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
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
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
Population I Cepheids and star formation history of the Large Magellanic Cloud
本文利用OGLE III星表资料研究了造父变星在大麦云云（LMC）中的年龄分布。为了确定Pop I造父变星的年龄，我们使用在LMC星团中发现的造父变星导出了周期-年龄（PA）关系。我们发现周期分布中的两个峰值分别位于logP =0.49+/-0.01和logP =0.28+/-0.01天，分别对应于基波和第一泛音脉动模式。造父变星的年龄被用来理解过去3 - 6亿年LMC中的恒星形成情景。发现LMC造父变星的年龄分布在log（Age）=8.2+/-0.1处有一个峰值。这表明，主要的恒星形成事件发生在大约1.25 -200亿年前，可能是由SMC和LMC之间的近距离相遇引发的。造父变星在整个大麦哲伦海中呈不对称分布，其中许多变星沿沙洲呈团块状分布。造父变星的频率分布表明，大部分的团块位于LMC光学中心的东侧。
2013-11-08 astro-ph.GA
Threading the Magellanic Needle: Hypervelocity Stars Trace the Past Location of the LMC
Center for Astrophysics | Harvard \& Smithsonian, 60 Garden Street, Cambridge, MA 02138, USA
通过三个高速星团作为动态示踪器，研究 LMC 的过去轨道。利用动态摩擦和质量分布模型，获得 LMC 的轨道约束，发现两种已发表轨道模型与新约束一致，并确定高速星团的当前喷射位置。
2026-04-06 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 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
On a possible origin for the lack of old star clusters in the Small Magellanic Cloud
我们模拟了小麦哲伦云和大麦云云及其相应的星团种群之间的动力学相互作用。我们的目标是探索小麦哲伦云（SMC）中缺乏老星系团（$\gtrsim 7$ Gyr）是否是大麦云（LMC）捕获星系团的结果，以及它们由于两个星系之间的潮汐相互作用而被抛出的结果。为了这个目的，我们进行了一套数值模拟探测范围广泛的参数的轨道SMC的LMC。我们发现，对于轨道偏心率$e \geq 0.4$，大约15%的SMC集群被捕获的LMC。此外，它的另外20%至50%的星团被喷射到星系际介质中。一般来说，SMC丢失的集群是绑定不太紧密的集群群体。最终的LMC集群分布显示了最初属于LMC的集群和从SMC捕获的集群之间的空间隔离。最初属于SMC的集群更有可能在LMC的郊区发现。在这种情况下，它是可能的解释之间的差异观察到的恒星领域和集群SMC的年龄$\gtrsim 7$陀螺仪的金属丰度关系。
2013-07-23 astro-ph.GA
Magellanic satellites in $Λ$CDM cosmological hydrodynamical simulations of the Local Group
我们使用APOSTLE $Λ$ CDM宇宙学流体动力学模拟的本地集团研究最近吸积到银河系（MW）大小的星系晕的大质量卫星。这些系统被选择为与MW中最大的卫星大麦云（LMC）非常相似。模拟使我们能够解决，在宇宙学的背景下，对MW的云的影响，包括麦哲伦卫星的MW卫星人口的贡献，并放置在银河系的潜在的LMC的运动的约束。我们发现，LMC样的卫星是两次更常见的地方集团附近的小学比周围孤立的晕类似的质量，这些卫星来自大转弯半径，并在高度偏心的轨道上，其速度在第一近心点与小学的逃逸速度相媲美。这意味着$V_{\rm esc}^{\rm MW} (50 $ kpc $)\sim 365$ km/s，这是对银河系势模型的一个强约束。LMC类似物与$M_*>10^5\, M_\odot$贡献约2个卫星，因此对其宿主的发光卫星群仅具有轻微影响。在第一近心点，LMC相关卫星在位置和速度上接近LMC，并且沿着LMC的轨道平面分布。它们的轨道角动量大致与大麦哲伦星系的一致，但有趣的是，在某些情况下，它们可能会出现“反向旋转”的MW。这些标准完善了早期对MW卫星LMC关联的估计：只有SMC，Hydrus 1，Car 3，Hor 1，Tuc 4，Ret 2和Phoenix 2符合所有标准。船底座，Grus 2，Hor 2和天炉座由于它们大的LMC相对速度，是不太可能的伙伴。
2021-04-13 astro-ph.GA
In-Situ Star Formation in the Outskirts of the Large Magellanic Cloud: Gaia DR2 Confirmation
