲伦系统）。在研究吸收中的麦哲伦气体的一系列的第三篇论文中，我们使用69个哈勃太空望远镜/宇宙起源光谱仪视线的样本分析了气体电离水平，这些视线通过或在21 cm发射区域的30度范围内。我们发现，81%（56/69）的视线显示麦哲伦速度的紫外线吸收，这表明麦哲伦系统的总截面约为11000平方度，或整个天空的四分之一左右。利用观测到的Si III/Si II比值和云光电离模型，我们计算出麦哲伦星系的总质量（原子加电离）约为20亿太阳质量，电离气体的质量是原子气体的两倍多。这比目前两个麦哲伦星云的星际H I质量加起来还要大，表明它们已经失去了大部分初始气体质量。如果麦哲伦星系中的气体在流入时间约为0.5-1.5 Gyr的情况下存活下来并到达银河系盘，那么它的平均流入速率将达到每年约3.7-6.7太阳质量，这可能会提高银河系恒星形成的速率。然而，与热的银河日冕相互作用的蒸发的多个迹象表明，该流可能无法在其完整无损的旅程中幸存下来，而是会向日冕添加材料（并冷却）。
2014-04-22 astro-ph.GA
Following the tidal trail: a history of modeling the Magellanic Stream
本文综述了麦哲伦流形成的研究历史，梳理关键观测与理论模型，总结出当前关于LMC与SMC首次近心点接近、潮汐剥离、电离气体环星系介质及MW冲压塑造形态的四大范式。
2024-11-18 astro-ph.GA
Models of Tidally Induced Gas Filaments in the Magellanic Stream
从大麦哲伦云和小麦哲伦云（LMC和SMC）延伸到南半球天空200度以上的麦哲伦流和HI的主导臂被认为是由LMC和SMC之间的多次相遇形成的。在这种情况下，流和引导臂中的大部分气体都是从SMC中剥离出来的，但最近的观测显示，尾臂的分叉揭示了一些气体的LMC起源。在流中的吸收测量也揭示了一个数量级以上的气体比目前的潮汐模型。我们提出的流体动力学模拟LMC和SMC之间的多次相遇，在他们的第一次通过银河系周围，假设云是更广泛的和丰富的气体在过去。我们的模型在尾流中从LMC和SMC中创建了气体的非线性结构。虽然SMC尾丝与观测到的流位置相匹配，但LMC丝偏移。此外，在这些模型中的总观测质量的流被低估的四个因素时，电离的成分占。我们的研究结果表明，也应该有气体剥离的LMC和SMC在领导臂，反映在尾流的分叉。这一预测与最近对主导臂化学丰度空间变化的测量结果一致，这表明存在来自多个来源的气体，尽管性质仍然不确定。
2018-03-21 astro-ph.GA
The Magellanic Stream to Halo Interface: Processes that shape our nearest gaseous Halo Stream
了解麦哲伦流（MS）和星系晕之间的界面处的流体动力学过程和条件对于理解MS以及其他相互作用星系中的气体尾至关重要。这些过程在相对较小的尺度上运作，不仅有助于形成这一团流，而且还影响中性气体动力学和质量从流到晕的转移，从而影响银河系的金属富集和气体补充。我们描述了一个观测计划，通过高分辨率测量HI发射，HI吸收和Halpha发射前所未有的灵敏度，这些过程的约束。方法将包括结构分析，寻找冷气体核心的团块和分析气体运动学，因为它过渡到晕。后一种方法包括先进的空间积分技术，深入探测中性气体，我们适用于一个新的HI地图从绿岸望远镜获得的MS最高灵敏度HI观测。我们证明，集成技术提高灵敏度，甚至进一步，从而允许检测明显的MS气体成分的密度接近的星系晕。
2009-08-28 astro-ph.GA
The Magellanic System: the puzzle of the leading gas stream
麦哲伦云（MC）是目前落入银河系的最大的含气系统。它们显示出相互作用的明显迹象，特别是麦哲伦流，一种壮观的气体尾流，从MC延伸超过150度穿过天空。在MCs前面的是“引导臂”，通常被解释为麦哲伦流的潮汐对应物，我们现在对这个假设提出质疑。我们重新审视了这些气体特征的形成在第一次坠落的情况下，包括第一次银河系模型与弱磁化，旋转热日冕。与以前的研究一致，我们大致恢复的位置和天空中的流的延伸。相比之下，我们发现，引导臂的形成-这是在没有电晕的模型中存在的-被抑制的流体动力学与热组件的相互作用。无论有没有日冕旋转或周围的弱磁场，这些结果都成立。由于热日冕的存在已被证实，我们得出两种可能的解释：（1）主导臂的存在是因为日冕密度超过20 kpc，比传统的球状日冕X射线模型所要求的低10倍，这与最近提出的日冕快速旋转的说法相一致;或（ii）“引导臂”是从领跑者（在MC之前移动的卫星）尾随而来的冷气体，与其与尾随气流相比更高的金属丰度相一致。这两种情况都提出了我们讨论的问题。
2019-06-13 astro-ph.GA
OB stars in the Leading Arm of the Magellanic Stream
我们提出了我们的光谱计划，旨在研究一些新的有趣的功能，最近发现的麦哲伦星系。这些发现的OB型候选恒星的空间分布，选择的基础上紫外线，光学和红外测光和自行从现有的大面积目录。作为我们项目的试点研究，我们正在研究麦哲伦流的主导臂（LA）中的OB-恒星候选人，这是一种迄今为止还没有恒星对应物的气体潮汐结构。我们的目标群在洛杉矶高HI密度区域附近的三个团块中。如果得到证实，这些年轻恒星将证明LA最近的恒星形成，它们将有助于更好地理解和限制LA的形成及其与银河系的相互作用。
2013-07-20 astro-ph.GA
Properties of the Magellanic Corona
