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
Could the Magellanic Clouds be tidal dwarves expelled from a past-merger event occurring in Andromeda?
麦哲伦云通常被认为是银河系卫星系统中的异常值，因为它们是不规则的和富含气体的星系。从它们大的相对运动来看，它们很可能是第一次经过银河系附近，可能来自本星系群的另一个区域或其外围。M31在过去可能处于合并阶段，我们调查大麦云云是否可能是在这次事件中被驱逐的潮汐矮星。这种假设是测试的框架下，目前的测量和不确定性的相对运动的LMC和M31。我们的方法是使用数千种不同的配置来跟踪LMC轨迹，这些配置对相应的参数空间进行采样。我们发现了几种配置，让LMC在50千秒差距从M31，4.3至8 Gyrs前，根据所采用的银河系晕的形状。对于所有的构型，在这样一个位置的LMC速度总是略大于在这样一个半径的逃逸速度。最好的解决方案对应于一个球形到扁长的银河系晕，预测M31的横向运动小于107公里/秒，并下降到接近零的值。我们的结论是，从目前的测量，麦哲伦云很可能是潮汐矮星驱逐前合并事件发生在M31。
2010-10-19 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
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
Substructures and tidal distortions in the Magellanic stellar periphery
我们使用一个新的全景成像调查，进行与暗能量相机，映射恒星边缘的大麦哲伦云和小麦哲伦云极低的表面亮度V $\gtrsim$ 32等角秒$^{-2}$。我们的结果清楚地说明了LMC-SMC对的密切相互作用的性质。我们发现，外LMC磁盘强烈扭曲，表现出不规则的形状，证据翘曲，并在面向SMC的一侧显着截断。大麦哲伦星云的北部和南部以及云间区域都存在大型的弥漫恒星子结构。这些特征中至少有一个似乎与连接云的天琴座RR星的桥梁是同空间的。SMC受到高度干扰-我们确认潮汐尾的存在，以及最接近LMC一侧的大视线深度。SMC中的年轻、中等年龄和古老的恒星星族呈现出明显不同的空间分布。特别是那些年龄为$\sim$ 1.5-4 Gyr的恒星，其质心与最老恒星的质心向大麦哲伦星系偏移了几度。我们推测，大麦哲伦星系的引力影响可能已经在几个Gyr前扰动了SMC的气体成分。通过仔细的建模，麦哲伦星系外围明显的各种子结构和潮汐扭曲应该会严格限制云的相互作用历史。
2018-04-17 astro-ph.GA
Tidally Induced Offset Disks in Magellanic Spiral Galaxies
麦哲伦螺旋星系是一类单臂系统，通常具有偏移的恒星棒，很少在大质量螺旋星系周围发现。使用一组N体和流体动力学模拟，我们认为矮-矮星系相互作用的驱动机制，形成这类特殊的系统。我们在这里调查的动力，恒星和气体盘中心和酒吧之间的关系。在我们所有的模拟中，酒吧中心总是与动力学中心重合，而恒星盘变得高度不对称的遭遇过程中，导致麦哲伦星系盘的光度中心成为不匹配的酒吧和动力学中心。盘的不对称性持续了近2个Gyrs，这是盘与杆重新居中所需的时间，并且在同伴已经过去之后很久。这解释了在许多麦哲伦型星系中发现的偏移棒的性质，包括大麦云（LMC）和NGC 3906。特别是，这些结果，一旦应用到LMC，表明动力中心应该驻留在酒吧中心，而不是HI中心，如先前所假设的，指向在LMC自行的北分量的当前估计的变化。
2016-08-24 astro-ph.GA
A Tidally-Stripped Stellar Component of the Magellanic Bridge
利用小麦哲伦云（SMC）恒星边缘（R=4 deg，4.2 kpc）的深度测光研究了它与红团簇（RC）星的视线深度。RC光度函数几乎不受这些区域内年轻（<1 Gyr）蓝环星的影响，因为它们的主序星在色星等图中没有观测到。SMC的东侧被发现有一个大的视线深度（~23千秒差距），而西侧有一个浅得多的深度（~10千秒差距），与以前的照相板测光结果一致。我们使用一个模型SMC RC光度函数去卷积所观察到的RC幅度和构造的密度函数的距离为我们的领域。三个东部的领域显示出距离双峰与一个组件在“系统”的~67千秒差距SMC距离和第二个组件在~55千秒差距。我们的数据不能很好地再现各种现存的麦哲伦云和流模拟。然而，模型预测，已知的HI麦哲伦桥（从SMC向东延伸到LMC）与SMC的距离随着角度的减小而减小，并且应该在气体和恒星成分中都可以看到。通过与这些模型的比较，我们得出结论，对于我们新发现的东SMC中~55 kpc恒星结构，最有可能的解释是HI麦哲伦桥的恒星对应物，该麦哲伦桥在~ 2亿年前与LMC近距离接触时从SMC潮汐剥离。这一发现对SMC的微透镜调查具有重要意义。
2013-10-17 astro-ph.GA
The MAGellanic Inter-Cloud project (MAGIC) I: Evidence for intermediate-age stellar populations in between the Magellanic Clouds
麦哲伦星云（MC）之间的气体-被称为“麦哲伦桥”（MB）-的起源令人费解。数值模拟表明，MB形成的潮汐剥离气体和恒星之间的MC最近的相互作用。然而，与MB相关的明显缺乏剥离的中间或老年恒星与这张照片不一致。在本文中，我们提出的第一个结果，从麦哲伦云间计划（MAGIC），旨在探测恒星星族在云间区域。我们目前的观测恒星星族在两个大领域之间的大小麦哲伦云（LMC/SMC），安全使用WFI相机上的2.2米望远镜在拉西拉。使用合成色星等图（CMD）技术，我们提出了第一个定量的证据，在云间区域的存在中老年恒星。中等年龄的恒星-占该地区所有恒星的28%-在远离LMC的方向上与SMC距离相似的区域中不存在。这提供了潜在的证据，表明这些中等年龄的恒星可能已经从SMC潮汐剥离。然而，光谱研究将需要确认或排除云间气体和恒星的潮汐起源。
2013-03-12 astro-ph.GA
Sailing under the Magellanic Clouds: A DECam View of the Carina Dwarf