我们探索了六颗年轻的主序星的盖亚DR2自行，它们是Moni Bidin等人（2017）报道的大麦云（LMC）的成员。这些恒星位于圆盘的外围，距离LMC中心7到13度之间，那里有非常低的H I含量。盖亚DR2的自行证实，有四颗恒星是在本地原位形成的，而两颗恒星则是通过动力学相互作用从大麦哲伦星云内部更富含气体的区域被驱逐出来的。这一发现确定了最近的恒星形成发生在大麦哲伦星系的外围，到目前为止，那里只知道古老的恒星群。
2018-07-06 astro-ph.GA
O~{\small VI} absorption in the Milky Way along the Large Magellanic Cloud lines of sight
我们利用对大麦云云（LMC）的\textit{Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE)}观测，确定了银河系（MW）6个LMC视线方向O { \small VI}柱的密度。发现MW中O { \small VI}的平均柱密度为log N（O { \small VI}）=14.257 $_{-0.084}^{+0.096}$。结果证实了MW中O { \small VI}吸收的斑块性，并且柱密度高于LMC或与LMC相当。
2013-07-26 astro-ph.GA
Equilibrium dynamical models for the Large Magellanic Cloud
本文基于Jeans方程构建轴对称动力学模型，利用Gaia DR3数据研究大麦哲伦云内部动力学，成功筛选成员星并描述恒星盘运动，但未能拟合中心棒状结构，计划下一步采用三轴Schwarzschild方法。
2023-05-18 astro-ph.GA
Clues to the "Magellanic Galaxy" from Cosmological Simulations
我们使用宝瓶座计划的宇宙学模拟来研究大麦云云（LMC）的轨道历史及其与银河系（MW）其他卫星的潜在关联。我们寻找动力学类似物的LMC，并找到一个subhalo，匹配的LMC的位置和速度在其最近的两个近心通道。这表明，只要银河系的维里质量为M_200 ~ 1.8e12M_sun，LMC不一定是第一次接近MW。模拟结果产生的位置和速度的系统与LMC之前的具体预测。如果第一次接近，大多数应该靠近LMC，因为银河系的潮汐场还没有足够的时间驱散它们。如果采用第二种方法，潜在合作伙伴的名单将大幅增加。有趣的是，我们的分析排除了天龙座和小熊座的大麦哲伦星系关联，这两个矮椭球体是林登-贝尔和林登-贝尔建议形成“麦哲伦幽灵流”的一部分。我们的结果还表明，轨道角动量的方向是一个强大的测试LMC协会。然而，这种测试需要精确的自行，这是大多数MW卫星无法实现的。在已公布自行的4颗卫星中，只有小麦哲伦云与大麦哲伦云有明显的联系。从表面上看，船底座、天炉座和玉夫座的自行排除了它们作为潜在联系的可能性，但当有更好的数据时，应该重新审视这一结论。缺乏与云明显相关的卫星可能会通过针对其周围环境的宽视场成像调查来解决，这一地区可能会被证明是寻找微弱的、以前未被注意到的MW卫星的肥沃狩猎场。
2011-09-01 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
Young stars in the periphery of the Large Magellanic Cloud
尽管它们非常接近，但两个麦哲伦星云、银河系以及由此产生的潮汐特征之间的复杂相互作用仍然知之甚少。最近的研究表明，大麦云云（LMC）在其外围有一个非常扩展的盘，受到显著的扰动。我们在大麦哲伦星系的远郊寻找最近的恒星形成，距离其中心约30度。我们收集了大麦哲伦星系外围31颗年轻恒星候选者的中分辨率光谱，并测量了它们的径向速度、恒星参数、距离和年龄。我们的测量确认成员的LMC的六个目标，径向速度和距离值匹配以及云。这些天体都是年轻的（1000 - 5000万年），主序星，从母星系中心投影7到13度。我们比较了我们的恒星的速度与盘模型，发现我们的恒星有低到中等的速度差异与盘模型的预测，表明它们是在原地形成的。我们的研究表明，最近的恒星形成发生在大麦哲伦星系的外围，到目前为止，那里只知道古老的物体。这些新形成的恒星的空间结构呈环状，半径为12 kpc，距离大麦哲伦星系中心的位移为2.6 kpc。这个结构，如果是真的，将暗示着小麦哲伦星云和大麦哲伦星云盘之间的偏心碰撞引发的恒星形成事件。
2016-12-09 astro-ph.GA
A genuine Large Magellanic Cloud age gap star cluster
我们确认了第二个大麦云（LMC）星团KMHK 1592的存在，其年龄落在所谓的LMC星团年龄差距的中间，很长一段时间（~ 4 - 11 Gyr），除了ESO 121-SC 03之外，没有星团被发现。KMHK 1592的年龄（8.0 ± 0.5 Gyr）和金属丰度（[Fe/H]=-1.0 ± 0.2 dex）是通过理论等时线与星团内禀色-星等图序列的拟合得到的，而星团内禀色-星等图序列是通过一个稳健的逐星隶属概率程序揭示的。由于星团的亮度相对较低，因此使用了深GEMINI GMOS图像。我们讨论了三种瞥见的场景的利弊，这些场景可以解释大麦哲伦云外围两个大麦哲伦云年龄间隙星团的存在，即：原位恒星团簇形成、从小麦哲伦云捕获或吸积小矮星系。