本研究通过高分辨率流体动力学模拟表征大麦哲伦云周围的麦哲伦冕，约束其落入银河系前的质量与温度，证实其稳定性并解释了麦哲伦尾流等观测特征，明确了其在相关结构演化中的关键作用。
2024-04-09 astro-ph.GA
Kinematics of the Magellanic Stream and Implications for its Ionization
麦哲伦流和主导臂形成了一个巨大的、环绕着大麦哲伦云和小麦哲伦云的气体云系统。在这里，我们提出了一个新的组件级的分析，其紫外线（UV）的运动学特性使用的样本31视线通过麦哲伦系统观察到的哈勃太空望远镜/宇宙起源光谱仪。使用Voigt轮廓拟合UV金属线吸收，我们量化了低离子（Si II和C II）、中离子（Si III）和高离子（Si IV和C IV）吸收线，并比较流和引导臂之间的运动学。我们发现，流显示一般简单，单相运动学，统计上无法区分的b值分布的低，中，和高离子分量，所有这些都由速度排列良好的窄（b<25 km/s）分量主导。相比之下，我们发现初步的证据表明，引导臂显示复杂的，多相运动学，更广泛的高离子比低离子。这些结果表明，该流是由硬电离辐射场的光电离到C IV。这可以自然地用Bland-Hawthorn等人（2013，2019）的塞弗特耀斑模型来解释，在该模型中，来自银河系中心的电离辐射爆发在银河系南极下方经过时使银河流光电离。塞弗特耀斑是唯一已知的辐射源，它既强大到足以解释流的H-α强度，又难以将Si IV和C IV照到观测水平。耀斑的时间尺度为几百万年，这表明它是在银河系中心产生巨大X射线/伽马射线费米气泡的同一事件。
2020-05-12 astro-ph.GA
Discovery of a disrupting open cluster far into the Milky Way halo: a recent star formation event in the leading arm of the Magellanic stream?
我们报告发现了一个年轻的（${\rm age} \sim 130~{\rm Myr}$），低质量（$M \sim 1200~{\rm M}_\odot$），贫金属（$[{\rm Fe}/{\rm H}] \sim -1.1$）恒星协会在日心距离$D \approx 29~{\rm kpc}$，把它远远进入银河系晕。在它目前的银河系中心位置$(R, z) \sim (23, 15)~{\rm kpc}$，星协（在天空上）靠近麦哲伦星系发出的气流的前缘，但位于银河系盘另一侧的大麦云（LMC）中心的$\approx 60^\circ$。如果我们假设星系团与HI气体在流中处于同一位置，我们就直接测量到麦哲伦星系流前缘的距离。测得的距离是不一致的流预测从模型的LMC/SMC相互作用和落入银河系不占冲压压力和气体与银河系盘的相互作用。该星团的估计年龄与主臂气体最后一次通过银河系中平面的时间一致，因此我们推测这一恒星形成事件是由其最后一次通过中平面引发的。这个想法的大部分细节仍然是一个谜：麦哲伦流的柱密度很低，银河系盘在这个大半径处的气体密度很低，并且主导臂气体和银河系气体的相对速度很大。无论它是如何形成的，在银河系晕中发现一个年轻的星团为研究提供了一个有趣的机会。这个星系团是单独用盖亚天体测量和测光发现的，但后续的DECam测光对测量它的性质至关重要。
2020-02-05 astro-ph.GA
Untangling Magellanic Streams
本研究结合H3巡天和Gaia DR3数据，追踪麦哲伦流次主导纤维的恒星分布，发现其与主导纤维恒星分布差异显著，揭示两条纤维起源不同，次主导纤维源于潮汐作用且可能来自小麦哲伦云。
2025-02-16 astro-ph.GA
The Effect of Drag from the Galactic Hot Halo on the Magellanic Stream and Leading Arm
本文研究了银河系热晕对大、小麦哲伦云中的两个中性氢云复合体：麦哲伦流（MS）和引导臂（LA）的拖曳效应。特别是，我们采用以前的研究和重新模拟的MS和LA的潮汐形成的数值模型与列入一个阻力项。我们发现，阻力有三个效果，虽然依赖于模型，可能会带来更好的协议与观测潮汐形成的情况：纠正LA运动学，再现MS柱密度梯度，并提高MS分叉的形成。此外，我们提出了一个两阶段的机制，分叉的形式。一般来说，阻力的加入对MS和LA的全局特性有各种积极和消极的影响，包括它们在天空中的位置、运动学、径向距离和柱密度。我们还提供了一个参数，这表明，冲压压力剥离和潮汐剥离是相互排斥的候选人形成的MS和LA。
2011-03-05 astro-ph.GA
Lessons from the Magellanic System and its modeling
突出的麦哲伦流主导着HI天空，提供了大量的观测结果，这些观测结果可能会限制麦哲伦云和银河系外围。在这里，我们表明，“冲压压力加碰撞”模型自然地解释了这些属性，并能够预测一些最新的观察模型后作出的。这些包括麦哲伦桥中恒星星族的复杂性，其运动学，年龄和距离都得到了很好的测量，以及北潮汐臂，模型预测其形成于银河系潮汐力。看来，这种过约束模型提供了一个很好的途径来研究流属性。这与潮汐模型形成对比，潮汐模型只再现了流的主要特性的一半，特别是潮汐尾不能再现观察到的相互扭曲的细丝，并且其气体含量不足以提供与流相关的大量HI和HII气体。尽管人们努力重现云带来的大量气体，但似乎无法预见潮汐模型的可行解决方案。由于“冲压压力加碰撞”模型对质量大于2 $\times10^{10}$ $M_{\odot}$的大麦云没有成功的解释，我们推测，形成大麦哲伦星云流所需的质量很小。
