Red Giants in the Small Magellanic Cloud. II. Metallicity Gradient and Age-Metallicity Relation
我们目前的结果，从最大的CaII三线金属丰度研究的小麦哲伦云（SMC）场红巨星的日期，涉及3037对象分布在约37.5平方米。度，围绕着这个星系我们发现[Fe/H]=-0.99+/-0.01的中值金属丰度，有明显的证据表明丰度梯度为-0.075+/-0.011 dex / deg。在内部5度上。我们解释的丰度梯度是一个越来越大的分数的年轻恒星的银河系中心半径减小的结果，再加上一个统一的全球年龄金属丰度关系。我们还表明，年龄-金属丰度关系的中间年龄人口位于10千秒差距前的东北部的云是无法区分的星系的主体，支持先前的猜想，这是一个恒星模拟的麦哲伦桥。我们的RGB恒星样本中贫金属和富金属的四分位数（麦哲伦云光度测量的互补光学光度测量）分别比大约6 Gyr更老和更年轻。因此，我们画了一个运动学签名之间的联系，暂时由我们与盘状结构，并在恒星起源的高潮印在SMC的中心地区的恒星形成历史。我们的结论是，5- 6 Gyr前恒星形成率的增加很可能是由SMC和LMC之间的相互作用引发的。
2014-05-26 astro-ph.GA
The 3D Kinematics of Gas in the Small Magellanic Cloud
我们研究了小麦哲伦云（SMC）中中性气体的运动学，并检验了它在圆盘中旋转的假设。为了追踪中性气体分布的3D运动，我们确定了一个嵌入其中的年轻大质量恒星样本。这些恒星的径向速度测量来自光谱测量和盖亚的自行测量，其径向速度与主要的HI分量相匹配。我们比较观察到的径向和切向速度，这些恒星的预测从国家的最先进的旋转盘模型的基础上高分辨率21厘米的观测SMC从澳大利亚平方公里阵列探路者望远镜。我们发现，观测到的气体示踪星的运动学是不一致的磁盘旋转。我们的结论是，SMC中的气体的运动学比可以推断出的集成径向速度场更复杂。由于与LMC的强烈潮汐相互作用，整个SMC普遍存在非旋转运动，并且它可能由沿视线重叠的不同子结构组成。
2019-10-24 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
UVIT Study of the MAgellanic Clouds (U-SMAC) I. Recent star formation history and kinematics of the Shell region in the North-Eastern Small Magellanic Cloud
本研究利用UVIT远紫外数据与Gaia EDR3构建星表，揭示小麦哲伦云东北壳层区域约60和260 Myr前的两次恒星形成事件及其与LMC相互作用和近心点通过的关系，并确定该区域运动学与SMC主体一致。
2024-06-17 astro-ph.GA
The Magellanic Edges Survey III. Kinematics of the disturbed LMC outskirts
我们探索的结构和运动学特性的大麦云云（LMC）的外围使用麦哲伦边缘调查（MagES）和盖亚EDR 3的数据。即使在大的银河系中心半径（$8^\circ<R<11^\circ$），我们发现东北LMC磁盘是相对不受干扰：其运动学是一致的磁盘的倾角~ $36.5^\circ$和线的节点位置角~ $145^\circ$东北。相比之下，在南部和西部磁盘类似半径的字段显着扰动平衡，非零的径向和垂直速度，和距离显着前面的磁盘平面暗示我们的东北领域。我们比较我们的意见，简单的动力学模型的麦哲伦/银河系的系统描述的LMC作为一个集合的示踪粒子在一个刚性的潜力，和小麦哲伦云（SMC）作为一个刚性的Hernquist潜力。一个可能的SMC交叉的LMC盘平面~400万年前，结合LMC的银河系的潜力，可以定性地解释许多扰动的外盘。此外，我们还发现LMC南侧的爪状和臂状结构与LMC外盘的金属丰度（[Fe/H]~-1）相似，可能是由扰动的LMC盘物质组成。爪状的子结构是特别不安，与出平面速度>60公里秒$^{-1}$和明显的反旋转相对于大麦哲伦星云的磁盘运动。需要更详细的N体模型来阐明这些南方特征的起源，可能需要在~1 Gyr前与SMC重复相互作用。
2022-03-10 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
Resolved Kinematics of Runaway and Field OB Stars in the Small Magellanic Cloud
利用小麦哲伦云（SMC）中RIOTS 4场OB星的GAIA DR 2自行，研究了逃逸星的运动学。实验数据表明，SMC机翼相对于SMC杆有一个系统的特殊运动，（v_RA，v_Dec）=（62 +/-7，-18+/-5）km/s，相对径向速度为+4.5 +/-5.0 km/s。这清楚地表明，这两个区域在运动学上是不同的：机翼正在远离酒吧，并以64 +/- 10公里/秒的三维速度向大麦云云移动。这与最近云之间直接碰撞的模型一致。我们目前的横向速度分布为我们的领域OB星，确认未绑定的离家出走，包括我们的样本的一半，可能更多的顺序。使用食双星和双线光谱双星作为示踪剂的动态弹出失控，和高质量的X射线双星（HMXBs）作为示踪剂的失控加速超新星踢，我们发现显着的贡献，从两个人口。这些数据表明，HMXB相对于动态喷出的双星具有较低的速度色散，与前者对应的能量较低的超新星踢未能解开组件一致。有证据表明，我们的快速逃逸是由动力学而不是超新星抛射主导的。
2018-10-24 astro-ph.GA
Tidal stability of giant molecular clouds in the Large Magellanic Cloud
