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
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
The Distance and Properties of Hydrogen Clouds in the Leading Arm of the Magellanic System
我们提出了一个高分辨率的研究在麦哲伦主导臂区域的五个高速云。这是我们对该地区宽场Parkes调查的后续研究，目的是探索云的多相结构，并深入了解它们的起源，演变和距离。高分辨率数据是从澳大利亚望远镜紧凑阵列获得的。通过与银河系全天巡天（GASS）的单碟数据相结合，我们能够同时探测致密和弥散发射。我们识别已解决和未解决的块。扩散结构和紧凑的团块的物理参数。后者是冷的，典型的速度线宽为5 km/s。我们发现热晕压力，氢密度和HI柱密度的HVC作为银河系纬度的函数梯度。这可能是第一个观测到的证据，表明在引导臂区域的距离不同，引导臂的前部（LA II和III）可能比尾端（LA I）更接近银河系盘。
2016-05-31 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
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
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
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
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
Clouds in Arms
我们使用欧空局盖亚任务数据发布2的天体测量和宽带测光来绘制大麦哲伦云和小麦哲伦云周围恒星密度分布的低表面亮度特征。大麦哲伦星系似乎在其北部和南部区域生长了两条细长的恒星流，非常令人联想到旋臂。我们使用计算机模拟麦哲伦云的下落来证明，由于SMC最近的飞越和银河系潮汐场的综合影响，这些手臂可能会从LMC的圆盘中拔出。
2018-08-01 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
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
Spectroscopy of the Young Stellar Association Price-Whelan 1: Origin in the Magellanic Leading Arm and Constraints on the Milky Way Hot Halo
我们报告了最近发现的年轻星协Price-Whelan 1（PW 1）中恒星的光谱测量结果，该星协是在麦哲伦流的主导臂（LA）附近发现的。我们获得了PW 1中28颗最亮恒星的麦哲伦+MIKE高分辨率光谱，并使用大炮来确定它们的恒星参数。PW 1的平均金属丰度为[Fe/H]=-1.23，分散度为0.06dex，平均视向速度为Vhelio= 276.7km/s，分散度为11.0km/s。我们的结果在Teff、logg和[Fe/H]方面与我们的发现论文中确定的PW 1的年轻和贫金属特征（1.16亿年和[Fe/H]=-1.1）一致。我们发现PW 1星的空间分布与LA II气体的空间分布有很强的相关性，在L_MS中的偏移量为-10.15度，在B_MS中的偏移量为+1.55度。我们发现，LA II和PW 1之间的空间和运动学分离可以用来自银河系气体的冲压压力来解释。通过轨道积分，我们将LMC、MW晕和外盘气体考虑在内，将PW 1轨道近心处的晕气体密度限定为n_halo（17 kpc）= 2.7（3）x 10^-3 atoms/cm^3，将20 kpc处中平面处的盘气体密度限定为n_disk（20 kpc，0）= 6.0（1.8）x 10^-2 atoms/cm^3。因此，我们得出结论，PW 1形成于麦哲伦流的LA II，使其成为银河系-麦哲伦相互作用的有力约束。
2019-10-11 astro-ph.GA
The Origins of Young Stars in the Direction of the Leading Arm of the Magellanic Stream: Abundances, Kinematics, and Orbits
