Modelling dust extinction in the Magellanic Clouds
我们的模型中观察到的灭绝配置文件的小和大麦云云与合成人口的尘埃颗粒组成的核幔颗粒和自由飞行的多环芳烃的集合。在麦哲伦星云中观察到的所有不同风格的消光曲线都可以通过本模型来描述，该模型先前已（成功）应用于银河系中弥漫和半透明视线的大样本。我们发现，在麦哲伦云的消光产生的经典颗粒一般大于多环芳烃的吸收。在这个模型中，非线性的远紫外线上升占多环芳烃，其存在反过来总是与经典颗粒的尺寸分布的差距。这暗示了之间的物理连接（例如，多环芳烃的常见原因和不存在中等大小的灰尘颗粒，或者需要模型中的附加组件，其可以解释非线性远紫外线上升而不会导致$\sim$ 217 nm处的紫外线凸起，例如，纳米金刚石
2015-07-30 astro-ph.GA
The Small Magellanic Cloud Investigation of Dust and Gas Evolution (SMIDGE): The Dust Extinction Curve from Red Clump Stars
我们使用哈勃太空望远镜（HST）的红团星的观测作为小麦哲伦云尘埃和气体演化调查（SMIDGE）计划的一部分，以测量小麦哲伦云（SMC）西南酒吧的~ 200 pc x 100 pc区域的平均尘埃消光曲线。我们的8波段紫外线通过近红外测光提供的丰富信息，使我们能够模拟的颜色星等图的红色团块占消光曲线的形状，对数正态分布的$A_{V}$，以及沿视线的恒星分布的深度。我们测量消光曲线，其中$R_{475} = A_{475}/(A_{475}-A_{814})$ = 2.65 $\pm$ 0.11。这个测量值明显大于已发表的银河系$R_{V}$ = 3.1（$R_{475} = 1.83$）和SMC Bar $R_{V}$ = 2.74（$R_{475} = 1.86$）消光曲线的等效值。大麦云云（LMC）中类似的消光曲线偏移被解释为大尘埃颗粒的影响。我们证明了SMC（和LMC）的视线深度引入了一个明显的“灰色”贡献的消光曲线推断的红色团块的形态。我们表明，没有灰色的尘埃成分是需要解释消光曲线测量时，全宽半最大深度为10 $\pm$ 2千秒差距的SMC（5 $\pm$ 1千秒差距的大麦哲伦星云）的恒星分布被认为是同意与最近的研究麦哲伦云恒星结构。我们的工作结果证明了宽带HST成像的力量，同时约束银河系外的尘埃和星系结构。
2017-09-04 astro-ph.GA
The abundances of O, N, S, Cl, Ne, Ar, and Fe in H II regions of the Magellanic Clouds
我们利用甚大望远镜紫外-可见中阶梯摄谱仪获得的甚深光谱，测定了大麦云云和小麦哲伦云的4个H Ⅱ区的物理条件、化学丰度和铁贫化因子。覆盖的光谱范围为3100-10400 $\mathring{A}$，分辨率为$Δλ\sim λ/ 8800$。我们测量每个物体中多达200条发射线的强度。电子温度和电子密度的确定使用不同的线强度比。的离子和总的丰度来自使用碰撞激发线O，N，S，Cl，Ne，Ar和Fe。使用蒙特卡罗模拟计算不确定度。这是麦哲伦星云中H II区域最大的高质量光谱集。因此，我们可以推导出化学丰度和消耗因子，并以比以前的研究更好的精度限制它们在每个星系中的变化。特别是，我们发现，在麦哲伦星云的H II区域的尘埃颗粒上耗尽的Fe量与银河系H II区域中发现的相似。
2017-01-09 astro-ph.GA
Dust Emission from Evolved and Unevolved HII Regions in the Large Magellanic Cloud
本文研究了大麦云云中12个经典和超气泡HII区的尘埃性质。我们使用斯皮策红外测光（8，24，70，和160 \mum波段），作为银河系演化（SAGE）计划的一部分，随着档案光谱分类的电离恒星检查尘埃加热和处理恒星源的作用。我们的红外观测结果表明，令人惊讶的是，尘埃的发射特性和有效温度或恒星在HII区域的辐射热星等之间的相关性很小，这表明HII区域的演化时间尺度不是尘埃处理时间尺度的顺序。我们发现，超级气泡和经典的HII区域的红外发射表现出两类之间的差别不大，尽管在年龄和形态的显着差异。我们确实检测到了热尘埃的24 \mum发射与70到160 \mum通量之比的相关性。这种相关性可以建模为少数热尘埃成分的温度趋势，而大多数尘埃仍然显着冷却。
2011-03-10 astro-ph.GA
The dust production rate of AGB stars in the Magellanic Clouds
我们比较了大麦哲伦云和小麦哲伦云中质量为1 Msun < mstar < 8 Msun，金属丰度为0.001 < Z < 0.008的恒星的理论尘埃产额和观测到的富碳和富氧渐近巨分支（C-AGB和O-AGB）恒星的尘埃产额率（DPR）。只有当AGB星的质量损失在碳星阶段非常有效时，才能再现LMC中C-AGB的DPR测量值。同样的产量预测的SMC中观察到的DPR，这表明在碳星阶段的质量损失率的金属依赖性更强。O-AGB星的DPR表明，当mstar > 3 Msun和Z > 0.001时，由于有效的热底燃烧，硅酸盐尘埃快速富集。与最近的观测结果相比，我们的模型支持现有尘埃质量的恒星起源，如果在ISM中没有发生显着的破坏，AGB星的贡献为70%的LMC和15%的SMC。
2014-04-28 astro-ph.GA
Evolution of dust and molecular hydrogen in the Magellanic System
我们调查的星际介质（ISM）的演变在自洽的，化学动力学模拟的麦哲伦云（MC）在他们最近（z<0.3）过去。尘埃和分子氢的生命周期的明确建模，使我们的模型对ISM的观察到的属性，包括从气相元素耗尽的比较。结合这个模型与潮汐主导的范式形成的麦哲伦流和桥，我们重现的年龄金属丰度的关系，长气体耗尽的时间尺度，目前观察到的尘埃和分子氢质量的MC在各自的不确定性。我们发现，这些模型的富集敏感地依赖于ISM内的尘埃的处理和外部潮汐/恒星酒吧的动力学影响。在我们的SMC和LMC模型中，特征尘埃破坏时间尺度的比率是我们模型演变的一个控制参数，与基于观测到的超新星（SN）速率的估计一致。我们的参考MC模型往往表现出有争议的通用灰尘-金属比，我们认为这源于采用高SNe II冷凝效率。我们的模型是第一个再现的太阳金属量的流/领先的手臂潮汐剥离SMC的假设，即LMC有助于丰富的金属丝流，所暗示的最近的运动学和丰度分析，也在这项研究中进行了评估。
2014-06-06 astro-ph.GA
Metals and dust in the neutral ISM: the Galaxy, Magellanic Clouds, and damped Lyman-α absorbers
上下文中性星际介质（ISM）中尘埃的存在极大地改变了我们测量的金属丰度。了解中性ISM中的金属含量，以及不同环境之间的直接比较，迄今为止一直受到阻碍，因为所观察到的ISM丰度的金属丰度，尘埃的存在和核合成的影响所造成的简并性。目标。我们研究了中性ISM中的金属和灰尘含量在不同环境中的一致性，并评估最近发现的相对丰度序列的普遍性。我们还打算评估[Zn/Fe]作为ISM中粉尘示踪剂的有效性。最近，基于对恒星丰度的观测，这一点受到了质疑，在我们能够安全地使用它来研究ISM之前，需要解决这个问题。方法.在这封信中，我们提出了一个简单的比较，在银河系中的中性ISM，麦哲伦云，阻尼莱曼-α吸收体（DLAs）中观察到的相对丰度。这种比较的主要新颖之处在于包含了麦哲伦云。结果同样的相对丰度序列也适用于银河系、麦哲伦云和DLAs。这些序列是由ISM中存在的灰尘驱动的，似乎是“普遍的”。结论.中性ISM中的金属和粉尘性质似乎在不同环境中遵循类似的行为。这表明尘埃预算的主要部分是建立在ISM中的晶粒生长取决于物理条件，而不管系统的恒星形成历史。此外，DLA气体的行为类似于中性ISM，至少从化学角度来看。最后，尽管在恒星丰度中观察到的[Zn/Fe]存在偏差，但[Zn/Fe]在从银河系到DLAs的不同环境的ISM中是一种强有力的尘埃示踪剂。
2018-05-14 astro-ph.GA
Spatial distribution of carbon and oxygen abundances in the Magellanic Clouds
本文根据H Ⅱ区的光谱资料，给出了大麦哲伦云和小麦哲伦云中碳和氧的化学丰度。我们分析了O/H、C/H和C/O丰度比的行为及其在星系内部的空间分布。结果表明，两个星系中所有这些元素的径向梯度都可以被认为是平坦的。此外，我们将我们的结果与其他更大质量的螺旋星系的结果进行了比较。我们发现星系的绝对星等M_v与C/H和C/O梯度的斜率之间存在相关性。质量较大的星系比质量较小的星系显示出更陡峭的C/H和C/O梯度。