直到巨大分子云内部发生引力坍缩，恒星才会形成。然而，引发云坍缩和调节恒星形成过程的条件仍然知之甚少。诸如湍流和磁场之类的局部过程可以起到促进或防止塌缩的作用。在更大的尺度上，银河势也可以影响云的稳定性，传统上是通过潮汐和切变效应来评估的。本文利用Magellanic Mopra Assessment（MAGMA）的CO资料和文献中的自转曲线资料，研究了大麦云（LMC）中巨分子云（GMCs）在切变和银河潮汐作用下的稳定性。我们计算的潮汐加速度所经历的个别GMC和确定所需的潮汐稳定性的最小云量。我们还计算了剪切参数，这是一个云的敏感性，通过在银盘剪切力中断的措施。我们研究是否有相关性的性质和恒星形成活动的GMCs和他们的稳定性对剪切和潮汐破坏。我们发现，在LMC的GMC近似潮汐平衡，剪切是不太可能影响他们的进一步发展。GMCs的质量接近最小稳定质量对潮汐中断是不寻常的，在他们的质量，位置，或CO亮度，但我们注意到，GMCs与大的速度色散往往是更敏感的潮汐不稳定。我们还注意到，具有较小半径的GMCs（代表我们样本的大部分）往往更强烈地抵抗潮汐和剪切破坏。我们的研究结果表明，在大麦哲伦星系的恒星形成是不抑制潮汐或剪切不稳定性。
2013-10-24 astro-ph.GA
Gas Kinematics in the Magellanic-Type Galaxy NGC 7292
该研究利用2.5米和6米望远镜观测大麦哲伦型星系NGC 7292，发现其运动学中心位于棒中心而非光度中心，并揭示棒引起的径向运动主导气体盘动力学，恒星形成扰动较小，部分非圆周运动可能源于捕获伴星系。
2023-09-05 astro-ph.GA
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
Kinematical Analysis of Substructure in the Southern Periphery of the Large Magellanic Cloud
我们报告的第一个3-D运动学测量的88颗恒星在最近发现的几个子结构的方向在南部外围的大麦云云（LMC）使用的组合盖亚自行和径向速度的APOGEE-2调查。更具体地说，我们探索恒星位于各种APOGEE-2点在LMC周边地区的各种overdensity的恒星以前已被确定在地图上的恒星从盖亚和DECam。通过使用一个模型的LMC磁盘旋转，我们发现，相当一部分的APOGEE-2恒星具有极端的空间速度是不同的，而不是一个简单的扩展，LMC磁盘。使用N-体流体动力学模拟过去的动态演化和相互作用的LMC和小麦哲伦云（SMC），我们探讨是否极端速度的恒星可以占在这个过程中产生的潮汐碎片的相互作用。我们的结论是，LMC和SMC碎片从他们的相互作用产生的组合是一个很有前途的解释，虽然我们不能排除其他可能的起源，这些新的数据应用于约束未来的模拟LMC-SMC相互作用。我们还得出结论，在LMC南部边缘的许多恒星位于LMC平面外几个kpc。考虑到这些恒星的金属丰度表明它们可能是麦哲伦起源的，我们的研究结果表明，需要对麦哲伦云过去的相互作用历史进行更广泛的探索。
2022-02-25 astro-ph.GA
Decoding the bifurcated red-giant branch as a tracer of multiple stellar populations in the young Large Magellanic Cloud cluster NGC 2173
多重恒星星族（MP）代表恒星与恒星之间轻元素丰度的变化，这在几乎所有古老的银河系球状星团中都很常见。在这里，我们提供了最有力的证据，人口众多，~ 1.7 Gyr的大麦云星系团NGC 2173也表现出轻元素丰度的变化。因此，我们的研究结果表明，NGC 2173是迄今为止已被证实的MP最年轻的集群。我们的结论是基于在其红巨星分支的尖端在高质量的颜色-星等图产生的哈勃空间望远镜成像观测的明显分歧。我们的研究结果进一步支持了详细分析的“伪$UBI$”的地图，这揭示了一个双峰的集群的红巨星分支的颜色分布的明确证据。麦哲伦星云中的年轻星团可以为星系演化历史提供重要的见解。我们在NGC 2173中发现的MP表明，古老的银河系球状星团和年轻的大质量星团可能有一个共同的形成过程。
2022-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
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
Deciphering the Kinematic Structure of the Small Magellanic Cloud through its Red Giant Population
我们提出了一个新的运动学模型的小麦哲伦云（SMC），使用数据从\gaia \ Data Release 2目录。我们确定了一个样本的天体测量表现良好的红巨星（RG）属于SMC和交叉匹配与公开可用的径向速度（RV）目录。我们创建了一个三维空间模型的RG，使用RR天琴座的距离分布，并应用不同的旋转特性和一个新的潮汐膨胀处方的运动学模型生成模拟自行（PM）目录。当我们将这一系列的模拟星表与观测到的RG数据进行比较时，我们发现了一个适度旋转的组合（在距离SMC中心1千秒差距处，$^{-1}$的星等为$\sim10-20$ km s，倾角在$\sim50-80$度之间，和一条主要由北向南的节点位置线（角度为$\sim180$度）和潮汐膨胀（缩放比例为$\sim10$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$）来解释PM签名。确切的最佳拟合参数在某种程度上取决于我们是只评估PM还是将RV作为定性检查，在PM和RV结论之间留下一些小的张力。在任何一种情况下，我们的模型的参数空间是不同的，从以前推断的旋转几何形状，包括从SMC H{ \small I}气体和从RG RV的唯一分析，和新的SMC PM分析，得出的结论是，旋转签名是不可检测的。总之，这强调了需要将SMC视为一系列具有不同运动学的不同群体。
2020-11-04 astro-ph.GA
Giant Molecular Cloud Formation at the Interface of Colliding Supershells in the Large Magellanic Cloud