我们提出了深光学测光从DECam成像仪上的4米布兰科望远镜超过12度$^2$周围的船底座矮球体，完全覆盖1度和部分覆盖范围延伸到2.6度。使用基于泊松的匹配滤波器分析，以确定从每一个三个主要的恒星星族，老，中，年轻的恒星，我们确认以前确定的径向年龄梯度，距离，潮汐半径，恒星径向配置文件，相对恒星星族的大小，椭圆度和位置角。我们发现一个角度偏移的三个主要的椭圆形种群的船底座，并发现只有初步的证据，潮汐碎片，这表明过去的潮汐相互作用可能不会显着影响的船底座侏儒。我们探测到船底座矮星附近的恒星，但与船底座矮星不同，测量它们的距离为46 $\pm$ 2 kpc。我们确定这个人口的一部分，晕的大麦云云的角半径超过20度。由于颜色星等空间与麦哲伦恒星重叠，先前在船底座的旧人口中检测到的潮汐特征可能比以前认为的要弱。
2014-08-13 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
Probabilistic model for constraining the Galactic potential using tidal streams
我们提出了一个生成概率模型的潮汐流，并演示了如何使用这个模型来约束银河系的潜力。该模型利用流在角度和频率空间中的简单结构来获得正确的势。我们研究了该方法如何在完整的6D模拟流数据和包含离群值的模拟数据上执行。目前制定的技术是计算成本高时，应用于数据与大的观测误差，但我们描述了几个修改，承诺使技术计算上易处理。
2014-06-13 astro-ph.GA
Active star formation across the whole Large Magellanic Cloud triggered by tidally-driven colliding HI flows
银河系潮汐相互作用是触发星系中活跃恒星形成的一种可能机制。最近使用大麦云云（LMC）中的Hi数据进行的分析表明，由银河系与小麦哲伦云（SMC）的相互作用引起的潮汐驱动的碰撞HI流引发了HI脊东南部的高质量恒星形成，包括R136和$\sim$ 400 O/WR星，以及银河系中心区域的N44区域。本研究在LMC上进行了全面的HI数据分析，发现早期研究中定义的两个高速分量（L-和D-分量）是准普遍存在的，其相互作用的特征动态地朝向其他突出的HII区域，如N11和N79。利用碰撞相互作用中的动量守恒原理，我们刻画了减速气体的两个组分之间的恐吓速度范围（I分量）。在$\sim$ 15 pc尺度下，I分量的空间分布与O/WR星一致，其比例大于$\sim$ 70%，明显小于典型的GMC尺度。基于我们新的LMC-SMC相互作用的模拟结果，我们提出，约0.2 Gyr ago的相互作用诱导的有效的气体从SMC的LMC，从而结束了与最近形成的高质量的恒星由于HI气体在LMC中的碰撞。新的气体动力学数值模拟成功地再现了L分量的电流分布。这为目前的情况提供了理论支持。
2020-10-27 astro-ph.GA
The Evolution of Magellanic-like Galaxy Pairs and The Production of Magellanic Stream Analogues in Simulations with Tides, Ram Pressure, and Stellar Feedback
我们提出了一系列的化学动力学模拟的麦哲伦系统组成的两个相互作用，质量相等的矮星系绕着一个巨大的宿主星系，包括反馈和恒星形成，潮汐和冲压压力。我们研究了矮星的恒星形成和化学富集历史，以及麦哲伦流类似物的产生。矮星系通过潮汐力相互作用，扭曲它们的形态，引发恒星形成。水流是由反馈和相互作用引起的流出物被潮汐力拉伸而自然产生的。与最近的一些模拟相反，我们发现，即使存在来自宿主星系的冲压压力，主导臂也会持续存在。正如观测到的那样，矮星系和宿主星系之间的相互作用在流中产生了多个运动学分量。正在进行的恒星形成和夹带的低金属含量气体的组合导致该流具有复杂的化学结构，平均金属含量通常低于矮星。
2020-12-04 astro-ph.GA
Revealing the tidal scars of the Small Magellanic Cloud
由于大小麦哲伦云（SMC/LMC）非常接近，它们为了解星系如何形成和演化提供了天然实验室。以确定SMC的结构和动力学状态为目标，我们提出了新的光谱数据的$\sim$ 3000 SMC红巨星支星使用AAOmega摄谱仪在英澳望远镜。我们补充我们的数据与以前的研究，使用相同的仪器配置和自行\textit{Gaia}数据发布2目录的进一步光谱测量。通过对光度和恒星运动学数据的分析，我们发现SMC的质心相对于与之相关的$\mbox{H\,{\sc i}}$气体的速度中心有明显的偏移，这表明SMC气体可能远离动力学平衡。此外，我们发现的证据表明，SMC目前正在经历由LMC的SMC中心的2.kpc内的潮汐中断，并可能一直到非常核心。这是由净向外运动的恒星从SMC中心沿方向向LMC和明显的切向各向异性在所有半径证明。后者是预期的，如果SMC正在经历显着的潮汐剥离，因为我们证明了使用一套$N$体模拟的SMC/LMC系统破坏周围的银河系。这些结果表明，SMC的动态模型，假设一个稳定的状态将需要重新审视。
2020-02-25 astro-ph.GA
The Magellanic Inter-Cloud Project (MAGIC) III: First spectroscopic evidence of a dwarf stripping a dwarf
麦哲伦桥（Magellanic Bridge，MB）是连接大麦哲伦云（Large Magellanic Clouds，LMC）和小麦哲伦云（Small Magellanic Clouds，SMC）的气流。目前的模拟表明，MB的形式从最近的云之间的相互作用。在这种情况下，MB也应该有一个相关的恒星桥，由LMC从SMC潮汐剥离的恒星形成。有几个观测证据表明这些剥离的恒星，从MB和碳星中存在中间年龄的人口，到最近观察到的从MB偏移的RR天琴座星的密度过高。然而，MB中剥离恒星的光谱确认仍然缺乏。本文利用中等分辨率谱，计算了沿MB两个场中恒星的径向速度和金属丰度。我们表明，从他们的化学和运动学，这些恒星的大部分必须已被潮汐剥离SMC。这是矮星系被更大的矮星潮汐剥离的第一个光谱证据。