2017-02-07 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
Study on the Abundance Discrepancy Problem in the Magellanic Clouds
本文利用HII区的高质量光谱资料，给出了大麦哲伦云和小麦哲伦云中碳（C）和氧（O）的化学丰度。这些数据是使用8.2米甚大望远镜的紫外-可见中阶梯摄谱仪拍摄的，目的是探测微弱的CII和OII复合线。对于样品中的所有对象，我们从复合线确定C^2+丰度，从复合线和碰撞激发线确定O^2+丰度。此外，我们还计算了O^2+和C^2+的丰度差异因子（ADF），以及O/H、C/H和C/O比值。我们研究ADF的行为比较在麦哲伦云与其他HII地区在不同星系中获得的值。我们还比较了样本的两个区域的星云和恒星丰度。最后，我们讨论了通过O/H、C/H和C/O径向梯度以及C/O比随O/H的变化来观察MCs的化学演化。
2016-10-26 astro-ph.GA
Dust input from AGB stars in the Large Magellanic Cloud
用演化尘埃模型研究了AGB星的尘埃形成星族及其对大麦云（LMC）星际尘埃收支的影响，主要目的是：（1）研究AGB星尘埃的数量和组成在银河系历史上的变化，（2）研究目前AGB星星族的质量和金属丰度分布，（3）研究AGB星的尘埃形成星族及其对LMC星际尘埃收支的影响。（3）量化不同质量和金属丰度的AGB星对星际介质（ISM）星尘布居的贡献。我们在ISM中使用星尘生命周期的模型，并为太阳能社区开发和测试。利用麦哲伦星云测光巡天首次全球空间分辨重建的大麦哲伦星云的恒星形成历史，计算了大麦哲伦星云中的恒星星族。几乎在大麦哲伦星云的整个历史中，来自AGB星的尘埃主要是来自质量小于4 Msun的恒星的碳颗粒。硅酸盐、碳化硅和铁粉的产生被推迟，直到ISM富集到LMC中目前金属丰度的一半左右。第一次，理论上计算的尘埃生产率的AGB恒星相比，来自整个星系的AGB恒星的红外观测。我们发现在各种观测估计的分散很好的协议。我们发现，大多数的硅酸盐和铁颗粒在目前的星尘人口来自一个小的人口的中等质量的恒星组成的只有约4%的恒星总数，而在太阳附近，他们来自低质量的恒星。通过ISM中星尘颗粒生命周期的模型，我们证实了来自恒星的尘埃输入与Matsuura等人2009年报告的LMC中现有星际尘埃质量之间的巨大差异。
2013-05-15 astro-ph.GA
Dust at sub-solar metallicity: the case of post-AGB stars in the Large Magellanic Cloud
中低质量恒星是星系星际介质中重要的尘埃源之一。从这些恒星喷出的尘埃的成分可能会影响ISM中的成分。我们调查后渐近巨星分支（AGB）的恒星，这是在低和中等质量的恒星，并产生各种各样的尘埃颗粒的后期演化阶段的尘埃。我们特别针对后AGB星在大麦云（LMC），其中有大约一半的太阳的金属丰度，调查亚太阳的金属丰度对尘埃成分的影响。使用斯皮策太空望远镜，我们获得了5-30微米光谱的24后AGB候选人在LMC。其中五颗是富碳的后AGB恒星，本报告的重点是这些恒星的光谱。我们发现银河系中罕见的尘埃特征，例如21微米的不明特征，通常在LMC后AGB恒星中发现。6-8微米的光谱与银河系天体的光谱进行了比较。四个光谱匹配银河系模板的多环芳烃（PAH）的功能。然而，我们发现这三个物体显示出7.85微米的特征，这在银河系后AGB星中没有发现。低金属含量条件肯定会影响粉尘的形成过程和成分。
2010-11-06 astro-ph.GA
Gas and Dust in the Magellanic Clouds
远紫外（FUV）漫发射主要是由于星际尘埃颗粒的星光散射，这表明了很大的区域变化取决于尘埃和恒星的相对取向。本文介绍了用远紫外光谱探测器（FUSE）{ \em）对麦哲伦云（MC）中FUV（1000 - 1150 nm）散射辐射的偶然观测。在{ \em FUSE}波段（$λ$ = 905 - 1187 nm），大麦云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）中，FUV漫射辐射对MCs中FUV总积分辐射的估计贡献通常为5% - 20%和34% - 44%，并且随着波长的增加（例如，SMC在1615 ℃时为63%）。在FUV中，短波长的光比长波长的光的光的散射要少，这表明短波长的恒星辐射中的大部分都用于加热星际尘埃。五次电离氧原子（O { \small VI}）是星际介质（ISM）中热气体（T $\sim 3\times 10^{5}$ K）的示踪剂。利用高分辨{ \em FUSE}谱对大麦哲伦星云O { \small VI}柱密度测量进行了广泛的调查。柱密度从log N（O { \small VI}）= 13.72原子cm $^{-2}$的最小值到log N（O { \small VI}）= 14.57原子cm $^{-2}$的最大值变化。高丰度的O { \small VI}中观察到的LMC的活动（超级气泡）和非活动区域。
2013-07-04 astro-ph.GA
Carbon and oxygen in HII regions of the Magellanic Clouds: abundance discrepancy and chemical evolution
本文给出了由HII区深谱导出的麦哲伦云中C和O的丰度。这些数据是用紫外-可见中阶梯光谱仪在8.2-m VLT上拍摄的。该样本包括大麦云云（LMC）中的5个HII区和小麦哲伦云（SMC）中的4个HII区。我们测量了所有天体中CII和OII的纯复合线（RL），从而推导出O^2+的丰度差异因子（ADF）以及它们的O/H、C/H和C/O比值。我们比较的ADF与其他HII区在不同的星系。结果表明，可能的金属丰度依赖的ADF的低金属丰度的对象，但更不确定的高金属丰度的对象。我们比较星云和B型恒星丰度，我们发现，恒星丰度同意更好地与星云的碰撞激发线（CELs）。比较这些结果与其他星系，我们观察到，恒星丰度似乎同意更好地与星云的来自CELs在低金属丰度环境和来自RL在高金属丰度环境。C/H、O/H和C/O比率显示出几乎平坦的径向梯度，而旋涡星系的径向梯度则为负值。通过分析C/O与O/H的关系，并与其他星系HII区的结果进行比较，探讨了HII区的化学演化。大麦哲伦星系的化学演化与小旋涡星系的外区相似，而小麦哲伦星系则表现为一个典型的成星矮星系。
2017-02-03 astro-ph.GA
Detailed Chemical Abundances of Star Clusters in the Large Magellanic Cloud
利用Magellan Baade望远镜上的Magellan Echelle摄谱仪获得的积分光光谱观测数据，我们首次获得了大麦云（LMC）中三个星团NGC 1831（4.36亿+/-2200万年）、NGC 1856（3.50亿+/-1800万年）和[SL 63]268（1.23亿+/-6200万年）的详细化学丰度。我们导出了三个团簇的[Fe/H]、[Mg/Fe]、[Ti/Fe]、[Ca/Fe]、[Ni/Fe]、[Mn/Fe]、[Cr/Fe]和[Na/Fe]。总的来说，我们的研究结果与文献中获得的LMC丰度以及详细的化学演化模型预测的结果相匹配。对于团簇NGC 1831和NGC 1856，与[Ca/Fe]和[Ti/Fe]相比，[Mg/Fe]比似乎略微贫化。这可能暗示了在几个银河系球状星团中观察到的众所周知的镁铝丰度反相关性。然而，我们注意到，需要更高的信噪比观测来证实这种情况，特别是对于NGC 1831。我们还发现，与LMC场星相比，星团[SL 63]268的积分光[Na/Fe]比略有增强，可能支持星团内丰度变化的情况。我们强调，需要对这些LMC星团中的单个恒星进行详细的丰度分析，以确认是否存在MSP。
2022-03-22 astro-ph.GA
Unveiling polarized emission from interstellar dust of the Large Magellanic Cloud with Planck