我们研究了恒星形成区N48和N49中年轻大质量GMC的Hi包络，这些区域位于两个kpc级超巨星壳层LMC 4和LMC 5之间的高柱密度Hi脊内。利用澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）进行的新的长基线Hi 21 cm线观测与档案较短基线数据和帕克斯望远镜的单碟数据相结合，最终合成光束尺寸为24.75”× 20.48”，相当于LMC中约6 pc的空间分辨率。新发现的Hi气体是高度非连续性的，分子团沿非连续Hi特征分布。共识别出39个附属特征，其典型宽度为~ 21（8-49）[pc]。我们提出了一个方案，在该方案中，GMC是通过原子气体中的引力不稳定性形成的，原子气体最初由两个壳层积累，然后通过碰撞进一步压缩。这表明，GMC的形成涉及原子介质的导电性。
2021-04-29 astro-ph.GA
The Proper Motion Field Along the Magellanic Bridge: a New Probe of the LMC-SMC Interaction
我们提出了第一个详细的运动学分析的自行（PM）的恒星在麦哲伦桥，从\textit{Gaia}数据发布2目录和\textit{Hubble Space Telescope}高级相机的调查数据。对于\textit{Gaia}的数据，我们确定并选择两个人口的恒星在桥区，年轻的主序（MS）和红巨星。恒星的空间位置与已知的H { \small I}气体结构进行比较，发现MS恒星和H { \small I}气体之间的相关性。在\textit{Hubble Space Telescope}字段中，我们的信号主要来自老年MS和关闭人群，自行运动基线范围在$\sim 4$和13岁之间。这些不同人群的PM被发现是相互一致的，以及在两个望远镜。当减去小麦哲伦云的绝对运动时，剩余的桥运动显示出远离小麦哲伦云指向大麦云的一般模式。我们详细比较了运动学的恒星样本对数值模拟的小和大麦云云之间的相互作用，并发现一般的协议之间的运动学观察到的人口和模拟中的云已经经历了最近的直接碰撞。
2019-02-18 astro-ph.GA
H I Kinematics of the Large Magellanic Cloud revisited : Evidence of possible infall and outflow
根据两种新的自行估计，重新讨论了大麦云云（LMC）中性氢原子（H I）的运动学。我们分析了ATCA/Parkes和GASS数据集的强度加权H I速度图。我们校正了视线速度场的系统，横向，岁差，章动的磁盘使用两个最近的自行估计，并估计的H-I盘的运动学参数。使用ATCA/Parkes数据估计的运动主轴的位置角（PA）的值被发现是类似的PA使用恒星示踪剂的最近估计。岁差和章动的影响在PA的估计被发现是显着的。利用ATCA/Parkes数据，发现大麦哲伦星云中的大部分H I气体都位于盘中。我们检测到12.1%的数据点为运动学异常值。我们确定了众所周知的Arm E，Arm S，Arm W，Arm B和一个新的流，Outer Arm，作为离群值组件的一部分。GASS的数据分析显示了麦哲伦桥（MB）的速度细节及其与LMC磁盘的连接。我们发现B臂和外臂连接到MB。我们检测到高速气体在西部磁盘的LMC和西南部和南部的MB。我们提出了两个模型（平面内和平面外）来解释离群气体。我们认为，臂B可能是一个陷入功能，起源于内部MB。E臂可能是流出特征。我们认为可能的流出从西部的LMC磁盘和南部和西南部的MB，这可能是由于冲压压力。在MB中观察到的速度模式表明它正在被剪切。我们认为，在这项研究中确定的各种异常值可能是由于银河系（MW）晕中的LMC的运动的潮汐效应和流体动力学效应的组合。
2014-11-04 astro-ph.GA
Kinematic analysis of the Large Magellanic Cloud using Gaia DR3
内容：盖亚任务的高质量数据允许以前所未有的细节研究大麦云（LMC）的内部运动学，提供对其盘的非轴对称结构的见解。目的：定义和验证一种改进的选择策略，以区分LMC恒星从银河系前景。为了检查可能的偏差，假设的参数或来自银河系的样品污染可以引入在使用盖亚数据的LMC的内部运动学分析。方法：我们的选择是基于监督神经网络分类器，使用尽可能多的Gaia DR 3数据。我们选择了三个具有不同完整性和纯度的候选LMC恒星样本;我们使用不同的测试样本对其进行验证，并将其与盖亚合作论文样本进行比较。我们分析由此产生的速度分布和地图，我们检查这些结果如何变化时，也使用视线速度，可用于恒星的一个子集。结果如下：银河系恒星样本中的污染基本上影响了大麦哲伦星系外围的结果，而视线速度的缺乏不会使内盘运动学的结果产生偏差。对于第一次，我们进行了运动学分析的LMC使用样本与全三维速度信息从盖亚DR 3。结论：内盘的动力学主要是棒控制的，旋臂超密度的运动学似乎是由向内的运动和旋臂中与棒相连的部分的自转速度控制的，MW星的污染似乎控制着盘的外部，主要影响旧的演化阶段;在某些情况下，LMC的假设盘形态参数和视线速度的不确定性可能具有显著的影响。[删节]
2022-10-04 astro-ph.GA
Presence of red giant population in the foreground stellar sub-structure of the Small Magellanic Cloud
小麦哲伦星云（SMC）东部区域存在一个前景恒星子结构，在以往的研究中，它被认为是一个距离双峰（12 kpc）的红团星（RC）。有趣的是，对东SMC中红巨星分支（RGB）恒星的研究表明了双峰径向速度（RV）分布。在这项研究中，我们调查这两个双峰分布之间的联系，以更好地了解东部SMC的前景恒星子结构的性质和起源。我们使用盖亚EDR 3天体测量数据和档案RV数据的RGB星的这项研究。我们发现了一个双峰RV分布的RGB恒星（分离35 - 45公里/秒）在东部和西南部（SW）的外部区域。在东部区域，高、低RV RGB分量的自行观测值分别与前景和主体RC星的自行观测值相似。这表明，东部区域的两个RGB星群与RC星的距离相似，而较低RV分量的RGB星是前景子结构的一部分。根据两个组成部分的距离和RV的差异，我们估计这个子结构形成的近似时间为307+/-6500万年前。这是与模拟预测的值为最近的时代的麦哲伦云之间的潮汐相互作用。RGB恒星的观测特性的比较，在外部SW区域，与N体模拟表明，较高的RV组件在SW区域是在一个更远的距离比主体，表明存在的恒星反桥在SW区域的SMC。
2021-10-05 astro-ph.GA