我们探讨了由Casetti-Dinescu等人发现的年轻B型恒星的起源。（2014）在麦哲伦流的主导臂的天空区域的银河圆盘的外围。在麦哲伦粘土6.5米望远镜上使用MIKE仪器对9颗恒星进行的高分辨率光谱观测被添加到Zhang等人（2017）分析的先前样本中。我们编制了一个样本的15个年轻的恒星，以及确定的恒星类型，年龄，丰度和运动学。从盖亚DR 2的自行，我们也得到了一个现实的银河轨道潜力。我们发现，我们以前的径向速度选择LA候选人有大量的轨道角动量。这些恒星的大量旋转分量与近极麦哲伦轨道形成对比，因此这些恒星不太可能是LA的成员。在我们的样本中有四颗大轨道能量恒星。最高轨道能量的一个的年龄比穿过圆盘的时间短，其出生地为$z=2.5$ ~kpc和$R_{\rm GC}\sim 28$ ~kpc。因此，这颗恒星的起源是不确定的。剩下的三颗恒星都是盘状逃逸恒星，它们的诞生地距离银河系中心12到25千秒差距。此外，最有活力的恒星比内盘的恒星（[Mg/H] $=0.12\pm0.36$，$σ_{\rm [He/H]} = 0.15$）更贫金属（[Mg/H] = $-0.50\pm0.07$）和更大的He散射（$σ_{\rm [He/H]} = 0.72$）。前者的丰度与大麦云云的丰度一致，但也反映了MW盘的金属丰度梯度和它们通过不同的逃逸机制逃逸的状态。
2018-12-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Composition of Young Stars in the Leading Arm of the Magellanic System
利用麦哲伦6.5米克莱望远镜的MIKE仪器获得的高分辨率光谱测定了8颗O型和B型星的化学丰度。该样本是从麦哲伦星系主臂的42个候选成员中选出的。恒星参数的测量是由两个独立的网格模型大气和分析程序，确认恒星参数结果的一致性。恒星的七种元素（He、C、N、O、Mg、Si和S）的丰度被确定，它们的径向速度以及距离和年龄的估计也被确定。在分析的7颗B型恒星中，5颗径向速度与LA成员一致的恒星的平均[Mg/H]为$-0.42\pm0.16$，明显低于其余2颗[Mg/H] = $-0.07\pm0.06$的平均值，这2颗恒星是银河系圆盘的运动学成员。在五个LA成员中，有四个具有与LMC中的[Mg/H]丰度兼容的个体[Mg/H]丰度。在误差范围内，我们不能排除其中一颗恒星的[Mg/H]与更贫金属的SMC物质一致的可能性。剩下的第五颗星的[Mg/H]接近MW值。距离LA成员表明，他们是在银河系的边缘盘，而年龄的顺序为$\sim 50-70$ Myr，低于LA的动力学年龄，这表明一个单一的恒星形成插曲在LA。V $_{\rm LSR}$ LA成员随着麦哲伦经度的减少而减少，证实了以前LA气体研究的结果。
2017-01-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Three-Dimensional Structure of the Magellanic System
我们利用OGLE计划第四阶段的全部$9\,000$经典造父变星（CC）和几乎全部$23\,000$ RR~天琴座（RRL）星，测定了麦哲伦云和麦哲伦桥的三维结构。对于CC，我们根据周期光度关系计算距离。LMC中的CC主要位于显示与LMC平面没有偏移的条中。北旋臂也非常突出，还有一个额外的小旋臂。两者都比整个样本更靠近我们。SMC具有非平面结构，其可以被描述为几乎沿着视线延伸的椭圆体。我们还将9个CC分类为麦哲伦桥天体。这些造父变星在三维空间中表现出很大的分布。对于RRL星，我们根据光度金属丰度和理论关系计算距离。两个麦哲伦星云都显示出非常规则的结构。我们将三轴椭球体拟合到我们的LMC和SMC样品。在LMC中，我们注意到一个非常突出的非物理混合伪影，它阻止了我们分析这个星系的中心部分。我们没有看到任何证据表明麦哲伦星云之间有桥一样的联系。
2018-04-05 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
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
Toward a Complete Understanding of the Magellanic Stream Formation
