Spatial distribution of carbon and oxygen abundances in the Magellanic Clouds
本文根据H Ⅱ区的光谱资料，给出了大麦哲伦云和小麦哲伦云中碳和氧的化学丰度。我们分析了O/H、C/H和C/O丰度比的行为及其在星系内部的空间分布。结果表明，两个星系中所有这些元素的径向梯度都可以被认为是平坦的。此外，我们将我们的结果与其他更大质量的螺旋星系的结果进行了比较。我们发现星系的绝对星等M_v与C/H和C/O梯度的斜率之间存在相关性。质量较大的星系比质量较小的星系显示出更陡峭的C/H和C/O梯度。
2017-02-07 astro-ph.GA
The intrinsic reddening of the Magellanic Clouds as traced by background galaxies -- I. The bar and outskirts of the Small Magellanic Cloud
本文提出了一种通过分析背景星系的光谱能量分布（SED）来绘制前景熄灭介质的总内禀红化的方法。在这项试点研究中，我们实现了这种技术在两个不同的地区的小麦哲伦云（SMC）-酒吧和南郊-使用光学和近红外$ugrizYJK_{\mathrm{s}}$宽带成像的组合。我们采用LePhare $χ^{2}$ -minimisation SED拟合程序和各种星系和/或类恒星天体的样本来研究内在红化。我们发现，只有当我们构建红化地图使用的对象被归类为星系与低水平的内在红化（即椭圆形/椭圆形和早期型螺旋），所得到的地图是一致的与以前的文献确定，即内在的红化的SMC酒吧是高于在外部环境。我们采用了两套星系模板-一个理论和经验-测试模板的依赖关系，在由此产生的红化地图，并发现理论模板意味着系统更高的红化值高达0.20等$E(B-V)$。与以前的红化地图的基础上，恒星组成的SMC的比较，通常显示出合理的协议。然而，有显着的变化之间的文学红化地图的水平与酒吧的内在红化。因此，很难明确指出，重大差异的情况是由于一些文献中未考虑到的灰尘水平，或者它们是否反映了我们采用的方法的问题。
2019-08-20 astro-ph.GA
Warm Ionized Gas Revealed in the Magellanic Bridge Tidal Remnant: Constraining the Baryon Content and the Escaping Ionizing Photons around Dwarf Galaxies
麦哲伦星系包括一些最近的星系被星系相互作用所干扰的例子。这些相互作用将它们的大部分气体重新分配到银河系和麦哲伦云的晕中。我们目前威斯康星H-α映射器运动学解决的观测温暖的电离气体在麦哲伦桥的速度范围为+100至+300公里/秒的地方标准的休息参考系。这些观测结果包括第一个完整的H-α强度图和麦哲伦桥（l，b）=（281.5，-30.0）到（302.5，-46.7）的相应强度加权平均速度图。利用SMC-尾和桥的H-α发射，我们估计电离物质的质量在太阳质量的（0.7-1.7）x10^8倍之间，而在同一区域的中性物质的质量是太阳质量的3.3x10^8倍。扩散桥的电离程度明显高于SMC尾，电离分数为36-52%，而尾为5-24%。H-α发射具有复杂的多分量结构，其速度分布可以追踪电离源或不同的电离结构。我们发现，从河外背景和银河系单独的入射辐射是不足以产生所观察到的电离在麦哲伦桥和提出一个模型的电离光子从小和大麦云云逃逸分数。在这个模型中，我们将电离光子从LMC的平均逃逸分数的上限为4.0%，SMC的上限为5.5%。这些结果，结合六个不同环境中矮星系的结果，提供了令人信服的证据表明，在当前时代，只有一小部分电离光子从矮星系中逃逸出来，影响其周围环境。
2013-05-24 astro-ph.GA
The intrinsic reddening of the Magellanic Clouds as traced by background galaxies -- II. The Small Magellanic Cloud
本文利用背景星系的光学（$ugriz$）和近红外（IR; $YJK_{\mathrm{s}}$）光谱能量分布（SED），给出了小麦哲伦云（SMC）~34 deg $^{2}$的总内禀红化图。红化图是使用LePhare $χ^{2}$最小化SED拟合程序的基础上，使用具有低水平内在红化的29，274个星系的子样本创建的。我们发现，与郊区相比，SMC主体的变红水平在统计学上显著增强[ $ΔE(B-V)\simeq 0.3$ mag]。与文献的红变图的SMC的比较表明，校正后的SMC采样的体积的差异，我们的结果和使用年轻的恒星创建的地图之间有很好的一致性。相比之下，我们发现我们的结果和使用老恒星或基于较长波长的远红外尘埃发射的地图之间存在显着差异，这可能源于前者的偏差样本和后者的尘埃颗粒的远红外发射率和光学特性的不确定性。这项研究代表了SMC背后的河外源的第一个大规模分类之一，因此我们提供了我们的完整样本约500，000个源的LePhare输出。
2020-09-09 astro-ph.GA
Major mergers with small galaxies - the discovery of a Magellanic-type galaxy at z=0.12
我们报告的偶然发现的恒星形成星系的红移z=0.116的形态特征，表明正在进行的合并。这个物体展示了两个明显分离的组件，颜色明显不同，加上可能的潮汐流。蓝色部分的后续光谱显示出低恒星形成活动为0.09 M $_{\odot}$ /年，高金属丰度为12+log（O/H）=8.6。基于质量-恒星形成率和质量-金属丰度关系的比较，以及光谱能量分布的拟合，我们获得了3 × 10 $^9$ M $_{\odot}$的恒星质量，这使得该天体可与大麦云（LMC）相媲美。因此，我们的发现提供了进一步的证据，证明一个大的合并已经在小的、矮星系般的尺度上发生了作用。