Local ultra faint dwarves as a product of Galactic processing during a Magellanic group infall
最近在麦哲伦星系附近发现的超暗矮星系（UFD）支持了宇宙学模型的预期，即这种微弱的物体存在并且数量众多。通过开发一个质量模型的本地集团和向后整合麦哲伦云的运动学，我们发现，这些UFD的位置是一致的，如果以前与大MC作为一个松散的协会的一部分预测。我们进一步展示了这些卫星很可能是如何被银河系热晕吸积后处理，这意味着正在进行的检测非常富含气体的物体在银河系的外围，没有明确的恒星对应物类似于气体缺乏UFD的祖先。我们的模型使我们能够预测其他假定的麦哲伦卫星的位置，并提出他们的分布/运动学如何提供一个新的约束银河系的动力学特性。我们还预测，剥离的贫金属HI，以前与这些UFD，在于一致，但可区分的广泛的麦哲伦流。
2015-08-05 astro-ph.GA
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
Hubble Space Telescope proper motions of Large Magellanic Cloud star clusters -- II. Kinematic structure of young and intermediate-age clusters
Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam（波茨坦阿佩尔天体物理研究所）；INAF – Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（博洛尼亚天文物理学与空间科学国家研究院）；Donostia International Physics Center (DIPC)（圣塞巴斯蒂安国际物理中心）；IKERBASQUE, Basque Foundation for Science（伊克尔巴斯基克科学基金会）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；atlanTTic, Universidade de Vigo, Escola de Enxeñaría de Telecomunicación（维戈大学电信工程学院阿特兰提克）；Universidad de La Laguna（拉帕鲁纳大学）；INAF – Osservatorio Astronomico d’ Abruzzo（阿布鲁佐天文台国家研究院）；INFN – Sezione di Pisa, Universitá di Pisa（比萨大学意大利国家核物理研究所比萨分部）；Department of Physics, University of Surrey（萨里大学物理系）；INAF - Osservatorio Astronomico di Padova（帕多瓦天文台国家研究院）
本文研究了大麦哲伦星云中年轻和中年恒星团的运动学特性，通过哈勃空间望远镜数据分析，探讨了这些恒星团的三维动力学及可能的相互作用历史。
2025-11-18 astro-ph.GA
A VLT/FLAMES study of the peculiar intermediate-age Large Magellanic Cloud star cluster NGC 1846 - I. Kinematics
本文介绍了大质量中等年龄大麦云星团NGC 1846中红巨星的高分辨率VLT/FLAMES观测结果。根据扩展的主序关断（EMSTO），该星团的内部年龄扩展约为3亿年。我们详细描述了我们的目标选择和数据处理程序，并构建了一个样本的21颗恒星具有径向速度表明其成员的NGC 1846在高置信度。我们考虑了行星状星云Mo-17的高分辨率光谱，并得出结论，该天体也是该星团的成员。我们测量的径向速度使我们能够进行详细的调查NGC 1846的内部运动学，这是第一次已经做了EMSTO系统。这项工作的关键结果是，集群表现出显着程度的系统旋转，相当于平均速度分散的大小。使用一套广泛的蒙特卡罗模型，我们证明，尽管我们的样本量相对较小，并在集群中的未解决的双星的相当大的比例，我们检测到的旋转信号很可能是真正的。我们的观测结果与模拟球状星团中多个恒星群体形成的预测定性一致，其中动态冷，快速旋转的第二代是一个共同的特征。NGC 1846的年龄还不到一个弛豫时间，因此在其形成过程中编码的任何动力学特征都应该保持存在。
2012-11-13 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
Kinematics of stellar substructures in the Small Magellanic Cloud
基于3700条光谱数据，本文利用全光谱拟合法分析了小麦哲伦云恒星子结构的运动学，揭示了其与LMC相互作用导致的视向速度差异及潮汐剥离迹象。
2023-04-27 astro-ph.GA
The Mass-Loss Return From Asymptotic Giant Branch Stars to The Large Magellanic Cloud Using Data From The SAGE Survey
渐近巨星分支（AGB）阶段是中低质量恒星演化的倒数第二阶段。AGB恒星外流将大量物质注入星际介质（ISM），为新的恒星形成播下种子。因此，AGB的质量损失是银河系化学演化的一个重要组成部分。大麦云云（LMC）是进行AGB研究的理想场所。利用斯皮策太空望远镜中红外线（MIR）测量的光度数据，已经确定了超过40，000个AGB候选者，其中包括大约35，000个富氧源，7000个富碳源和1400个“极端”源。SAGE测光首次揭示了LMC中两种不同的富O源：一种逐渐演变成富C星的微弱人口和一种绕过这种演变的明亮，巨大的人口，保持富O。这项工作的目的是量化的质量损失返回从AGB星的LMC，一个粗略的估计，这是来自于MIR尘埃排放量超过星光。我表明，这个多余的通量是一个很好的代理的质量损失率，我计算的总AGB注入率为（5.9-13）× 10{-3} Msun/年。更准确的测定需要详细的尘埃辐射转移（RT）建模。为了这个目的，我提出了一个网格的富C AGB模型产生的RT代码2DUST，跨越一系列的有效温度，重力，尘埃壳半径和光学深度，以及通过建模碳星，获得的数据作为光谱后续SAGE的一部分的尘埃属性的基线集。AGB星是尘埃研究的最佳实验室，模型网格的开发将加强这一领域的未来研究。