2017-07-26 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
The outer structure of old star clusters in the Small Magellanic Cloud
本研究通过SMASH数据分析了小麦哲伦云外部老年星团的内部动力学，发现无潮汐效应但雅可比体积未填满，且靠近中心的星团演化更先进，与银河系球状星团演化路径相似。
2025-01-22 astro-ph.GA
Low Surface Brightness Imaging of the Magellanic System: Imprints of Tidal Interactions between the Clouds in the Stellar Periphery
我们利用一个低成本的大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的广角远摄镜头拍摄了大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的深光学图像，以探索大麦哲伦星云恒星盘外围（距中心r < 10度）的恒星亚结构。这些数据比现有的恒星计数图具有更高的分辨率，并突出了在北部边缘存在恒星弧和多个螺旋臂，而在南部没有可比的对应物。我们比较这些数据的详细模拟的LMC磁盘的郊区，其低质量的同伴，SMC的相互作用。我们认为相互作用的孤立和银河系潮汐场的列入。这些模拟被用来评估北部结构的起源，包括Mackey等人最近在DES数据中发现的低密度恒星弧。我们的结论是，与SMC的反复密切的相互作用是主要负责在LMC的外围看到的不对称的恒星结构。这些弧的方向和密度可以用来约束LMC与SMC的相互作用历史和SMC的碰撞参量。更一般地说，我们发现，这种不对称结构应该是无处不在的对矮星，可以持续1-2 Gyr，即使在次级完全合并与主要。因此，麦哲伦不规则星系周围缺乏伴星并不能推翻它们的不对称结构是由矮-矮相互作用驱动的假设。
2016-02-12 astro-ph.GA
Evidence of differential tidal effects in the old globular cluster population of the Large Magellanic Cloud
我们首次提出了几乎所有已知的大麦云（LMC）老球状星团（GC）的扩展恒星密度和/或表面亮度径向轮廓。这些都是建立在DECam图像和达到~ 4倍的GC的潮汐半径。背景减去径向配置文件显示，GC位于距离LMC中心小于5千秒差距包含在其最外层区域的恒星密度相对于预期的国王配置文件的恒星过剩。这样的恒星剩余量（在距离大麦哲伦星系中心超过5 kpc的GC中看不到），以及GC的尺寸，显示出明显的依赖于GC在星系中的位置，在这个意义上，GC离大麦哲伦星系中心越远，其外围的恒星和大小都越大。虽然质量的GC位于内部和外部的~ 5千秒差距是相称的，最外层的区域的GC位于更接近于~ 5千秒差距从LMC中心似乎有动态演变得更快。这些结果可以完全解释在光的GC径向速度盘状运动学，从GC已经在某种程度上大多经历了大麦哲伦引力场的影响，在各自的平均距离LMC中心。
2018-04-24 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
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
Warm Ionized Gas Revealed in the Magellanic Bridge Tidal Remnant: Constraining the Baryon Content and the Escaping Ionizing Photons around Dwarf Galaxies
麦哲伦星系包括一些最近的星系被星系相互作用所干扰的例子。这些相互作用将它们的大部分气体重新分配到银河系和麦哲伦云的晕中。我们目前威斯康星H-α映射器运动学解决的观测温暖的电离气体在麦哲伦桥的速度范围为+100至+300公里/秒的地方标准的休息参考系。这些观测结果包括第一个完整的H-α强度图和麦哲伦桥（l，b）=（281.5，-30.0）到（302.5，-46.7）的相应强度加权平均速度图。利用SMC-尾和桥的H-α发射，我们估计电离物质的质量在太阳质量的（0.7-1.7）x10^8倍之间，而在同一区域的中性物质的质量是太阳质量的3.3x10^8倍。扩散桥的电离程度明显高于SMC尾，电离分数为36-52%，而尾为5-24%。H-α发射具有复杂的多分量结构，其速度分布可以追踪电离源或不同的电离结构。我们发现，从河外背景和银河系单独的入射辐射是不足以产生所观察到的电离在麦哲伦桥和提出一个模型的电离光子从小和大麦云云逃逸分数。在这个模型中，我们将电离光子从LMC的平均逃逸分数的上限为4.0%，SMC的上限为5.5%。这些结果，结合六个不同环境中矮星系的结果，提供了令人信服的证据表明，在当前时代，只有一小部分电离光子从矮星系中逃逸出来，影响其周围环境。
2013-05-24 astro-ph.GA
Constraining annihilating dark matter by radio continuum spectrum of the Large Magellanic Cloud
最近的无线电观测得到了湮灭暗物质的严格限制。本文利用大麦云（LMC）的射电连续谱数据分析了暗物质湮灭信号。我们发现了一个轻微的正信号的暗物质湮灭与$1.5σ$统计意义。整体最佳拟合的暗物质质量是$m_{\rm DM} \approx 90$ GeV，通过$b\bar{b}$通道湮灭。我们还限制了$3σ$的暗物质质量的下限与标准的热暗物质湮灭截面的$e^+e^-$，$μ^+μ^-$，$τ^+τ^-$和$b\bar{b}$通道。
2022-05-26 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
The Proper Motion Field of the Small Magellanic Cloud: Kinematic Evidence for its Tidal Disruption