2015-11-04 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
The effect of Large Magellanic Cloud on the satellite galaxy population in Milky Way analogous Galaxies
观测工作表明，银河系中最亮的两个卫星星系，大麦云（LMC）和小麦哲伦云（SMC），在银河系类似物中是罕见的。然后，有趣的是，知道是否存在大规模的卫星有任何影响的整个卫星人口MW类似物。在这篇文章中，我们研究这个问题，使用半分析模型结合千年II模拟。类MW星系被定义为具有与MW相似的恒星质量或暗物质晕质量。我们发现，在第一种情况下，晕质量更大，有，平均而言，在银河系类似物的卫星，如果有一个巨大的卫星星系在系统中的两倍。这主要来自于晕形成的偏差。如果使用晕质量选择MW类似物，则差异较小。我们还发现，卫星星系的分布稍有不对称性，主要集中在中央星系与大质量卫星星系的连线上。大麦哲伦星系在吸积时平均带来了14.7个具有$M_{r}<0$的卫星星系，其中4.5个卫星星系距离大麦哲伦星系仍在50kpc以内。考虑到其他卫星，我们预测LMC有7.8颗卫星具有50 kpc。通过将我们的模型与SAGA的早期数据进行比较，我们发现SAGA比我们的模型预测有更多的明亮卫星和更少的昏暗卫星。未来需要与最终SAGA数据进行比较。
2019-05-19 astro-ph.GA
The Evolution of Magellanic-like Galaxy Pairs and The Production of Magellanic Stream Analogues in Simulations with Tides, Ram Pressure, and Stellar Feedback
我们提出了一系列的化学动力学模拟的麦哲伦系统组成的两个相互作用，质量相等的矮星系绕着一个巨大的宿主星系，包括反馈和恒星形成，潮汐和冲压压力。我们研究了矮星的恒星形成和化学富集历史，以及麦哲伦流类似物的产生。矮星系通过潮汐力相互作用，扭曲它们的形态，引发恒星形成。水流是由反馈和相互作用引起的流出物被潮汐力拉伸而自然产生的。与最近的一些模拟相反，我们发现，即使存在来自宿主星系的冲压压力，主导臂也会持续存在。正如观测到的那样，矮星系和宿主星系之间的相互作用在流中产生了多个运动学分量。正在进行的恒星形成和夹带的低金属含量气体的组合导致该流具有复杂的化学结构，平均金属含量通常低于矮星。
2020-12-04 astro-ph.GA
The (non-)variability of magnetic chemically peculiar candidates in the Large Magellanic Cloud
上主序的银河系磁化学特殊（mCP）星是众所周知的周期光谱和光变。观测到的这种变化显然是由于过于丰富的化学元素在刚性旋转恒星表面的不均匀分布造成的。导致mCP星上某些化学元素聚集成不同结构的机制至今尚未完全了解。最近在附近的大麦云云（LMC）中发现的mCP候选者的光变化的观测应该为我们提供关于它们的旋转周期和关于在其他星系中出生的mCP星上的光学活性元素的分布的信息。我们询问测光光学引力透镜实验（OGLE）-III调查的已发表的mCP候选人，因为存在的特点5200 A通量抑郁症。两个源的交叉点总共产生了十二颗星。我们对所有可用数据进行了我们自己的和标准的周期图时间序列分析。最后的结果是，除其他外，最大峰的频率和其现实的自助概率。我们检测到，只有两个mCP候选者，190.1 1581和190.1 15527，可能会显示一些弱的旋转调制光的变化，周期为1.23和0.49天，然而，49%和32%的概率，他们的现实是不是很令人满意。其他10个mCP候选者的可变性太低而不能通过其V和I OGLE测光检测。相对较低的幅度可变性的研究LMC mCP候选人样品可以解释的光度斑点的过度丰富的光学活性化学元素的情况下。LMC mCPs的意外行为可能是由LMC和银河系中恒星形成过程中的不同条件引起的。
2013-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The origin of dust extinction curves with or without the 2175 A bump in galaxies: The case of the Magellanic Clouds
观测到大麦哲伦云和小麦哲伦云（分别为LMC和SMC）具有与银河系完全不同的特征尘埃消光曲线（例如，2175 A凸块的强度）。虽然已经提出了麦哲伦云（MC）的尘埃成分和尺寸分布，可以自洽地解释他们所观察到的消光曲线，它仍然不清楚是否以及如何在MC的形成历史中可以实现所需的尘埃属性。因此，我们调查的时间演化的尘埃性质的MC，从而得出他们的消光曲线，使用一个区域的化学演化模型的形成和演变的小和大的硅酸盐和碳质尘埃颗粒和尘埃风与星暴事件。我们发现，所观察到的SMC消光曲线没有一个明显的2175 A的隆起，可以很好地再现我们的SMC模型，如果小的碳颗粒可以选择性地失去通过尘埃风在最近的星暴约0.2 Gyr前。我们还发现，LMC消光曲线与一个弱的2175 A的隆起，可以重现我们的LMC模式与低效率的灰尘通过沙尘风去除。我们讨论了硅酸盐和石墨之间以及星系之间不同尘埃风效率的可能物理原因。
2015-07-13 astro-ph.GA
Stellar dust production and composition in the Magellanic Clouds
星系星际介质中的尘埃库不断地被演化恒星的恒星风中形成的尘埃补充。由于它们的邻近，附近的不规则矮星系麦哲伦云提供了一个机会，以获得星系中尘埃生产的全球图片。斯皮策空间望远镜已在3.6 - 160 μm波段对小麦哲伦云和大麦云进行了测绘，这些波段特别适合研究热尘埃发射。此外，大量的个别演化恒星已被瞄准用于5-40 μm光谱学，揭示了这些来源的矿物学。在这里，我提出了一个概述所做的工作，确定总的尘埃生产率在大麦哲伦云和小麦哲伦云，以及首次尝试揭示全球组成的新鲜产生的星尘。