2009-11-04 astro-ph.GA
Structure, Kinematics, and Observability of the Large Magellanic Cloud's Dynamical Friction Wake in Cold vs. Fuzzy Dark Matter
本研究通过高分辨率模拟比较了冷暗物质与模糊暗物质中大麦哲伦云动力学摩擦尾迹的结构、运动学及恒星响应，发现自引力不可忽略且FDM尾迹的颗粒性为区分暗物质模型提供了可能途径。
2023-09-08 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
Tidally stripped halo stars from the Large Magellanic Cloud in the Galactic North
我们研究是否大麦云云（LMC）目前正在失去其恒星晕银河系（MW）潮汐。我们提出了一个活的$N$体模型正在进行的MW-LMC相互作用，预测一个突出的恒星流潮汐剥离的祖LMC。我们使用这个模型来定义一个策略来搜索剥离的材料在运动学空间。现有的恒星示踪剂，我们的结论是，RR天琴座星的样本提供了最高密度的运动示踪剂目前。使用样本的RR天琴座恒星与盖亚EDR 3天体测量，我们表明，在南银河半球的LMC恒星晕至少延伸到$\sim 30^\circ$从星系中心。此外，在北半球发现了几个领先的手臂候选者，远高于盘平面$b=+34^\circ$（在68 $^\circ$从LMC）。
2021-06-25 astro-ph.GA
The Contribution of Thermally-Pulsing Asymptotic Giant Branch and Red Super Giant Stars to the Luminosities of the Magellanic Clouds at 1-24 um
本文给出了热脉冲渐近巨星分支（TP-AGB）和大质量红超巨星（RSG）对大麦哲伦云和小麦哲伦云（分别为LMC和SMC）光度的近红外通量贡献。结合起来，这些冷演化恒星的峰值贡献发生在3-4微米，在那里它们产生了32%的SMC光，和25%的LMC通量。TP-AGB恒星的贡献也在3-4 μ m处达到峰值，在两个星系中占21%。RSG星的贡献在较短的波长2.2 μ m处达到峰值，它们提供了SMC通量的11%，LMC的7%。TP-AGB和RSG星都是短寿命的，因此可能会对静止帧1-4 μ m处的星系的近红外导出的质光比施加大的随机散射。为了尽量减少它们对恒星质量估计的影响，可以使用较短波长（例如0.8 - 1 μ m）的M/L比。在较长的波长（>=8 μ m），来自星际介质中尘埃的辐射占主导地位。在LMC中，在8 μ m处显示出强的PAH排放，TP-AGB和RSG贡献小于4%的8 μ m通量。然而，19%的SMC 8 μ m通量来自演化恒星，其中近一半是由最稀有，最多尘，富碳的TP-AGB恒星产生的。因此，星系的恒星形成率，基于8微米的通量（例如，在z=2时的闪烁帧24微米），可能会偏高，特别是对于PAH发射很少的星系。
2012-12-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Near-Infrared Tip of the Red Giant Branch. II. An Absolute Calibration in the Large Magellanic Cloud
提出了一种新的大麦云（LMC）红巨星分支（TRGB）尖端的经验\(JHK\)绝对刻度。我们使用广泛的\emph{Near-Infrared Synoptic Survey}包含350万颗恒星，其中65，000颗是红巨星，属于TRGB的一等。采用孤立矮星系IC 1，1613伴星研究的TRGB斜率和（几何）分离食双星的LMC距离模\(μ_0 = \) ~18.49等，我们导出了近红外TRGB的绝对\(JHK\)零点.为了与单独在杆中的测量进行比较，我们将校准的\(JHK\) TRGB应用于2 MASS调查的500度\textsuperscript{2}区域。TRGB揭示了LMC的三维结构，在垂直于棒的主轴方向上倾斜，与以前的研究一致。
2018-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Rapid evolution of [WC] stars in the Magellanic Clouds
我们用南非大望远镜获得了14个麦哲伦星云行星状星云的新光谱，以确定其中心恒星的加热速率，并验证后渐近巨分支星的演化模型。我们将新光谱与前几年的观测结果进行了比较。五个行星状星云显示出随着时间的推移，兴奋程度有所增加。它们的四颗中心恒星在光谱中表现出[WC]特征，包括三个新的探测。这使得麦哲伦星云中PNE的[WC]中心恒星总数增加到10颗。我们比较了四个[WC]中心恒星与He燃烧后渐近巨星分支演化轨道和剩余的恒星与H燃烧轨道的加热速率。确定的加热速率是一致的H和He燃烧后渐近巨星分支星的演化模型。PNe的中心恒星显示出最快的激发增加，也是样本中最明亮的。这表明麦哲伦星云中的[WC]中心恒星比燃烧H的中心恒星演化得更快，并且它们起源于更大质量的祖先。
2020-10-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Lazy Giants: APOGEE Abundances Reveal Low Star Formation Efficiencies in the Magellanic Clouds