2022-07-04 astro-ph.GA
Discovery of a Split Stellar Stream In the Periphery of the Small Magellanic Cloud
本文利用 Gaia DR3 数据在小麦哲伦云以北约 15 度处发现一条由两个平行分支组成的恒星流 Sutlej，并基于自行、金属丰度、等龄线拟合和空间速度分析表明其可能并非源自麦哲伦云。
2023-08-09 astro-ph.GA
Discovery of the Magellanic Stellar Stream Out to 100 Kiloparsecs
通过对银河系外围红巨星的光谱巡天，发现了由13颗恒星组成、距离在60-120 kpc的麦哲伦恒星流，其距离、6D运动学和化学特征为揭示麦哲伦云的形成与轨道历史提供了关键约束。
2023-06-27 astro-ph.GA
A Compact High Velocity Cloud near the Magellanic Stream: Metallicity and Small-Scale Structure
麦哲伦流（英语：Magellanic Stream，MS）是源自麦哲伦云的一个清晰的气体尾。要了解它在星系演化中的作用，就需要对其物理性质和化学成分进行研究。我们研究了一个紧凑的HVC（CHVC 224.0-83.4-197）躺在接近MS的天空，以确定它是否是物理连接到流，并检查其内部结构的属性。我们的研究是基于对三个类星体（Ton S210，B 0120 -28和B 0117 -2837）的HST/COS光谱的分析，所有这些类星体都以小的角间距（\lessim 0.72°）穿过这片单一的云，使我们能够在小的空间尺度上比较物理条件。从云的一部分到另一部分，电离结构没有明显的变化。使用云光电离模型，我们得出Ton S210的元素丰度为[C/H] = -1.21 +/- 0.11，[Si/H] = -1.16 +/- 0.11，[Al/H] = -1.19 +/- 0.17和[O/H] = -1.12 +/- 0.22，它们在0.09 dex内一致。CHVC丰度与沿溪流主体测量的0.1太阳丰度相匹配。这表明CHVC（以及它所属的延伸的细丝网络）起源于MS。它可能代表了一个碎片，当它与气态星系晕相互作用时，它已经从银河流中被移除。
2014-12-09 astro-ph.GA
Fossil imprint of a powerful flare at the Galactic Centre along the Magellanic Stream
费米卫星发现了从银河系中心延伸50度（10千秒差距）的伽马射线发射气泡，这使早期的说法重新焕发活力，即我们的银河系在不久的过去经历了一次爆炸事件。我们现在探讨对这种活动的一种新的限制。麦哲伦流是一种星云状的气体结构，它以至少50-100千秒差距的距离经过南银河系极点（SGP）。沿着麦哲伦流在SGP上发现的斑片状H-α发射是银河系恒星星族产生的亮度的5倍。暴露于电离光子通量耀斑中的流云的时间依赖模型表明，电离气体必须在0.6 - 2.9百万年的时间间隔内重新组合和冷却，以使发射的H-α表面亮度下降到观测水平。核爆炸的可能性被排除了。Sgr A* 是更可能的候选者，因为它在将气体转化为UV辐射方面的效率高两个数量级。中心的黑洞（4 x 10^6 Msun）可以提供所需的电离光度，其吸积率只有爱丁顿吸积率的一小部分（3-30%）。在核活动的支持下，沿着流的H-α发射具有极角依赖性，峰值接近SGP。此外，现在普遍接受的是，在SGP上的流必须比麦哲伦云更远。在较低的晕气体密度，冲击变得太无效，不太可能引起的极角依赖的H-α发射。因此，流发射很可能是由1- 300万年前活跃的“塞弗特耀斑”引起的，与费米泡中的宇宙射线寿命一致。相对于塞弗特爆发，今天的Sgr A* 活动被大大抑制（70-80 dB）。
2013-09-21 astro-ph.GA
The Distance to the Magellanic Stream: Constraints from Optical Absorption along Stellar Sightlines
本研究利用VLT/UVES对五颗BHB恒星的光谱分析，首次通过Ca II和Na I吸收的非探测，为麦哲伦流距离提供了观测约束，确立了42 kpc和20 kpc的下限。
2025-03-27 astro-ph.GA
Chemical Abundances in the Leading Arm of the Magellanic Stream
麦哲伦流的主导臂（LA）是连接银河系和麦哲伦云的一个巨大的H I云碎片场。它代表了活跃的气体吸积到银河系的一个例子。以前在LA只进行了一次化学丰度测量。在这里，我们提出了化学丰度测量使用哈勃太空望远镜/宇宙起源光谱仪绿岸望远镜光谱的四个视线通过洛杉矶，和三个附近的视线，可能会跟踪外部碎片的洛杉矶。我们发现低的氧丰度，从4.0（+4.0，-2.0）太阳能到12.6（+6.2，-4.1）太阳能，在确认的LA方向，最低值发现在该地区被称为LA III，最远离LMC。这些丰度大大低于之前的单一测量值，S/H=35+/-7%太阳能（Lu等人，1998），但与尾流的SMC细丝中报告的结果一致，支持大部分LA和尾流的SMC（而不是LMC）的共同起源。这为麦哲伦星系形成的模型提供了重要的限制。最后，HVC在两个附近的三个视线显示H I列，运动学，和氧丰度与LA成员一致。这表明LA比传统上认为的要大，至少向银河系西北方向延伸了20度。
2018-01-19 astro-ph.GA