2022-01-24 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
A hypervelocity star with a Magellanic origin
利用盖亚DR2的自行测量，我们探测了银河系周围26颗先前已知的超高速恒星（HVS）的起源。我们发现这些恒星中有很大一部分有很高的概率起源于银河系中心附近，但有一个明显的异常值。HVS3极有可能几乎来自大麦云（LMC）的中心。在它最近的接近过程中，$21.1^{+6.1}_{-4.6}$ Myr ago，它相对于LMC的相对速度为$870^{+69}_{-66}$ kms $^{-1}$。这种巨大的反冲速度只符合希尔斯机制，需要在大麦哲伦星系中心有一个巨大的黑洞。这提供了强有力的直接证据，证明LMC本身就拥有一个至少$4\times 10^3 -10^4 M_\odot$的大质量黑洞。
2018-04-26 astro-ph.GA
Properties of the Magellanic Corona
本研究通过高分辨率流体动力学模拟表征大麦哲伦云周围的麦哲伦冕，约束其落入银河系前的质量与温度，证实其稳定性并解释了麦哲伦尾流等观测特征，明确了其在相关结构演化中的关键作用。
2024-04-09 astro-ph.GA
The Clouds are breaking: tracing the Magellanic system with Gaia DR1 Mira variables
我们利用盖亚任务的第一次数据发布，以确定候选米拉变量在麦哲伦云的郊区。在盖亚任务的初始阶段，对源的重复观测被用来识别显示出变化迹象的恒星。这种变化信息，结合2 MASS和WISE的红外测光，使我们能够在LMC的外围选择一个干净的巨星样本。除了西北象限外，我们在各个方向上都发现了Miras围绕LMC的证据。我们的样本通常不遵循麦哲伦系统的气体分布; Miras明显不存在于LMC和SMC之间的气体桥中，但它们可能与Belokurov等人报道的恒星RR Lyuberian桥有关。Mackey等人（2016）在大麦哲伦星系北部发现的恒星流几乎完全被我们的Mira变量描绘出来，并且可能向银河平面进一步向东延伸。在这一人群中存在的中年人口主张LMC椎间盘起源。我们还发现了一个显着过量的Miras东部的LMC，这些更分散的恒星可能是剥离SMC星由于与LMC的相互作用。在远离云层的天空区域也发现了Miras;我们找到了可能与已知大质量子结构相关的恒星，并且还发现了与银河平面上方剥离的SMC碎片的潜在关联。
2017-01-27 astro-ph.GA
A likely runaway star cluster in the outer disc of the Large Magellanic Cloud
我们目前的结果，从光度和光谱数据获得的SOAR和双子座天文台的设施，在该领域的一个最近发现的星团。这个星团被投射到大麦云（LMC）外盘的东侧，最初被放置在LMC后面近10 kpc的位置，其年龄和金属丰度是最里面的LMC星团人口的典型特征。我们分配径向速度（RV）成员的恒星光谱观察，并推导出集群年龄和距离的理论等时线拟合集群的颜色-星等图。这个新的天体被证明是一个0.9 Gyr的大麦哲伦星系外围盘状星团，它可能是从它可能诞生的大麦哲伦星系最里面的区域散射后到达现在的位置的。我们通过检查类似年龄的LMC星团的空间分布，通过将推导出的光谱金属丰度与由外向内的星系形成情景的预期进行比较，通过考虑从其导出的结构参数推断出的星团内部动力学阶段，并通过估计在星团的解投影处与相应的星团径向速度一起旋转的圆盘的圆周速度，大麦哲伦星云的最大直径比大麦哲伦星云的最大直径大得多，比大麦哲伦星云的最大直径大得多。
2018-10-10 astro-ph.GA
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
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
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
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
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
Discovery of a loose star cluster in the Large Magellanic Cloud
我们目前的结果，最新的未编目的星团投影向东侧的大麦云（LMC）外盘。这个新的天体是在华盛顿CT 1深度图像上使用核密度估计器搜索麦哲伦云（MC）外围的松散星团时发现的。与通常预期的不同，该星团是一个年轻的天体（log（t /yr）= 8.45），有轻微的太阳下金属含量（Z = 0.013），总质量为650 Mo。它的核心，半质量和潮汐半径也在LMC星团的常见值之内。然而，这个新的星团位于小麦哲伦星云的距离，距离大麦哲伦星云中心11.3千秒差距。我们推测它可能是在最近的银河系/MCs相互作用中在LMC的内部产生并很快被驱逐到星系际空间。然而，需要径向速度和化学丰度的测量来进一步了解它的起源，以及广泛寻找松散的星团，以限制星系相互作用期间星团散射的有效性。
