Tidal interaction can stop galactic bars: on the LMC non-rotating bar
该研究通过模拟证实潮汐相互作用可使星系棒显著减速甚至暂时停止，为LMC非旋转棒的存在提供了直接证据，并提出了慢速旋转棒的新形成机制。
2025-04-02 astro-ph.GA
[O~{\small VI} from the SBs of the LMC
利用\em远紫外光谱探测器（FUSE）的观测资料，对大麦云（LMC）10个超气泡（SB）中O { \small VI}在1032 ° C、22条视线方向的吸收进行了观测。SB中O { \small VI}的估计丰度从SB N206中的最小值（1.09 $\pm$ 0.22）$\times10^{14}$原子/cm $^{2}$到SB N70中的最大值（3.71 $\pm$ 0.23）$\times10^{14}$原子/cm $^{2}$不等。我们发现，与非SB的视线相比，SB中O { \small VI}的丰度大约过量46%。即使在SB内部，O { \small VI}柱密度（N（O { \small VI}））也变化约2至2.5倍。这些数据有助于理解SB中热气体的性质。
2013-07-04 astro-ph.GA
Survey of O VI absorption in the Large Magellanic Cloud
利用远紫外光谱探测器（FUSE）的观测资料，对大麦云（LMC）70条视线范围内的星际OVI吸收进行了研究。该调查涵盖了在大麦哲伦星云不同环境条件下的大量对象中的O VI吸收。总体而言，在LMC的活性和非活性区域中存在高丰度的O VI，平均log[N（O VI）] = 14.23原子cm $^{-2}$。在O VI吸收和来自热气体（X射线表面亮度）或暖气体（H $_α$表面亮度）的发射之间没有观察到相关性。O-VI吸收在LMC是不规则的，性质是类似的银河系（MW）。与小麦哲伦星云（SMC）相比，O VI的丰度较低，尽管SMC的金属丰度低于LMC和MW。我们目前的观测结果在10个超级气泡的LMC，其中我们检测到的O VI吸收在5个超级气泡的第一次和超级气泡显示过量的O VI吸收约40%相比，非超级气泡的视线。我们还研究了30剑鱼座区域的O-VI吸收特性。尽管O VI与LMC的X射线发射没有任何相关性，但30剑鱼座区域的log[N（O VI）]与X射线表面亮度之间存在良好的相关性。我们还发现，O VI丰度随着距离星团R136的增加而减少。
2010-11-04 astro-ph.GA
Discovery of the First Five Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars in the LMC
University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；University of Chicago（芝加哥大学）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理学研究所）；NSF-Simons AI Institute for the Sky (SkAI)（NSF-Simons 天空人工智能研究所（SkAI））；Monash University（莫纳什大学）；Flatiron Institute（平坦研究所）；Montana State University（蒙大拿州立大学）；University of Illinois at Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；Universidad Católica del Norte（北方天主教大学）
研究发现银河系最大矮星系大麦哲德的五颗碳过量金属贫乏星，揭示其碳丰度和金属丰度，挑战原有对碳过量星分布的认知，提示环境因素对早期化学演化的潜在影响。
2026-03-23 astro-ph.GA
Spectroscopic detection of multiple populations in the ~2 Gyr old cluster Hodge 6 in the LMC
我们报告的光谱发现的丰度蔓延（即多个人口）的~2 Gyr老集群在LMC，霍奇6。我们使用低分辨率VLT FORS 2光谱的15个成员星在集群中测量它们的CN和CH带强度在~3883和4300 A，分别，以及[C/Fe]和[N/Fe]丰度。我们发现了一个由2颗富含氮的恒星组成的子种群，我们得出结论，这个子种群是霍奇6中多个种群的证据。这是第二个~2 Gyr年龄的星团（第一个是LMC中的NGC 1978），显示多个人口和第一次在这个年龄的星团中光谱检测到MP。这一结果是有趣的，因为它暗示了一个可能的关系，在集群中的扩展主序列关闭的消失年龄小于~2 Gyr和多个群体的发病在~2 Gyr，这应该进一步探讨。
2019-02-06 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
The VLT-FLAMES Tarantula Survey XXXII. Low-luminosity late O-type stars -- classification, main physical parameters, and silicon abundances
VLT-火焰狼蛛巡天（VFTS）对大麦云（LMC）中观测到的晚期O型恒星进行分析，发现模型大气分析估计的物理性质与形态分类的预期性质之间存在差异。在这里，我们使用新的氢-氦-硅FASTWIND模型和不同的拟合方法重新分析了其中32个令人困惑的物体，以重新评估它们的物理特性。我们的新分析证实，这些恒星确实具有典型的晚期O型矮星的特性。我们还提出了在30个Dor星团NGC 2060和NGC 2070中O型星的硅丰度的第一次估计，我们的样本的加权平均丰度为7.05 +/- 0.03。我们的值是约0.20德克斯比以前得出的B型星在大麦哲伦星系团N 11和NGC 2004使用TLUSTY模型。各种可能性（例如分析方法的差异，微湍流的影响，以及不同星团中恒星之间的实际差异）被认为是这些结果的原因。我们还使用我们的网格的FASTWIND模型，重新评估的影响，使用银河系的分类标准，晚O型恒星在大麦哲伦星系通过审查他们的敏感性，不同的恒星属性。在O星区的冷边缘，用于确定银河系恒星光度等级的HeII 4686/HeI 4713比值可以模拟大麦哲伦星系中的巨星或亮巨星，即使是高重力的天体（log_g > 4.0 dex）。我们认为，这条线的比例是不是一个可靠的光度诊断晚O型星在大麦哲伦星云，和SiIV 4989/HeI 4026的比例是更强大的这些类型。