星际尘埃辐射的偏振是探测尘埃性质和磁场结构的有力手段。然而，对外部星系的研究受到前景尘埃贡献的阻碍。本研究的目的是分离的极化信号从大麦云（LMC）的银河系（MW），以构建一个广泛的领域，空间完整的地图使用普朗克353 GHz的数据尘埃偏振。为了估计前景偏振方向，我们使用HI谱线数据中的速度梯度，并通过与星光消光偏振进行比较来评估输出的性能。我们估计的前景强度使用尘埃的性质来自以前的普朗克数据，我们假设前景偏振是均匀的，等于平均的MW周围的星系。在前景去除之后，LMC中的天空平面磁场的几何形状倾向于遵循LMC中的原子气体的结构。这是沿着剑鱼座30恒星形成复合体的南部和东南部延伸的分子脊，以及沿着向小麦哲伦云延伸的更弥散的南部臂的情况。在西部的磁场和外臂之间也有一条直线。LMC中的中值偏振分数略低于MW中观察到的值，而偏振角色散函数和偏振分数之间的反相关性略大。总体而言，极化分数分布与MW中观察到的相似。
2022-11-29 astro-ph.GA
Forbidden Iron Lines and Dust Destruction in Supernova Remnant Shocks: The Case of N49 in the Large Magellanic Cloud
我们提出了一个完整的整体现场调查的结果，明亮的SNR N49在LMC，获得了WiFeS仪器安装在ANU的2.3米望远镜在Siding Spring天文台。从理论冲击模型与新的映射5.1代码，我们第一次，进行了详细的丰度和动力学分析，涵盖8个独立阶段的电离超新星遗迹的光学Fe发射线光谱。这使我们能够得到作为电离阶段的函数的粉尘损耗因子。我们已经表明，有大量（30% - 90%）的破坏含铁尘埃颗粒在这些快速冲击（$v_s \sim 250$ km/s），我们已经证实，占主导地位的尘埃破坏是通过非热溅射和颗粒颗粒碰撞机制，在一些理论工作。
2016-05-08 astro-ph.GA
Revealing the Chemical Structure of the Magellanic Clouds with APOGEE. II. Abundance Gradients of the Large Magellanic Cloud
本文利用APOGEE-2S观测的6130颗大麦哲伦云红巨星，分析25种元素丰度比的梯度与年龄演化，发现约2 Gyr前梯度出现U形转折及年龄-[X/Fe]趋势极值，并将其归因于麦哲伦云间的历史相互作用。
2023-09-21 astro-ph.GA
Dust Destruction Rates and Lifetimes in the Magellanic Clouds
星系中尘埃的性质、成分、丰度和大小分布取决于它在不同恒星源中产生和被星际冲击破坏的速率。由于其广泛的波长覆盖范围，接近和几乎面对面的几何形状，麦哲伦云（MC）提供了一个独特的机会来详细研究这些过程。在本文中，我们使用完整的样品超新星遗迹（SNRs）的MC计算的寿命和破坏效率的硅酸盐和碳尘埃在这些星系。我们发现尘埃寿命为22 +- 13百万年（30 +- 17百万年）的硅酸盐（碳）颗粒在大麦哲伦星云，和54 +- 32百万年（72 +- 43百万年）的硅酸盐（碳）颗粒在SMC。在MCs的寿命显着较短，相比银河系，被解释为其较低的总尘埃质量的综合效果，以及在MCs的尘埃破坏孤立的SNe似乎优先发生在地区高于平均尘埃气体（D2 G）质量比的事实。我们还计算了超新星速率和当前的恒星形成率的MC，并使用它们来获得最大的尘埃注入率的渐近巨星分支星和核心坍缩超新星。我们发现，注入率是一个数量级低于粉尘破坏率的信噪比。这支持了以下结论：除非尘埃的破坏率被大大高估，否则大多数尘埃必须由致密分子云中的幸存颗粒重新组成。更一般地说，我们还讨论了依赖于当地的D2 G质量比，周围的气体密度和金属丰度的尘埃破坏率，以及我们的结果应用到其他星系和尘埃演化模型。
2014-11-17 astro-ph.GA
Three-Dimensional Structure and Dust Extinction in the Small Magellanic Cloud
本文研究了小麦哲伦云（SMC）西南条~ 200 pc $\times$ 100 pc区域的三维结构和尘埃消光特性。利用哈勃空间望远镜的深空光学色星等图（CMD）模拟了红巨星团和红巨星支星的尘埃消光和星系结构。我们用高斯模型模拟恒星分量的距离分布，发现质心距离为65.2 kpc（距离模数$μ$ = 19.07 mag），半高宽$\approx$为11.3 kpc。这一大范围的视线再现了以前使用变星和红丛星研究的结果。此外，我们发现恒星和尘埃分布之间的偏移，与近侧的尘埃相对于恒星的3.22 $^{+1.69}_{-1.44}$千秒差距，导致73%的恒星红化的分数。建模的尘埃层与对数正态$A_V$分布表明，平均消光$\langle A_V \rangle$ = 0.41 $\pm$ 0.09马格。我们还计算$A_V/N_H$ = 3.2 - 4.2 $\times10^{-23}$马格厘米$^2$ H $^{-1}$这是显着低于银河系的值，但与以前的SMC尘埃气体比测量。我们的研究结果产生的第一个联合尘埃消光和3D几何性质在SMC的一个关键区域。这项研究表明，CMD建模可以同时限制尘埃消光和几何性质在附近的星系是一个强大的工具。
2020-10-21 astro-ph.GA
Dust Abundance Variations in the Magellanic Clouds: Probing the Lifecycle of Metals with All-Sky Surveys
观测和建模表明，尘埃丰度（气尘比，G/D）取决于（表面）密度。G/D的变化提供了对星系中金属生命周期所涉及的不同过程的时间尺度的约束。最近基于Herschel数据的G/D测量表明，麦哲伦云中致密和弥散星际介质（ISM）之间的尘埃丰度减少了5- 10倍。然而，赫歇尔测量的相对性质排除了对这些变化幅度的明确结论。我们利用全天远红外巡天观测资料研究了大麦哲伦云和小麦哲伦云尘埃丰度的变化，这种观测资料不受赫歇尔零点定标的限制。我们将来自IRAS和Planck的100，350，550和850微米的尘埃光谱能量分布（SED）以气体表面密度的间隔叠加，对叠加的SED进行建模以获得尘埃表面密度，并将G/D和气体表面密度之间的关系约束在$\sim$ 80 pc尺度上的10-100 \Msu pc $^{-2}$范围内。我们发现，G/D降低的因素3（从1500到500）在LMC和7（从1.5 $\times 10^4$到2000）在SMC之间的弥漫性和密集的ISM。G/D的表面密度的依赖性是一致的元素耗尽和简单的建模气相金属到尘埃颗粒上的吸积。这一结果对星系演化的次网格建模，以及基于尘埃的气体质量估计的校准，无论是在本地还是在高红移都有重要意义。
2017-05-08 astro-ph.GA
The influence of supernova remnants on the interstellar medium in the Large Magellanic Cloud seen at 20--600 $μ$m wavelengths
本文分析了大麦云云中超新星遗迹及其对环境的影响。我们使用{ \it Herschel}空间天文台获得的新观测结果和{ \it Spitzer}空间望远镜获得的档案数据，制作这些物体的第一个FIR图谱。SNR在FIR波长处不清楚可辨，但是它们的影响在尘埃质量和尘埃温度的地图中变得明显，我们通过将修改后的黑体拟合到每个视线中观察到的光谱能量分布来构建这些地图。大部分被观测到的尘埃都是先前存在的星际尘埃，其中有SNRs留下的印记。温度图清楚地揭示了SNR加热周围的灰尘，而质量图表明每个SNR去除3.7 $^{+7.5}_{-2.5}$ M $_{\odot}$的灰尘。这与其他人的计算结果一致，即大量的灰尘是由SNR溅射的。在尘埃被溅射而不仅仅是被推开的假设下，我们估计了由于信噪比导致的$0.037^{+0.075}_{-0.025}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$的LMC中的尘埃破坏率，得出星际尘埃的平均寿命为$2^{+4.0}_{-1.3}\times10^7$ yr。我们的结论是，溅射的尘埃SNRs可能是一个重要的组成部分，在银河系演化的模型，超新星可能会破坏更多的尘埃比他们生产的，因此，他们可能不会在星系中的长期尘埃的净生产商。
2015-03-06 astro-ph.GA
The Relationship between CO Emission and Visual Extinction Traced by Dust Emission in the Magellanic Clouds