我们提出了一个新的测量系统自行的小麦哲伦云（SMC），基于一组扩展的30个领域包含背景类星体和跨越$\sim$ 3年的基线，使用\textit{Hubble Space Telescope}（\textit{HST}）宽视场相机3。将这些数据与我们之前的5个\textit{HST}场以及来自\textit{Gaia}-Tycho天体测量解决方案目录的另外8个测量值相结合，使我们总共有43个SMC场。我们测量$μ_{W}$ = $-0.82$ $\pm$ 0.02（随机）$\pm$ 0.10（系统）mas yr $^{-1}$和$μ_{N}$ = $-1.21$ $\pm$ 0.01（随机）$\pm$ 0.03（系统）mas yr $^{-1}$的系统运动。减去系统运动后，我们几乎没有发现旋转的证据，但发现一个有序的平均运动径向远离SMC在星系的外部区域，表明SMC是在潮汐破裂的过程中。我们模拟过去的云相互作用的基础上，他们之间的$103 \pm 26$公里秒$^{-1}$的测量现今的相对速度。我们发现，在我们考虑的情况下，97%的云经历了直接碰撞$147 \pm 33$年前，与平均影响参数为$7.5 \pm 2.5$千秒差距。
2018-11-08 astro-ph.GA
Constraining the Milky Way halo kinematics via its Linear Response to the Large Magellanic Cloud
利用线性响应理论的矩阵方法模拟了球形、非旋转的银河系暗物质和恒星晕对大麦云云的响应。我们的计算再现了模拟暗晕响应的主要特征。我们发现，这些功能可以很好地分离的谐波分解：大规模的过/欠密度的晕（与其反射运动）对应的$\ell=1$条款，和局部的密度过高的$\ell\geq2$多极。此外，暗晕的响应主要是由一阶“强迫”项，与自引力的影响很小。这使得它很难约束的暗晕使用所观察到的恒星晕的响应的基础速度分布，但它允许我们调查的各种速度各向异性的恒星晕模型的响应：一个切向（分别径向）晕产生一个浅（分别强）的响应。我们还表明，只有当地的唤醒是负责这些变化，反射运动是完全依赖于MW潜力。因此，我们确定的结构（取向和绕组）的平面内四极（$m=2$）的响应作为一个潜在的好探针的恒星晕各向异性。最后，我们的方法允许我们尝试性地将尾流强度和形状与共振效应联系起来：强径向响应可能与内部Lindblad共振有关，弱切向响应与共转有关。
2022-01-14 astro-ph.GA
Discovery of NES, an extended tidal structure in the North-East of the Large Magellanic Cloud
我们报告的发现，一个新的弥漫恒星子结构突出5度从东北边缘的LMC光盘。我们称之为东北结构（NES）的结构是通过将高斯混合模型应用于从盖亚EDR3目录中提取的严格选择的麦哲伦系统候选成员的样本来确定的。NES填补了LMC外盘与LMC同一区域内其他已知结构（即北部潮汐臂（NTA）和东部子结构（ES））之间的间隙。特别值得注意的是，NES被放置在一个区域，N体模拟预见的弯曲的LMC光盘由于潮汐应力引起的MW。在天空的平面中的速度场表明，在LMC的东北部，包括NES的潮汐结构的复杂的，是受相干径向运动。额外的数据，以及广泛的动力学建模，需要阐明NES的起源以及与周围子结构的关系。
2022-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The VMC survey -- XXXVIII. Proper motion of the Magellanic Bridge
麦哲伦星云是附近一对相互作用的矮星系和银河系的卫星。研究它们的运动学性质对于理解它们的起源和动力学演化是必不可少的。它们具有显著的潮汐特征，这些特征的运动学特征可以为潮汐矮星的形成、星系合并和气体剥离提供线索。此外，它们是矮星系与大质量星系合并过程中的一个例子。这项研究的目的是研究麦哲伦桥的运动学，这是一种连接麦哲伦云的潮汐特征，使用恒星自行来了解它们最近的相互作用。我们计算自行多历元的$K_{s}$ -波段孔径测光，这是由可见光和红外天文观测望远镜（VISTA），跨越1-3年的时间，我们比较了它们与$Gaia$数据发布2（DR 2）自行。我们使用$Gaia$ ~ DR 2视差结合VISTA测光或使用基于贝叶斯推断的距离来测试两种方法来去除银河系前景恒星。我们在$23$ deg $^{2}$覆盖麦哲伦桥的区域内获得了总共576，411个独特源的自行，主要包括银河系前景恒星，背景星系和一小部分可能的麦哲伦桥恒星（$<$ 15，000）。麦哲伦桥中心的第一个自行测量是在赤经上的$1.80\pm0.25$ mas yr $^{-1}$和在赤经上的$-0.72\pm0.13$ mas yr $^{-1}$。自行测量证实了从小麦哲伦云到大麦哲伦云的流动运动。现在可以在麦哲伦桥的整个长度上测量这种流量。我们的测量表明麦哲伦桥正在伸展。
2020-06-04 astro-ph.GA
Residual velocities of Small Magellanic Cloud star clusters
我们对最大的小麦哲伦云（SMC）星团样本（32）进行了自行和径向速度测量，从中我们获得了它们的空间速度分量。以最近最佳拟合的SMC星团旋转盘作为参考，计算了它们的剩余速度矢量，并将它们的星等（$Δ$ V）与剩余速度分量等于沿三个独立SMC旋转盘运动轴的速度色散的星团的星等（$Δ$ V = 60 km/s）进行了比较。我们发现，属于SMC潮汐诱导结构的星团具有$Δ$ V > 50 km/s，这表明星团在逃离旋转盘运动学过程中的空间速度是可测量的不同。研究了麦哲伦桥北支、主麦哲伦桥、反桥和西晕的星团，支持了这些发现。NGC 121是已知最古老的SMC星团，不属于任何SMC潮汐特征，并且具有$Δ$ V = 64 km/s，略高于束缚星团和运动学扰动星团之间的边界。
2021-09-25 astro-ph.GA
Discovery of O stars in the tidal Magellanic Bridge: Stellar parameters, abundances, and feedback of the nearest metal-poor massive stars and their implication for the Magellanic System ecology