2020-01-06 astro-ph.GA
The spectroscopic properties of the nebulae around seven Galactic and LMC Wolf-Rayet stars
我们获得了7颗Wolf-Rayet（WR）星周围星云的光谱观测，其中4颗在银河系（WR 8、16、18和40），3颗在大麦哲伦星云（BAT 99 -2、-11和-38）。它们都是使用ESO NTT和EFOSC-2仪器观测到的，只有一个星云NGC 3199是使用VLT上的UVES阶梯光谱仪观测到的。这些观测的目的是：（a）量化WR星云的化学富集程度，这些星云以前被认为具有反映核合成过程的丰度;（b）试图探测WC星周围星云中中性碳（例如[C I] 9850 A）的远红线。星云的密度、温度和元素丰度是用标准的发射谱线诊断法得出的。我们的高光谱分辨率UVES数据集NGC 3199允许使用来自几个不同物种的谱线确定谱线展宽温度。这些显示出一致的模式和公平的协议来自诊断线比率的星云温度。在银河系的WR星云中，WR 8、16和40周围的星云被发现富含氮，而NGC 3199则显示出与银河系H II区域相似的丰度。在LMC WR星云中，没有一个显示出明显超过LMC H II区域值的N/O比。在NGC 3199中检测到远红[C I]线，8727 A线的强度表明它至少有一部分是由C+复合而不是碰撞激发产生的。然而[C I] 9824和9850 A谱线的线宽与碰撞激发的星云谱线相同，表明这些谱线主要来自星云内的电离区。
2011-08-18 astro-ph.GA
Chemical abundance study of two strongly s-process enriched post-AGB stars in the LMC: J051213.81-693537.1 and J051848.86-700246.9
内容：本文是一个更大的项目的一部分，在该项目中，我们研究了河外后AGB恒星的化学丰度，最终目标是提高我们对AGB第三次挖掘混合过程和S-过程核合成的了解。目的：在本文中，我们研究了两个精心挑选的后AGB星在大麦哲伦星系。有利的大气参数的详细丰度研究和已知的距离相结合，使这些对象的内部AGB的第三次疏浚和s-过程核合成的理想探针，因为它们提供了理论AGB模型的观测约束。方法：我们使用高分辨率光学UVES光谱来确定准确的恒星参数，并进行详细的元素丰度研究。此外，我们使用现有的光度数据来构建红化和光度测定的SED。然后，我们估计从理论后AGB轨道的初始质量。结果：这两颗恒星都显示出与相对较低的C/O比（约1.3）相关的极端s过程富集。我们只能得出上限的铅（Pb）的丰度，这表明没有强大的铅相对于其他S-元素的过剩。与HR图中的理论后AGB演化轨道比较，发现这两颗恒星的初始质量都很低，在1.0到1.5 Msun之间。结论：这项研究增加了迄今为止在麦哲伦星云中数量非常有限的s-过程富集后AGB星上获得的结果。我们发现观测到的和预测的铅丰度之间的差异越来越大，对低金属丰度的所有研究麦哲伦云后AGB星发现到目前为止，以及温和的C/O比。我们发现，所有的s-过程丰富的后AGB星在LMC和SMC研究到目前为止，集群在同一地区的HR图，并与低质量的恒星平均金属丰度低。
2015-08-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Asymmetries in the LMC velocity maps
本文通过KRATOS N体模拟和Gaia模拟星表分析LMC速度图不对称性，证实棒四极矩不对称源于LMC与SMC的相互作用，而外盘不对称性则是神经网络分类器的人为偏差。
2025-08-02 astro-ph.GA
The iron and oxygen content of LMC Classical Cepheids and its implications for the Extragalactic Distance Scale and Hubble constant
经典造父变星是主要的距离指标，也是确定当今哈勃常数Ho的关键垫脚石，其精度和准确度要求限制与LCDM和谐宇宙模型的明显偏差。我们已经测量了89个造父变星的铁和氧的丰度在LMC，当地距离尺度的锚之一，翻两番之前的样本，包括68的70个造父变星用于约束Ho的SH 0 ES程序。我们的目标是限制造父变星光度的程度是由他们的化学成分的影响，一个重要的贡献者的不确定性确定的Ho本身和一个关键因素的内部一致性的距离阶梯。我们从基于吸收线等效宽度的自洽光谱分析中导出了恒星参数和丰度。LMC造父变星的[Fe/H]分布是单高斯分布，平均值为-0.4079+-0.003 dex（0.1 dex系统不确定度），σ为0.076+-0.003 dex。后者是完全兼容的测量误差，并支持在近红外HST LMC周期光度关系中看到的0.069等的低色散。丰度的均匀性有一个重要的结果，即LMC造父变星本身不能对造父变星周期-光度关系对任何波长的化学成分的依赖性提供任何有意义的约束。这修正了先前基于22颗LMC造父变星的小样本的说法，即组成和近红外光度之间几乎没有依赖性（或不确定性），这一结论将产生距离阶梯的锚点之间的冲突。LMC造父变星群的化学均匀性使其成为校准更贫金属的SMC和富金属的银河系与NGC 4258之间的金属丰度依赖性的理想环境。
2021-11-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Precise Measurements of the LMC Bar's Geometry With Gaia DR3 and a Novel Solution to Crowding Induced Incompleteness in Star Counting
University of Arizona（亚利桑那大学）；NSF National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory（美国国家光学-红外天文研究实验室）
该研究利用Gaia DR3数据和新方法，首次精确测量了大麦哲伦星系棒的几何参数，并发现其棒结构与流体动力学模型相符。