2016-03-22 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
Modeling the recent interactions between the Magellanic Clouds and Milky Way
Montana State University（蒙大拿州立大学）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（计算天体物理中心，富尔顿研究所）；University of Lancashire（兰开夏大学）；Queen’s University（女王大学）
通过N体模拟和遗传算法，研究了大麦哲伦云与银河系过去25亿年的相互作用，揭示了LMC盘扭曲和SMC潮汐扩展等观测特征。
2026-02-04 astro-ph.GA
The Mid-Infrared Colours of Galactic Bulge, Disk and Magellanic Planetary Nebulae
我们提出了中红外（MIR）测光367银河系盘，球和大麦云（LMC）行星状星云，确定使用GLIMPSE II和SAGE数据获得的斯皮策太空望远镜。这使我们能够比较球状星云和大麦哲伦星云的光度函数，以及所有三类源的和平号红外颜色。虽然大麦哲伦星云和球状星云的3.6微米光度函数可能非常相似，但大麦哲伦星云的[3.6]-[5.8]和[5.8]-[8-0]指数与它们的盘状星云和球状星云不同。这可能是由于LMC源内6.2微米PAH发射增强，和/或由于LMC PNe光谱与银河系对应物光谱之间的差异。我们还确定，帕克等人和米萨尔斯基等人（2008）的MASH星表中列出的演化程度较高的盘源与Acker等人（1992）星表中演化程度较低（表面亮度较高）的源具有相似的颜色;这一结果似乎与以前对这些源的研究不同。
2009-09-11 astro-ph.GA
Identification of Spitzer-IRS staring mode targets in the Magellanic Clouds
SAGE-LMC、SAGE-SMC和HERITAGE巡天利用斯皮策和赫歇尔太空望远镜绘制了麦哲伦云的红外线图。仅在LMC中就探测到并编目了850多万个点源。使用斯皮策星上的红外摄谱仪（IRS）对LMC中的1,000个位置和SMC中的约250个位置进行了凝视模式观测。从红外光谱，我们已经确定了光谱可用的来源的性质。这些IRS凝视模式的目标代表了这些矮星系的SED的重要贡献。在这里，我们报告我们的最新成果。
2011-12-01 astro-ph.GA
Sizing the star cluster population of the Large Magellanic Cloud
最近发现，在距离小于4度的大麦云（LMC）中，星团的数量几乎是已知系统大小的两倍。由于这一结果在我们对大麦哲伦团簇形成和溶解历史的了解中产生了前所未有的后果，我们仔细地重新审视了这样一个天体汇编，发现只有约35%的以前已知的编目星团被包括在内。其余的条目可能与大麦哲伦星云合成星场的恒星过密度有关，因为年龄大于log（t yr-1）~ 9.4的天体显著增加，这与大麦哲伦星云星团年龄差的存在形成对比，假设团簇形成速率与大麦哲伦星云星场相似也无助于调和如此大量的星团;其中近50%来自已知产生90%以上错误检测的聚类搜索程序。缺乏进一步的分析来确认这些超密度星团的物理现实也使这些结果变得暗淡。我们支持LMC主体集群人口的实际规模接近先前已知的。
2017-12-27 astro-ph.GA
Quantifying the impact of the Large Magellanic Cloud on the structure of the Milky Way's dark matter halo using Basis Function Expansions
整个银河系（MW）的不平衡的迹象突出了需要紧凑，灵活，非参数的描述相空间分布的星系。我们提出了一个新的表示目前的暗物质（DM）的分布和潜力来自银河系和大麦云（LMC）系统的N体模拟使用基函数展开（BFE）。我们采用的方法，以最大限度地提高物理信号的表示。结果，代表MW-LMC系统的$10^8$ DM粒子的模拟可以用354个系数来描述。我们发现，LMC诱导不对称扰动（奇数l，m）的MW的晕，这是没有很好地描述扁，长，或三轴晕。此外，在高阶偶模（1，m $\geq$ 2）的能量是类似的平均三轴晕中发现的宇宙学模拟。因此，必须考虑MW的光环对LMC的响应，以恢复其组装历史的印记。LMC导致外晕（$\geq$ 30 kpc）从盘质心（COM）偏移$\sim$ 15-25 kpc，在BFE和晕星的径向速度中表现为偶极子。这种偏移取决于大麦哲伦星云的质量、大麦哲伦星云晕的畸变和微波晕的响应。在30千秒差距内，无论大麦哲伦星云的质量如何，光环示踪物都将围绕着大麦哲伦星云盘的COM轨道运行。的LMC的晕也被扭曲的MW潮汐，我们讨论了其质量损失的影响和当前的麦哲伦卫星的后续影响。