A Dynamical Mass Estimate from the Magellanic Stream
通过冲压剥离模型模拟麦哲伦流形成，发现流长度与银河系质量直接相关，据此估算银河系质量为1.5±0.32×10^12太阳质量，与其他独立测量一致。
2023-05-09 astro-ph.GA
The Tidal Origin of the Magellanic Stream and the Possibility of a Stellar Counterpart
我们提出了一个N体模型，再现麦哲伦流（MS）的形态和运动学，一个巨大的中性氢（HI）结构，落后于大，小麦哲伦云（LMC和SMC，分别）在其轨道上的银河系。在研究了800万个与最新自行一致的可能轨道后，我们采用了一个轨道历史，其中LMC和SMC最近才成为一个强相互作用的双星对。我们发现，他们的第一次近距离接触2 Gyr前提供了必要的潮汐力来破坏SMC的磁盘，从而创建MS。该模型还再现了MS的两个灯丝的天空分叉，我们建议，与银河系的绑定关联是需要再现分叉。在SMC盘的潮汐演化过程中产生了额外的HI结构，包括麦哲伦桥，“反桥”和两个领先物质的分支。还提供了对LMC的化学演变的见解，因为从SMC剥离的材料的很大一部分被LMC吞没。最后，我们比较了三种不同的N体实现的SMC，我们作为一个压力支持的球体最近的运动学观测的动机模型的恒星组件。我们发现，一个扩展的球体能够更好地解释恒星边缘的SMC，和潮汐演化的球体可能意味着存在一个恒星流类似的气态MS。
2012-02-22 astro-ph.GA
The COS/UVES Absorption Survey of the Magellanic Stream: I. One-Tenth Solar Abundances along the Body of the Stream
麦哲伦流（MS）是从麦哲伦云剥离出来并与星系晕相互作用的多相气体的巨大而延伸的尾部。在这篇正在进行的吸收流研究计划的第一篇论文中，我们提出了一个基于HST/COS和VLT/UVES光谱的四个活动星系核的化学丰度分析（RBS 144，NGC 7714，PHL 2525和HE 0056-3622）位于MS后面。这些视线中的两个产生良好的MS金属丰度测量：对于RBS 144，我们测量到[S/H]=[S II/H I]=-1.13+/-0.16的低MS金属度，而对于NGC 7714，我们测量到[O/H]=[O I/H I]=-1.24+/-0.20。结合已发表的NGC 7469的MS金属丰度，这些测量结果表明，沿着银河流的主体，其丰度均匀地为~0.1太阳能。这提供了强有力的支持，在这种情况下，大部分流潮汐剥离SMC约1.5- 2.5 Gyr前（在SMC的金属量约0.1太阳），如几个N体模拟预测。然而，在该系列的论文II（Richter等人，2013）中，我们报告了朝向Fairall 9的内流中更高的金属丰度（S/H=0.5太阳能），Nidever等人（2008）声称可以从运动学上追踪到LMC，而不是SMC。这表明，该溪流的分叉在其金属富集方面是明显的。最后，我们在HE 0056- 3622方向的v_LSR=150 km/s的云中测量到类似的低金属丰度[O/H]=[O I/H I]=-1.0…
2013-04-15 astro-ph.GA
Measuring the Mass of the Large Magellanic Cloud with Stellar Streams Observed by ${S}^5$
恒星流是探测它们演化的潜在引力势的极好探针。在这项工作中，我们适合在南银河半球的五个流的动力学模型，结合观测从南恒星流光谱调查（${S}^5$），盖亚EDR 3，和暗能量调查（DES），测量质量的大麦云云（LMC）。与合奏的流，我们发现质量的LMC范围从14到$19 \times 10^{10}\ \mathrm{M}_{\odot}$，探测范围内的最接近的时间和距离。在最具约束性的流（Orphan-Chenab）中，我们测量了$18.8^{+ 3.5}_{- 4.0} \times 10^{10}\ \mathrm{M}_{\odot}$的LMC质量，探测的最近接近时间为3.1亿年，最近接近距离为25.4 kpc。这个质量与以前的测量结果是一致的，表明LMC对银河系结构的影响是一致的。使用这个样本的流，我们发现，LMC的效果取决于流和LMC在其最接近的点的相对取向。为了更好地理解这一点，我们提出了一个简单的模型的基础上的脉冲近似，我们表明，LMC的效果取决于两个大小的速度踢给流和这个踢的方向。
2021-07-27 astro-ph.GA
H$α$ Distances to the Leading Arm of the Magellanic Stream
引导臂是一个潮汐特征，位于麦哲伦云的前面，在它们穿过银河系晕的轨道上。引导臂的许多物理属性，例如其质量和尺寸，由于其具有很少的距离测量，因此约束很差。虽然H $α$测量已被用来估计晕云的距离，许多研究一直未能成功地检测H $α$从领先的手臂。在这项研究中，我们探讨了一组H I云的谎言$75^{\circ} - 90^{\circ}$从麦哲伦云。通过紫外线和21厘米的无线电光谱，这一地区，被称为领先的手臂延伸，被发现有化学和运动学的相似性的领先Arm.Using威斯康星H $α$映射器，我们检测到H $α$发射在我们的七个目标中的四个。假设这一地区主要是光电离，我们使用的辐射模型，结合银河系的贡献，麦哲伦云，并在$\rm z = 0$河外背景推导出一个日心距离$d_{\odot}\ge13.4~kpc$。我们还使用这个模型来重新推导H $α$距离的$d_{\odot} \geq 5.0$ kpc和$d_{\odot} \geq 22.9~kpc$的两个云在文献中，也可能与领先的手臂。使用这些新的测量，和其他文献中，我们提供了一个总的趋势的变化领先的手臂日心距离作为麦哲伦流经度的函数，并探索其对引导臂的起源和最接近点的影响。