2024-11-14 astro-ph.GA astro-ph.IM
Down-the-barrel and transverse observations of the Large Magellanic Cloud: evidence for a symmetrical galactic wind on the near and far sides of the galaxy
我们比较了近和远侧的大麦云（LMC）磁盘使用哈勃太空望远镜紫外吸收线观测AGN后面（横向）和内（下桶）的LMC磁盘在碰撞参量为3.2千秒差距的恒星的气体流动的属性。我们发现，即使在这个相对静止的区域中，气体以高达$\sim$ 100 km/s的速度从盘中流出，在低离子和高离子中具有广泛而对称的吸收。对称的吸收剖面结合先前的调查显示，几乎没有证据表明喷出的气体返回到LMC，并提供了令人信服的证据，表明LMC驱动了全球性的，大规模的外流穿过其磁盘，这可能是最近爆发的结果在LMC的恒星形成。我们发现，流出的气体是多相的，电离的光电离（硅III和硅III）和碰撞电离（硅IV和CIV）。我们估计总质量和流出率为$>10^7$ Msun和$>0.4$ Msun/年。由于这种大规模外流的速度没有达到LMC的逃逸速度，气体的去除可能是由银河系晕的冲压压力剥离或与周围星系的潮汐相互作用，这意味着LMC或矮星系的环境在其最终的气体饥饿中起着重要的作用。最后，我们重新评估的质量和合理的起源的高速复杂的LMC鉴于其新确定的距离，将其放置在较低的银河系晕和天空覆盖，表明它远远超出了LMC磁盘。
2015-12-01 astro-ph.GA
MAGellanic Outflow and chemistry Survey (MAGOS): Hot cores in the LMC
Institute of Science and Technology, Niigata University（新潟大学科学技术研究院）；Institute of Science Tokyo（东京科学研究所）；School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学物理与天文学院）；State Key Laboratory of Dark Matter Physics（暗物质物理全国重点实验室）；Key Laboratory for Particle Astrophysics and Cosmology (MOE)（粒子天体物理与宇宙学教育部重点实验室）；Shanghai Key Laboratory for Particle Physics and Cosmology（上海粒子物理与宇宙学重点实验室）；RIKEN Pioneering Research Institute（理化学研究所前沿研究中心）
MAGOS调查发现LMC中热点核心的化学特征，揭示了低金属licity、高亮度和活跃恒星形成对热点核心化学的影响。
2026-02-04 astro-ph.GA
A comprehensive kinematic model of the LMC disk from star clusters and field stars using Gaia DR3: Tracing the disk characteristics, rotation, bar, and the outliers
本研究基于Gaia DR3数据，利用1705个星团和场星，通过MCMC方法构建了LMC盘的全面2D运动学模型，揭示了星团与场星在运动学中心和盘参数上的显著差异，并发现运动学异常星团印证了LMC与SMC的近期碰撞。
2024-04-29 astro-ph.GA
KRATOS: A large suite of N-body simulations to interpret the stellar kinematics of LMC-like discs
本文发布KRATOS套件，通过28个纯N体模拟系统考察类LMC星系在SMC/MW质量天体潮汐作用下的盘形态与运动学，揭示棒、翘曲和旋臂形成规律。
2024-04-05 astro-ph.GA
First detection of CF$^{+}$ in the Large Magellanic Cloud
利用APEX望远镜在大麦哲伦星云活跃恒星形成区N113中首次探测到CF+，通过激发模型揭示其来自致密光致离解区，并首次约束该星云分子云中的氟丰度，发现其比红巨星低约一个量级，表明分子气体中氟亏损，为外部星系氟丰度和C+柱密度提供保守下限。
2024-05-07 astro-ph.GA
The bar pattern speed of the Large Magellanic Cloud
本研究利用 Gaia 天体测量与光谱数据，通过 TW、Dehnen 和 BV 三种方法约束 LMC 棒图案速度，表明 BV 结果最可靠并支持其为慢棒。
2023-12-18 astro-ph.GA
Chemical Abundances of Two Stars in the Large Magellanic Cloud Globular Cluster NGC~1718
利用MIKE光谱仪的高分辨光谱观测，给出了中等年龄大麦云（LMC）球状星团NGC~1718中两颗恒星的详细化学丰度。NGC~1718是一个相当富金属的星团，平均[Fe/H] ~ -0.55+/-0.01。这两颗红巨星似乎具有原始的O，Na，Mg和Al丰度，没有令人信服的迹象表明两颗恒星之间的成分差异-因此，基于这两颗恒星，NGC~1718没有证据表明拥有多个种群。Mg丰度低于银河系场星，但与相同金属丰度的大麦哲伦星系场星相近。因此，本研究不支持NGC~1718中极低[Mg/Fe]的先前声明。其他元素（Si、Ca、Ti、V、Mn、Ni、Cu、Rb、Y、Zr、La和Eu）的丰度都遵循大麦哲伦星系的场星趋势，再次证明（对于大多数元素）球状星团的丰度都追随其宿主星系的场星。与场星类似，NGC~1718被发现轻微缺乏爆炸性$α$元素，但中度到严重缺乏O、Na、Mg、Al和Cu，这些元素是在大质量恒星的流体静力燃烧过程中形成的。NGC~1718的La含量也有所增加，表明它富含贫金属AGB星的喷出物。
2017-01-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
The Mysterious bar of the Large Magellanic Cloud: What is it?