为了测试理论上的理解，发现明亮的CO排放主要取决于尘埃屏蔽，我们调查之间的关系CO排放（$I_{\rm CO}$）和尘埃量（估计从红外发射和表示为“$A_V$“）在大麦哲伦云，小麦哲伦云，和银河系。我们发现，在我们的共同分辨率为10 pc尺度，$I_{\rm CO}$给定一个固定的视线$A_V$是相似的，尽管在金属丰度的差异在所有三个系统。我们发现了一些证据的二次依赖$I_{\rm CO}$的辐射场，在LMC中，$I_{\rm CO}$在给定的$A_V$是较小的高$T_{\rm dust}$的地区，也许是因为增加了光解辐射场。我们提出了一个简单但有用的图片，其中CO到H的$_2$转换因子（\xco）取决于两个可分离的因素：（1）气柱密度的分布，通过尘埃与气体的比例映射到消光分布;（2）$I_{\rm CO}$对$A_V$的依赖性。假设本地银河系云的概率分布函数（PDF）是普遍的，这种方法预测的依赖性\xco\$Z$之间的$Z^{-1}$和$Z^{-2}$以上约三分之一的太阳金属丰度。低于此金属丰度，CO仅从云的高柱密度部分出现，因此非常敏感地依赖于所采用的PDF和H $_2$ /{ \sc Hi}处方。因此，低金属丰度云的PDF具有相当大的意义，即使在非常低的金属丰度下，与\xco \的理想处方相关的不确定性也很大。
2015-04-10 astro-ph.GA
Modeling dust emission in the Magellanic Clouds with Spitzer and Herschel
尘埃模型对于推断星系研究的尘埃性质和预算至关重要。然而，尘埃颗粒模型之间存在系统差异，导致星系推断的尘埃性质存在相应的系统差异。量化这些系统需要一致的拟合分析。我们比较了输出的尘埃参数，并评估了两种尘埃颗粒模型Compiegne et al（2011）和THEMIS（Jones et al 2013，Kohler et al 2015）之间的差异。在这项研究中，我们使用一个单一的拟合方法应用于所有的模型，以提取一个连贯的和独特的统计分析。我们适合的模型，看到斯皮策和赫歇尔在小和大麦云云（SMC和LMC）的尘埃排放。这些观测涵盖了从几微米到亚毫米范围的红外（IR）光谱。对于每个拟合的像素，我们基于Gordon et al（2014）中描述的方法计算完整的n-D似然。自由参数是环境参数（$U$，星际辐射场强; $α_\mathrm{ISRF}$，多铀环境的幂律系数; $Ω^*$，星光强度）和模型固有参数（$Y_\mathrm{i}$：颗粒物质$i$的丰度; $α_\mathrm{sCM20}$，小碳颗粒尺寸分布的系数）。5组不同参数的分数残差表明，拟合THEMIS比Compiegne模型更准确地再现了观测结果。然而，独立的尘埃物种的变化表现出很强的模型依赖性。我们发现，硅酸盐的丰度只能被限制在一个上限，硅酸盐/碳的比例与我们银河系中看到的不同。在LMC中，我们拟合的结果是尘埃质量略低于…
2016-12-22 astro-ph.GA
The Dust-Selected Molecular Clouds in the Northeast Region of the Small Magellanic Cloud
我们提出了一个高灵敏度（$1σ<1.6~\mathrm{mJy~beam^{-1}}$）连续观测在343弧分$^2$地区的东北地区的小麦哲伦云在波长为1.1毫米，进行使用AzTEC仪器的ASTE望远镜。在观测区域，我们确定了20个对象的轮廓$10σ$发射。通过使用1.1 mm、$Herschel$和$Spitzer$数据的光谱能量分布（SED）分析，我们估计了$5\times 10^3-7\times 10^4~\mathrm{M_\odot}$的气体质量，假设气体与尘埃的比率为1000。尘埃温度和发射率指数也分别估计为$18-33$ K和$0.9-1.9$，这与以前的低分辨率研究是一致的。粉尘温度与发射率指数呈弱的负线性相关。我们还详细研究了五种CO检测到的尘埃选择云。总的气体质量是可比的，从Mopra CO数据估计，表明假定的气体-尘埃比为1000和$X_\mathrm{CO}$因子$1\times10^{21}~\mathrm{cm^{-2}~(K~km~s^{-1})^{-1}}$，与一个因素的不确定性为2，是可靠的分子或尘埃选择云的气体质量的估计。尘埃柱密度表现出良好的空间相关性与CO排放量，除了一个对象，与明亮的年轻恒星对象。$8~\mathrm{μm}$结构和团簇结构与CO排放和尘柱密度的空间分布相似，支持多环芳烃排放来自致密气尘云表面的事实。
2018-09-25 astro-ph.GA
The 1.1 mm Continuum Survey of the Small Magellanic Cloud: Physical Properties and Evolution of the Dust-selected Clouds
第一次1.1毫米连续测量小麦哲伦云（SMC）是使用安装在ASTE 10米望远镜上的AzTEC仪器进行的。本次调查涵盖了4.5度$^2$的SMC与$1σ$噪音水平的$5-12$ mJy梁$^{-1}$，并确定了44个扩展对象。1.1 mm扩展发射与$Herschel$ 160 $\mathrm{μm}$具有良好的空间相关性，表明1.1 mm扩展发射的起源是来自冷尘埃成分的热发射。我们使用1.1 mm和过滤的$Herschel$数据（100、160、250、350和500 $\mathrm{μm}$）估计物理性质。1.1毫米的物体显示尘埃温度为$17-45$ K，气体质量为$4\times10^3-3\times10^5~M_\odot$，假设冷尘埃的单温度热发射，发射率指数$β$为1.2，气体与尘埃的比率为1000。这些物理性质与我们银河系中的巨分子云（GMC）和大麦哲伦云非常相似。1.1毫米的物体也显示出与$Spitzer$ 24 $\mathrm{μm}$和CO排放的良好空间相关性，这表明1.1毫米的物体跟踪致密气体区域作为大质量恒星形成的场所。1.1毫米物体的尘埃温度也显示出与大质量恒星形成有关的24 $\mathrm{μm}$通量的良好相关性。这支持了冷尘埃的热源主要是1.1毫米物体中的局部恒星形成活动的假设。根据是否存在恒星形成活动对1.1 mm天体进行分类，揭示了尘埃温度…
2017-01-19 astro-ph.GA
Dust and Gas in the Magellanic Clouds from the HERITAGE Herschel Key Project. I. Dust Properties and Insights into the Origin of the Submm Excess Emission
利用赫歇尔遗产重点项目的光度数据，在100至500微米的五个波段上研究了大麦哲伦云和小麦哲伦云中的尘埃特性。三个简单的灰尘排放模型适合于观测：由幂律发射率（SMBB）修改的单温度黑体，由破幂律发射率（BEMBB）修改的单温度黑体，以及具有不同温度的两个黑体，两者都由相同的幂律发射率（TTMBB）修改。使用这些模型，我们调查的submm过量的起源，定义为亚毫米（submm）的发射高于预期的SMBB模型拟合观测< 200微米。我们发现，BEMBB模型产生最低的拟合残差与像素平均500微米submm的过剩27%和43%的LMC和SMC，分别。采用气体质量从以前的作品，从我们的拟合结果计算的气体尘埃比表明，TTMBB拟合需要显着更多的灰尘比可用的，即使所有的金属存在于星际介质（ISM）被冷凝成灰尘。这表明，submm过量更可能是由于比第二人口的冷尘埃发射率的变化。我们得出LMC和SMC的积分尘埃质量分别为（7.3 +/- 1.7）× 10^5和（8.3 +/- 2.1）× 10^4 M（太阳）。我们发现submm过量和其他灰尘属性之间的显着相关性，需要进一步的工作，以确定拟合噪声和ISM物理的相关性的相对贡献。
2014-06-23 astro-ph.GA
Revealing the Chemical Structure of the Magellanic Clouds with APOGEE. III. Abundance Gradients of the Small Magellanic Cloud
本研究利用APOGEE光谱数据测定了小麦哲伦云的径向和年龄-丰度梯度，发现其金属丰度梯度在3.66-5.58 Gyr前受星系相互作用影响出现特征变化，且增丰历史缓慢，其[X/H]梯度与银河系存在二分性。
2023-10-22 astro-ph.GA
METAL: The Metal Evolution, Transport, and Abundance in the Large Magellanic Cloud Hubble program. II. Variations of interstellar depletions and dust-to-gas ratio within the LMC