2021-06-04 astro-ph.GA
The Magellanic Edges Survey IV. Complex tidal debris in the SMC outskirts
我们使用麦哲伦边缘巡天（MagES）的数据结合盖亚EDR 3研究小麦哲伦云（SMC）的极南郊，集中在一个长的手臂状结构的东端的领域，该结构包裹在大麦云（LMC）的南部外围。与该结构的其余部分（被认为是由扰动的LMC盘材料组成）不同，该场的聚集特性表明与SMC有明显的联系。我们发现两个恒星星族在外地的证据：一个具有与主要SMC机构的郊区一致的属性，和其他显着扰动。受扰的人口平均约0.2德克斯更多的金属丰富，并位于约7千秒差距的优势人口的总空间速度相对于SMC中心的约230公里/秒的LMC的方向广泛的前面。我们推测可能的起源，这个扰动的人口，其中最合理的是，它包括碎片的内部SMC最近已潮汐剥离与LMC的相互作用。
2022-10-13 astro-ph.GA
Observations of a Magellanic Corona
大麦哲伦云和小麦哲伦云（LMC/SMC）是银河系中距离最近的主要卫星星系。它们很可能是第一次在向我们银河系坠落的轨道上通过（Besla et al. 2007），并追踪本星系群的持续动态（D 'Onghia & Fox 2016）。最近对大麦哲伦星系高质量的测量（M_halo = 10^（11.1-11.4）太阳质量; Penarrubia et al. 2016，Erkal et al. 2018，2019，Kallivayalil et al. 2018）意味着大麦哲伦星系应该有一个麦哲伦日冕：维里温度（10^（5.3-5.5）K）的碰撞电离的温热气体晕，最初延伸到维里半径（100-130 kpc）。这样的日冕将塑造麦哲伦流的形成（Lucchini et al. 2020），这是一种在天空中延伸超过200度的潮汐气体结构（D 'Onghia & Fox 2016，Besla et al. 2012，Nidever et al. 2010），将贫金属气体带入银河系（Fox et al. 2014）。之前没有发表过这样一个扩展日冕的观测证据，只报道了直接朝向LMC方向的高度电离气体的探测，LMC盘的风可能占主导地位（deBoer & Savage 1980，Wakker et al. 1998）。在这里，我们展示了麦哲伦日冕的证据，它可以直接探测到高电离氧（O^+5），也可以通过氚…
2022-09-29 astro-ph.GA
The Role of Dwarf Galaxy Interactions in Shaping the Magellanic System and Implications for Magellanic Irregulars
根据最近的高精度自行，我们提出了一对新的大麦哲伦云和小麦哲伦云（分别为LMC和SMC）与我们的银河系（MW）之间的相互作用历史的数值模型（Kallivayalil等人，2006a，b）。考虑到新的速度，结构形成的宇宙学模拟倾向于麦哲伦云（MC）目前第一次落入我们的银河系的场景（Boylan-Kolchin et al. 2011，Busha et al. 2011）。我们在这里说明，所观察到的不规则的形态和内部运动学的MC（在气体和恒星）的LMC和SMC之间的相互作用，而不是引力与MW的相互作用自然解释。这张照片进一步支持第一个坠落场景（Besla et a. 2007年）。特别是，我们证明了麦哲伦流，HI气体落后于MCs 150度的天空，可以占LMC潮汐的SMC的行动之前，该系统是由MW吸积。我们进一步证明，偏离中心，弯曲的恒星酒吧的LMC和它的单臂螺旋，可以很自然地解释最近的直接碰撞与SMC。这样的结构是麦哲伦不规则星系的关键形态特征（de Vaucouleurs & Freeman 1972），其中大多数与大质量螺旋星系无关。我们推断，矮-矮星系相互作用是麦哲伦不规则星系形态演化的重要驱动力，并且可以通过形成扩展的潮汐桥和尾巴来显着影响从矮星系中去除重子的效率。这种相互作用不仅对矮星系的演化很重要，而且对我们自己MW中重子的积累也有直接的影响，因为LMC质量系统被认为是MW型…
2012-01-05 astro-ph.GA
Empirical calibration of the reddening maps in the Magellanic Clouds