我们报告的第一APOGEE金属丰度和α-元素丰度测量3600红巨星跨越大径向范围的大（LMC）和小麦哲伦云（SMC），最大的银河系矮星系。我们的样本比以前的研究大一个数量级，并延伸到更大的径向距离。这些是利用Las Campanas天文台杜邦望远镜上新安装的Southern APOGEE仪器提出的第一个结果。我们对大麦哲伦星云的无偏样本涵盖了大范围的金属丰度，从[Fe/H]=-0.2到[Fe/H]=-2.5的贫金属恒星，这是迄今为止探测到的最贫金属的麦哲伦星云（MC）恒星。LMC [α/Fe]-[Fe/H]分布在大的金属量范围内非常平坦，但在-1.0<[Fe/H]<-0.5时上升约0.1 dex。我们将其解释为已知的MC恒星形成活动最近增加的迹象，并且能够用包括最近的“星爆”的化学演化模型再现这种模式。在贫金属端，我们发现[α/Fe]随着[Fe/H]的降低而增加，并将两个MC的“α-膝”限制在[Fe/H]<-2.2，这意味着恒星形成效率较低，约为0.01 Gyr^-1。MC膝盖比那些质量较小的银河系（MW）矮星系，如天炉座，玉夫座或人马座更贫金属。一种可能的解释是，MC形成于比MW密度更低的环境中，这一假设与MC最近才落入MW引力势的范式一致。
2020-02-03 astro-ph.GA
Unraveling the kinematic and morphological evolution of the Small Magellanic Cloud
本文利用 Gaia DR3 自行数据对小麦哲伦云九个恒星族群建模，揭示其从年老扁平椭圆系统向年轻旋转盘结构的演化，并首次识别东南异常等潮汐特征，证明其演化受与大麦哲伦云近期相互作用显著塑造。
2025-01-01 astro-ph.GA
The chemical DNA of the Magellanic Clouds -- I. The chemical composition of 206 Small Magellanic Cloud red giant stars
我们目前的化学成分的206红巨星支星成员的小麦哲伦星云（SMC）使用光学，高分辨率光谱收集的多目标光谱仪火焰-GIRAFFE在ESO甚大望远镜。该样本包括位于母星系内不同位置的三个区域中的恒星。我们分析了主要的元素组，即轻-（Na），α-（O，Mg，Si，Ca，Ti），铁峰（Sc，V，Fe，Ni，Cu）和s-过程元素（Zr，Ba，La）。样品的金属丰度分布在[Fe/H] ~（-1）dex附近有一个主峰和一个弱的贫金属拖尾。然而，三个场的[Fe/H]分布各不相同，特别是最内层场和最外层场的平均金属丰度相差0.2dex，贫金属星的比例从最内层场到最外层场显著增加（从~ 1%增加到~20%），这可能反映了SMC中的年龄梯度。此外，我们发现了一个可能的化学/运动学不同的子结构的暗示。SMC恒星的丰度比与银河系恒星明显不同，特别是对于大质量恒星产生的元素（如Na、$α$和大多数铁峰元素），其丰度比系统地低于我们银河系中测量的丰度比。这表明，相对于银河系，大质量恒星对SMC化学富集的贡献较小，根据该星系的低恒星形成率预期。最后，我们确定了一些元素（Na，Ti，V和Zr）的丰度在两个最里面的领域，这表明在SMC的化学富集的历史是不均匀的小系统的差异。
2023-01-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ca II Triplet Spectroscopy of Small Magellanic Cloud Red Giants. V. Abundances and Velocities for 12 Massive Clusters
我们的目标是分析小麦哲伦云的化学演化，在我们现有的具有准确和均匀的金属丰度的样品中添加12个额外的簇。我们特别感兴趣的是，看看年龄和金属丰度之间是否有任何相关性，为不同的结构组成部分，其中集群所属。红巨星的光谱金属丰度是由近红外钙三重态线的等效宽度测量得到的。集群成员进行了分析，使用的标准，包括径向速度，金属丰度，自行车和距离集群中心。星系团的平均径向速度和金属丰度的测定，典型误差分别为2.1公里/秒和0.03德克斯。我们将这些信息添加到文献中使用相同方法研究的其他集群中，编译了48个金属丰度均匀确定的集群的最终样本。最后一个样本的星团分布在约70 deg^2的区域内，年龄范围从0.4 Gyr到10.5 Gyr。我们的新集群样本的金属丰度分布显示出较低的概率是双峰比以前的研究中提出的。对六个组成部分（主体，反桥，西晕，翼/桥，北桥和南桥）中的集群进行单独的化学分析表明，只有属于北桥的集群似乎呈V形，显示出外部区域金属丰度梯度的明显反转。有一个建议的金属丰度梯度在西晕，类似于以前发现的场星。然而，它存在很大的不确定性。此外，集群属于西晕，翼/桥和南桥表现出明确的年龄金属丰度的关系，相对较小的分散在固定的年龄相比，其他地区。
2022-03-13 astro-ph.GA
Kinematic Structure of the Large Magellanic Cloud Globular Cluster System from Gaia eDR3 and Hubble Space Telescope Proper Motions
我们已经确定了大量的自行（PM）的31 LMC GC盖亚eDR 3和哈勃太空望远镜的数据，使用多种独立的分析技术。结合文献值的距离，视线速度和现有的散装PM，我们提取完整的6D相空间信息的32个集群，使我们能够详细研究LMC GC系统的运动学。除了两个GC（NGC 2159和NGC 2210）的高速度表明它们不是LMC系统的长期成员外，数据与像恒星盘一样旋转的扁平配置一致。一维速度色散的顺序为30公里/秒，类似于老恒星星族在大麦哲伦星系盘。与银河系盘状星团的情况类似，速度各向异性使得方位角方向的色散最小;然而，由于距离的不确定性，不能排除其他各向异性。数据与单一多维高斯速度分布一致。鉴于大麦哲伦星系盘的非碰撞性质，这表明大麦哲伦星系的大部分（如果不是全部的话）是由恒星盘中的单一形成机制形成的，尽管年龄和金属丰度有显着的差异。与银河系相比，大麦哲伦星系中不存在任何吸积晕GC种群，或者数量要小得多。
2022-07-26 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 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
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
Kinematics of the Milky Way from the Gaia EDR3 red giants and sub-giants