2012-12-17 astro-ph.GA
A novel method to automatically detect and measure the ages of star clusters in nearby galaxies: Application to the Large Magellanic Cloud
我们提出了一种新的全自动方法来检测和测量附近星系中星团的年龄，在那里可以分辨出单个恒星。该方法完全依赖于观测的统计分析和蒙特卡罗模拟来定义数据中的恒星过密度。它净化了聚类颜色-星等图，并使用Ramirez-Siordia等人的贝叶斯等时线拟合代码的修订版本，估计星团的年龄我们的估计与其他调查的比较表明，我们的方法提取和测量星团的年龄，即使在最拥挤的领域的优越性。我们的方法的应用程序示出的高分辨率，多波段成像的大麦云。我们检测到4850集群在7度2，我们调查，其中3451没有被报道过。我们的研究结果表明，恒星团簇形成的多个时代，最有可能发生在3.1亿年前。其中几个事件与N体数值模拟预测的大麦哲伦云和小麦哲伦云以及银河系之间相互作用的时代相一致。最后，空间分辨的恒星团簇形成的历史可能表明，在过去的1 Gyr，整个大麦哲伦星系的团簇形成的情况。
2017-07-07 astro-ph.GA
Magnetic field evolution in dwarf and Magellanic-type galaxies
对低质量星系的射电观测显示，在许多情况下，它们的磁场水平高得惊人。这些物体的质量和运动学不利于发展有效的大规模发电机行动。我们试图检查宇宙射线驱动的发电机是否可以对这类研究不足的物体的测量磁化负责。我们研究了如何星暴事件的整体，以及当银河系盘的一部分，影响磁场的演变。我们创建了一个模型的矮/麦哲伦型星系所描述的引力势由两个组成部分：恒星和暗物质晕。该模型是通过求解一个三维（3D）磁流体动力学方程与一个额外的宇宙射线分量，这是近似为流体。宇宙射线驱动的发电机有效地工作，足以放大磁场，即使在低质量的矮/麦哲伦型星系中也是如此。对于慢（50 km/s）和快（100 km/s）旋转体，磁能增长的$e$折叠时间分别为0.50和0.25 Gyr。当系统达到动能、磁能和宇宙射线能量的均分水平时，放大作用被抑制了。恒星形成爆发的一个插曲放大了磁场，但只有很短的时间，而增加恒星形成活动保持。我们发现，大量的气体从星系盘中排出，而星暴事件增加了这一过程的效率。
2018-01-09 astro-ph.GA
A Synoptic View of the Magellanic Clouds: VMC, Gaia, and Beyond
2019年是费迪南德·麦哲伦抵达南半球的500周年，麦哲伦云是我们最近的矮星系在一个小合并事件的早期阶段的例子。这些星系已经被牢固地建立为研究变星、恒星演化和星系相互作用的实验室，以及作为河外距离尺度的锚。这次会议的目标是通过将基于先进观测方案的最先进结果与将于2020年代上线的高度多路复用宽场光谱调查的讨论相结合，为塑造与麦哲伦云有关的未来研究提供肥沃的土壤。
2021-01-08 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
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
The Orbital Histories of Magellanic Satellites Using Gaia DR2 Proper Motions
随着盖亚DR 2的发布，现在有可能首次测量银河系（MW）晕中最低质量，超微弱卫星星系的自行（PM）。许多这些暗淡的卫星被认为是麦哲伦云（MC）的卫星。利用它们的6维相空间信息，我们计算了13个超暗卫星和5个经典矮椭球体在MW+LMC+SMC组合势中的轨道历史，以确定哪些星系与MC动态相关。这18个星系被分为四类：i。已被绑定到MC的长期麦哲伦卫星至少在MC周围的最后两个连续轨道（船底座2，船底座3，时钟1，水蛇1）; ii.）最近被MCs $<$ 1 Gyr ago捕获的麦哲伦卫星（Reticulum 2，Phoenix 2）; iii.）与MC相互作用的MW卫星（Sculptor 1，Tucana 3，Segue 1）;以及iv.）MW卫星（宝瓶座2号、猎犬座2号、火山口2号、天龙座1号、天龙座2号、九头蛇座2号、船底座、天炉座、小熊座）。报告了MW和LMC质量范围的结果。与以前的工作相反，我们发现船底座，天炉座，和MC之间没有动态的关联。最后，我们确定，除了SMC的引力势的影响寿命的卫星麦哲伦系统的成员（长期与最近捕获），但它不会改变麦哲伦卫星的总数。
2020-03-02 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
Influence of the cosmic repulsion on the MOND model of the Magellanic Cloud motion in the field of Milky Way
在冷暗物质（CDM）晕模型的框架下，最近的研究表明，宇宙斥力对银河系引力场中麦哲伦云（MC）的运动有非常重要的影响.然而，有一个替代CDM晕解释的旋转曲线在旋涡星系的外围，基于修正牛顿动力学（MOND）。因此，我们在MOND理论的框架下研究了宇宙斥力在确定MC运动中的作用。我们的结果表明，在MOND框架中的宇宙斥力的影响，无论是小的和大的MC的运动也是非常显着的，但它是一个不同的字符比在CDM晕模型的框架。此外，我们表明，在CDM晕和MOND模型的框架中的MC运动是subtantially不同的，可以作为这些根本不同的方法来解释与星系和卫星星系的运动有关的现象的测试。
2013-12-03 astro-ph.GA