大麦云（LMC）云棒是一个突出的，但有争议的特点，关于它的位置相对于磁盘的LMC。为了研究酒吧相对于磁盘的相对位置，我们提出了高分辨率地图的结构跨越大麦哲伦星云。我们使用OGLE III星表中红团（RC）星的红化校正平均星等（$I_0$）来绘制整个大麦哲伦星云中RC星群的距离（垂直结构）相对变化或变化。条形图在地图中不显示为可识别的垂直特征，因为条形图和磁盘区域之间的$I_0$值没有差异。我们的结论是，LMC酒吧是非常重要的一部分，位于磁盘的平面（0.02磁），它不是一个单独的组成部分。我们确定的翘曲或变化，在RC人口的径向距离的增加。%结构图还表明LMC盘东部存在%扭曲或不同的RC群。
2009-08-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemistry and physics of a low-metallicity hot core in the Large Magellanic Cloud
利用阿塔卡玛大毫米/亚毫米波射电望远镜阵，在250 GHz和350 GHz波段对附近低金属丰度星系大麦云（LMC）中新发现的热分子核进行了0.1 pc尺度的观测。各种C/N/O/Si/S轴承分子被检测到朝向高质量的年轻恒星对象，ST 16。一个旋转的原恒星信封是第一次检测到我们的银河系外的SO2和34 SO线。流出空腔由CCH和CN追踪。根据SO、SO2和CS同位素体估算，源中硫的同位素丰度分别为32 S/34 S = 17和32 S/33 S = 53，表明34 S和33 S在LMC中均过量。旋转图分析表明，该源与CH_3OH和SO_2的高激发线示踪的热气体（> 100 K）以及CH_3OH、SO_2、~（34）SO、OCS、CH_3CN等线示踪的暖气体（~ 50 K）有关。LMC和银河系热核之间分子丰度的比较表明，有机分子（例如，CH_3OH，一种经典的热核示踪剂）在低金属丰度下显示出很大的丰度变化，其中目前的来源被归类为有机质贫乏的热核。我们的天体化学模拟表明，不同的晶粒温度在初始成冰阶段将有助于化学分化。相比之下，SO2在所有已知的LMC热核中显示出相似的丰度，并且典型的丰度大致与LMC的金属丰度成比例。含氮分子一般不太丰富的LMC热芯，除了NO。目前的研究结果表明，热芯的化学成分并不总是简单地与金属丰度的比例。
2020-01-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The predicted luminous satellite populations around SMC and LMC-mass galaxies - A missing satellite problem around the LMC?
最近在小麦哲伦云和大麦哲伦云（SMC和LMC）方向上发现了许多矮卫星星系，这引发了人们对它们起源的疑问，以及它们可以揭示星系演化理论。在这里，我们预测的麦哲伦云质量的宿主星系的卫星恒星质量函数的丰度匹配和再电离模型应用到\textit{Caterpillar}模拟。特别是集中在$50$ ~kpc的大麦哲伦星系的体积，我们预测平均4-8颗卫星与恒星质量的$M_* > 10^4\, \mathrm{M_\odot}$，3-4颗卫星与$80 < M_* \leq 3000\, \mathrm{M_\odot}$。令人惊讶的是，所有$12$目前已知的卫星候选者都有$80 < M_* \leq 3000\, \mathrm{M_\odot}$的恒星质量。解决大型卫星的缺乏和小型卫星的大量存在是一项挑战，可能需要对\mstarmhalo关系进行重大修改（陡峭，但在$10^3\, \mathrm{M_\odot}$处突然变平），对本星系群进行后期再电离（首选$z_{\rm{reion}} \lesssim 9$）和/或强潮汐剥离。我们可以更有力地预测，$\sim 53\%$的卫星在这个体积内与LMC和SMC吸积在一起，$\sim 47\%$是唯一的银河系卫星。观测孤立的大麦哲伦星系大小的场星系的卫星对于将大麦哲伦星系置于背景中以及更好地约束\mstarmhalo关系是至关重要的。在$8$ Mpc…
2017-09-04 astro-ph.GA
α-element enhancements in the Magellanic Interstellar Medium: evidence for recent star formation
本文通过分析大、小麦哲伦云中性星际介质中多种离子的柱密度，发现普遍存在α元素增强和Mn低丰度，表明约1 Gyr内的恒星形成爆发通过核坍缩超新星富集了星际介质，并测定了与热星基本一致的中性气体金属丰度。
2024-01-15 astro-ph.GA
METAL: The Metal Evolution, Transport, and Abundance in the Large Magellanic Cloud Hubble program. IV. Calibration of Dust Depletions vs Abundance Ratios in the Milky Way and Magellanic Clouds and Application to Damped Lyman-alpha Systems
通过阻尼Ly- $α$体系（DLAs）的静止框架紫外光谱，可以追踪宇宙中金属含量的演化。DLAs中的气相丰度必须根据尘埃贫化效应进行校正，这可以通过校准丰度比（如[Zn/Fe]）和贫化（气体中金属的分数，而不是尘埃）之间的关系来实现。利用银河系（MW），LMC和SMC中的气相丰度和贫化样品，我们证明了[Zn/Fe]和其他丰度比之间的关系在这些本地星系和DLAs之间没有显着变化，表明[Zn/Fe]应该跟踪这些系统中重元素的贫化。在年轻的大质量恒星，总（气体+尘埃）中性气体的金属丰度代理，在MW LMC和SMC的光球丰度的可用性，使我们能够校准[Zn/Fe]和这些附近的星系之间的关系耗尽。我们将损耗的局部校准应用于DLA系统。我们发现，灰尘中的金属，灰尘与气体的比例，总丰度的分数是2-5倍低于从以前的消耗校准MW测量和不同的形式主义的基础上推断。然而，尘埃丰度与金属丰度的趋势仍然只有轻微的次线性的所有现有的耗尽校准，相反的是推断从FIR，21厘米，CO排放在附近的星系和预测的化学演化模型。需要对远红外区尘埃不透明度和金属丰度低于20%太阳能时的消耗进行观测约束，以解决这种紧张关系。
2022-06-08 astro-ph.GA
A homogeneous comparison between the chemical composition of the Large Magellanic Cloud and the Sagittarius dwarf galaxy