星系中重子循环的一个关键组成部分是中性ISM中金属从气体到尘埃相的耗尽。哈勃太空望远镜上的METAL（大麦云云中的金属演化、运输和吸收）计划获得了半太阳金属丰度LMC中朝向32条视线的紫外光谱，从中我们得到了Mg、Si、Fe、Ni、S、Zn、Cr和Cu的星际贫化（气相分数）。不同元素的消耗是紧密相关的，表明有一个共同的起源。氢柱密度是耗尽变化的主要驱动力。相关性较弱的体积密度，探测CI精细结构线，距离LMC中心。后者的相关性的结果从气相金属丰度的东西变化。东部的天然气，包括30剑鱼座和东南HI超密度的LMC压缩侧富集高达+0.3dex，而西部的天然气缺乏金属高达-0.5dex。在METAL探测的参数空间内，未发现与分子分数或辐射场强度的相关性，我们证实了远红外、21 cm和CO观测中观察到的扩散（logN（H）~20 cm-2）和分子（logN（H）~22 cm-2）ISM之间的尘埃-金属和尘埃-气体比增加了3-4倍。尘埃-金属和尘埃-气体比随柱密度的变化对化学演化的次网格物理学、整个宇宙时期的气体和尘埃质量估计以及通过阻尼莱曼-α系统的光谱学测量的宇宙化学富集具有重要意义。
2021-01-23 astro-ph.GA
A Catalog of Stellar and Dust Properties for 500,000 Stars in the Southwest Bar of the Small Magellanic Cloud
本文基于SMIDGE多波段HST测光，用BEAST建模近50万条视线的恒星与尘埃消光性质，并通过星际介质示踪剂比较及消光-距离结构揭示SMC尘埃特征与三维几何。
2025-01-10 astro-ph.GA
Comparison of Photometric and Spectroscopic Labels in Classifying Dusty Stellar Sources Using Machine Learning in the Magellanic Clouds
本研究针对麦哲伦云尘埃恒星源测光分类因星族特征重叠存在不确定性的问题，利用SAGE项目光谱数据训练机器学习模型，验证了测光对常见独特星族的分类可靠性，同时指出稀有或重叠星族仍需光谱确认。
2025-09-05 astro-ph.GA
Spitzer Characterization of Dust in the Ionized Medium of the Large Magellanic Cloud
迄今为止，对与电离气体有关的尘埃发射的系统研究仅在我们的银河系中进行，并且波长大于60 μm。新获得的斯皮策数据现在提供了在大麦云（LMC）中进行类似分析的机会。通过Spitzer SAGE（Surveying the Agents of a Galaxy's Evolution）数据与ATCA/Parkes HI 21-cm数据、NANTEN 12 CO（J=1-0）数据、SHASSA Hα和Parkes 6-cm数据的互相关，我们研究了与气体的不同相态（原子、分子和电离态）有关的尘埃的物理性质。特别是，我们研究了尘埃的存在和性质从3.6到160 μm和各种制度的电离气体，跨越发射措施（EM）从\sim 1 pc cm-6（扩散组件）到\sim 10^3 pc cm-6（HII区域）。使用尘埃排放模型，并测试我们的结果与几个辐射场光谱，我们表明，在电离气体中的尘埃是温暖的尘埃比与其他阶段（原子和分子）。我们还发现，减少多环芳烃（PAH）相对于大颗粒（BG）的相对丰度，以及增加的近红外（NIR）连续。这三个结果（例如，温暖的温度，减少PAH丰度和增加的近红外光谱连续）被发现一致的电离气体的所有制度。相反，分子相似乎为多环芳烃的生存提供了有利条件。此外，非常小的颗粒（VSG）的相对丰度往往增加电离阶段，特别是在明亮的HII区域。最后但并非最不重要的是，我们的分析表明，与电离气体相关的…
2011-04-06 astro-ph.GA
Revisiting the dust properties in the molecular clouds of the Large Magellanic Cloud
在本分析中，我们调查的尘埃性质与不同的气相（包括电离阶段的LMC分子云在1 $^{\prime}$角分辨率（四倍以上，比以前的分析）和更大的光谱覆盖范围感谢赫歇尔数据。我们还确保了我们的结果在各种尘埃模型的框架的鲁棒性。我们进行了分解的尘埃排放在红外线（3.6 $\mic$至500 $\mic$）与原子，分子和电离的气体相的分子云的大麦哲伦星云。由此产生的光谱能量分布与四个不同的尘埃模型拟合。然后，我们分析了模型参数，如辐射场的强度和相对尘埃丰度，以及在长波长的发射光谱的斜率。这项工作允许灰尘模型进行比较，在各种环境中的红外数据的第一次，这揭示了重要的差异模型在短波长的数据拟合（主要是在PAH波段）。此外，该分析指出了不同的结果，根据气相，如粉尘成分直接影响粉尘温度和粉尘发射率在submm，和不同的粉尘发射在近红外（NIR）。我们观察到直接证据的尘埃性质的演变，从弥漫的稠密介质中的大样本的分子云在LMC。此外，气相之间的尘埃组分丰度的差异可能表明不同的颗粒形成的起源。我们还指出，在所有的气相中的NIR连续的存在下，在电离气体的增强。我们赞成的假设，一个额外的尘埃成分作为载体，这一连续。
2019-05-23 astro-ph.GA
Interstellar Gas-phase Element Depletions in the Small Magellanic Cloud: A Guide to Correcting for Dust in QSO Absorption Line Systems
根据小麦哲伦星云（SMC）内18颗恒星光谱中紫外吸收特征相对于相关速度的强度，给出了小麦哲伦星云（SMC）星际介质中9种不同元素的气相丰度数据。根据这些信息和SMC中年轻恒星中元素分数定义的总丰度，我们构建了关于这些元素如何凝结成固体形式到尘埃颗粒上的一般解释。作为一个组，元素Si，S，Cr，Fe，Ni和Zn表现出与Jenkins（2009）定义的银河系局部相似的耗尽序列。元素Mg和Ti在SMC中的消耗速度比在银河系中慢，而Mn的消耗速度更快。我们推测，这些差异可能是由不同的化学亲和力不同现有的粮食基板。例如，有证据表明SMC中多环芳烃（PAHs）的质量分数明显低于银河系。我们建议，我们观察到的SMC的耗尽序列可以提供一个更好的模型来解释低金属丰度阻尼莱曼α（DLA）和亚DLA吸收系统，记录在遥远的类星体和伽马射线暴余辉的光谱中的元素丰度。
2017-05-07 astro-ph.GA
Dust and Gas in the Magellanic Clouds from the HERITAGE Herschel Key Project. II. Gas-to-Dust Ratio Variations across ISM Phases
气体-尘埃比（GDR）的空间变化对星系中尘埃的化学演化和生命周期提供了约束。我们研究尘埃和气体之间的关系，在10-50 pc的分辨率在大麦哲伦云和小麦哲伦云（LMC和SMC）的基础上Herschel远红外（FIR），H I 21厘米，CO，和Halpha观测。在扩散原子ISM中，我们推导出气尘比作为尘埃-气体关系的斜率，并发现在LMC中的气尘比为380+250-130，在SMC中为1200+1600-420，不包括氦。原子到分子的过渡位于尘埃表面密度为0.05 Mo pc-2的LMC和0.03 Mo pc-2的SMC，对应AV ~ 0.4和0.2，分别。我们研究了CO到H2转换因子的范围，以最好地解释观测光束中的所有分子气体，并发现在15 pc分辨率下LMC（Z=0.5Zo）中XCO的上限为6 × 1020 cm-2 K-1 km-1 s，在45 pc分辨率下SMC（Z=0.2Zo）中为4 × 1021 cm-2 K-1 km-1 s。在LMC中，在密集ISM的尘埃-气体关系的斜率是低于在扩散ISM的一个因素~2，即使在占CO-暗H2的分子云的半透明信封的影响。尘埃颗粒的凝结和随后的尘埃发射率增加分子云，和/或气相金属吸积到尘埃颗粒上，以及随后的尘埃丰度（尘气比）增加分子云可以解释的意见。在SMC中，由凝聚或吸积引起的尘-气斜率的变化与CO-暗H2的影响退化。在预期的5- 20倍银…
2014-11-17 astro-ph.GA
A Detailed Look at Chemical Abundances in Magellanic Cloud Planetary Nebulae. I. The Small Magellanic Cloud