The Origin of the Large Magellanic Cloud Globular Cluster NGC 2005
该研究针对大麦哲伦云球状星团NGC 2005的起源争议，基于化学丰度、星团形成质量条件等多维度证据论证其原位起源的合理性，指出需进一步开发模拟与观测手段以明确LMC的形成机制。
2023-03-16 astro-ph.GA
Gaia early DR3 systemic motions of Local Group dwarf galaxies and orbital properties with a massive Large Magellanic Cloud
我们执行一个全面的确定的74矮星系和矮星系候选人在本星系群的基础上盖亚早期数据发布3的系统自行。每个星系的分析结果，包括成员的概率，将公布于众。该分析增加了500千秒差距内的星系的轨道特性的测定。我们采用了McConnachie \& Venn（2020）提出的灵活的贝叶斯方法，该方法考虑了恒星在天空中，颜色星等图和自行平面上的位置。我们应用一些修改，特别是颜色星等图和光谱信息的方式，例如，包括恒星在几个演变阶段。整体运动被整合到三个引力势中：两个是银河系被孤立地处理，质量为0.9 \& 1.6 $\times 10^{12}$ M $_{\odot}$，以及Vasiliev等人（2021）的时变势，其中包括大质量大麦云（LMC）的坠落。我们能够确定散装自行73系统，我们认为可靠的66这些测量。首次给出了NGC~3109星协中1.4Mpc星系的系统运动。包含一个大规模的LMC的下降显着修改的轨道轨迹的对象，相对于静态银河系的潜力，轨道整合，并导致6个星系可能与LMC，3个可能相关和1个最近捕获的对象。我们讨论的背景下，银河系卫星系统的星系，影响太大而不能失败的问题，对恒星形成历史的影响，和潮汐干扰的轨道整合的结果。
2021-06-16 astro-ph.GA
The Missing Satellites of the Magellanic Clouds? Gaia Proper Motions of the Recently Discovered Ultra-Faint Galaxies
根据LCDM理论，等级演化发生在所有质量尺度上，这意味着银河系的卫星也应该有同伴。最近在麦哲伦云附近发现的超暗矮星系候选者提供了一个检验这一理论的机会。我们提出了自行（PM）测量的32个新的矮星系候选人使用盖亚数据发布2。所有13个也有径向速度测量。我们比较这些矮星的三维速度测量到的预期在相应的距离和位置的碎片的LMC模拟在宇宙学数值模拟。我们的结论是，其中4个星系（Hor1，Car2，Car3和Hyi1）与麦哲伦云一起进入，构成了LCDM预测的卫星坠落类型的第一次确认。Ret2，Tuc2和Gru1的速度分量在我们预测的3 sigma内不一致，因此不太有利。Hya2和Dra2可能与LMC有关，值得进一步关注。我们排除了Tuc3，Cra2，Tri2和Aqu2作为潜在成员。在没有测量到PM的矮星中，仅根据其位置和距离，就认为其中5个矮星不太可能存在，因为它们离大麦哲伦星云碎片预期的轨道平面太远（Eri2、Ind2、Cet2、Cet3和Vir1）。对于剩余的样本，我们使用模拟来预测PM和径向速度，发现Phx2在DR2中的恒星密度过高，这与PM预测一致。
2018-10-29 astro-ph.GA
Cold gas outflows from the Small Magellanic Cloud traced with ASKAP
来自大质量恒星的反馈在宇宙的演化中起着至关重要的作用，它驱动着来自星系的强大外流，丰富了星系际介质并调节了恒星的形成。外流的一个重要来源可能是宇宙中数量最多的星系：矮星系。由于引力势阱很小，这些星系在强烈的恒星反馈存在下很容易失去它们的恒星形成物质。在这里，我们表明，附近的矮星系，小麦哲伦云（SMC），有原子氢流出延伸至少2千秒差距（kpc）从恒星形成酒吧的星系。流出物是冷的，$T<400~{\rm K}$，可能是在$25 - 60$百万年前的活跃恒星形成时期形成的。流出的原子气体的总质量是$\sim 10^7$太阳质量，${\rm M_{\odot}}$，或星系总原子气体的$\sim 3$ %。单是原子气体的质量流量$\dot{M}_{HI}\sim 0.2 - 1.0~{\rm M_{\odot}~yr^{-1}}$，就比恒星的形成率高出一个数量级。我们认为，大多数观察到的外流将剥离SMC通过其与它的同伴，大麦云（LMC），和银河系的相互作用，喂养麦哲伦流的氢环绕银河系。
2018-11-05 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 "Yes, Magellanic Clouds Again" survey: preliminary results
本文展示了YMCA巡天的初步结果，该巡天覆盖麦哲伦云外部110平方度区域，发现了四个处于“年龄间隙”的LMC星团及一个古老恒星系统，为理解MCs的演化与相互作用历史提供了重要贡献。
2024-07-29 astro-ph.GA
ASKAP and MeerKAT surveys of the Magellanic Clouds
麦哲伦星云是一块垫脚石，从我们所沉浸的银河系的压倒性细节，到附近和遥远宇宙中星系的全球特征。它们是相互作用的、富含气体的矮星系，具有亚太阳的金属丰度，与组装主导星系群和星系团的大型星系的积木没有什么不同，代表了宇宙恒星形成的高度条件。平方公里阵列（SKA）可以通过观测麦哲伦云和附近的其他麦哲伦型不规则星系，在理解星系代谢和控制恒星形成的生态过程方面取得巨大进展。与SKA探路者合作的两个方案试图铺平道路：已批准的银河ASKAP谱线巡天（GASKAP）包括对麦哲伦云的HI和OH进行深入的巡天，而MagiKAT计划对麦哲伦云内的选定区域进行更详细的研究-还包括法拉第旋转测量和更高频率的观测。这些调查也缩小了与斯皮策太空望远镜和赫歇尔太空天文台在远红外波长的革命性调查的差距。