2020-04-20 astro-ph.GA
The Magellanic Stream: break up and accretion onto the hot Galactic corona
麦哲伦HI流（~2x10^9 Msun [d/55 kpc]^2）环绕银河系，距离为"d"，可以说是气体吸积到盘状星系上发生的最重要的示踪物。最近的观测表明，该流的质量实际上是由其电离成分主导的（3：1）。在这里，我们重新审视了在其大部分长度上观察到的神秘H-α复合发射的起源，该发射对于已知的银河系紫外背景（~20 - 40 mR/[d/55 kpc]^2）来说过于明亮（~150 - 200毫瑞）。在一个早期的模型中，我们提出了一个缓慢的冲击级联沿着流由于其与扩展的银河系热日冕的相互作用。我们发现，在d = 55 kpc时，如果日冕密度满足2 <（n/10 ^{-4} cm ^{-3}）<4，则该模型可以解释明亮的H-α发射。但是，考虑到星系晕的最新参数，以及越来越多的证据表明，银河流的大部分必须远远超出麦哲伦云（d> 55 kpc），我们重新详细讨论了激波级联模型。在较低密度下，HI气体被激波级联分解，但大多数与热电晕混合，没有明显的复合。在更高的密度下，热日冕物质（包括其他重子成分）超过银河系的重子预算。如果H-α辐射来自激波级联，则平滑日冕密度的上限将限制流的平均距离小于75 kpc。如果像某些模型所显示的那样，气流甚至更远，那么要么冲击级联是在日冕基本上被最近的气体碎片质量加载的状态下运行的，要么是一种完全不同的电离机制。
2015-09-23 astro-ph.GA
The effect of the deforming dark matter haloes of the Milky Way and the Large Magellanic Cloud on the Orphan-Chenab stream
最近的研究表明，大麦云云（LMC）对银河系的恒星晕和恒星流有着重要的影响。在这里，我们探讨如何变形的银河系和LMC的暗物质晕影响恒星流，以及这些影响是否是可观察的。特别是，我们专注于孤儿Chenab（OC）流，特别接近LMC，并跨越了银河系的晕的很大一部分。我们代表银河系-LMC系统使用基函数展开，捕捉它们的演变在$N$体模拟。我们提出了这个系统的属性，如每个星系的密度和力场的演变。OC流是在这种随时间变化的变形势中发展起来的，我们研究了银河系和LMC的各种时刻的影响。我们发现，模拟的OC流的强烈影响的变形的银河系和LMC，这种影响是远远大于目前的观测误差。特别是，银河系偶极子对流的影响最大，其次是LMC的四极子和LMC的四极子。探测到这些效应将证实一个关于无碰撞冷暗物质的关键预测，并将是对替代暗物质和替代引力模型的有力检验。
2022-11-10 astro-ph.GA
Recent Star Formation in the Leading Arm of the Magellanic Stream
强烈相互作用的星系经历了一个短暂但戏剧性的演化阶段，其特征是增强的恒星形成，潮汐尾，桥梁和其他形态特征。一对相互作用星系的最接近的例子是麦哲伦云，其动力学相互作用产生了被称为麦哲伦流的气体特征，这些气体特征尾随着这对星系围绕银河系的轨道，云之间的桥，以及引导臂，一个广泛而不规则的特征引导着轨道。桥中的年轻、新形成的恒星是已知存在的，见证了云之间最近的相互作用。然而，云与银河系的相互作用还不太清楚。特别是，引导臂必须有潮汐起源，但没有纯粹的引力模型能够再现其形态和运动学。与气态热晕和星系盘的流体动力学相互作用是合理的，如一些模型和支持中性氢观测所建议的。在这里，我们第一次表明，年轻的，最近形成的恒星存在于主导臂中，这表明云和我们的银河系之间的相互作用足够强大，足以在主导臂的某些区域引发恒星形成--银河系盘外围的区域（R ~ 18 kpc），远离云和桥。
2014-03-03 astro-ph.GA
Candidates of Halpha emitting regions in Magellanic Stream IV cloud
根据Hα窄带观测，我们在麦哲伦流IV（MS IV）方向确定了三个Hα发射区。它们由三个平行的细丝组成，宽度为2弧分，长度为6 - 30弧分，间隔为12弧分。它们的平均表面亮度为$\sim 2 \times 10^{-18}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$ arcsec $^{-2}$。由于它们的表面亮度较低，在以前的Hα巡天中没有探测到。在HI图中，这些细丝的位置与MS重叠，表明它们是MS的一部分，但也存在局部HI结构。如果细丝与MS相关，则尺寸为30 pc $\times$ 100 - 500 pc。细丝位于下游云的前缘，这支持了电离源的激波加热及其传播（激波级联）模型。另一方面，如果它们是本地天体，则可能是由两颗以上恒星组成的斯特伦格伦遗迹化石，其大小为0.1 pc $\times$ 0.3 - 1.5 pc，距离为180 pc。这封信中给出的Hα细丝的位置信息使我们能够在未来的光谱观测中澄清它们的性质。
2012-03-25 astro-ph.GA
Identifying HI Emission and UV Absorber Associations Near the Magellanic Stream