本文分析了麦哲伦云行星状星云（PNe）中He、N、O、Ne、S和Ar的元素丰度，并初步研究了小麦哲伦云（SMC）中的14个PNe。我们从斯皮策太空望远镜的深，高色散光谱，以及中红外（IR）光谱的组合得出的丰度。与之前SMC PN研究的详细比较表明，尽管分析方法相似，但相对发射线通量测定作者之间的显着差异导致研究之间推导出的元素丰度存在系统差异，>~0.15 dex。我们使用的离子丰度来自红外发射线，包括那些从电离阶段不可观察的光学，检查一些常用的电离校正因子（ICF）的配方的准确性。这些ICF，这是为在光学和紫外线中观察到的离子而开发的，将离子丰度与总元素丰度联系起来。我们发现，大多数这些ICF工作得很好，即使在基本上亚太阳金属丰度的限制，除了PNE非常高的电离。我们的丰度分析表明，增强的He和N的预测从以前的挖掘过程的祖先的AGB，以及众所周知的相关性之间的O，Ne，S，Ar的影响不大，在这个质量范围内的核合成。我们确定MG 8是一个有趣的极限情况下，PN中心星与一个~3.5 M的太阳祖星，热底燃烧没有发生在其先前的AGB演化。我们没有发现O耗尽的祖先AGB星通过O-N循环，这是一致的低质量恒星的预测。我们还发现低的S/O比相对于SMC H_II区，与赤字已被发现的银河系PNe。
2010-05-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Searching for chemical abundance variations in young star clusters in the Magellanic Clouds: NGC 411, NGC 1718 and NGC 2213
对同时代、化学成分均匀、人口众多的星团--被称为“简单恒星星族”（SSP）--的传统看法是对过去的看法。光度学和光谱学研究表明，银河系和我们邻近星系中几乎所有古老的球状星团都表现出星与星之间的光元素丰度变化，通常被称为“多种群”（MP）。在这里，我们分析了三个年轻的（$<$ 2 Gyr-old）大，小麦哲伦星系团，NGC 411，NGC 1718和NGC 2213的测光$\it Hubble$ $\it Space$ $\it Telescope$观测。我们测量了它们的红巨星分支（RGB）的宽度。对于NGC 411，我们还使用了伪彩色幅度图（伪CMD）来评估其RGB的证据MP。我们比较了集群的RGBs与人工生成的SSP的形态。我们的结论是，他们的RGBs没有表现出显着的扩大超出内在的光度散射的证据，这表明在我们的样品集群中没有显着的化学丰度变化。具体来说，对于NGC 411、NGC 1718和NGC 2213，我们得出的最大氦丰度变化分别为δ_Y=0.003 $\pm$ 0.001（Y=0.300）、0.002 $\pm$ 0.001（Y=0.350）和0.004 $\pm$ 0.002（Y=0.300）。我们确定了NGC 411氮丰度变化的上限为$Δ$ [N/Fe] = 0.3 dex;我们其他星系团的可用数据不允许我们确定有用的上限。因此，从SSP到MP的转变似乎发生在约2 G…
2021-03-18 astro-ph.GA
METAL: The Metal Evolution, Transport, and Abundance in the Large Magellanic Cloud Hubble program. III. Interstellar Depletions, Dust-to-Metal, and Dust-to-Gas Ratios Versus Metallicity
星际消耗的金属丰度和气体密度依赖性，尘埃-气体（D/G）和尘埃-金属（D/M）比对我们如何准确地追踪宇宙的化学富集有重要的影响;无论是通过使用FIR尘埃排放作为ISM的示踪剂;还是通过使用阻尼莱曼-α系统（DLAs）的光谱学来测量广泛的红移范围内的化学丰度。我们收集和比较大样本的消耗测量银河系（MW），LMC（Z=0.5 Zsun），SMC（Z=0.2 Zsun）。不同元素的消耗之间的关系在三个星系之间没有很大的变化，这意味着丰度比应该精确地追踪到20%的太阳金属丰度。从损耗出发，我们导出了D/G和D/M。D/G随密度的增加而增加，这与在密度更大的ISM中气相金属更有效地吸附到尘埃颗粒上是一致的。当log N（H）> 21 cm^-2时，金属丰度示踪物（S、Zn）的损耗超过-0.5 dex，即使在太阳金属丰度为20%的情况下也是如此。从MW到LMC（因子3）和SMC（因子6），金属的气体分数增加，补偿了总重元素丰度的减少，并导致这三个星系具有相同的中性气相金属丰度。来自消耗的D/G比来自FIR、21 cm和CO排放的D/G高2倍（LMC）和5倍（SMC），这可能是由于尘埃FIR不透明度和碳和氧消耗的综合不确定性。
2022-02-09 astro-ph.GA
Infrared Properties of Asymptotic Giant Branch Stars in Our Galaxy and the Magellanic Clouds
我们利用各种红外观测数据和理论模型研究了银河系和麦哲伦星云中渐近巨星分支（AGB）星的红外特性。我们使用的目录的样本4996 AGB星在我们的银河系和大约39,000 AGB星在麦哲伦星云从现有的文献。对于样本中的每个对象，我们交叉识别2 MASS，WISE和Spitzer对应物。为了比较银河系和麦哲伦云中富O和富C AGB星的物理性质，我们利用各种光度数据给出了红外双色图（2CD）。我们使用各种可能的中心恒星和尘埃壳层参数对AGB星进行了辐射转移模型计算。利用无定形硅酸盐和无定形碳的尘埃不透明度函数，理论尘埃壳模型可以粗略地再现AGB星在各种红外2CD上的观测结果。与银河系相比，我们发现麦哲伦星云缺乏具有厚尘埃壳的AGB星。与大麦云云（LMC）相比，小麦哲伦云（SMC）更缺乏具有厚尘埃壳的AGB星。这可能是因为麦哲伦星云比我们的银河系更贫金属，而大麦哲伦星云比小麦哲伦星云更富金属。我们还介绍了已知脉动变星的红外光谱性质。通过对麦哲伦云中AGB星在MIR波段的星等分布的研究，发现与LMC相比，SMC在MIR波段的亮AGB星中更缺乏星等分布。
2020-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Scylla: Observational Evidence for an Order of Magnitude in Dust Mass Opacity Evolution with ISM Density in the Large Magellanic Cloud
Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；AURA for the European Space Agency, Space Telescope Science Institute（欧洲航天局AURA太空望远镜科学研究所）；Université de Strasbourg, CNRS, Observatoire astronomique de Strasbourg（斯特拉斯堡大学、法国国家科学研究中心、斯特拉斯堡天文台）；NSF National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory（美国国家光学-红外天文研究实验室）；Rutgers the State University of New Jersey（新泽西州立罗格斯大学）
本研究以Scylla为对象，通过大麦哲伦星云的观测发现尘埃质量不透明度随ISM密度演化存在数量级差异，验证了相关理论模型，为尘埃质量估算提供新启示。
2026-08-07 astro-ph.GA
METAL: The Metal Evolution, Transport, and Abundance in the Large Magellanic Cloud Hubble program. I. Overview and Initial Results
大麦哲伦星云中的金属演化、运输和消耗（Metal Evolution，Transport，and Abdeletion in the LMC，简称METAL）是哈勃太空望远镜上的一个大型第24周期计划，旨在测量大麦云（LMC）中半太阳金属丰度的尘埃消光特性和星际消耗。101轨道计划包括对33颗1150 A和3180 A之间的LMC大质量恒星的COS和STIS光谱，以及7个NUV-NIR滤波器的并行WFC 3成像。从光谱获得的气相中的硅的分数（耗尽）随着氢柱密度的增加而减少。硅的耗尽模式在银河系、大麦哲伦星云和SMC之间不同，硅的耗尽水平几乎完全抵消了金属丰度的差异，导致在给定的氢柱密度下，这些星系中的气相丰度恒定。硅耗尽与绝对选择性消光R $_V$呈线性相关，表明气体耗尽与尘埃粒度之间存在联系。消光图来自于并行成像中的恒星测光，可以与赫歇尔和斯皮策的FIR图像进行比较，以估计LMC金属丰度下尘埃的发射率。完整的METAL样品的消耗，紫外消光曲线和消光图将告知LMC中尘埃颗粒的丰度，大小，成分和光学性质，全面提高我们对尘埃性质的理解，以及估计附近和高红移星系中尘埃气体质量，恒星形成率和历史的准确性。这篇综述性论文描述了METAL调查的目标、设计、数据简化和初步结果。