2010-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Planetary nebulae and the chemical evolution of the Magellanic Clouds
不同星系行星状星云（PN）化学丰度的精确测定，使我们能够获得这些系统的化学演化模型的重要约束。我们有一个长期的计划，以获得本星系群的星系，特别是大麦哲伦云和小麦哲伦云的丰度。在这项工作中，我们提出了我们对这些对象的新结果，并讨论了它们的影响，鉴于最近的丰度测定的文献。特别是，我们获得的距离无关的相关性，涉及He，N，O，Ne，S和Ar，并比较结果与我们自己的银河系和其他星系的本星系群的数据。由于我们的观测计划，我们有一个大的数据库PN在银河系和麦哲伦云，使我们能够获得可靠的约束核合成过程中的祖星在不同的金属丰度的星系。
2009-04-16 astro-ph.CO 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
Arp@VST: Legacy Survey of the Arp Peculiar Galaxies with the VST
Arp@VST利用VST对Arp目录中的338个奇特星系进行深场多波段成像，以研究其结构并公开数据供科学界使用。
2025-11-21 astro-ph.GA
Galactic and Magellanic Evolution with the SKA
当我们努力了解星系如何演化时，我们必须解决物理过程，并在我们可以非常详细地观察到的附近系统中测试新兴理论。我们自己的银河系和附近的麦哲伦云提供了独特的窗口，以了解星系的演化，每个星系都有自己的金属丰度和恒星形成率。这些实验室使我们能够比宇宙中其他任何地方更详细地研究星系如何获得新鲜气体以推动其持续的恒星形成，它们如何与周围的星系际介质交换气体，并将温暖的扩散气体转化为分子云并最终成为恒星。氢原子（HI）的$λ$ 21厘米谱线是这些物理过程的极好示踪剂。有了SKA，我们最终将拥有表面亮度灵敏度、点源灵敏度和角分辨率的组合，以改变我们对银河系气体演化的理解，从晕一直到单个分子云的形成。
2015-01-06 astro-ph.GA
Study of Star-Forming Regions in the Peculiar Galaxies NGC 660, NGC 1512, NGC 4395, and NGC 4618
研究了NGC 660、NGC 1512、NGC 4395和NGC 4618等奇特星系的恒星形成区。恒星形成区域的紫外线，近红外和远红外通量，以及在Halpha和HI线，在这些范围内的表面亮度，电离和中性氢的径向速度的散射等特性之间的关系被认为是。结果表明，在所研究的星系中，SFR的红外辐射通量均小于“正常”星系，但其原因不同：在有最近相互作用迹象的星系NGC 660和NGC 1512中，这是由于SFR的表面亮度较低;在不平衡星系NGC 4395和NGC 4618中，红外范围内的SFR亮度低是由于它们的紧凑尺寸。这些差异表明，恒星的形成过程不仅取决于星系的形态类型，还取决于许多其他因素。
2020-10-10 astro-ph.GA
A Comparison of Methods for Determining the Age Distribution of Star Clusters: Application to the Large Magellanic Cloud
附近星系中恒星团的年龄分布对于评估星系团的寿命和破坏机制起着至关重要的作用。最近在大麦云（LMC）星系团的年龄分布中发现了两个非常不同的结果。我们发现chi（t）可以近似地用幂律chi（t）propto t^{gamma}来描述，其中gamma为-0.8，通过在质量年龄平面中计数集群，即，通过直接从质量有限的样本构造chi（t）。Gieles & Bastian根据等间隔的log t中的簇的最大质量之间的关系的斜率推断出gamma~的值，以下称为M_max方法，这是一种间接技术，需要对质量函数的上端进行额外的假设。然而，我们自己的分析表明，M_max方法给出的结果与我们对LMC中星系团的直接计数方法一致，即当t<10^9年时，chi（t）propto t^-0.8。造成明显差异的原因是我们的分析包括了许多大质量（M>1.5x10^3 M_sol）、最近形成（t<10^7年）的星团，这些星团已知存在于大麦哲伦星云中，而吉尔斯和巴斯蒂安却没有发现这样的星团。我们从文献中收集了最近的结果，表明十几个星系中的年轻星团的年龄分布，包括矮星系和巨星系，孤立星系和相互作用星系，不规则星系和螺旋星系，具有类似的下降形状。我们认为这种近似“普遍”的形状主要是由于星团在形成后不久的最初几个x 10 ^8年内逐渐分裂造成的，并讨论了这种早期分裂对星系中恒星星族的一些观测和物理意义。
2010-04-14 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
Massive runaway stars in the Small Magellanic Cloud
利用斯皮策太空望远镜的存档数据，我们首次通过探测它们的弓形激波在小麦哲伦星云（SMC）中发现了十几颗失控的OB星。探测到的弓形激波的几何形状使我们能够推断出相关恒星的运动方向，并确定它们可能的母星团和协会。其中一颗被确认的逃逸恒星AzV 471，已经被认为是一颗高速恒星，因为它的径向速度很高，与当地的系统速度相差约40 km/s。我们讨论的影响，我们的研究结果的问题的起源领域OB星。在星协的范围内发现了几颗产生弓形激波的恒星，这表明这些恒星可能是“外星”恒星，对一些年轻恒星系统的年龄分布有贡献。我们还报道了在早期WN型恒星SMC-WR 3（AzV 60 a）上发现的肾状星云。我们将这个星云解释为恒星风与周围星际介质相互作用而形成的星际结构。
2010-10-17 astro-ph.GA