在SMC和LMC之间延伸的麦哲伦桥是最近的潮汐剥离星系际环境，具有低的平均金属丰度$Z~0.1Z_{\odot}$。在这里，我们报告的第一个发现的三个O型星的桥梁使用档案光谱收集的火焰在ESO/VLT。我们使用PoWR模型分析光谱，该模型提供物理参数、电离光子通量和表面丰度。这一发现表明潮汐剥离的低密度气体能够产生大质量的O型星，它们的年龄意味着桥中正在进行的恒星形成。多历元光谱表明这三颗O星都是双星。尽管它们在空间上彼此接近，但这些O型恒星在化学上是不同的。其中之一是一个快速旋转的巨星，拥有类似LMC的丰度。另外两颗是主序星，旋转非常缓慢，并且强烈缺乏金属。这包括迄今为止已知的最贫氮的O型恒星。考虑到以前的B星在桥的分析，我们解释的各种金属丰度的化学不均匀的星际介质的签名，这表明气体可能已经吸积在云之间的潮汐相互作用的多个情节。由于最低的衍生金属含量来自原始气体，桥的初始形成时间可以追溯到几个Gyr。利用盖亚和Galex的色星等图，我们粗略估计了桥中O星的总数和它们的总电离辐射。通过与扩散ISM的能量学比较，我们发现热星对桥区电离辐射场的贡献小于10%，并得出电离光子的主要来源是LMC和SMC的泄漏。我们估计从这两个矮星系逃逸的电离辐射的分数的下限。
2020-11-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Star Clusters of the Large Magellanic Cloud: Structural Parameters
本文给出并分析了大麦云星云中1066个星团的径向光度分布。通过设计，这项研究密切遵循希尔和扎里茨基的小麦哲伦云的星团的结构参数的汇编。King和Elson-Fall-Freeman（EFF）模式剖面都与麦哲伦云测光巡天图像测量的V波段表面亮度剖面拟合。我们列出了浓度，中心表面亮度，潮汐半径，90%封闭的光度半径（r_{90}），和当地的背景光度密度。样本中超过三分之二的聚类可以用这两种模型中的一种或两种来充分拟合。一个值得注意的和系统的例外，如在SMC中，是那些缺乏中央亮度集中的星团，“环”星团。虽然集群的散装性能之间的LMC和SMC人口是相似的，我们发现，LMC缺乏集群一样大，无论是在核心半径或r_{90}，作为最大的SMC，也许是一个签名的较大的潮汐应力在LMC。
2011-05-09 astro-ph.GA
Magellanic Mayhem: Metallicities and Motions
我们从$Gaia$任务的数据发布2中收集麦哲伦云红巨星的目录，并利用机器学习方法，获得它们的光度金属丰度估计。通过这样做，我们能够一次用化学方法绘制整个麦哲伦星系的地图。我们的高分辨率地图揭示了过多的子结构，大麦云（LMC）酒吧和旋臂是显而易见的。我们在LMC盘的南部发现了一个奇怪的螺旋状特征，拥有相对丰富的金属巨人，可能是与小麦哲伦云（SMC）历史遭遇的副产品。将LMC模拟为倾斜的薄圆盘，我们发现从矮星中心到$\sim 12^{\circ}$的金属丰度梯度为$-0.048 \pm 0.001$ dex/kpc。我们看到了小麦哲伦星云正在分裂的证据，其外部等密度轮廓显示出潮汐剥离的S形症状。在研究SMC巨星的自行时，我们观察到它们中的一部分被猛烈地拖向更大的云。受扰的恒星主要位于SMC的前面，我们解释说，它们存在的潮汐尾的矮星，在其运动中落后，并受到严重的破坏，从LMC。我们发现在麦哲伦桥地区的金属丰度结构是复杂的，在这个恒星星族，包括LMC和SMC碎片的复合性质的证据。
2020-10-12 astro-ph.GA
Spitzer View of Massive Star Formation in the Tidally Stripped Magellanic Bridge
麦哲伦桥是最近的低金属丰度，潮汐剥离环境，提供了一个独特的高分辨率视图的物理条件合并和形成星系。在本文中，我们提出了候选大质量年轻恒星物体（YSO）的分析，即，使用{ \it Spitzer}中红外和补充光学及近红外测光法在桥中进行的{ \it原位，当前}大质量恒星形成（MSF）。虽然我们肯定在桥中发现了YSO，但最大的是$\sim10 M_\odot$，$\ll45 M_\odot$在大麦云（LMC）中发现。桥中的MSF强度似乎也在下降，因为最大的YSO比过去形成的质量要小。为了研究环境对MSF的影响，我们将桥中的大规模YSO的性质与LMC中的大规模YSO的性质进行了比较。首先，桥中的YSO明显比LMC中的嵌入少：81%的桥YSO显示出光学对应物，相比之下，只有56%的LMC源具有相同的质量范围，星周尘埃质量和视线消光。星周包层在桥的低金属丰度环境中显然更多孔或更致密。其次，我们使用LMC和Bridge中YSO的全部样本来估计在给定\hi柱密度N（HI）下发现YSO的概率。我们发现，对于N（HI）$>10\times10^{20}$ cm $^{-2}$，LMC具有比Bridge更高的$\sim3\times$概率，但在较低的N（HI）下，趋势相反。研究这种相对于HI的较低效率是否是由于较低效率的分子云形成，或较低效率的云崩溃，或两者兼而有之，将需要敏感的分子气体观测。
2014-03-03 astro-ph.GA
Tidal Amplitudes in the Magellanic Cloud Population of Heartbeat Stars
本研究分析麦哲伦云心跳星族，通过光谱能量分布拟合估算物理性质，用简化模型解释潮汐振幅分布，发现冷热星潮汐耗散速率存在差异，且热星潮汐振幅存在物理饱和阈值。
2025-03-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Estimate of Current Mass of the Large Magellanic Cloud from the Orphan-Chenab Tidal Stream
本研究通过拟合Orphan-Chenab潮汐流轨道倾斜度，测得大麦哲伦云30 kpc内当前质量约为4.7-5.1×10^10倍太阳质量，指出此前总质量测量受径向分布假设影响且粒子喷射法存在系统误差。
2025-09-30 astro-ph.GA
A 10 kpc stellar substructure at the edge of the Large Magellanic Cloud: perturbed outer disk or evidence for tidal stripping?