2019-01-17 astro-ph.GA
Dust distributions in the Magellanic Clouds
我们目前的高分辨率地图的尘埃变红的麦哲伦云（MC）。这些地图覆盖了大麦哲伦云和小麦哲伦云区域，空间角分辨率在$\sim$ 26角秒和55角分之间。根据光学和近红外测光巡天的数据，包括盖亚巡天、SkyMapper南方巡天、麦哲伦恒星史巡天、2微米全天巡天和麦哲伦云系近红外$YJK_{\rm{S}}$ VISTA巡天，我们已经获得了包含LMC和SMC区域超过600万颗恒星的多波段光度恒星样本。基于盖亚早期数据发布3（Gaia EDR 3）中单个恒星的自行和自行的测量，我们分别构建了包含LMC，SMC和银河系（MW）恒星的干净样本。我们应用光谱能量分布（SED）拟合到单个样本星，以估计它们的红化值。因此，我们得出了最佳拟合的红化值~ 190万颗恒星的LMC，150万颗恒星的SMC和0.6万颗恒星的MW，这是用来构建尘埃红化地图的MC。我们的地图与文献中的一致。由此得到的MCs高分辨率尘埃图不仅是MCs源红化校正的重要工具，而且是研究这两个星系尘埃分布和性质的基础。
2022-01-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The mass-loss, expansion velocities and dust production rates of carbon stars in the Magellanic Clouds
通过在预先计算的尘埃再处理光谱网格上拟合碳星的光谱能量分布（SED），预测了麦哲伦云（MC）中碳星的性质及其总尘埃产生率。网格计算作为恒星参数的函数，通过始终遵循几个尘埃物种在其拱星信封的增长，再加上一个固定的风。尘埃辐射传输计算作为输入的尘埃生长计算的结果。选择无定形碳的光学常数是为了再现\textit{Gaia}数据发布2的红外和光学波段中的不同观测结果。我们在大麦哲伦星云（LMC）中发现了一个极端质量损失的碳星尾部，其气尘比低，这在小麦哲伦星云（SMC）中不存在。对于极端恒星，典型的气尘比在$700$左右，但对于SMC和LMC中的少数源，它们可以分别下降到$\sim160$ - $200$和$\sim100$。碳星群的总尘埃产生率为：大麦哲伦星云的$\sim 1.77\pm 0.45\times10^{-5}$ ~M $_\odot$ ~yr $^{-1}$，小麦哲伦星云的$\sim 2.52\pm 0.96 \times 10^{-6}$ ~M $_\odot$ ~yr $^{-1}$。详细研究了阿塔卡马大毫米波阵观测到的极端碳星及其风速。对于这个样本中最被尘埃遮蔽的恒星，估计的质量损失率为$\sim 6.3 \times 10^{-5}$ ~M $_\odot$ ~yr $^{-1}$。光谱网格可在https://github.com/s-goldman/Dusty-Ev…
2019-05-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicity Effects on Machine Learning Classification of Dusty Stellar Sources in the Magellanic Clouds
School of Astronomy, Institute for Research in Fundamental Sciences (IPM)（基础科学研究院天文学系）；Lennard-Jones Laboratories, Keele University（基尔大学伦纳德-琼斯实验室）；Jodrell Bank Centre for Astrophysics, Alan Turing Building, University of Manchester（曼彻斯特大学艾伦·图灵大楼乔德雷克银行天体物理学中心）；Iranian National Observatory, Institute for Research in Fundamental Sciences (IPM)（基础科学研究院伊朗国家天文台）
针对麦哲伦云尘埃恒星源分类任务，本研究通过四种训练方案测试概率随机森林模型，证实金属丰度对分类性能无显著影响，支持跨星系合并数据集建模。
2025-11-15 astro-ph.GA
A Radial Velocity and Calcium Triplet abundance survey of field Small Magellanic Cloud giants
我们提出了一个试点的宽场径向速度和金属丰度调查的红巨星在10个领域的小麦哲伦云（SMC）的结果。目标位于从SMC中心（$m-M=18.79$）到北、东、南和西的0.9和1.9千秒差距的投影距离处。另外两个油田位于东部，距离为3.9和5.1千秒差距。在这最后一个区域，我们只发现了几个或没有SMC巨星，这表明SMC在这个方向的边缘距离它的中心大约6 kpc。在所有东部地区，我们观察到一个双峰的径向速度的恒星，在经典的SMC后退速度的$\sim 160$公里秒$^{-1}$和一个高速度的组件约200公里秒$^{-1}$，类似于H{ \small I}的观察。在最远的区域（3.9千秒差距），低速分量在106公里/秒$^{-1}$。所有区域的金属丰度分布都很广，集中在[Fe/H] $\sim -1.25$左右，达到太阳值，可能略超太阳值，低至[Fe/H]约-2.5。在两个最里面的（0.9千秒差距）北部和南部领域，我们观察到一个第二个峰值的金属丰度约为$\sim -0.6$。这可能是中心恒星形成的第二个阶段的证据，可能是由创造了溪流和桥梁的相互作用引发的。
2010-04-01 astro-ph.GA
The SAGE-Spec Spitzer Legacy program: The life-cycle of dust and gas in the Large Magellanic Cloud
SAGE-Spec Spitzer Legacy计划是用Spitzer太空望远镜对大麦云云进行SAGE-LMC光度测量的光谱后续计划。我们提出了一个概述SAGE规范和它的一些第一批成果。SAGE-Spec计划旨在研究大麦云云中气体和尘埃的生命周期，并为早期SAGE-LMC光度测量中观察到的点源分类提供必要的信息。我们获得了224.6小时的观测使用的Spitzer的多波段成像光度计的光谱仪和SED模式。SAGE-Spec数据以及大麦云云中天体的斯皮策光谱学档案被简化并交付给社区。我们讨论了观测战略，具体的数据减少管道应用和数据产品的传播到科学界。初步的科学成果包括首次探测到一颗演化恒星的河外“21微米”特征，并阐明了大麦云星云中金牛座RV恒星周围圆盘的性质。对于一些年轻的恒星，在吸收中观察到冰的特征。我们还意外地观察到一个背景类星体，其红移为z~0.14，似乎没有宿主。
2010-04-07 astro-ph.GA
The dustiest Post-Main sequence stars in the Magellanic Clouds
利用对麦哲伦星云的{\em Herschel}星系演化动因清单（HERITAGE）的观测，我们发现了35颗在远红外线下明亮的演化恒星和恒星终产物。这28个（LMC）和7个（SMC）源是从HERITAGE远红外点源目录中的529个演化恒星候选者中选出的。我们的源识别方法是基于光谱确认，光谱能量分布特征，仔细检查的多波长图像，并包括对光度的限制，从而在一个彻底审查的演化恒星名单。这些源的光度范围很广，因此初始质量也很大。我们发现了13个低到中等质量的演化恒星，包括渐近巨星分支（AGB）恒星，后AGB恒星，行星状星云和共生星。我们还确定了10颗高质量恒星，包括麦哲伦星云中15颗已知B [e]星中的4颗，3颗被尘埃高度笼罩的极端红超巨星，一颗明亮的蓝变星，一颗沃尔夫-拉叶星和两颗超新星遗迹。此外，我们报告了9个可能的进化对象，这是以前在文献中未描述的检测。这些来源很可能是麦哲伦星云中尘埃最多的演化物体之一。{\em Herschel}的辐射可能是由于演化的恒星产生的尘埃，也可能是由于ISM物质的扫掠。
2015-08-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
SPHEREx 3.3 Micron Aromatic Emission in the Magellanic Clouds: Separating Dust Column, Excitation, and Environmental Suppression
Tsinghua University（清华大学）
本研究利用SPHEREx数据结合多种观测，发现麦哲伦云中3.3微米芳香发射的亏损对孤立特征具有选择性，表明小碳质载体在活跃区更易被加工。