提出基于Wasserstein距离的新技术识别麦哲伦流中HI发射与UV吸收体的关联，发现关联气体柱密度更高且尾部电离更强，并揭示麦哲伦流与云间的连续弥漫电离气体。
2024-02-13 astro-ph.GA
$S^5$: Probing the Milky Way and Magellanic Clouds potentials with the 6-D map of the Orphan-Chenab stream
结合南方星流光谱巡天（$S^5$）和{ \it Gaia}的观测数据，给出了Orphan-Chenab（OC）星流的6维图。利用样条函数模型重建了恒星的自行、径向速度、距离、在空轨迹和沿流的恒星密度。该星系流的总光度为$M_V=-8.2$，金属丰度为$\mathrm{[Fe/H]}=-1.9$，类似于经典的银河系（MW）卫星，如天龙座。该流的物理宽度从200秒差距变化到1千秒差距，但视线速度色散恒定为5公里/秒。尽管恒星数密度沿星流有很大的明显变化，但恒星沿星流的流动速率是非常恒定的。我们模拟的6-D流轨的拉格朗日点剥离方法与灵活的MW潜在的存在下，一个移动的扩展大麦云（LMC）。这使我们能够将MW的质量分布限制在15.6 < r < 55.5 kpc的距离范围内，其中$(2.85\pm 0.1)\times 10^{11}\,M_\odot$的最佳测量封闭质量在32.4 kpc内。我们的流测量是高度敏感的LMC质量配置文件，其封闭的质量在32.8千秒差距，$(7.02\pm 0.9)\times10^{10}\, {\rm M}_\odot$最精确的测量。我们还探测到大麦哲伦星云的暗物质晕至少延伸到53 kpc。OC流的拟合使我们能够约束过去的LMC轨迹和它所经历的动力摩擦程度。我们证明了OC流中的恒星表现出大的能量和角动量传播所造成的LMC扰动。
2023-02-16 astro-ph.GA
The Plane Quasar Survey: An Ionized Extension of the Magellanic Stream on the Northern Side of the Galactic Plane
研究发现银河平面北侧存在高度电离的马卡良流气体，表明其可能在最近几百年内被剥离，且未与银河晕混合。
2025-11-23 astro-ph.GA
Accretion History of the Milky Way Dark Matter Halo and the Origin of its Angular Momentum
在邻近星系的引力场模型中，进入银河系和大麦哲伦云的暗物质流产生了银河系暗物质晕的生长历史，最终的角动量大致在观测方向上，它在大麦云周围产生了类似于麦哲伦流的暗物质流。
2014-08-25 astro-ph.GA
Dust Cooling in Supernova Remnants in the Large Magellanic Cloud
红外线与X射线（IRX）的通量比追踪了在超新星遗迹（SNRs）等天体物理等离子体中尘埃冷却与气体冷却的相对重要性。我们推导出IRX比率的信噪比在LMC使用斯皮策和钱德拉信噪比调查数据，并比较它们与银河系的信噪比。在样品中的所有SNR的IRX比率被发现是适度大于统一，表明尘埃颗粒是一个更有效的冷却剂比气体，虽然气体冷却可能是不可忽略的。LMC SNR的IRX比率系统地低于银河SNR。由于尘埃冷却和气体冷却都属于星际介质的性质，LMC SNR的较低IRX比可能反映了LMC的特性，而较低的尘埃-气体比（银河值的四分之一）可能是最重要的因素。所观察到的IRX比与理论预测，产生IRX比一个数量级更大。这种差异可能源于残留物中的尘埃缺乏，这是由于震前介质中的尘埃丰度相对于正则丰度的局部变化或震后介质中的尘埃破坏造成的。热气体的非平衡电离冷却，特别是对于年轻的SNR，也可能导致差异。最后，我们讨论了在低金属丰度星系的SNRs的主导冷却机制的影响。
2015-06-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
The total mass of the Large Magellanic Cloud from its perturbation on the Orphan stream
在Koposov等人的一篇配套论文中，来自\textit{Gaia}数据发布2的RR天琴座被用来证明孤儿星流中的恒星具有与流迹显著不对准的速度矢量，这表明它已经从银河系的卫星接收到了大的引力扰动。我们认为，这样的不匹配不会出现由于任何现实的静态银河系的潜力，然后探讨微扰效应的大麦云云（LMC）。我们发现，LMC可以精确地产生所观察到的运动轨迹失配，因此，我们使用孤儿流来测量云的质量。我们同时适合银河系和LMC的潜力，并推断，总LMC质量$1.38^{+0.27}_{-0.24} \times10^{11}\,\rm{M_\odot}$是弯曲的孤儿流所需的，第一次表明，LMC有一个大的和可测量的影响绕银河系的结构。这对任何假设示踪剂围绕静止的银河系运行的技术都有深远的影响。此外，我们测量银河系质量在50千秒差距为$3.80^{+0.14}_{-0.11}\times10^{11} M_\odot$。最后，我们用这些结果来预测，由于银河系的反射运动在响应大麦哲伦星系，银河系的恒星晕的郊区应该表现出大量的，向上的运动。
2019-05-14 astro-ph.GA
Clouds, Streams and Bridges. Redrawing the blueprint of the Magellanic System with Gaia DR1