麦哲伦星云在经过银河系的过程中已经失去了大部分气体，这是一种从未被成功模拟过的特性。在这里，我们使用准确的和无网格的流体动力学模拟再现麦哲伦流和麦哲伦云的“冲压压力加碰撞”模型的框架。该模型再现了HI流的许多观测特性，包括沿其长度的密度分布和双重对流结构。除此之外，冲压压力与开尔文-亥姆霍兹不稳定性相结合提取的电离和HI气体量与观察到的一致。模拟的场景也重现了麦哲伦桥，包括年轻恒星和老恒星之间的偏移，以及云之间的碰撞，这是小麦哲伦云沿着视线非常细长的形态的原因。这个模型已经解决了大部分与麦哲伦流形成有关的谜团。在当前模型中未复制引导臂，因为它需要替代原点。
2019-05-09 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
Measurement of a Magnetic Field in a Leading Arm High Velocity Cloud
利用最近NRAO VLA巡天得到的河外法拉第旋转星表，我们发现与麦哲伦星系主导臂有关的高速云（HVC）的法拉第旋转结构和HI发射结构之间存在一致性。我们认为，这种形态协议是指示法拉第旋转通过HVC。在这个假设下，我们用48个旋转测量值，结合H-α测量值和类星体吸收线对电子柱密度的估计，估计了HVC中相干磁场的视线分量的强度< B_{||} >> 6 { \rm μG} $. A coherent magnetic field of this strength is more than sufficient to dynamically stabilize the cloud against ram pressure stripping by the Milky Way halo and may also provide thermal insulation for the cold cloud. We estimate an upper limit to the ratio of random to coherent magnetic field of $ B_{r} / B_{||} < 0.8$，这表明随机场不像在麦哲伦云中那样支配相干场，该HVC可能起源于麦哲伦云。
2010-09-29 astro-ph.GA
The VMC Survey -- XXXIV. Morphology of Stellar Populations in the Magellanic Clouds
麦哲伦云是附近的矮不规则星系，当被不同的恒星星族追踪时，其形态表现出不同的性质，使其成为研究星系形态的重要实验室。我们研究的麦哲伦云的形态使用的数据从麦哲伦云系统（VMC）的VISTA调查。我们分别在大麦哲伦云和小麦哲伦云（LMC和SMC）的$\sim105$ deg $^2$和$\sim42$ deg $^2$区域使用了大约100万个$10$和$2.5$源。我们估计了占据近红外（$J-K_\mathrm{s}, K_\mathrm{s}$）色星等图不同区域的恒星星族的平均年龄。形态图和详细的功能，在中央地区的特点是第一次与箱对应的空间分辨率为$0.13$千分之一秒（LMC）和$0.16$千分之一秒（SMC）。在LMC中，我们发现主序星显示出随年龄增长的相干结构，并跟踪星系的多个螺旋臂，恒星形成区域随着年龄的增长而变得更加暗淡，而超巨星则集中在中心。中等年龄的恒星，尽管有规则和对称的形态，但显示出中央团块和螺旋臂的迹象。在SMC中，年轻的主序星描绘了一个破碎的酒吧。中间年龄的人群显示出向麦哲伦桥延伸的特征，这可以归因于$\sim200$ Myr ago的LMC-SMC相互作用。它们还显示出不规则的中心特征，这表明内部SMC也受到潮汐相互作用的影响。
2019-08-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
The Magellanic Stream: Circumnavigating the Galaxy
麦哲伦星云被一个扩展的气体结构网络所包围。其中最主要的是麦哲伦流，它是一条缠绕在银河系轨道上的细丝尾巴。当与它的引导臂一起考虑时，溪流在天空中延伸超过200度。它被认为代表了星云和银河日冕所施加的冲压压力之间的潮汐相互作用的结果，它的运动学特性反映了距离银河系最近的一对矮星系的动力学历史。该流是吸积气体和云/日冕相互作用的流体动力学模拟的基准。如果银河流在这些相互作用中幸存下来，并安全地到达银河系圆盘，它的货物超过10亿个太阳质量的气体有可能维持或提高银河系恒星形成率。在这篇文章中，我们回顾了目前的知识流，包括其化学成分，物理条件，起源和命运的状态。我们还回顾了麦哲伦星系的动力学，包括大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的自行和轨道历史，第一次通过和第二次通过的情景，以及麦哲伦星系群的证据。