最近的两个银河系卫星，即大麦云（LMC）和人马座（Sgr）矮星系的化学成分相似，已经在文献中提出，这表明两个星系之间有相似的化学富集历史。然而，这一主张依赖于不同的丰度分析，这可能会引入各种系统，妨碍不同数据集之间的公平比较。为了绕过这个问题（并突出其丰度模式之间的真实相似性和差异），我们提出了一个均匀的化学分析的30个巨星在LMC，14个巨星在Sgr和14个巨人在银河系，基于高分辨率光谱与摄谱仪UVES-FLAMES。在所考虑的金属丰度范围内（[Fe/H]>-1.1 dex），LMC和Sgr星几乎所有元素的丰度比都非常相似，只有重s过程元素Ba、La和Nd存在差异，这表明渐近巨星分支星的贡献不同。另一方面，这两个星系的化学模式与银河系恒星中测量的化学模式明显不同，特别是对于大质量恒星产生的元素。这一发现表明，相对于银河系，大质量恒星对这些星系的化学富集贡献较小。推导出的丰度支持LMC和Sgr类似的化学富集历史。
2021-02-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of radioactive elements in the LMC: predictions for future gamma-ray surveys
本文使用新的化学演化模型预测LMC中26Al和60Fe的质量与伽马射线通量，发现其恒星形成初期平缓且近期爆发，并指出这些预测对2027年发射的COSI-SMEX任务具有参考价值。
2023-05-08 astro-ph.GA
Diversity of Type Ia Supernovae Imprinted in Chemical Abundances
Ia型超新星爆发的时间延迟阻碍了它们的核合成对恒星丰度的影响。然而，一些偶然的情况下诞生的恒星避免了大质量恒星对其化学成分的富集，从而表现出类似SN Ia的元素特征，包括非常低的[Mg/Fe]（~-1）。我们强调的元素特征的Fe族元素的两个低Mg/Fe对象在附近的星系中检测到的，并提出了存在的一类SNe Ia产生低丰度比的[Cr，Mn，Ni/Fe]。我们的新的化学演化模型表明，我们提出的类超新星Ia（慢超新星Ia）是与爆炸的恒星诞生后，在很长的时间尺度上，并给出了一个显着的影响化学富集在大麦云（LMC）。另一方面，在银河系中，这种效应是看不见的，因为Ia型超新星的主要类别迅速爆炸（即Ia型超新星）并喷射出大量的铁族元素。这很好地解释了两个星系之间不同的[Cr，Mn，Ni/Fe]特征，以及在LMC恒星中看到的令人困惑的特征，表现出非常低的Ca，但正常的Mg丰度。此外，通过对0.8+0.6太阳质量的白矮星合并产生的Ia型超新星的详细核合成计算，给出了Ia型超新星的相应通道。
2012-10-29 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
Disentangling the Morphology of Palomar~5: Effects of the Bar, Spiral Arms, LMC, and Halo Flattening
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（中国空间站科学中心粤港澳大湾区分中心）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；University of Surrey（萨里大学）
研究 Pal~5 球状星团及其潮汐尾在银河系势场中的演化，用碰撞直接 \(N\) 体模拟，考虑多种因素，发现不同因素对其形态有不同影响，现有模型无法完全匹配观测，未来可结合多种方法研究差异。
2026-07-21 astro-ph.GA
The impact of the Galactic bar and the Large Magellanic Cloud on hypervelocity star trajectories
本研究评估银河系棒与大麦哲伦云对超高速星轨迹的影响，通过模拟发现忽略二者会导致轨迹偏移与势拟合失效，强调利用超高速星建模银道系引力势时需纳入这两个因素。
2025-03-21 astro-ph.GA
Spectral Line Survey toward Molecular Clouds in the Large Magellanic Cloud
用22米Mopra望远镜对大麦云（LMC）中的7个分子云进行了3毫米波段的谱线巡天观测，以揭示低金属丰度条件下的化学组成。除了CO和13 CO的谱线外，还检测到基本物种如CS、SO、CCH、HCN、HCO+和HNC的谱线，而在任何源中均未检测到CH 3OH，在两个源中仅少量检测到N2 H+。无论恒星形成活动如何，7个源的分子云尺度（10 pc尺度）化学成分都是相似的，因此，它代表了不受恒星形成活动影响的大麦哲伦星云的化学成分特征。与银河系源的化学组成相比，其特征是（1）缺乏含N分子，（2）丰富的CCH，（3）缺乏CH 3OH。特征（1）是由于LMC中氮元素丰度较低，而特征（2）和（3）似乎起源于扩展的光解区域和云外围较温暖的温度，这是由于在低金属含量条件下尘埃颗粒丰度较低。尽管七个来源之间的化学丰度的一般相似性，CS/HCO+和SO/HCO+的比例被发现在静止的分子云略高。这种趋势的起源进行了讨论，在有关可能耗尽的硫沿分子云的形成。
2015-12-08 astro-ph.GA
SMASHing the LMC: A Tidally-induced Warp in the Outer LMC and a Large-scale Reddening Map
我们提出了一个研究的三维（3D）结构的大麦云（LMC）使用~ 220万红团（RC）恒星从调查的麦哲伦恒星的历史。为了校正视线尘埃消光，本征RC颜色和幅度及其径向依赖性仔细测量通过使用内部几乎无尘区域。然后，这些被用来构建一个精确的2D红化地图（165平方度，约10弧分分辨率）的LMC磁盘和3D空间分布的RC星。将倾斜盘模型拟合到2D距离图，得到最佳拟合倾斜角i = 25.86（+0.73，-1.39）度，随机误差为+/-0.19度，以及节点线位置角θ = 149.23（+6.43，-8.35）度，随机误差为+/-0.49度。这些角度随星系半径而变化，表明大麦哲伦星云盘可能由于与小麦哲伦星云（SMC）的重复潮汐相互作用而翘曲和扭曲。这是第一次，我们的数据揭示了一个显着的翘曲在西南部的外盘开始在rho ~ 7度，从定义的LMC平面到4千秒差距的SMC，这表明它起源于一个强相互作用与SMC。此外，包含偏心棒的内盘似乎相对于LMC盘的其余部分倾斜了5-15度。这些关于外部翘曲和倾斜杆的发现与Besla等人对最近与SMC直接碰撞的模拟预测一致。