我们根据红色团块的颜色测量，绘制了大麦云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）的变红地图。通过计算两个星系中红团的观测颜色和本征颜色的差异，得到了我们的红化值。为了获得红团的本征色，我们使用了从晚型食双星系统获得的红度，蓝超巨星的测量和来自B型恒星的Strömgren测光的红度。我们得到了红团的本征色：LMC中$(V-I)_0$ = 0.838 $\pm$ 0.034 mag，SMC中$(V-I)_{0}$ = 0.814 $\pm$ 0.034 mag。我们准备了3 arcmin分辨率的地图，覆盖了LMC和SMC的中心部分。对于LMC和SMC，变红的平均值分别为E $(B-V)_{\mathrm{LMC}}$ =0.127 mag和E $(B-V)_{\mathrm{SMC}}$ =0.084 mag。我们的地图中每个区域的平均红化值的系统不确定度对于两个麦哲伦星云都是0.013等。与Haschke等人（2011）的地图相比，我们的红化值平均高出0.061 mag（大麦哲伦星云）和0.054 mag（小麦哲伦星云）。我们还比较了不同类型的红化示踪剂的值。造父变星、天琴座RR型星、早期型食双星和其他基于红团颜色的平均变红估计显示，变红与我们的地图一致，在百分之几的星等内。
2020-01-22 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
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
ATCA survey of water masers in the Large Magellanic Cloud
我们分析了2001- 2003年期间澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）的档案数据，并在大麦哲伦星云中发现了9个新的星际和星周水脉泽。这使得大麦哲伦星系中的恒星形成水脉泽总数达到23个，分布在14个不同的恒星形成区域和3个演化恒星。三个水脉泽源（N105 a/MC 23，N113/MC 24，N157 a/MC 74）已被检测到在所有以前的观测，针对这些网站，虽然都显示出显着的变化的时间尺度上的几十年。现在已知的大麦哲伦星系中独立水脉泽源的总数意味着，通过非常长的基线干涉天体测量，将有可能构建一个更精确的大麦哲伦星系的星系旋转及其围绕银河系的轨道运动模型。
2013-02-21 astro-ph.GA
All-Sky Dynamical Response of the Galactic Halo to the Large Magellanic Cloud
大麦云云（LMC）与银河系的恒星晕和暗物质晕之间的引力相互作用将引起外银河系的不平衡现象。据预测，一个局部的尾流将跟踪LMC的轨道，而大规模的超密度预计将存在于银河系北半球的大面积区域。在这里，我们提出的检测本地尾流和北超密度（以下简称“集体响应”）的银河系的全天星图的基础上，1301颗恒星在60<R_gal<100 kpc。尾流的位置是在良好的协议与N体模拟，包括银河系晕上的LMC的动力学效应。尾流的密度对比度和集体响应在数据中都比在模拟中强。探测到强烈的局部尾流是麦哲伦云第一次绕银河系运行的独立证据。尾流跟踪LMC的路径，这将提供对LMC轨道的洞察，这反过来又是对LMC和银河系质量的敏感探测器。这些数据表明，外晕并不像人们通常认为的那样处于动力学平衡状态。尾流的形态和强度可以用来测试暗物质和重力的性质。
2021-04-19 astro-ph.GA
Dear Magellanic Clouds, welcome back!
本文通过定制N体模拟提出LMC正第二次穿越银河系，解释其卫星保留与残骸分布，并评估经典矮星系曾属于麦哲伦系统的概率。
2023-11-01 astro-ph.GA
The panchromatic view of the Magellanic Clouds from Classical Cepheids. I. Distance, Reddening and Geometry of the Large Magellanic Cloud disk
我们提出了一个详细的调查大麦云（LMC）盘使用经典造父变星。我们的分析是基于光学（I，V; OGLE-IV），近红外（NIR：J，H，Ks）和中红外（MIR：w1; WISE）的平均幅度。通过采用新的模板来估计单历元测量的近红外平均星等，我们建立了目前最准确，最大和均匀的LMC造父变星多波段数据集。我们确定造父变星的个人距离使用光学和近红外周期-韦森森关系（PWR），测量的几何形状的LMC盘和它的视角。基于光学PWR的造父变星距离精确度为3%，但精确到7，而基于NIR PWR的造父变星距离更精确（3%），但精确度较低（2%-15%），因为观测到的星等存在较高的光度误差。我们发现倾斜度i=25.05 $\pm$ 0.02（stat.）$\pm$ 0.55（系统）度，以及节点线的位置角P.A.= 150.76 $\pm$ 0.02（统计）$\pm$ 0.07（系统）°的这些值与基于年轻（红超巨星）或中间年龄（渐近巨星分支，红团）恒星示踪剂的估计一致，但它们与基于老（RR Lyrics）恒星示踪剂的估计显着不同。这表明年轻/中等和年老的恒星星族具有不同的空间分布。最后，通过红化律拟合方法，我们提供了一个红化图的LMC盘，这是十倍以上的精度和两倍以上的文献中类似的地图。我们还发现了一个LMC的真实距离模量$μ_{0,LMC}=18.48 \pm 0.10$（统计。和系统）mag，与目前最准…
2016-09-13 astro-ph.GA
The VISCACHA survey -- II. Structure of star clusters in the Magellanic Clouds periphery