2015-11-18 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
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
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
The Magellanic Corona and the formation of the Magellanic Stream
在星系晕中占主导地位的气体结构是麦哲伦流，这是一个围绕着大麦哲伦云和小麦哲伦云（LMC/SMC）的中性和电离细丝的延伸网络，这是银河系中两个最大的卫星星系。最近的观测表明，云是第一次通过我们的银河系，流是由从LMC和SMC剥离的气体组成的，并且大多数气体都是电离的。虽然长期以来人们一直怀疑潮汐力和冲压压力剥离促成了溪流的形成，但对它的起源的全面了解已经挑战了数十年的模型。最近的一些进展，包括发现与麦哲伦星系群有关的矮星系，大麦哲伦星系的高质量，在大麦哲伦星系中探测到朝向恒星的高度电离气体，以及宇宙学模拟的预测，都支持在大麦哲伦星系周围存在一个温度为$\sim5\times10^{5}\;\mathrm{K}$的温暖电离气体晕。在这里，我们表明，通过包括这个“麦哲伦日冕”的麦哲伦云落在银河系的流体动力学模拟，我们可以同时重现流和它的领导手臂。我们的模拟解释流的结构，空间范围，径向速度梯度，和总电离气体质量。我们预测，麦哲伦日冕将明确地通过高电离吸收线的紫外光谱的背景类星体躺在附近的大麦哲伦星系。这一预测可以直接用哈勃太空望远镜上的宇宙起源光谱仪进行验证。
2020-09-09 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
Star Formation History of the Small Magellanic Cloud: the shell substructure
本研究利用SMASH巡天深度测光数据与CMD拟合技术，解析小麦哲伦云东北部壳状结构的恒星形成历史，首次考虑视线深度效应，发现多期恒星形成增强，并证实其与大麦哲伦云北臂的恒星形成长期同步，为麦哲伦云轨道与质量研究提供约束。
2023-05-04 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
The distribution and ages of star clusters in the Small Magellanic Cloud: Constraints on the interaction history of the Magellanic Clouds
本文对小麦哲伦星云中星团的空间分布和年龄进行了新的研究。为了检测和估计星团的年龄，我们依赖于Bitsakis等人开发的新的全自动方法。我们的代码检测到1319星团在中央18度$^{2}$的SMC，我们调查（1108从来没有被报道过）。这些星团的年龄分布表明，大约在2.4亿年前，团簇形成增强。这也意味着棒星系的星团分布与星系的其他部分有很大的不同，年轻的星团主要位于棒星系中。使用相同的设置，从相同的调查数据，我们以前的研究的LMC，我们能够鲁棒地比较两个星系之间的集群属性。我们的研究结果表明，这两个星系中的大部分星系团形成于大约3亿年前，可能是在两个星系之间的直接碰撞过程中形成的。另一方面，年轻的（$\le$ 5000万年）星系团在两个麦哲伦星云的位置，发现他们的酒吧加入HI武器，表明团簇形成在这些地区是一个内部动力学过程的结果。最后，我们讨论了我们在SMC中观察到的团簇形成的明显由外向内猝灭的潜在原因。我们的研究结果与麦哲伦星云之间的相互作用构成了推动其整体演化的主要机制的进化方案是一致的。
2017-12-13 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
Magnetic Field Structure of the Large Magellanic Cloud from Faraday Rotation Measures of Diffuse Polarized Emission