2026-09-18 astro-ph.GA
The VMC Survey -- XLIX. Discovery of a population of quasars dominated by nuclear dust emission behind the Magellanic Clouds
在发现SAGE 0536活动星系核（$z \sim$ 0.14）之后，我们发现了SAGE 0534活动星系核（$z \sim$ 1.01），它具有活动星系核（AGN）中观测到的最强的10- $μ$ m硅酸盐发射，这是一个类似的活动星系核，但硅酸盐发射没有那么极端。这两颗恒星最初都被误认为是麦哲伦星云中的演化恒星。缺乏远红外辐射，因此恒星形成，意味着我们看到的活动星系核的中央引擎没有来自宿主星系的贡献。它们可能是星系演化的关键环节。我们使用了一种降维算法，t-SNE（t分布随机邻域嵌入）与来自盖亚EDR 3，麦哲伦云的VISTA调查，AllWISE和澳大利亚SKA探路者的多波长数据，发现这两个不寻常的活动星系核与其他16个物体分开，这表明了一个罕见的类。我们在SAAO/SALT的光谱学和文献数据证实，这些天体中至少有14个是河外天体（$0.13 < z < 1.23$），它们都是活动星系核的宿主。使用光谱能量分布拟合CIGALE，我们发现，在这些源的尘埃排放（$> 70 \%$）的大部分是由于活动星系核。宿主星系似乎要么在绿谷中，要么过渡到绿谷。当活动星系核通过绿谷时，环面变薄，X射线亮度增加，爱丁顿比减小，这意味着当吸积供应减少时，环面也减少，柱密度减小。此外，这些源的近红外变化幅度与环面的衰减相关，这意味着环面在变化中起着作用。
2022-07-25 astro-ph.GA
Determination of the primordial helium abundance based on NGC 346 an HII region of the Small Magellanic Cloud
为了对大爆炸核合成模型施加有意义的约束，原始氦丰度的测定至关重要。低金属丰度HII区域被用来估计它，因为它们的统计不确定性相对较小。我们提出了一个新的测定原始氦丰度，根据长缝光谱的HII区NGC346的小麦哲伦云。我们使用分成97个子集的三个$409'' \times 0.51''$狭缝获得光谱。它们覆盖电磁波谱的范围$λ\lambda3600-7400$。我们使用PyNeb和标准还原程序来确定物理条件和化学组成。我们发现，对于NGC 346：$X=0.7465$，$Y=0.2505$和$Z=0.0030$。通过假设$ΔY / ΔO = 3.3\pm0.7$，我们发现原始氦丰度为$Y_{\rm P}= 0.2451 \pm 0.0026$（1 $σ$）。我们的$Y_{\rm P}$值与中微子族的值$N_ν$和实验室获得的中子半衰期$τ_{n}$一致。
2019-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detailed Abundances in the Ultra-faint Magellanic Satellites Carina II and III
我们提出了第一个详细的元素丰度在超微弱的麦哲伦卫星星系船底座II（车II）和船底座III（车III）。通过高分辨率的麦哲伦/MIKE光谱学，我们确定了车II中9颗恒星的丰度，包括超微弱矮星系中的RR天琴座恒星的第一个丰度;和车III中的两颗恒星。化学丰度表明，这两个系统显然是星系，而不是球状星团。这些星系中的恒星大多显示出与其他类似的昏暗矮星系相匹配的丰度趋势：增强但下降的[α/Fe]比，与恒星晕相匹配的铁峰元素，以及异常低的中子捕获元素丰度。其中一颗星的[Sc/Fe]值很低，为-1.0。我们检测到一个大的Ba散射车II，可能是由于低质量AGB星风的不均匀富集。最显著的丰度趋势是车II的[Mg/Ca]，从+0.4下降到-0.4，表明富集核心坍缩超新星的初始母体质量存在明显变化。到目前为止，唯一显示出类似[Mg/Ca]趋势的超暗矮星系可能是大麦云云的卫星。我们发现了两颗[Fe/H] <-3.5的恒星，它们的丰度可能是第一代无金属的第三星族恒星，并且与第三星族核心坍缩超新星的产额很好地拟合。附录描述了我们新的丰度不确定性分析，传播线的恒星参数的不确定性。
2019-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Extended Main-Sequence Turn-off Clusters of the Large Magellanic Cloud - Missing links in Globular Cluster Evolution
最近对大麦云星云（LMC）中中等年龄（1 - 3 Gyr）大质量星团的观测表明，大多数星团具有分叉或扩展的主序关断（EMSTO）形态。这种效应可以被理解为是由恒星星族中随后的恒星形成引起的，这些恒星的年龄差异达到了5000万~ 30000万年。同样，这种数量级的年龄分布也可以用来解释古代球状星团中轻元素丰度的变化。在本文中，我们探讨的命题，表现出EMSTO现象的集群是一个大规模的集群，自然会导致特定的化学性质的古老的球状星团人口的演化的一般阶段。我们发现，隔离EMSTO集群的中间年龄是观测选择效应的后果。在我们提出的方案中，EMSTO现象是相同的，它建立了轻元素丰度的变化是无处不在的古老的球状星团人口。我们的方案作出了强有力的预测：EMSTO集群将表现出丰富的变化，轻元素的特点，古老的GC人口。
2011-02-08 astro-ph.GA
Chemical abundances of metal-poor RR Lyrae stars in the Magellanic Clouds
本文首次对大麦哲伦云和小麦哲伦云中贫金属RR型天琴座星的化学元素丰度进行了详细的光谱研究。在6.5米麦哲伦望远镜上用MagE阶梯光栅摄谱仪获得了大麦哲伦星云中6颗RR型天琴座星和小麦哲伦星云中3颗RR型天琴座星的中分辨率（R ~ 2000 - 6000）光谱。之所以选择这些恒星，是因为它们先前测定的光度金属丰度是麦哲伦星云中属于老种群的恒星中金属丰度最低的。我们发现这些恒星的光谱金属丰度低至[Fe/H]_{spec} =-2.7dex，这是迄今为止测量到的麦哲伦星云中最低的恒星金属丰度。我们确认，对于贫金属恒星，光度金属丰度从傅立叶分解的光变曲线系统太高相比，他们的光谱同行。然而，对于[Fe/H]_{phot} < -2.8dex的贫金属恒星，这种趋势被逆转，光谱金属丰度系统地高于光度估计值。我们能够确定10种化学元素的丰度比，这将RR天琴座星的化学元素丰度测量首次扩展到[Fe/H]之外。对于总的[α/Fe]比，我们得到了0.36dex的过剩，这是在非常好的协议，从银河系晕中的贫金属恒星，以及从矮球状星系中的贫金属的尾巴的结果。与银河系晕中恒星的丰度比较，我们发现这两个星群的恒星丰度比是一致的。因此，我们的结论是，从化学的角度来看，早期的贡献麦哲伦型星系的星系晕的形成所声称的宇宙学模型是可信的。
2012-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA resolves molecular clouds in the metal poor Magellanic Bridge A
（节略）我们描述了麦哲伦桥A中的气体和尘埃排放，它具有最高的870 $μ$ m的排放超过单碟调查。利用ALMA望远镜，我们在1.3 mm连续谱和CO（2-1）谱线上以亚秒差距的分辨率绘制了麦哲伦桥A分子云。我们还用APEX在870 $μ$ m连续谱和CO（2-1）谱线上绘制了分辨率为6 pc的云图。我们将ALMA和APEX CO（2-1）线立方相结合来研究分子气体发射。麦哲伦桥A在尘埃和CO（2-1）排放中分裂成两个不同的分子云，我们称之为南北。根据我们拟合远红外线通量的最佳参数，北源的尘埃排放比南源冷约3 K，这与其不太发达的恒星形成有关。这两个尘埃源在LABOCA数据中都存在很大的亚毫米级过量：根据我们的最佳拟合，北源和南源与斯皮策/赫歇尔连续谱拟合的修改黑体（MBB）的过量分别为~7和~3。尽管如此，我们没有检测到相应的1.3毫米连续ALMA。我们的极限与MBB拟合的外推相容，因此我们不能独立地确认在该较长波长处的过量。CO（2-1）的排放量是在两个秒差距大小的云维里质量约400和700 Mo每个。它们的体积密度为~700-2600 cm $^{-3}$，大于银河系分子云的典型体积密度。对于北云和南云，CO到H2的转换因子分别为6.5和15 M $_{\odot}$（K km s $^{-1}$ pc $^2$）$^{-1}$，使用它们各自的维里质量和CO（2-1）光度计算。…
2020-07-02 astro-ph.GA