A Radio Polarisation Study of Magnetic Fields in the Small Magellanic Cloud
观测低质量相互作用星系的磁场，可以告诉我们它们是如何在宇宙时间内演化的，以及它们在星系演化中的重要性。我们用澳大利亚CSIRO望远镜紧凑阵（ATCA）测量了小麦哲伦云（SMC）后80个河外射电源的法拉第旋转，频率范围为1.4 - 3.0GHz。无论是我们的观测灵敏度和源密度是一个数量级的改进，以前的法拉第旋转测量这个星系。SMC一般产生负旋转措施（RM）后，占银河系前景的贡献，表明它有一个平均相干视线磁场强度$-0.3\pm0.1μ$ G，与以前的研究结果一致。我们探测到了从SMC沙洲南北延伸的磁场的特征。SMC磁场的随机分量具有$\sim 5μ$ G的强度，具有磁离子湍流$< 250$ pc的特征尺寸尺度，使得SMC像其他低质量相互作用星系一样。SMC和麦哲伦桥的磁场在方向和强度上看起来相似，暗示这两个磁场之间的联系是假设的“泛麦哲伦”磁场的一部分。
2021-12-07 astro-ph.GA
Detection of the Milky Way reflex motion due to the Large Magellanic Cloud infall
大麦云云是银河系中质量最大的卫星星系，估计质量超过银河系质量的十分之一。大麦云云以每秒327公里的惊人速度掠过银河系，刚刚经过它最接近的地方约50千秒差距，它可以通过多种方式影响我们的银河系，包括将银河系圆盘从银河系质心上移开。在这里，我们报告的证据表明，银河系盘是移动相对于恒星示踪剂在外晕（$40<r<120$ kpc）在$v_{\rm travel}=32^{+4}_{-4}$公里/秒，在方向$(\ell,b)_{\rm apex}=(56^{+9}_{-9},-34^{+10}_{-9})$度，这在LMC轨迹上的一个较早的位置点。由此产生的反射运动检测外晕星和银河系卫星星系的运动学与准确的距离，自行和视线速度。我们的研究结果表明，我们的银河系的动力学模型不能忽略引力扰动引起的大麦云云的下降，也不能在一个参考系，不正确的光盘反射运动的恒星晕的观测处理。未来对恒星晕的光谱调查与盖亚天体测量相结合，将允许对横跨银河系的大麦云云轨迹进行复杂的建模，以前所未有的细节限制两个星系中的暗物质分布。
2020-11-20 astro-ph.GA
Cold diffuse interstellar medium of Magellanic Clouds: I. HD molecule and cosmic-ray ionization rate
本研究利用FUSE档案光谱在麦哲伦云中探测HD分子，测量HD/H2柱密度比以约束低金属丰度环境中的宇宙射线电离率，新增19个探测。
2023-09-04 astro-ph.GA
Orbits of Massive Satellite Galaxies: I. A Close Look at the Large Magellanic Cloud and a New Orbital History for M33
银河系（MW）和M31都拥有巨大的卫星星系，大麦云（LMC）和M33，它们可能占其宿主总质量的10%。大质量卫星可以改变主卫星系统的轨道重心数十千秒差距，并且在宇宙学上被认为拥有自己的矮卫星星系。评估这些效应的影响关键取决于LMC和M33的轨道历史。在这里，我们重新审视的MW-LMC系统的动力学，并提出了第一个详细的分析M31-M33系统利用高精度自行和统计数据的暗物质-只有插图宇宙学模拟。利用哈勃太空望远镜对M31的最新自行测量，我们可靠地限制了M33与其宿主的相互作用历史。特别是，与LMC一样，M33要么正在第一次通过（t_{inf} < 2 Gyr ago），要么如果M31的质量很大（>= 2x 10^12 Msun），则它处于大约6 Gyr的长周期轨道上。在插图中发现的LMC和M33的宇宙学类似物支持了这一观点，并提供了关于其宿主质量的进一步见解。我们的结论是，从宇宙学的角度来看，像LMC和M33这样的大质量卫星可能正在完成它们围绕宿主的第一个轨道。我们还发现，类似物的轨道能量倾向于分子量为1.5x10^12 Msun的晕圈质量，而M31的晕圈质量大于等于1.5x10^12 Msun。尽管有传统的看法，我们还是得出结论，M33最近（t_{peri} < 3 Gyr前）非常不可能接近M31（< 100 kpc）。在观测所允许的4 $σ$误差范围内，这种轨道是罕见的（<1%）。…
2016-11-16 astro-ph.GA
Peculiar Velocities of Galaxies Just Beyond the Local Group
银河系位于一个薄的平面上，称为局部片（Local Sheet），局部片是一堵墙的一部分，它将局部空洞包围在超星系北极。在这个超星系赤道面之上和之下具有精确距离的星系团具有系统性的负特徴速度。对这种情况的解释是，局部空洞正在膨胀，使局部片的成员偏离了朝向南超星系极的速度。虚空中的几个星系正在撤离虚空。在超银河系南部的暗条中的星系并没有感受到膨胀，所以它们向我们的视运动主要是我们运动的反射。局部速度场的模型是不确定的，因为我们远离局部虚空的运动的顶点位于银河平面附近的模糊处。在这里，哈勃太空望远镜红外观测的结果报告，发现红巨星分支距离四个模糊的星系的尖端。所有的距离都是$\sim7$ Mpc，这表明这些星系是一个连续的星系结构的一部分，它穿过银河系的南北半球，并具有相同的运动学特征，即朝着我们的特殊速度。投影中附近的第五个星系GALFA-DW 4距离模糊。如果在$\sim 3$ Mpc附近，这个星系离我们的异常速度为+348 km/s。或者，也许被解析的恒星是在渐近巨星分支上，而星系超过6 Mpc，因此观测到的速度不会是不寻常的。
2019-05-27 astro-ph.GA
Integral-Field Stellar and Ionized Gas Kinematics of Peculiar Virgo Cluster Spiral Galaxies