我们提出了一个研究磁场的大麦云（LMC），在1.4 GHz的帕克斯射电望远镜和澳大利亚望远镜紧凑阵列获得的漫偏振同步辐射数据进行。观察到的扩散偏振发射很可能起源于星系近侧的LMC盘上方。一致的负旋转措施（RM）来自漫发射表明，在LMC的近侧晕的视线磁场是指向相干远离我们。结合位于星系后面的河外源的RM，我们表明，大麦哲伦星系的大尺度磁场很可能是四极几何，与发电机理论的预测一致。在较小的尺度上，我们确定了两个明亮的极化细丝东南的LMC，与中性氢武器。细丝的磁场可能与小麦哲伦云的方向一致。我们认为，在过去的10^9年里，小麦哲伦云和大麦哲伦云之间的潮汐相互作用很可能塑造了这些细丝中的磁场。
2012-09-05 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
On the nature of a shell of young stars in the outskirts of the Small Magellanic Cloud
了解麦哲伦星云的演化历史需要深入探索和表征其外部区域的恒星内容，这最终是追踪过去相互作用的时代和性质的关键。我们提出了一个壳状的超密度的恒星在小麦哲伦云（SMC）的郊区新的深图像。这个壳层也在50年代的照相底片上被发现，它位于SMC中心东北方向约1.9度处，用托洛洛山美洲天文台布兰科望远镜上的暗能量照相机进行的“麦哲伦星系恒星史巡天”（SMASH）的多波段光学数据研究了这个特征的结构和恒星成分。我们还调查了使用盖亚数据发布2壳中的恒星的运动学。壳层由年龄约为1.5亿年的年轻人口组成，没有老年人口的贡献。因此，很难解释它的起源是潮汐破坏恒星系统的残余。年轻的主序星的空间分布显示出丰富的子结构，从主壳层发出的螺旋臂状特征和靠近球状星团NGC 362的分离的小弧形年轻恒星。我们发现壳层的g带绝对星等为M_{g,shell} = -10.78+/- 0.02，表面亮度为mu_{g,shell} = 25.81+/- 0.01 mag/arcsec^{2}。我们还没有发现任何证据表明这一特征是潮汐起源或螺旋臂状结构的明亮部分。相反，我们认为壳层是在最近的恒星形成事件中形成的，可能是由大麦云云和/或银河系的相互作用引发的，大约1.5亿年前。
2019-07-10 astro-ph.GA
The Baryonic Mass Estimates of the Milky Way Halo in the form of High Velocity Clouds
本文通过分析高速云（HVCs）的距离、温度分布及数量，估计其形式的银河系晕 baryonic 质量为(7±2)×10⁹ M⊙，有助于研究失踪重子问题及银河系晕动力学。
2024-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The VMC Survey - X. Cepheids, RR Lyrae stars and binaries as probes of the Magellanic System's structure
VMC测量正在获得麦哲伦系统Ks波段的多历元测光，其极限星等为Ks ~ 19.3，用于单个历元数据。观测的时间间隔，如提供最佳采样的光变曲线的RR天琴座恒星和造父变星的周期长达20-30天。我们提出的经典造父变星和RR天琴座恒星的KS波段光变曲线的例子，我们正在获得的VMC数据和概述的战略，我们把到位，以测量距离和推断系统的三维几何的变星。为此目的，近红外周期亮度，周期Wesenches，和周期亮度颜色的关系系统RR天琴座恒星和造父变星的使用。我们广泛利用EROS-2和OGLE III/IV微透镜巡天提供的麦哲伦云变星星表。通过结合这些调查，我们提出了目前最广泛的地区的大麦云云的看法，所捕获的星系造父变星，RR天琴座恒星和双星。这揭示了以前只能模糊猜测的主要结构（棒/s -螺旋臂）的全部范围。我们的工作加强了详细研究大麦云云三维几何的情况。
2013-10-25 astro-ph.GA
Head-Tail Clouds: Drops to Probe the Diffuse Galactic Halo
头-尾高速云（HVC）是一种中性氢晕云，它似乎与扩散晕介质相互作用，这一点可以从其压缩的头部和相对扩散的尾部看出。本文给出了来自HI-Parkes全巡天（HIPASS）HVC星表的116个南天（d < 2 deg）头尾型HVC样本，该星表的空间分辨率为15.5弧分（45 pc at 10 kpc），灵敏度为NHI =2 x 10^（18）cm^（-2）（5 sigma）。35%的HIPASS致密和半致密HVC（CHVC和：HVC）可以从它们的形态分类为头-尾云。这些云在10千秒差距时的典型质量为730 M_sun（60千秒差距时为26，000 M_sun），考虑到它们在空间和运动学上的接近性，大多数云可能与更大的HVC复合体有关。这种接近性，加上它们与CHVC和没有头尾结构的HVC相似的性质，表明头尾云的寿命很短，与模拟预测一致。大约有一半的头尾云可以与麦哲伦星系联系在一起，其中大部分位于主导臂的区域，位置角指向麦哲伦星系运动的大致方向。在引导臂区域的丰度是一致的，这一特点是更接近银河系盘比麦哲伦流和通过一个更密集的晕介质移动。头-尾云将直接供给多相晕介质，而不是银河系盘，并为扩散的星系晕介质至少延伸到麦哲伦云的距离提供额外的证据。