我们目前发现恒星潮汐尾周围的大，小麦哲伦云的盖亚DR1数据。在星云之间，它们的潮汐臂彼此相向伸展，形成一个几乎连续的恒星桥。我们的分析依赖于盖亚测光表的精致质量，以建立详细的星云恒星计数图。我们证明，盖亚DR 1数据可以用来检测整个天空的变星，特别是RR天琴座恒星和周围的LMC和SMC。此外，我们使用盖亚和大风的组合，以遵循年轻的主序列恒星在麦哲伦星系的分布。在盖娅看来，这些云显示出相互作用的明确无误的迹象。在LMC周围，可以观察到远至20度的RR天琴座团块，这与Deason et al（2016）报道的最新Mira类恒星地图一致。SMC的外部恒星密度轮廓显示出典型的S形，这是潮汐剥离开始的征兆。在距离矮星中心几度之外，盖亚RR型天琴座恒星沿着星云的拖曳臂向大麦哲伦星云延伸。这个由天琴座RR号绘制的恒星潮汐尾并不与气态的麦哲伦桥对齐，而是从杨主序星桥偏移了大约5度。我们使用桥之间的偏移量来限制银河系热气日冕的密度。
2016-11-14 astro-ph.GA
The luminosities of cool supergiants in the Magellanic Clouds, and the Humphreys-Davidson limit revisited
冷超巨星的经验光度上限$L_{\rm max}$，通常被称为汉弗莱斯-戴维森极限，被认为编码了大质量恒星的一般质量损失行为的信息。此外，它描绘了单颗恒星将结束其生命的边界，剥离了它们的富氢包层，这反过来又是单颗恒星通道中II型到Ibc型超新星相对速率的关键因素。本文通过对大麦哲伦云和小麦哲伦云中冷超巨星光度分布的研究，重新讨论了$L_{\rm max}$问题。我们收集了每个星系中高度完整的$\log L/L_{\odot}$ =5.0以上的冷SG样本，并使用现代多波长测量数据确定了它们从光学到中红外的光谱能量分布。我们表明，在这两种情况下，$L_{\rm max}$似乎低于以前引用的，是在该地区的$\log L/L_{\odot}$ =5.5。没有证据表明$L_{\rm max}$在SMC中比在LMC中更高，如果金属依赖风是恒星包层剥离的主导因素，那么这将是预期的。我们还表明，$L_{\rm max}$与单个富氮沃尔夫-拉叶星的最低光度一致，表明在临界质量以上的恒星演化序列的变化。从人口合成分析，我们表明，日内瓦进化模型大大高估了SMC中的冷SG的数量。我们还认为，在较低的金属丰度环境中，较早的平均光谱类型的冷SG的趋势代表了一个真正的转变到更热的温度。最后，我们使用我们新的热光度测量提供冷超巨星更新的热校正。
2018-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiative Turbulent Mixing Layers and the Survival of Magellanic Debris
麦哲伦流是由它穿过银河系的环星系介质而形成的，但是通过流-晕界面的质量、动量和能量交换的速率和方向对于确定麦哲伦流的起源和命运来说是相对未知的。作为对LMC-SMC相互作用的大规模模拟的补充，我们将来自理想化的高分辨率“云破碎”和辐射湍流混合层模拟的新见解应用于主导臂和尾流。与传统的云快速分裂的预期相反，我们预测，由于强烈的辐射冷却，引导臂和大部分尾流应该能在下沉中幸存下来，甚至获得质量。如果从云层中提供足够的超音速潮汐摆动，现在的主导臂可能是在原始云后面的冷却尾部的一系列高密度团块。我们备份我们的分析框架与一套融合的风洞模拟，发现以前的结果云的生存和质量增长可以扩展到高马赫数（$\mathcal{M}$）流与修改后的阻力时间$t_{drag} \propto 1 + \mathcal{M}$和更长的增长时间。我们还模拟了尾流，我们发现，增长时间是长的（$\sim$陀螺仪）相比，下降的时间，和近似H $α$排放是低的平均（$\sim$几个mR），但可以高达几十mR的亮点。我们的研究结果也有更广泛的河外星系的影响，例如银河风，我们讨论。
2022-06-21 astro-ph.GA
Multiplicity among the cool supergiants in the Magellanic Clouds
描述大质量恒星的多样性对于理解它们的演化、观测到的核心坍缩超新星的多样性和引力波祖系统的形成具有根本的重要性。尽管如此，直到最近，大质量恒星演化的最后阶段之一-冷超巨星阶段-受到的关注相对较少。在这项研究中，我们的目标是探索在大麦哲伦云和小麦哲伦云（分别为LMC和SMC）的冷超巨星（CSG）之间的多重性。为了做到这一点，我们汇编了大量的档案径向速度（RV）测量超过1000个来自LMC和SMC的CSG，跨越了40多年的基线。通过统计校正每个恒星目录的RV测量到盖亚DR 2参考系，我们能够有效地比较这些不同的观测。我们确定了45个CSGRV的变化不能通过内在的变异性解释，因此被认为是二元系统。我们得到了一个最小的二进制分数的$15\pm4\%$的SMC和$14\pm5\%$的LMC。结合这些结果，我们确定了一个最小的二进制分数的$15\pm3\%$的CSG。这些结果与以前的结果吻合得很好，这些结果应用了校正来解释观测偏差。这些结果增加了强度的假设，CSGs的二进制部分是显着低于他们的主序列对应。展望未来，我们强调需要进行长基线多历元光谱测量，以覆盖CSG二元系统的完整参数空间。
2021-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
New constraints on the nature and origin of the Leading Arm of the Magellanic Stream