我们提供了一组均匀的结构参数的83个星团位于外围的小麦哲伦云（SMC）和大麦云云（LMC）。星团的恒星密度和表面亮度分布图是由深度、AO辅助光学图像和均匀分析技术建立的。结构参数由King和Elson等人的模型拟合获得。还提供了积分幅度和质量（子样本）。样本包含大多数低表面亮度集群与距离之间的4.5和6.5 kpc和1和6.5 kpc之间的LMC和SMC中心，分别。我们分析了它们的空间分布和结构特征，并与内星系团进行了比较。半光和雅可比半径估计，允许罗氏容积潮汐充盈的评价。我们发现：（i）对于我们的LMC星团样本，潮汐半径平均来说大于以前研究中的内部星团;（ii）对于位于西南方向的LMC星团，核心半径的离散往往更大，位置角为$\sim$ 200度，与LMC中心的位置角约为$\sim$ 5度，即，（iii）已知年龄的星系团核心半径演化与内部星系团相似;（iv）银河系中心距离小于4kpc的SMC星系团是过度填充的;（v）最近的云团碰撞并没有在LMC星系团的结构上留下我们分析所能揭示的痕迹。
2020-08-10 astro-ph.GA
The VMC survey -- XLIV: Mapping metallicity trends in the Large Magellanic Cloud using near-infrared passbands
我们已经推导出高空间分辨率的金属丰度图，覆盖$\sim$ 105度$^2$整个大麦云（LMC）使用近红外通带的麦哲伦云的VISTA调查。我们试图了解直到$\sim$ 6~kpc半径的LMC的金属丰度分布和梯度。我们确定红巨星分支（RGB）的恒星在空间上不同的$Y, (Y-K_{\rm s})$颜色星等图。在我们选定的任何子区域，RGB斜率被用作平均金属丰度的指标，基于使用光谱数据对金属丰度的校准。平均LMC金属丰度为[Fe/H] = $-$ 0.42~dex（$σ$ [Fe/H] = 0.04~dex）。我们发现，与外盘相比，棒是温和的金属丰富，显示出金属丰度（$-0.008 \pm 0.001$ dex kpc $^{-1}$）从星系中心到半径为6 kpc的浅梯度的证据。我们的结果表明，大麦哲伦星云的恒星棒在化学上与大型螺旋星系中发现的恒星棒相似。LMC的径向金属丰度梯度是不对称的。它是金属贫乏和平坦的西南方向，在桥的方向。这暗示了空间金属丰度分布的混合和/或扭曲，推测是由麦哲伦云之间的潮汐相互作用引起的。
2021-08-24 astro-ph.GA
The effect of the deforming dark matter haloes of the Milky Way and the Large Magellanic Cloud on the Orphan-Chenab stream
最近的研究表明，大麦云云（LMC）对银河系的恒星晕和恒星流有着重要的影响。在这里，我们探讨如何变形的银河系和LMC的暗物质晕影响恒星流，以及这些影响是否是可观察的。特别是，我们专注于孤儿Chenab（OC）流，特别接近LMC，并跨越了银河系的晕的很大一部分。我们代表银河系-LMC系统使用基函数展开，捕捉它们的演变在$N$体模拟。我们提出了这个系统的属性，如每个星系的密度和力场的演变。OC流是在这种随时间变化的变形势中发展起来的，我们研究了银河系和LMC的各种时刻的影响。我们发现，模拟的OC流的强烈影响的变形的银河系和LMC，这种影响是远远大于目前的观测误差。特别是，银河系偶极子对流的影响最大，其次是LMC的四极子和LMC的四极子。探测到这些效应将证实一个关于无碰撞冷暗物质的关键预测，并将是对替代暗物质和替代引力模型的有力检验。
2022-11-10 astro-ph.GA
The Truncated Circumgalactic Medium of the Large Magellanic Cloud
通过分析28条AGN视线的HST/COS紫外光谱，研究LMC环星系介质，发现其由17 kpc内的致密内晕和与麦哲伦流相关的延伸剥离区组成，证实了冲压剥离模拟。
2024-10-15 astro-ph.GA
Stellar streams around the Magellanic Clouds
利用在暗能量巡天第1年的数据中发现的蓝色水平分支恒星，我们报告了麦哲伦星云周围扩展和明亮的恒星碎片分布的检测。在云的日心距离上，BHB的超密度至少达到~30度，可能远至~50度。在3D中，恒星晕可以追溯到距离LMC 25至50 kpc之间。我们将揭示的最重要的恒星子结构编入目录，并宣布发现了一些狭窄的溪流和弥漫的碎片云。两条狭窄的气流似乎与麦哲伦星云的自行大致一致。此外，其中一个与天空中的气态麦哲伦流重叠。奇怪的是，两个分散的BHB聚集体似乎与最近发现的几颗DES卫星相吻合。考虑到大麦哲伦星系巨大的体积和明显的恒星晕，我们推测这颗矮星的质量很可能比以前假设的要大。
2015-11-16 astro-ph.GA
Feedback in Forming Star Clusters: The Mass-Radius Relation and Mass Function of Molecular Clumps in the Large Magellanic Cloud