2011-09-30 astro-ph.GA
Emission Line Velocity, Metallicity and Extinction Maps of the Small Magellanic Cloud
本研究利用WiFeS光谱仪测量小麦哲伦云的光学发射线，绘制金属丰度、消光、速度及速度弥散图，揭示其梯度分布与东臂差异，证实其为受扰动的卫星星系。
2024-11-08 astro-ph.GA
OGLE-ing the Magellanic System: Three-Dimensional Structure of the Clouds and the Bridge Using Classical Cepheids
我们分析了9418个基本模式和第一泛音经典造父变星的OGLE-IV收集的经典造父变星。到每个造父变星的距离都是使用与我们的数据相拟合的韦森彗星星等的周期-光度关系计算出来的。LMC中的经典造父变星主要位于沙洲和北旋臂中，LMC的东部离我们较近，对整个LMC样品的平面拟合得到倾角$i=24.2\pm0.7$度和位置角${\rm P.A.}=151.4\pm1.7$度。我们重新定义的LMC酒吧，延长它在西方的方向，并没有发现从LMC的平面偏移与以前的研究相反。另一方面，我们发现北旋臂偏离平面约$-0.5$ kpc，这是以前没有观察到的。LMC造父变星的年龄分布在大约1亿年时显示出一个最大值。我们证明，SMC具有非平面结构，可以描述为一个扩展的椭球。我们确定了两个大的椭圆形离轴结构的SMC。北部离我们更近，更年轻，而西南部更远，更古老。SMC造父变星的年龄分布呈双峰型，一个最大值出现在1.1亿年，另一个最大值出现在2.2亿年。较年轻的恒星位于这个星系较近的部分，而较老的恒星则更遥远。我们将样本中的九颗造父变星归类为麦哲伦桥天体。这些造父变星在三维空间中表现出很大的分布，尽管其中五颗形成了云之间的连接。最近的一个比任何LMC造父变星都近，而最远的一个比任何SMC造父变星都远。除了麦哲伦桥中的一颗造父变星外，所有造父变星都小于3亿年。最古老的一个可以与SMC翼。
2016-07-12 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
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
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
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
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
Constraints on the Magellanic Clouds' Interaction from the Distribution of OB Stars and the Kinematics of Giants
年轻的，OB型候选人被确定在一个约7900平方度。大麦哲伦云和小麦哲伦云（LMC/SMC）的外围，桥，麦哲伦流（MS）和引导臂（LA）的一部分。选择是基于现有大面积调查的紫外，光学和红外测光和南方自行4目录（SPM 4）的自行。这些年轻候选星的空间分布表明：1）一个人口稠密的SMC翼，继续向西，有两个分支部分围绕SMC，2）一个相当狭窄的路径，从SMC翼向东到LMC，偏移1至2度。3）大麦哲伦星云外围人口稠密，在大麦哲伦星云棒的末端有大量恒星聚集; 4）MS中有一些分散的候选者，在银河平面上方和下方的LA区域有两个超密度。此外，自行分析的径向速度选定的样本的红巨星和超巨星的LMC，以前被证明是一个运动学和化学上不同的子群，最有可能从SMC捕获。这些恒星的自行也表明它们与LMC星群不同。这里提出的观测结果，结合已知的云的轨道，和LMC形态的其他方面，建议SMC和LMC的磁盘之间的偏离中心，中度到高度倾斜的碰撞，发生在1亿至2亿年前。
2012-05-04 astro-ph.GA