2018-12-20 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
Equilibrium dynamical models in the inner region of the Large Magellanic Cloud based on Gaia DR3 kinematics
本文用 Gaia DR3 结合 Jeans 与含三轴棒的 Schwarzschild 模型分析 LMC 运动学，测定盘结构、棒形状及图样速度，并给出 6.2 kpc 内质量分布。
2024-10-07 astro-ph.GA
Globular Cluster Abundances from High-Resolution, Integrated-Light Spectroscopy. IV. The Large Magellanic Cloud: $α$, Fe-peak, Light, and Heavy Elements
本文详细介绍了大麦云（LMC）中8个星团的化学丰度。我们测量了年龄在0.05至12 Gyr范围内的22种元素的丰度，为LMC的化学富集和恒星形成历史提供了全面的图像。这些丰度是用一种新的方法从星团的高分辨率（$R\sim$ 25，000）积分光谱的单个吸收线中获得的。该方法在本系列的第一、二和三篇论文中得到了发展和介绍。在本文中，我们开发了一个额外的集成光$χ^2$最小化光谱合成技术，以方便测量弱（$\sim$ 15毫微微）光谱线和丰度低信噪比数据（S/N $\sim$ 30）。此外，我们补充了详细的丰度，我们在我们的样本中测量的最年轻的集群（年龄$<$ 2 Gyr）的个别恒星的综合光丰度测量。在积分光丰度和恒星丰度中，我们发现[ $α$ /Fe]随[Fe/H]和年龄的演化。铁峰丰度比与银河系中的相似，除了[Cu/Fe]和[Mn/Fe]，它们在高金属丰度时位于太阳下。Ba、La、Nd、Sm和Eu等重元素在最年轻的团簇中明显增强。此外，重，轻的s-过程的比率是升高相对于银河系（[Ba/Y] $>+0.5$），并随着年龄的减少而增加，表明低金属AGB恒星喷出物的星际介质的整个LMC的后期历史的强大贡献。我们还发现了一个相关的综合轻钠和铝丰度与集群质量，在这个意义上说，更大的质量，更老的集群富集轻元素钠和铝相对于铁，这意味着这些集群港口恒星到恒星的丰度变化是常见的银河系。
2011-11-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Effects of Dark Matter and Baryonic Physics on the Milky Way Subhalo Population in the Presence of the Large Magellanic Cloud
鉴于最近的事态发展，我们了解的大麦云云（LMC）对银河系（MW）的暗物质subhalo人口的影响，我们比较了暗物质和重子物理学的签名在MW系统中的subhalo与现实的LMC类似物。特别是，我们研究了自相互作用的暗物质（SIDM），温暖的暗物质（WDM），和银河系盘上的峰值最大圆速度（$V_{\mathrm{peak}}$）功能，径向分布和空间分布的MW和LMC相关的subhalos使用宇宙学暗物质-只有放大模拟MW+LMC系统。对于一个固定丰度的subhalos预计主机矮星系（$V_{\mathrm{peak}}\gtrsim 20\ \mathrm{km\ s}^{-1}$），SIDM和WDM可以产生类似的质量依赖抑制subhalo $V_{\mathrm{peak}}$功能，而磁盘中断是质量无关的。在MW的内部区域的Subhalos优先中断的自相互作用和磁盘，而在WDM的抑制是径向独立的。与LMC相关的subhalos的相对丰度没有强烈的磁盘中断或WDM的影响，但显着抑制在SIDM由于与LMC在早期的自我相互作用，并与MW在LMC下沉在晚些时候，擦除空间各向异性的MW subhalo人口。这些结果提供了途径来区分暗物质和重子物理相结合的MW和LMC subhalo人口即将到来的卫星星系和恒星流的观测探测的属性。
2021-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The homogeneity of chemical abundances in H II regions of the Magellanic Clouds
我们使用甚大望远镜紫外-可见中阶梯摄谱仪获得的极深光谱，推导出大麦云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）的4个H II区域的物理条件和化学丰度。观测覆盖光谱范围3100-10400 \A，光谱分辨率为$Δλ\geλ/11600$，我们测量了每个物体的95-225条发射线。我们推导出离子和总丰度的O，N，S，Ne，Ar，Cl和Fe使用碰撞激发线。我们发现LMC中的$12+\log(\mbox{O/H})=8.37$和SMC中的$8.01$的平均值，标准偏差分别为$σ=0.03$和0.02 dex。两个星云中的S/O、Ne/O、Ar/O和Cl/O丰度比非常相似，$σ=0.02$为-0.03~dex，表明化学元素在两个星系的星际介质中混合良好。LMC在N/O中比SMC增加了$\sim0.20$ ~dex，而在N/O中的分散度，$σ=0.05$ ~dex在每个云中的分散度，都大于其它元素的分散度。如果使用这些天体以前的光谱进行分析，则对于所有丰度比，导出的标准偏差将大得多，对于N/O高达0.20 dex。最后，我们在两种云中都发现了大范围的铁耗尽，在大多数物体中，超过90%的铁原子沉积在尘埃颗粒上。
2022-10-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Observations of Molecular Complexity in the Large Magellanic Cloud: The N105 Star-Forming Region