本文报道了一种新的精确测量方法，测量了Seyfert星系NGC 3783的麦哲伦星系流（MS）前缘臂（LAII区）中S，O，N，Si，Fe，P，Al，Ca和分子氢（H_2）的气相丰度。这些结果是基于来自各种不同仪器（HST/STIS，FUSE，AAT，GBT，GB 140 ft，ATCA）的高质量紫外/光学/无线电数据。我们的研究更新了以前的低分辨率数据的结果，并首次提供了一个复杂的多相吸收剂的自洽组件模型，提供了重要的限制LAII的性质和起源。在+245和+190 km/s^-1处，我们得到两个主要吸收体群的α丰度均匀、中等，α/H = 0.30 pm 0.05 solar，氮丰度较低，N/H = 0.05 pm 0.01 solar，尘埃含量较高，Si、Fe、Al和Ca的尘埃贫化值很大。这些α，N，和尘埃丰度LAII中观察到的小麦哲伦云（SMC）相似。通过对H_2吸收的分析，我们确定LAII中存在P/k = 1680 K cm^-3的高温压，这与LAII位于银河系内晕中z高度小于20 kpc的观点一致，LAII在那里与周围的热日冕气体发生流体动力学相互作用。我们的研究支持一种情况，LAII源于最近（200-500百万年前）从SMC剥离的金属和尘埃富集的祖云的分解。
2018-08-28 astro-ph.GA
Exploring the Origin and Fate of the Magellanic Stream with Ultraviolet and Optical Absorption
本文利用HST/STIS和FUSE紫外光谱技术对两个背景活动星系核NGC 7469和Mrk 335的电离和金属富集进行了分析。对于NGC 7469，我们包括来自VLT/UVES的光学光谱。在这两种视线中，MS在低离子和高离子吸收中被检测到。对于NGC 7469，我们测量了MS氧丰度[O/H]_MS=[OI/HI]=-1.00+/-0.05（stat）+/-0.08（syst），支持该流起源于SMC而不是LMC的观点。我们使用云模型的低离子相的流作为光电离等离子体使用所观察到的Si III/Si II和C III/C II的比例。对于Mrk 335，电离参数log U在-3.45 ~-3.15之间，气体密度log（n_H/cm^-3）在-2.51 ~-2.21之间。朝向NGC 7469，我们推导出亚太阳丰度比[Si/O]，[Fe/O]和[Al/O]，表明在MS中存在尘埃。高离子柱密度太大，不能用光电离解释，但也不能用单温度碰撞电离模型（平衡或非平衡）解释。这表明高离子等离子体是多相的。通过对低离子和高离子阶段的求和，我们得出NGC 7469和Mrk 335的N（总H II）/N（H I）比值的保守下限分别为>19和>330，这表明沿着这两个方向，绝大多数流已经被电离。在21厘米处观察到的小尺度结构，以及温暖的热等离子体的存在提供了与热银河日冕蒸发相互作用的证据。流体动力学模拟预测的这…
2010-06-04 astro-ph.GA
Probing the Structure and Kinematics of the transition Layer between the Magellanic Stream and the Halo in HI
麦哲伦流（MS）是附近的一个实验室，用于研究注入气态星系晕的冷气流的命运。本文利用21 cm高电离层观测资料，研究了MS冷气体与热银河晕之间的边界层的性质。伯德绿岸望远镜（GBT），达到前所未有的3σ灵敏度~10^17/cm ^2，同时保持望远镜在基本径向尺寸上的9.1'分辨率。我们发现一个信封的弥漫中性气体的半高宽为60公里/秒，与云核心的速度有20公里/秒的半高宽，延伸到3.5倍的核心半径与中性质量的7倍的核心。我们表明，信封是太扩展代表一个传导为主的层之间的核心和晕。其观察到的性能更好地解释了由流体动力学不稳定性驱动的湍流混合层。NGC 7469背景源在云中心附近的偶然对准使我们能够结合紫外吸收和HI发射数据来确定核心温度为8350 +/- 50 K。我们表明，HI柱密度和大小的核心时，可以复制稍大的云暴露于银河系和河外背景电离辐射。冷却在大的扩散湍流混合层信封延长云的寿命至少是一个因素的两个相对于一个简单的流体动力学烧蚀的情况下，这表明云很可能达到银河系盘。
2012-10-10 astro-ph.GA
Red Giants in the Small Magellanic Cloud. I. Disk and Tidal Stream Kinematics
我们目前的结果，从广泛的光谱调查场星的小麦哲伦星云（SMC）。3037个来源，主要是第一次上升的红巨星，分布在大约37.5平方英尺的地方。度，进行了分析。视线速度场主要由SMC围绕LMC/银河系的轨道运动的投影决定。残差与非旋转椭球体和近盘面系统都不一致。当前样本和先前的恒星和HI运动学可以通过旋转具有节点位置角θ的线的盘模型来协调，θ为~ 120-130 °，中等倾斜度（i ~ 25-70 °），自转曲线上升速度为20-40 km/s/kpc。贫金属星比富金属星表现出更低的速度梯度和更高的速度色散。如果我们的解释的速度模式为散装旋转是适当的，然后一些修订的SMC轨道的模拟是必需的，因为这些通常是调整到SMC磁盘线的节点位于东北-西南方向。弹性显示出强烈的空间结构，表明非圆形运动的重要性随着距离SMC中心的距离增加而增加。在我们的调查区域的西北部的运动子结构与模拟预测的潮汐尾或反桥。朝向机翼的视线速度较低，而在SMC棒西南端之外的较大速度可能分别与麦哲伦桥和反桥的恒星组成部分有关。我们的研究结果加强了这样一种观点，即SMC的中间年龄恒星星族受到外力的大量剥离。
2014-05-14 astro-ph.GA