Revealing the Chemical Structure of the Magellanic Clouds with APOGEE. I. Calculating Individual Stellar Ages of RGB Stars in the Large Magellanic Cloud
本研究利用多波段测光、光谱参数与恒星等时线，计算了大麦哲伦云6000余颗红巨星支恒星的年龄，验证了约20%的不确定度，并揭示了其年龄分布、年龄-半径及年龄-金属丰度关系与大小麦哲伦云相互作用的关联。
2023-06-10 astro-ph.GA
Warped & Hooked: Mapping the Magellanic Clouds in 3D using Red Clump stars
Montana State University（蒙大拿州立大学）；NSF's National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory（美国国家光学-红外天文研究实验室）；Lund University（隆德大学）；CTIO, NOIRLab（智利美洲际天文台/NOIRLab）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；University of Tampa（坦帕大学）；University of Washington（华盛顿大学）；NSF NOIRLab；University of Toronto（多伦多大学）；Dartmouth College（达特茅斯学院）；University of Surrey（萨里大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Center for Astrophysics and Space Astronomy, University of Colorado（科罗拉多大学天体物理与空间天文中心）；Cerro Tololo Inter-American Observatory/NSF NOIRLab（塞罗托洛美洲际天文台/NSF NOIRLab）
利用红团星研究大麦哲伦星云三维结构，发现LMC存在U形扭曲，揭示其潮汐响应及动态演化。
2025-12-03 astro-ph.GA
The VMC survey -- XLIII. The spatially resolved star formation history across the Large Magellanic Cloud
我们推导出空间分辨恒星形成历史（SFH）的$96$度$^2$地区的主体的大麦云（LMC），使用近红外测光从VISTA调查的麦哲伦云（VMC）。数据和分析的特点是高度的同质性和对星际灭绝的低敏感性。分析了756个大小为$0.125$ deg $^2$的子区域-对应于LMC中约$296\times322\,\mathrm{pc}^{2}$的投影大小。由此产生的SFH地图，具有典型的分辨率$0.2$ -$0.3$指数的对数年龄，揭示了在LMC盘在不同年龄的主要特点：斑片状的恒星形成在最近的年龄，恒星形成的浓度在三个旋臂和酒吧的年龄$\sim\!1.6$陀螺仪，和更广泛和更平滑的分布老年人口。恒星形成最激烈的时期大约发生在4至0.5 Gyr前，速率为$\sim\!0.3\,\mathrm{M}_{\odot}\mathrm{yr}^{-1}$。我们比较年轻和年老的恒星形成率与观察到的RR天琴座和造父变星的数量。我们还推导出每个子区域的平均消光和平均距离，以及最能描述平均距离空间分布的平面。我们的结果覆盖的区域比Harris & Zaritsky（2009）从光学数据中得出的经典SFH地图大50%。这些地图的主要区别是年轻时的恒星形成率较低，恒星形成的主峰年龄比$1$ Gyr稍年轻。
2021-08-16 astro-ph.GA
Spatio-temporal map of star clusters in the Magellanic Clouds using Gaia: Synchronized peaks and radial shrinkage of cluster formation
基于Gaia DR3数据，研究对麦哲伦云1710个LMC和280个SMC星团进行参数化，首次发现1.5 Gyr和800 Myr两个同步星团形成峰值，揭示了星团形成的径向收缩及星系相互作用证据。
2024-01-10 astro-ph.GA