利用WIYN 3.5米望远镜的DensePak积分场装置对13个明亮奇特的室女星系团的恒星和电离气体运动学进行了观测，以寻找这些星系经历过引力相互作用或气体剥离的运动学证据。2-给出了样品中星系的恒星速度$V$、恒星速度色散$σ$和电离气体速度（H $β$和/或[ \ion{O}{3} ]）的维数图。测定了13个星系的恒星自转曲线和速度色散剖面，测定了6个星系的电离气体自转曲线。在几个星系中发现了光学主轴和运动学主轴之间的错位。虽然在某些情况下，这是由于酒吧，在其他情况下，它似乎与重力相互作用或正在进行的冲压压力剥离。在九个星系中发现了非圆形气体运动，其原因多种多样，包括棒，核流出或引力扰动。几个星系有运动学上不同的恒星成分的特征，这可能是吸积或合并的特征。我们计算所有星系的角动量参数$λ_{\rm R}$。在$λ_{\rm R}$ -椭圆平面的星系的评估表明，除了2个星系有显着的随机恒星运动的支持，并可能经历了引力相互作用。这包括一些具有非常小的凸起和截断/紧凑的H $α$形态的星系，表明这些星系不能完全用简单的冲压压力剥离来解释，但必须有显著的引力遭遇。大多数样本星系都显示出ICM-ISM剥离和引力相互作用的证据，这表明很大一部分星系团的演化可能受到这两种效应的强烈影响。
2014-12-04 astro-ph.GA
The connection between the host halo and the satellite galaxies of the Milky Way
银河系的暗物质晕的许多性质，包括其质量组装历史，浓度和晕下人口，仍然缺乏约束。我们探索这些属性的银河系和它的卫星星系人口之间的联系，特别是麦哲伦云的存在的银河系晕的属性的含义。利用一套高分辨率的$N$ -体模拟方法对最终Mvir ~ 10^{12.1}Msun的银河系质量晕进行了模拟，发现类麦哲伦云卫星的存在与宿主晕的组装历史、浓度和晕下的人口数密切相关，因此具有麦哲伦云的银河系质量晕系统具有较低的浓度，更快的近期吸积，比相同质量的典型光环质量更大。使用灵活的半解析星系形成模型，调整到重现银河系的经典矮星系与马尔可夫链蒙特卡罗的恒星质量函数，我们表明，采用主机晕不同的质量组装历史和浓度，可以导致不同的最佳拟合模型的星系形成物理，特别是反馈的强度。这些偏差的出现是因为麦哲伦云的存在增加了高质量暗晕的总体数量，因此需要不同的恒星质量与晕质量比来匹配数据。这些偏见也导致显着差异的质量-金属丰度关系，低质量卫星的运动学，与麦哲伦云相关的小卫星的数量计数，以及银河系本身的恒星质量。因此，对这些星系性质的观测可以对银河系晕的性质提供有用的约束。
2016-07-27 astro-ph.GA
Star Formation Histories of the LEGUS dwarf galaxies. II. Spatially resolved star formation history of the Magellanic irregular NGC 4449
我们提出了一个详细的研究麦哲伦不规则星系NGC 4449的基础上档案和新的光度数据从遗产河外紫外线调查，获得了哈勃太空望远镜高级相机的调查和宽视场相机3。由于它的接近性（$D=3.82\pm 0.27$ Mpc），我们在F814 W过滤器中可以看到比红巨星分支尖端暗3等的恒星。恢复的恒星形成历史跨越了整个哈勃时间，但由于红巨星分支星的年龄-金属度简并，它只在我们的测光达到的回望时间，即$\sim 3$ Gyr上是稳健的。最近的恒星形成高峰期大约在1000万年前。在整个星系生命周期内，平均表面密度恒星形成率为$0.01$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$ kpc $^{-2}$。从我们的研究中可以看出，NGC 4449在过去的1 Gyr中经历了一个相当连续的恒星形成制度，其恒星形成率的峰值和低谷只相差几个因素。NGC 4449的非常复杂和扰动的形态使其成为研究相互作用和星暴之间关系的有趣星系，我们对其恒星形成历史的详细和空间分辨分析确实提供了一些关于这两种现象之间联系的线索。
2018-03-21 astro-ph.GA
Strömgren photometric metallicity map of the Magellanic Cloud stars using Gaia DR3--XP spectra
利用Gaia DR3-XP光谱和Strömgren测光方法，为麦哲伦云绘制了约36万颗恒星的金属丰度图，发现径向梯度线性下降并存在多个断点，揭示了星系相互作用与化学演化历史。
2025-06-12 astro-ph.GA
Recent Star Formation in the Leading Arm of the Magellanic Stream
强烈相互作用的星系经历了一个短暂但戏剧性的演化阶段，其特征是增强的恒星形成，潮汐尾，桥梁和其他形态特征。一对相互作用星系的最接近的例子是麦哲伦云，其动力学相互作用产生了被称为麦哲伦流的气体特征，这些气体特征尾随着这对星系围绕银河系的轨道，云之间的桥，以及引导臂，一个广泛而不规则的特征引导着轨道。桥中的年轻、新形成的恒星是已知存在的，见证了云之间最近的相互作用。然而，云与银河系的相互作用还不太清楚。特别是，引导臂必须有潮汐起源，但没有纯粹的引力模型能够再现其形态和运动学。与气态热晕和星系盘的流体动力学相互作用是合理的，如一些模型和支持中性氢观测所建议的。在这里，我们第一次表明，年轻的，最近形成的恒星存在于主导臂中，这表明云和我们的银河系之间的相互作用足够强大，足以在主导臂的某些区域引发恒星形成--银河系盘外围的区域（R ~ 18 kpc），远离云和桥。
2014-03-03 astro-ph.GA
Peculiar Motions of Galaxy Clusters in the Regions of Superclusters of galaxies