大麦云云是最近的实验室，可以详细研究复杂有机分子（COM）的形成和生存，包括在低金属环境中的生物学重要分子，这是早期宇宙学时代的典型情况。本文报道了用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波阵列（ALMA）对N105恒星形成区三个场进行1.2 mm连续谱和分子谱线观测的结果。N105位于大麦哲伦星云的西边缘，它的恒星形成过程由H $_2$ O、OH和CH $_3$ OH脉泽、超致密H II区和年轻恒星天体跟踪。基于谱线建模，我们估计旋转温度，柱密度，和分数分子丰度为12个1.2毫米连续源。我们确定了一系列化学成分的来源，包括两个真正的热核心和四个热核心候选者。CH $_3$ OH的发射是广泛的，并与所有的连续源。COM CH $_3$ CN和CH $_3$ OCH $_3$在N105的两个热核中被检测到，以及通常在银河系热核中发现的较小分子（例如，SO $_2$、SO和HNCO），分子丰度大致与金属丰度成比例。我们报告的天体生物学相关的甲酰胺分子（NH $_2$ CHO）对一个热的核心，如果得到证实，这将是第一次检测NH $_2$ CHO在河外亚太阳金属丰度环境。我们认为，金属丰度的不均匀性造成的LMC和小麦哲伦云（SMC）之间的潮汐相互作用可能导致观察到的大的变化COM丰度在LMC热芯。
2022-01-24 astro-ph.GA
Spectroscopic observations of ices around embedded young stellar objects in the Large Magellanic Cloud with AKARI
本研究的目的是了解贫金属大麦云云（LMC）中嵌入的年轻恒星（YSO）周围冰的化学条件。我们使用AKARI上的红外相机（IRC）对LMC中的12个大规模嵌入式YSO及其候选者进行了近红外（2.5 - 5微米）光谱观测。我们根据3.05、4.27和4.67微米的吸收特征估算了H2O、CO2和CO冰的柱密度，并研究了冰丰度与YSO物理性质之间的相关性，在光谱中检测到了H2O、CO2、13CO2、CO、CH3OH和可能的XCN的冰吸收特征。此外，氢复合线和PAH发射带被检测到对大多数的目标。我们的样本中推导出的典型CO2/H2O冰比（~0.36 +-0.09）大于银河系大质量YSO（~0.17 +-0.03），而CO/H2O冰比是可比的。结果表明，CO2冰丰度与观测到的YSO特征、氢复合线强度和总光度无关。同样，没有明显的相关性之间看到的CO冰丰度和YSO的特征，但它表明，发光样品的CO冰丰度显着低于其他samples.The系统的差异，在大麦哲伦星云的大规模YSO周围的CO2冰丰度，这是由以前的研究建议，证实了新的近红外数据。我们认为，强紫外辐射场和/或在LMC的高尘埃温度是负责所观察到的高丰度的CO2冰。这表明恒星内部辐射在大质量YSO周围CO2冰的演化中并不起重要作用，而更易挥发的分子如CO则容易受到恒星辐射的影响。
2010-04-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Enrichment by Extragalactic First Stars in the Large Magellanic Cloud
本研究利用新技术分析了LMC中10颗低金属丰度恒星的元素丰度，发现其最贫金属恒星可能由单颗河外第一代恒星超新星增丰且缺碳，证实了河外早期LMC与早期银河系经历了不同的环境依赖性元素增丰过程。
2024-03-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Chemo-Dynamical Tagging in the Outskirts: The Origins of Stellar Substructures in the Magellanic Clouds
本研究利用 APOGEE-2S 的多元素化学丰度与三维运动学信息，追溯麦哲伦云外围恒星子结构起源，揭示北部子结构多来自 LMC，南部则呈现 LMC/SMC 混合及近距离相互作用证据。
2023-08-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
The Properties of the Large Magellanic Cloud Based on OGLE III Photometry of RR Lyrae Stars
我们目前的研究结果的ab-型RR天琴座变量在大麦云云使用广泛的数据集从第三阶段的光学引力透镜实验（OGLE）。根据天琴座RR的光变曲线的周期和振幅确定的金属丰度，揭示了一个统计上显著的径向丰度梯度，大约是银河系和M33圆盘中所见的一半。RR型天琴座丰度梯度与古老且贫金属的大麦哲伦球状星团一致。OGLE RR天琴座的红度是使用它们的最小浅色计算的，平均值为E（V-I）= 0.12 +/- 0.05，其中引用的不确定度代表平均值的标准差。根据最近的毫米波调查，在LMC表面的RR Lyeconflections的分布与CO云的分布和发射强度有很好的相关性。此外，我们发现，老LMC球状星团往往位于低消光的地区。这强调了需要调查更高的消光区，具体目标是增加老LMC球状星团的样本。最后，我们研究的距离分布的RR天琴座，以探测LMC的结构和调查的可能性，一些RR天琴座可能居住在一个运动学热晕人口。除了计算出LMC的平均距离（m-M）o = 18.55 +/- 0.10等，我们还得出结论，在我们的样本中，部分RR天琴座可能是LMC晕的成员。
2013-02-12 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
The Most Metal-poor Stars in the Magellanic Clouds are $r$-process Enhanced
星系中贫金属恒星星族的化学丰度可以用来研究其形成和化学演化的早期阶段。麦哲伦云是银河系中最大的卫星星系，被认为是在孤立中进化的，直到最近被银河系吸积。不像银河系中质量较小的卫星，人们对麦哲伦星云中贫金属的恒星知之甚少。我们使用Schlaufman & Casey（2014）的中红外贫金属恒星选择和档案数据，以高分辨率麦哲伦/MIKE光谱学为目标，瞄准9个LMC和4个SMC巨星。这9颗含有$-2.4\lesssim[\text{Fe/H}]\lesssim-1.5$的LMC巨星和4颗含有$-2.6\lesssim[\text{Fe/H}]\lesssim-2.0$的SMC巨星是麦哲伦星云中金属最贫乏的恒星，但它们的丰度都经过了全面的分析。虽然我们发现，在恒定的金属丰度，这些恒星是类似于银河系恒星的$α$，光，铁峰元素丰度，无论是LMC和SMC增强相对于银河系的$r$过程元素铕。这些丰度偏移非常显著，相当于大麦哲伦星云的$3.9σ$、小麦哲伦星云的$2.7σ$和麦哲伦星云完整样本的$5.0σ$。我们提出，麦哲伦云的贫金属恒星星族的$r$过程增强是麦哲伦云的孤立化学演化和宇宙网的长期吸积历史与$r$过程核合成相结合的结果，其时间尺度长于核心坍缩超新星时间尺度，但短于或相当于热核（即，Ia型）超新星时间尺度。