本文导出了大麦云云（LMC）中分子团簇的质量-半径关系和质量函数，并用Fall，Krumholz，and Matzner（FKM）提出的简单反馈模型对它们进行了解释。我们的工作利用了Wong等人根据阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）观测到的LMC中六个巨大分子云的$^{12}$ CO和$^{13}$ CO图编制的基于树状图的团块目录。麦哲伦星云是唯一的外部星系，这种类型的分析是可能的，在必要的空间分辨率（$\sim1$ pc）。我们发现LMC团簇的质量-半径关系和质量函数分别在质量范围$10^2 M_\odot \lesssim M \lesssim 10^5 M_\odot$和$10^2 M_\odot \lesssim M \lesssim 10^4 M_\odot$上具有幂律形式$R \propto M^α$和$dN/dM \propto M^β$，其指数分别为$α= 0.36 \pm 0.03$和$β= -1.8 \pm 0.1 $.利用这些团块的$α$和$β$值（即，protoclusters），FKM模型对年轻LMC团簇质量函数的预测指数为$β\approx 1.7$，与观测指数吻合较好。这里描绘的LMC中的团块和星团的情况复制了银河系中的情况。
2021-01-28 astro-ph.GA
Satellites of Satellites: The Case for Carina and Fornax
我们利用Auriga宇宙学模拟对银河系质量星系及其周围环境进行了研究，在$Λ$ CDM中研究了矮星系的卫星星族。正如先前的工作所预期的那样，高于固定恒星质量的卫星的数量是主矮星质量的强函数。对于像大麦云（LMC）一样明亮的星系，以及像大麦哲伦星云（由其旋转速度决定）一样大的光环，模拟预测大约有3颗卫星的恒星质量超过$M_*>10^5\, M_\odot$。如果大麦哲伦星云是在它的第一次近心通过，那么这些卫星应该在大麦哲伦星云附近，并且轨道角动量应该与大麦哲伦星云的轨道角动量大致一致。我们使用3D的位置和速度，从第二次数据发布的盖亚任务重新审视的“经典”MW矮椭球体可能是LMC卫星。天炉座和船底座矮椭球体的新自行使它们的轨道与麦哲伦云的轨道平面紧密对齐，暗示了一个潜在的麦哲伦星系。与小麦哲伦云（SMC）一起，这一结果增加了$3$与$M_*>10^5\, M_\odot$的LMC卫星的数量，正如模拟所预期的那样。这也填补了SMC与超暗卫星Hyi 1、Car2、Hor1和Car3之间的12等亮度差距，这些超暗卫星被证实具有与麦哲伦起源一致的轨道。
2019-11-22 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 new Extended Main Sequence Turnoff star cluster in the Large Magellanic Cloud
我们目前的年龄和金属丰度估计的研究不足的LMC集群SL 529，从CCD SDSS gr测光在双子座南望远镜与GMOS附加。星团MSTO区域具有扩展的结构，年龄分布（~ 0.5 Gyr）大于已知EMSTO LMC星团的平均年龄宽度。我们首次报告的平均集群年龄为2.25 Gyr和Z=0.004的平均集群金属丰度，这使它成为EMSTO LMC集群组中最贫金属和最古老的集群。此外，RC星系团似乎是由两个恒星聚集形成的--尽管还不清楚这一特征是否部分是由双星相互作用和合并造成的--而4.2 pc的星系团核心半径与之前12个已知的EMSTO LMC星系团的半径非常一致。
2013-01-08 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
A timing constraint on the (total) mass of the Large Magellanic Cloud
本文探讨了LMC对从时间参数获得的质量估计的影响。我们发现，占存在的LMC系统地降低本地集团质量（$M_{\rm LG}$）来自银河系-仙女座对的相对运动。受此结果的启发，我们应用Peñarrubia等人（2014）设计的贝叶斯技术同时拟合（i）3~Mpc范围内星系的距离和速度以及（ii）HST观测得出的银河系和仙女座之间的相对运动，LMC质量（$M_{\rm LMC}$）作为自由参数。我们的分析在68\%的置信水平下返回局部组质量$M_{\rm LG}=2.64^{+0.42}_{-0.38}\times 10^{12}M_\odot$。银河系的质量$M_{\rm MW}=1.04_{-0.23}^{+0.26}\times 10^{12}M_\odot$和仙女座的质量$M_{\rm M31}=1.33_{-0.33}^{+0.39}\times 10^{12}M_\odot$与先前忽略了大麦哲伦星系对观测到的哈勃流的影响的估计是一致的。我们发现一个（总）LMC质量$M_{\rm LMC}=0.25_{-0.08}^{+0.09}\times 10^{12}M_\odot$，这是一个扩展的暗物质晕的指示和支持的情况下，这个星系是刚刚过去的第一个近心方法。因此，这些结果表明，LMC可能会引起显着的扰动银河系的潜力。
2015-10-22 astro-ph.GA