本文介绍了利用$Gaia$ ~ EDR 3星表中红巨星和次巨星的空间速度进行运动学研究的结果。本文导出了半径为0.5和1.0kpc的恒星系统在银心距$R$ 0--8--16kpc范围内沿银心-太阳-银心方向的Ogorodnikov-Milne模型的12个运动学参数。通过结合某些局部参数，得到了4- 12千秒差距范围内的银河系整体信息，特别是银河系自转曲线、斜率、速度梯度等。我们表明，当使用这种方法时，有一种替代的可能性来推断银河系的旋转曲线和它的斜率的行为，而不使用银心距离$R_\odot$。在1~kpc半径的太阳附近，得到的运动学参数与文献中给出的结果符合得很好。
2021-07-29 astro-ph.GA
A newly discovered stellar type: dusty post-red giant branch stars in the Magellanic Clouds
背景：我们提出了一个新发现的低光度类，尘埃，在麦哲伦云的演变对象。这些物体有尘埃过剩，恒星参数和光谱能量分布类似的尘埃后渐近巨星分支（后AGB）的恒星。然而，它们的光度较低，因此质量较低。我们认为，由于二元相互作用，它们是从红巨星分支（RGB）而不是AGB进化而来的。目的：在这项研究中，我们的目标是将这些对象放在一个进化的背景下，并建立一个RGB二进制（如序列E变量）和我们的新样本的对象之间的进化连接。研究方法：我们将RGB双星后代的理论预测出生率与新样本物体的观测出生率进行了比较。结果：我们发现后RGB恒星的观测和预测出生率之间存在数量级的一致性。出生率的不确定性的来源进行了讨论，最重要的来源可能是观测的不完整性因素和后RGB的进化率。我们还注意到，合并是相对常见的低的RGB和恒星低的RGB与中红外过度可能最近经历了合并。结论：我们的样本尘埃后RGB星最有可能提供了第一个观测证据的一个新发现的阶段，在二进制的演变：后RGB二进制星周尘埃。
2016-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Mass of the Large Magellanic Cloud from the Three-Dimensional Kinematics of its Globular Clusters
本文结合30个LMC球状星团的自行与视向速度构建三维运动学，测量速度各向异性及包围质量，并在NFW暗物质假设下推算维里质量，表明LMC约占银河系质量的17%。
2024-01-25 astro-ph.GA
Consistent Calibration of the Tip of the Red Giant Branch in the Large Magellanic Cloud on the Hubble Space Telescope Photometric System and a Re-determination of the Hubble Constant
利用HST/ACS F814 W系统对大麦云云的红巨星支尖（TRGB）进行了定标。我们使用档案HST观测，以获得混合校正和光度变换的两个地面为基础的大面积成像调查麦哲伦云。我们发现，这些调查偏置明亮的光学由于混合高达~0.1等，和偏差是当地恒星密度的函数。我们校正了Jang & Lee（2017）的LMC TRGB星等，并使用Pietrzynski等人（2019）的几何距离获得了M_F814 W =-3.97+/-0.046 mag.将此校准应用于Freedman等人（2019）在SN Ia宿主中的TRGB星等，得到了H_0=72.4+/-0.046的哈勃常数值。2.0 km/s/Mpc的TRGB+SNe Ia距离阶梯。TRGB校准和H_0值的差异来自这里和Freedman等人（2019），主要是由于他们高估了LMC消光，这是由于麦哲伦云TRGB测光的不同来源不一致造成的。对两个云使用相同的测光源（OGLE）并应用上述校正，得出LMC I波段TRGB消光值低0.06等，与我们和Jang & Lee（2017）使用的独立OGLE红化图一致，以校准TRGB并确定H_0。
2019-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The chemical composition of the Small Magellanic Cloud
小麦哲伦云是一个紧密的不规则星系，由于与大麦云云和银河系的强相互作用，它经历了复杂的恒星形成历史。尽管它的重要性，它的恒星星族的化学组成年龄超过1-2 Gyr仍然是很少的调查。我目前的光谱调查的200个小麦哲伦云巨星与火焰@VLT执行的第一个结果。导出的金属度分布峰值在[Fe/H] -0.9/-1.0 dex处，第二峰值在[Fe/H] -0.6 dex处。所有这些恒星的[α/Fe]丰度比都是太阳能或轻度增强（+0.1 dex）。此外，在SMC的外围还发现了三颗贫金属恒星（[Fe/H] -2.5 dex和增强的[alpha/Fe]比与星系晕的一致）：这些巨星是迄今为止在麦哲伦星云中发现的最贫金属的恒星。
2013-10-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Internal dynamics of the Large Magellanic Cloud from Gaia DR2
我们使用自行（PM）的50万颗红巨星在大麦云测量盖亚构建一个二维运动学地图的平均PM和它的分散在整个星系，从它的中心到7千秒差距。然后，我们探索了一系列的动力学模型和测量的旋转曲线，平均方位角速度，速度色散曲线，和星系的方向。我们发现，在5千秒差距的圆速度达到90公里/秒，速度色散范围从30-40公里/秒的星系中心，15-20公里/秒的7千秒差距。
2018-09-20 astro-ph.GA
Identifying true satellites of the Magellanic Clouds