我们报告了在大麦云云（LMC）的外围发现了大量的恒星过密度，这是使用暗能量调查第一年的公共成像发现的。该结构似乎从LMC外盘的边缘发出，其中心正北方的半径为$\approx 13.5$度，并向东延伸超过$10$ kpc。它的宽度大约是$1.5$ kpc，并且具有至少为$M_V = -7.4$的$V$ -波段光度。该特征中的恒星种群与LMC外盘中的恒星种群无法区分。我们试图用简单的平面模型来量化外盘的几何形状，并发现只有一个具有温和的内在椭圆率的盘才能同时解释天空中观测到的恒星密度和方位角视线距离分布。我们还看到外盘可能存在的非平面行为，这可能反映了翘曲和/或耀斑，以及与LMC中心$\sim9-12$度之间类似环状结构的偏差。基于所有这些观测结果，我们得出结论，我们的远程，流状特征很可能是由从LMC盘外围剥离的物质组成的，尽管我们不能排除它代表盘本身的瞬时过密度。我们进行了一个简单的$N$体模拟表明，无论是哪种类型的结构都可能由于银河系的潮汐力而出现;然而，我们也认识到，最近LMC和SMC之间的密切相互作用可能是剥离或扰动的来源。最后，我们观察到的证据，非常弥漫的LMC人口延伸到$\sim 18.5$ kpc的半径在磁盘平面（$\approx 20$度的天空），证实以前的光谱检测在可比的距离。
2016-03-10 astro-ph.GA
Astrophysical properties of star clusters projected toward tidally perturbed SMC regions
本文通过SMASH DR2数据研究SMC星团，首次推导15个星团距离，揭示其年龄-金属丰度关系遵循整体化学增丰历史，并证明半数星团因LMC潮汐作用从主体向外迁移，部分最外层富金属星团由被拖出的气体近期形成，表明SMC最外层结构受LMC潮汐相互作用显著重塑。
2025-03-11 astro-ph.GA
Stellar density distribution along the minor axis of the Large Magellanic Cloud
利用华盛顿MT 1测光仪，研究了大麦云（LMC）短轴西半部分年轻恒星和年老恒星的空间分布。我们发现，这两个恒星星族共享一个平均的LMC极限半径为8.9+-0.4 kpc;老的人口密度是年轻人口的三倍，在LMC限制。当比较这一结果与最近的值为LMC延长由于北方，老年人口导致显着更长的比年轻的。考虑到以前的说法，最外面的LMC区域的伸长可能是由于银河系（MW）的潮汐效应，我们的研究结果表明，这样的潮汐相互作用不应该发生在最近。年轻人口的存在，在最外层的西部地区也支持以前的结果冲压压力剥离效应的LMC气体盘由于运动的MW晕的LMC。
2017-10-11 astro-ph.GA
Discovery of Magellanic Stellar Debris in the H3 Survey
我们报告发现的15颗恒星在H3的调查，谎言，在投影，附近的末端的尾随气态麦哲伦流（MS）。这些恒星的银心速度为$< -155$ km s $^{-1}$，银心距离为$\approx 40$至80 kpc（沿MS增加），[Fe/H]与小麦哲伦星云中的恒星一致。这15颗恒星包含了94%（16颗中的15颗）的H3观测到的恒星，它们的$R_{GAL} > 37.5$ kpc，$-$ 350 km s $^{-1} < V_{GSR} < -155$ km s $^{-1}$，并且与人马座流无关。它们代表了银河系外晕相空间分布函数的一个独特部分，并证实了即使在H3只包括几百颗恒星的半径处也可以检测到非松弛结构。由于他们的统计过剩，他们在同一地区的MS和H I致密云的密切联系，无论是在位置和速度空间，和他们的可信对应潮汐碎片在已发表的模拟，我们确定这些恒星的碎片过去麦哲伦云遇到。这些恒星是远离云本身的潮汐碎片场的恒星组成部分的证据，并提供了独特的相互作用的限制。
2020-11-18 astro-ph.GA
Constraining the distribution of dark matter in dwarf spheroidal galaxies with stellar tidal streams
我们使用高分辨率的N体模拟跟踪与矮球状星系（dSphs）相关的潮汐流的形成和演化。dSph模型嵌入在暗物质（DM）晕中，具有中心发散的“尖点”或非中心密度的“核心”。与以前的研究一致，我们发现，作为潮汐带星系的半光半径和平均速度色散的演变遵循明确的轨道，主要是由质量损失量控制。至关重要的是，不同的形状的DM配置文件的演变轨迹表现不同：在一个固定的残余质量，dSphs嵌入核心晕有更大的尺寸和更高的速度分散比他们的尖状对应。发散的演变是特别明显的星系，其恒星的组成部分是强烈隔离在其DM晕，并成为更加不同的残余质量减少。我们的分析表明，DM配置文件中起着重要的作用，在定义潮流的内部动力学。我们发现，恒星流相关的核心DM模型的速度分散系统地高于他们的尖状对应。我们的研究结果表明，流与已知的dSPH祖先的动态可能会提供强大的约束DM的分布在最小的星系尺度。
2015-03-01 astro-ph.GA
Gaia view of a stellar sub-structure in front of the Small Magellanic Cloud
最近的观测研究在小麦哲伦云（SMC）的东部地区发现了一个由红团（RC）星（在主体前方约12 kpc）跟踪的前景恒星子结构，并认为它是在麦哲伦桥（MB）形成期间形成的，由于麦哲伦云的潮汐相互作用。由于数据的空间覆盖范围有限，以前的研究仅调查了距离SMC中心4.0度的这一特征，因此无法找到与MB的物理联系。为了确定这个前景人口的空间范围和属性，我们分析了来自盖亚数据发布2（DR 2）的~ 314平方英尺的数据。度区域以SMC为中心，其覆盖整个SMC和MB的显著部分。我们发现，前景人口是目前只有2.5度到~ 5-6度之间的SMC在东部地区的中心，对MB，因此不完全重叠的MB在天空的平面。发现前景恒星星族与主体的恒星星族在运动学上不同，其切向速度慢约35 km/s，相对于主体向西北方向移动。虽然观测到的性质与模拟并不完全一致，但比较表明前景恒星结构很可能是气态MB的潮汐剥离对应物，并且可能是由SMC的内盘（由恒星主导）形成的。需要对RC星进行化学和3D运动学研究以及改进的模拟，包括潮汐和流体动力学效应，以了解前景结构和MB之间的偏移。
2020-10-06 astro-ph.GA
The Large Magellanic Cloud stellar content with SMASH: I. Assessing the stability of the Magellanic spiral arms