The OGLE Collection of Variable Stars. Anomalous Cepheids in the Magellanic Clouds
我们提出了一个收集的250个异常造父变星（AC）中发现的OGLE-IV领域对大（LMC）和小麦哲伦云（SMC）。LMC样本是2008年发表的OGLE-III AC目录的扩展，而SMC样本包含该星系中第一个已知的真正AC。总样本由LMC中的141个AC和SMC中的109个AC组成。所有这些恒星都以单一模式脉动：基本（174个物体）或第一泛音（76个物体）。此外，我们报告发现四个AC位于麦哲伦云的前景。这是银河系领域中已知的第一个基模AC。我们表明，由傅立叶光变曲线分解确定的系数φ_21和φ_31是有用的鉴别器之间的经典造父变星和AC，至少在LMC和银河系的领域。在SMC中，短周期经典造父变星的光变曲线形状和平均星等使它们与AC相似，这是区分这两类变星的困难之源。在经典造父变星的目录中存在不明的AC可能是部分负责观察到的非线性的周期光度关系观察短周期造父变星在SMC。我们比较了AC，经典造父变星和RR天琴座星的空间分布。我们发现，AC的分布类似于老恒星（RR天琴座变量），虽然在大麦哲伦星云有明显的结构典型的年轻人口（经典造父变星）：酒吧和螺旋臂。这可能意味着AC是相对年轻的恒星和非常古老的恒星合并的混合物。
2015-08-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The influences of the Magellanic Clouds on the Galaxy: Pole shift, warp, and star formation history
我们研究了大麦云云首次进入银河系暗物质晕维里半径后，大麦哲伦云对银河系演化的影响。在我们的模型中，银河系和大麦哲伦星系都被建模为N体粒子，这样大麦哲伦星系对银河系的动力学影响就可以用完全自洽的方式来研究。此外，LMC的轨道参数是精心选择的，这样的LMC在银河系中的当前位置可以在我们的模拟中相当精确地再现。我们特别研究了大麦哲伦星系对岁差率、外部恒星和气体结构以及恒星形成历史的影响。我们的主要结果总结如下。LMC与星系的动力学相互作用可以引起星系的“极移”（或不规则的岁差/章动），典型的极移速率（点θ d）为~2度Gyr^{-1}，对应于~ 7 μ asyr ^{-1}。LMC与银河系的相互作用导致了银河系外部翘曲结构的形成，从而证实了以往关于银河系翘曲形成的数值模拟结果。大麦哲伦星系与星系的相互作用还导致了外盘（R>20 kpc）旋臂的形成，并显著增加了外盘的垂直速度色散。银河系最后几个旋回的平均恒星形成率几乎不受大麦哲伦星云引潮力的影响。过去几个Gyr的太阳邻域（7 kpc < R < 10 kpc）恒星的年龄和金属丰度分布仅能被过去的LMC-星系相互作用轻微改变。基于这些结果，我们讨论了如何可能正在进行的银河系极移与10 μ asyr ^{-1}可以检测到未来的观测研究GAIA。
2012-02-02 astro-ph.GA
The 200 Degree-Long Magellanic Stream System
我们确定麦哲伦流（MS）比以前已知的要长40度，因此整个MS和引导臂（LA）系统至少有200度长。使用GBT，我们在MS尖端进行了~200平方度，21 cm的测量，以证实Hulsbosch & Wakker数据与Braun & Thilker报告的MS样发射之间MS的连续性。我们的调查，结合斯塔尼米罗维奇等人的阿雷西博调查，显示MS气体在该区域中是连续的，并且MS至少为~140度长。我们确定了一个新的灯丝东侧的MS，显着偏离赤道的MS坐标系超过45度。此外，我们发现了一个以前未知的速度拐点在MS的MS经度L_MS=-120度附近的MS-尖端的速度达到最小值，然后开始增加。我们发现de Heij等人编目的五个致密高速云以及Wright云与MS可能相关，因为它们在位置和速度上与MS相匹配。新确认的MS尖端的~40度延伸部分的质量为~ 2 × 10^7 Msun（d/120 kpc）^[2]（包括赖特云在内，该质量增加了~50%），MS的总质量增加了~ 4%。然而，MS在尖端的投影模型距离通常相当大，如果是真的，则表明延伸的质量可能高达~10^8 Msun。从我们整个MS的综合地图来看，我们发现总柱密度（横交于MS的积分）沿MS显著下降，并随L_MS呈指数下降。我们估计~140度长MS的年龄为~ 100年。2.5 Gyr与麦哲伦星云中恒星形成的爆发相吻合，这两个星系可能彼此近距离相遇，引…
2010-08-31 astro-ph.GA