LCDM的等级性质表明，麦哲伦云在进入银河系之前必须被许多卫星包围。这些卫星中的许多应该仍然靠近云，但有些可能已经沿着银河轨道分散在云的前面/后面。无论哪种方式，先前与云的关联导致对候选麦哲伦卫星的当前位置和速度的强烈限制：它们必须靠近麦哲伦流的近极轨道平面，并且它们的距离和径向速度必须遵循云在近心处的潮汐流的纬度依赖性。我们使用宇宙学数值模拟的银河系大小的LCDM晕中的大质量次晕的破坏来测试最近在DES，SMASH，Pan-STARRS和ATLAS调查中发现的20个矮星中是否有任何一个真正与云相关。在6个有运动学数据的星系中，只有Hydra II和Hor 1的距离和径向速度与麦哲伦起源一致。在剩下的矮星中，有六颗（Hor 2、Eri 3、Ret 3、Tuc 4、Tuc 5和Phx 2）的位置和距离与麦哲伦起源一致，但需要运动学数据来证实这种可能性。关联的确凿证据需要自行来限制轨道角动量方向，对于真正的麦哲伦卫星来说，轨道角动量方向必须与云的方向一致。我们用这个结果来预测径向速度和自行的所有新的矮星。我们的结果是相对不敏感的第一或第二近心云的假设。
2016-05-11 astro-ph.GA
The Magellanic Edges Survey I. Description and First Results
我们提出了一个概述，并从麦哲伦边缘调查（MagES），一个正在进行的光谱调查映射的运动学的红团和红巨星分支恒星在麦哲伦云的高度亚结构外围的第一个科学结果。与盖亚天体测量相结合，MagES产生了约7000颗恒星的样本，这些恒星具有比大多数以前的研究更大的银河系中心半径的个体3D速度。我们概述了我们的目标选择，观测策略，数据减少和分析程序，并提出了两个领域的结果在北部郊区（$>10^{\circ}$的天空从中心）的大麦云云（LMC）。一个领域，位于附近的一个手臂般的高密度，显示明显的签名扰动远离平衡盘模型。这包括大麦哲伦星系盘平面内的径向速度色散，以及一些恒星垂直出盘平面的非对称视线速度分布。第二个领域揭示了三维运动学与平衡盘一致，并产生$V_{\text{circ}}=87.7\pm8.0$ km s $^{-1}$的径向距离约10.5kpc的LMC中心。这导致在$(1.8\pm0.3)\times10^{10}\text{M}_{\odot}$的半径处LMC的封闭质量估计。
2020-07-14 astro-ph.GA
A Comparative Study of Giant Molecular Clouds in M51, M33 and the Large Magellanic Cloud
我们比较了M51中的巨分子云（GMCs）的性质，这些巨分子云是由Plateau de Bure干涉仪Whirlpool Arcsecond Survey（PAWS）与M33和大麦云（LMC）中的宽视场、高分辨率CO排放调查确定的。我们发现，GMC在M51更大，更明亮，有更高的速度色散相对于它们的大小比在M33和LMC的等效结构。这些差异意味着，有真正的变化，在不同的GMC人口的平均质量表面密度。为了解释这一点，我们提出，在星际介质周围的GMC的压力起着调节其密度和速度色散的作用。我们没有发现任何的M51，M33或LMC的CO排放被分解成GMCs时，大小和线宽之间的相关性的证据，虽然适度强大的相关性是显而易见的，当使用连续的CO排放（没有大小限制）的区域。我们的工作表明，观测偏差仍然是一个重要的障碍，识别和研究河外GMC人口使用CO排放，特别是在分子丰富的星系环境。
2013-09-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Kinematic Structure of Molecular Gas around High-mass Star YSO, Papillon Nebula, in N159 East in the Large Magellanic Cloud
本文给出了大麦云（LMC）中N159东巨分子云（N159 E）的ALMA波段3和波段6的~（12）CO（2 - 1）、~（13）CO（2-1）、~（30）Halpha复合线、~（98）GHz附近的自由-自由辐射和~（230）GHz附近的尘埃热辐射结果。大麦哲伦星系是距离地球最近的活动大质量恒星形成星系，距离地球约50千秒差距，是研究大质量恒星形成的最佳目标。ALMA观测表明，N159 E是一个宽约1 pc、长约5 pc - 10 pc的对流云复合体。根据13 CO（2-1）的强度，总分子量为0.92 x 10^5 Msun。N159 E拥有著名的Papillon星云，一个紧凑的高激发HII区域。我们发现与蝶形星云有关的YSO质量为35 Msun，位于三个对流云的交汇处。结果表明，高质量YSO的形成是由对流云碰撞引起的。Fukui等人在2015年报告了N159西部区域的YSO的类似运动学结构，这是这两个区域中质量大于35 Msun的另一个YSO。这表明，对流云的碰撞是大质量恒星形成的主要机制。我们在蝶形星云的YSO周围发现了一个亚pc尺度的小分子洞。它由自由-自由和H30 α发射填充。空穴周围的分子气体温度达到~ 80 K。这表明，这颗YSO刚刚开始破坏母体分子云。
2016-04-20 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
Ks Band Luminosity Evolution of the Asymptotic Giant Branch Population Based on Star Clusters in the Large Magellanic Cloud
利用大麦云星云（LMC）中的星团研究了简单恒星系统中渐近巨星支（AGB）群体的Ks波段光度演化。我们确定了LMC星团的物理参数，包括中心坐标，半径和前景红化。用Padova模型拟合了83个星团的等时线年龄，其中19个星团的等时线年龄取自文献。利用2 MASS光度计的近红外色星等图，选取了log（age）= 7.3 - 9.5的102个星团中的AGB星。然后，我们得到了这些星团中AGB星的Ks波段光度分数随年龄的变化。AGB星的Ks波段光度分数从log（age）~ 8.0开始平均随年龄的增加而增加，在log（age）~ 8.5时达到最大值，此后逐渐减小。AGB的光度分数在给定的年龄，这主要是由于随机效应有很大的散射。我们讨论了这个结果与五个简单的恒星星族模型的比较。最大Ks波段AGB亮度分数的明亮的集群是由模型，预计值为0.7 - 0.8在log（年龄）= 8.5 - 8.7再现。我们讨论了我们的研究结果的影响方面的大小和质量的星系演化的研究。
2013-08-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