大麦云云（LMC）是离我们最近、研究最多的不规则星系。在其主要的定义形态特征中，它的偏心棒和单旋臂脱颖而出，定义了一个被称为麦哲伦螺旋（Sm）的星系家族。这些结构被认为是由潮汐相互作用触发的，并可能通过气体吸积来维持。然而，目前还不清楚它们是否是长期稳定的结构。在这项工作中，通过结合测光，达到了最古老的主序列关闭的颜色星等图（CMD，高达距离$\sim$ 4.4 kpc的LMC中心）从SMASH调查和CMD拟合技术，我们发现令人信服的证据支持长期稳定的LMC旋臂，约会这个结构的起源超过2~Gyr前。这些证据表明，大麦哲伦星云和小麦哲伦星云（SMC）之间的近距离碰撞产生了气态麦哲伦流及其主导臂（LA），也触发了大麦哲伦星云螺旋臂的形成。考虑到星云之间的质量差异和这种相互作用的显著后果，我们可以推测这应该是它们最接近的碰撞之一。这些结果对LMC-SMC碰撞的时间以及潮汐相遇引起的恒星形成背后的物理学设置了重要的限制。
2020-06-18 astro-ph.GA
Tidal destruction in a low mass galaxy environment: the discovery of tidal tails around DDO 44
我们发现了一个$>1^\circ$（$\sim50$ kpc）长的恒星潮汐流，它来自于矮星系DDO 44，它可能是本体积星系NGC 2403的卫星，在其伴星的投影中位于$\sim70$ kpc。NGC 2403是一个大约大麦云星系，距离我们3 Mpc，位于M 81星系群的外围。我们正在绘制NGC 2403周围的大片区域，作为我们MADCASH（麦哲伦类似物的矮伴和恒星晕）调查的一部分，达到（$g, i$）=（26.5，26.2）的点源深度（90%完整性）。旧的、贫金属的RGB恒星的密度图显示了DDO 44两侧延伸的潮汐流，这些潮汐流指向NGC 2403。我们估算了DDO 44系统的总光度（矮星和星流的组合）为$M_{i, \rm{tot}} = -13.4$和$M_{g, \rm{tot}} = -12.6$，其中星流的光度为$\sim25-30\%$。类似物的$\sim$ LMC质量主机与大规模的潮汐干扰卫星是罕见的，在插图模拟，特别是在大的分离，如DDO 44。模型中存在的少数类似物表明，即使是低质量的宿主也可以有效地抑制它们的大质量卫星。
2019-10-09 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
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
Surviving the Waves: evidence for a Dark Matter cusp in the tidally disrupting Small Magellanic Cloud
本文利用约6000颗红巨星的光谱与盖亚自行数据构建小麦哲伦云质量模型，发现其内部暗物质密度轮廓与ΛCDM尖峰一致，并给出新的总质量、J因子和D因子估计，同时提出新的解析密度轮廓以描述暗物质加热行为。
2024-10-22 astro-ph.GA
The Turbulence Velocity Power Spectrum of Neutral Hydrogen in the Small Magellanic Cloud
本文介绍了用速度坐标谱（Velocity Coordinate Spectrum）方法计算小麦哲伦云（SMC）湍流速度功率谱的结果。我们得到的速度谱指数为-3.85和2.3kpc的注入规模。谱指数比Kolmogorov指数更陡，这是预期的激波为主的湍流，这是在SMC气体动力学与过去的作品。2.3千秒差距的注入尺度表明，与大麦云云的潮汐相互作用是这个矮星系湍流的主要驱动力。这意味着星系中的湍流除了超新星注入外，还可能受到多种机制的驱动，星系-星系相互作用可能起着重要作用。
2015-06-10 astro-ph.GA
The Formation of Magellanic System and the total mass of Large Magellanic Cloud
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
Constraining dust properties in Circumstellar Envelopes of C-stars in the Small Magellanic Cloud: optical constants and grain size of Carbon dust
我们提出了一种新的方法，旨在限制典型的大小和光学性质的碳尘埃颗粒在拱星信封（CSE）的富碳恒星（C星）在小麦哲伦云（SMC）。为了实现这一目标，我们应用我们最近的尘埃生长的描述，再加上辐射转移代码的CSE的C-恒星沿TP-AGB的演变，我们计算光谱和颜色。然后，我们比较我们的建模颜色在近红外和中红外（NIR和MIR）波段与观察到的，测试不同的假设，在我们的尘埃计划，并采用几个数据集的光学常数的碳尘埃在文献中。在我们的尘埃方案中采用的不同假设改变了产生的碳颗粒的典型尺寸。我们通过选择粒度和光学常数的组合来约束碳粉的性质，该组合最好同时在NIR和MIR中再现几种颜色。在某些情况下，光学性质和粒度的不同选择导致NIR和MIR颜色的差异大于两个数量级。我们的结论是，所观察到的NIR和MIR颜色的完整集合最好由尺寸在$\sim$ 0.035和$\sim$ 0.12~ $μ$ m之间的小颗粒再现，而不是由尺寸在$\sim0.2$和$0.7$ ~ $μ$ m之间的大颗粒再现。大颗粒不能再现近红外和中红外颜色似乎与所采用的光学数据集无关。我们还发现了一个可能的趋势，这些恒星的CSE的质量损失和/或碳过剩的晶粒尺寸。
2016-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star cluster formation from giant molecular clouds in the Small Magellanic Cloud about 2 Gyr ago: their origin, structures, and kinematics