2021-08-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tagging the Chemical Evolution History of the Large Magellanic Cloud Disk
我们使用欧洲南方天文台甚大望远镜的多光纤FLAMES获得的高分辨率光谱，推导出大麦云（LMC）盘中89颗恒星的Fe，O，Mg和Si的运动学性质和化学丰度。导出的金属丰度和[α/Fe]，获得的O，Mg和Si丰度的平均值，使我们能够绘制一个初步的计划发生在该地区的LMC的恒星形成历史。导出的金属丰度分布显示了两个主要组成部分：一个组成部分（占样品的约84%）在[Fe/H] = -0.48 dex处达到峰值，并且它显示出稍微低于太阳的[alpha/Fe]比率（[alpha/Fe] ~ -0.1 dex）。这一星群可能是由3-4 Gyr前发生的主要恒星形成事件（可能是由小麦哲伦星云的潮汐捕获引发的）引起的。另一组分（占样品的~ 16%）在[Fe/H] ~ -1 dex处达到峰值，并且其显示[α/Fe] ~ 0.2 dex。这个人口可能是在第一次发作和最近的爆发之间的恒星形成的长期静止时期产生的。事实上，在我们的样本中，我们没有发现化学性质类似于旧的大麦哲伦球状星团的恒星，也没有发现最近在大麦哲伦球状星团NGC 1718中发现的富铁和贫α星，并预测它们也在大麦哲伦磁场中，因此表明这两种成分在大麦哲伦星盘中的数量都很小（< 1%）。
2012-11-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Two Micron All-Sky Survey View of the Sagittarius Dwarf Galaxy: VI. s-Process and Titanium Abundance Variations Along the Sagittarius Stream
我们提出了高分辨率光谱测量的钛（Ti），钇（Y）和镧（La）的丰度的M巨星候选人的人马座（Sgr）矮球状体（dSph）+潮汐尾系统的位置和径向速度的基础上预选。这些恒星中的大多数与名义上的银河系（MW）恒星相比显示出特殊的丰度模式。Sgr流和Sgr核的[Ti/Fe]、[Y/Fe]、[La/Fe]和[La/Y]与[Fe/H]的总体分布与大麦云（LMC）和其它dSphs的分布相似，只是[Fe/H]比LMC和其它dSphs分别偏移了~+0.4和~+1 dex;这些相对位移反映了与其它卫星相比，Sgr的化学演化更快和/或更有效，并表明Sgr具有比其它dSphs更像LMC的富集历史。通过跟踪沿着Sgr流的丰度模式的演变，我们可以跟踪由Sgr捐赠给MW晕的dSph星的化学组成的时间变化。这一演化表明，虽然目前在Sgr dSph中的大部分恒星与MW晕的恒星非常不同，但沿着Sgr流更远的恒星数量越来越多，具有类似MW晕星的丰度，这一趋势清楚地表明了MW晕可能是由现代卫星星系贡献的，即使这些卫星的化学成分现在与典型的晕场星不同。最后，我们分析了一组移动的M巨星之间的Sgr主导臂恒星在北银河帽的化学丰度，但有径向速度不同的下落Sgr主导臂碎片有。通过使用“化学指纹”，我们得出结论，这些北半球的M巨星也是Sgr星，可能是拖曳臂碎片重叠在北方的主导臂上。
2009-11-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
NGC1856: Using machine learning techniques to uncover detailed stellar abundances from MUSE data
首次将数据驱动机器学习应用于MUSE数据，推导出NGC 1856星团327颗成员星的[Fe/H]等多种恒星丰度，并首次得出该星团的[Si/Fe]和[C/Fe]丰度。
2024-04-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Red Supergiants as Cosmic Abundance Probes: The Magellanic Clouds
红超巨星（RSG）是温度低（~ 4000 K）、亮度高（L - 10^5 Lsun）的恒星，是恒星形成星系中最明亮的近红外（NIR）源。这使得它们成为探测宿主星系性质的强大探测器，例如运动学和化学丰度。我们发展了一种技术，可以从大约1μm的窄光谱窗口中提取RSG的金属丰度，只有中等分辨率的数据。因此，该方法非常有效，可以研究距离很远的恒星，因此具有巨大的河外丰度工作潜力。在这里，我们提出了一个丰富的研究的大麦哲伦云和小麦哲伦云（分别为LMC和SMC）使用的样本，在每个9-10 RSG。我们发现两个星系的平均丰度[Z]LMC = -0.37 +/- 0.14和[Z]SMC = -0.53 +/- 0.16（相对于太阳金属丰度Zsun=0.012）。这些值与其他对这些星系中年轻恒星的研究一致，尽管我们对SMC的结果可能看起来很高，但它与最近对低于太阳0.5-0.8dex的热恒星的研究一致。我们的最佳拟合温度与光学-红外光谱能量分布的拟合温度总体上是一致的，考虑到所研究的窄光谱范围，这是显着的。结合我们最近对银河系星系团Per OB 1中RSG的研究，这些结果表明，这种技术在一系列金属丰度上表现良好，为即将进行的本星系群以外更遥远星系的研究铺平了道路。
2015-04-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star Clusters in the Magellanic Clouds-1: Parameterisation and Classification of 1072 Clusters in the LMC
利用光学引力透镜实验（OGLE）III观测数据，对大麦云星云（LMC）中1072个星团的年龄和红化进行了半自动定量估算。这项研究产生了308个新参数化的集群。这是第一次，LMC星团根据丰度/质量分为非常贫穷、贫穷、中等和富裕的星团，类似于银河系中疏散星团的分类方案。一个主要的团簇形成插曲被发现发生在125 +- 25万年前的内部LMC。大麦哲伦星系的棒状区域在60 - 2.5亿年的年龄范围内表现突出，并且发现具有相对较高的贫穷和中等集群浓度。发现沙坝的东西两端最初形成团簇，随后向中部传播。我们使用基于不同群体中团簇形成的传播（在空间和时间上）的电影，证明簇团的分布作为质量的函数存在显着差异。证明了在团簇形成历史中包括低质量团簇的重要性。该目录的参数，分类，和清洁和等时线拟合CMD的1072个集群，这是可作为在线材料，可以进一步用于了解集群的层次结构形成在选定的区域的大麦哲伦星云。
2016-08-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