最近的观测发现，小麦哲伦星云（SMC）中星团（SC）的年龄分布在2 Gyr前有一个尖峰。然而，理论上尚不清楚是什么物理过程导致SMC中SC的突然形成。在这里，我们调查是否可以形成大规模的SC与初始质量超过$10^5$ $\text{M}_\odot$的SMC与大麦云云（LMC）的潮汐相互作用约2 Gyr ago，根据我们的新的模拟，其中包括分子氢形成的尘埃颗粒和SC内形成的巨型分子云（GMCs）。我们发现，由于LMC-SMC相互作用的潮汐力，质量大于$10^5$ $\text{M}_\odot$的GMCs的形成可以显著增强。我们还发现，引力束缚的大质量SC可以形成在这些GMC，虽然他们的平均恒星密度（$10^4$ $\text{M}_\odot \text{pc}^{-3}$）系统低于那些真正的球状星团（GC）。所有模拟的SC都具有扩散扩展的恒星包络，这些包络是由它们的出生GMC内的子集群的多次合并形成的。此外，我们发现，一些模拟的SC可以有相当大的全球内部旋转和周围的子结构。基于这些模拟结果，我们讨论了观测到的SMC中的SC的不同属性的起源和星系相互作用在从GMC形成大规模SC的物理作用。
2021-12-28 astro-ph.GA
The synchronised dance of the Magellanic Clouds' star formation history
我们使用的SMASH调查，以获得前所未有的深测光达到最古老的主序列关闭的颜色星等图（CMD）的小麦哲伦云（SMC）和定量推导其恒星形成历史（SFH）使用CMD拟合技术。我们在过去的3.5 Gyr中确定了五个独特的恒星形成峰，分别位于$\sim $ 3，$\sim$ 2，$\sim$ 1.1，$\sim $ 0.45 Gyr前，以及一个现在。我们将这些与大麦云（LMC）的SFH进行比较，发现它们具有明确的同步性，这两个星系在过去的$\sim$ 3.5 Gyr中都显示出类似的恒星形成增强期。它们的SFH之间的平行性表明，至少在最后$\sim$ 3.5 Gyr，MC之间的潮汐相互作用在它们的演化中反复发挥着重要作用，潮汐截断了SMC并塑造了LMC的螺旋臂。在全球范围内的SMC。这些新的发现不仅可以用来限制MC的轨道历史，还可以用来限制模拟中如何处理恒星形成。
2022-03-17 astro-ph.GA
Constraining the Galactic bar and spiral pattern speeds with the Hyades tidal stream
School of Physics and Astronomy, Sun Yat-sen University（中山大学物理学院）；CSST Science Center for the Guangdong-Hong Kong-Macau Greater Bay Area（粤港澳大湾区空间站科学中心）；Department of Theoretical Physics and Astrophysics, Faculty of Science, Masaryk University（马萨里克大学理学院理论物理与天体物理学系）
本文通过高分辨率模拟Hyades星团及其潮汐流，结合Gaia数据，确定银河系棒和螺旋臂模式速度，揭示近邻开放星团流对非轴对称银河动力学的约束作用。
2026-03-31 astro-ph.GA
Constraining the thermally-pulsing asymptotic giant branch phase with resolved stellar populations in the Small Magellanic Cloud
中低质量恒星经历的热脉冲渐近巨星分支（TP-AGB）是恒星演化中最不确定的阶段之一，模型需要借助观测进行校正。为此，我们耦合高质量的观测解析恒星在小麦哲伦云（SMC）与详细的恒星星族合成模拟计算的TRILEGAL代码。我们的方法的强度依赖于详细的空间分辨的恒星形成历史的SMC，来自深近红外测光的VISTA调查的麦哲伦云，以及快速，准确地探索各种各样的参数和影响的能力与COLIBRI代码的TP-AGB的演变。采用一组特征良好的观测结果-恒星计数和光度函数-我们建立了一个校准周期，沿着这个周期，我们迭代地改变TP-AGB模型的一些关键参数，直到我们最终达到与观测结果的良好拟合。我们的工作导致确定两个最佳拟合模型，主要是不同的效率的第三次疏浚和质量损失的TP-AGB星的初始质量大于约3 M $_{\odot}$。在这些校准模型的基础上，我们提供了一个完整的表征TP-AGB恒星星族在SMC的恒星参数（初始质量，C/O比，碳过剩，质量损失率）。包括这些改进模型在内的广泛的等时线表是公开可用的。
2019-03-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
An ongoing tidal capture in the Large Magellanic Cloud: the low-mass star cluster KMK88-10 captured by the massive globular cluster NGC 1835?
利用 HST/WFC3 深场图像分析 NGC 1835 附近的 KMK88-10，测定其年轻族群、结构与质量，并发现指向 NGC 1835 的潮汐桥迹象，可能是首次观测到小星团被大质量球状星团捕获。
2023-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the structure of Small Magellanic Cloud star clusters
最近的观测资料表明，银河系和大麦云（LMC）中的星团由于受到不同的重力场强度而引起结构参数和内部动力学演化的变化。我们在这里报告的小麦哲伦星云（SMC），这是近10倍的质量比大麦哲伦星云的星团的结构参数，这种差异的潮汐效应的一些线索。这项研究的一个关键贡献是考虑SMC作为一个三轴椭球体，从中我们估计的deprojected距离SMC中心的统计显着样本的星团分析。通过采用三维几何形状的SMC，我们避免了虚假的影响所造成的考虑，沿视线观察到的星团是接近星系中心。当考察星团的大小（以90%光半径表示）、偏心率、质量和年龄与去投影距离之间的关系时，我们发现：（1）星团的大小不明显地受到潮汐效应的影响，因为相对较小和较大的天体散布在SMC体中。(ii)具有大离心率（> 0.4）的星团优先被发现位于距离小于$\sim$ 7-8 kpc的去投影距离，尽管许多具有较小离心率的星团也被发现占据类似的体积。(iii)质量大于log（M /Mo）$\sim$ 4.0的星团是最古老的星团之一，通常位于最外层的SMC区域，扁平程度相对较小。这些发现与更细长，通常更年轻，质量更小和最里面的星团形成对比。
2021-01-08 astro-ph.GA