本文给出了对北冕（CrB）、牧夫座（Boo）、Z5029/A1424、A1190、A1750/A1809超星系团和20个位于大质量结构外的星系团（$0.05<z<0.10$）的57个星系团和星系群的特殊运动的研究结果。利用SDSS（Data Release 8）数据，在所研究的系统中编制了早期星系样本，构建了它们的基本面，并确定了相对距离和特有速度。在超星系团内部，观测到了沿视线方向的显著的奇异运动，均方根偏差为$652\pm50$ ~km s $^{-1}$ -在CrB，$757\pm70$ ~km s $^{-1}$ -在Boo.对于CrB超星系团中质量最大的A2065星系团，没有发现异常速度，其它星系团的异常运动可能是由于它们与A2065和A2142超星系团的引力相互作用引起的。发现在牧夫座超星系团区域内存在两个相互投射的超星系团，径向速度差约为4000 km·s $^{-1}$。在靠近富Z 5029的Z 5029/A 1424超星系团中，观测到最大的奇异运动，均方根偏差为$1366\pm170$ ~km s $^{-1}$. 20个不属于大尺度结构的星系团的特征速度的均方根偏差等于$0\pm20$ ~km s $^{-1}$。所研究的整个星团样品相对于宇宙微波背景的平均特有速度为$83\pm130$ ~km s $^{-1}$。
2017-11-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Infrared composition of the Large Magellanic Cloud
宇宙中星系的演化和恒星形成的历史是当今天体物理学中最重要的课题之一。特别是，小的，不规则星系在宇宙的恒星形成历史中的作用还不清楚。利用AKARI IRC在3.2、7、11、15和24 μm波长对大麦云云进行调查的数据，即，在中红外和近红外波段，我们建立了一个多波长目录，其中包含与其他一些数据库在不同波长的互相关数据。我们提出了不同类别的恒星在大麦哲伦星云的颜色，颜色，星等，图的分离，并分析其对大麦哲伦星云总流量的贡献，在不同的红外波长的点源。
2013-08-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
OGLE-ing the Magellanic System: Stellar populations in the Magellanic Bridge
我们报告发现了一个年轻的恒星桥，形成了麦哲伦云之间的连续连接。这一发现是基于OGLE-4收集的数据中发现的恒星星族的数量密度图，该图完全覆盖了麦哲伦桥区域超过270度^2的天空。这是迄今为止对该地区最广泛的光学调查。我们发现年轻的星族主要存在于MBR的西半部，与东桥新发现的年轻星族一起，形成了一个连续的恒星流，沿着Dec ~ -73.5 deg连接两个星系。年轻的人口分布是聚集的，其中一个主要的密度接近SMC，另一个相当孤立，大约位于云之间的中间，我们称之为OGLE岛。这些高密度与HI表面密度等值线很好地匹配，尽管在东桥新发现的年轻人口与最高HI密度等值线向北偏移了约2度。我们观察到麦哲伦星云之间的红色团块星的连续性，这代表了一个中等年龄的人口。红团星主要存在于麦哲伦桥的南部和中部，低于其气体部分，它们的存在反映在两个星系径向密度分布的强烈偏离上。这可能表明恒星的潮汐流，或者两个星系的恒星晕重叠。另一方面，我们在以红巨星分支和渐近巨星分支的顶部为代表的中间年龄群体中没有观察到这样的重叠。我们还看到在桥的南部，以红巨星分支的最低部分为代表，只有少量的旧云群混合。
2014-09-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Effect of the Large Magellanic Cloud on the Orbital Poles of Milky Way Satellite Galaxies
由大质量大麦云云（LMC）的撞击引起的银河系晕的反射运动和扭曲已被证明是导致暗物质晕粒子的轨道极向LMC轨道极过剩的结果。这被认为有助于解释观测到的MW卫星星系沿着广阔的极地结构（VPOS）共轨的偏好。我们通过修正MW卫星的位置和速度来测试这个想法，因为从LMC坠落模拟中推断出的银河系中心距离相关的偏移。虽然这应该大大减少了观测到的轨道极点的集群，如果它主要是由大麦哲伦星云引起的，我们反而发现，强大的集群仍然保留。我们通过模拟MW-LMC样相互作用证实了最初研究的主要结果，并使用它来确定这种情况无法解释VPOS的两个原因：（1）在我们的模拟中轨道极密度的增强是非常温和的（50-250 kpc范围内约10%）与观察到的增强相比（~220-300%），和（2）它对模拟粒子的比角动量（AM）非常敏感，较高AM粒子受影响最小。模拟的暗物质晕中的粒子倾向于遵循更多的径向轨道（较低的AM），因此它们的轨道极比具有更多切向速度（较高的AM）的物体（例如观察到的MW周围的矮星系）更容易受到LMC坠落引起的位置和速度的小偏移的影响。因此，VPOS的起源仍然无法解释。
2022-05-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detailed Abundances in the Ultra-faint Magellanic Satellites Carina II and III
我们提出了第一个详细的元素丰度在超微弱的麦哲伦卫星星系船底座II（车II）和船底座III（车III）。通过高分辨率的麦哲伦/MIKE光谱学，我们确定了车II中9颗恒星的丰度，包括超微弱矮星系中的RR天琴座恒星的第一个丰度;和车III中的两颗恒星。化学丰度表明，这两个系统显然是星系，而不是球状星团。这些星系中的恒星大多显示出与其他类似的昏暗矮星系相匹配的丰度趋势：增强但下降的[α/Fe]比，与恒星晕相匹配的铁峰元素，以及异常低的中子捕获元素丰度。其中一颗星的[Sc/Fe]值很低，为-1.0。我们检测到一个大的Ba散射车II，可能是由于低质量AGB星风的不均匀富集。最显著的丰度趋势是车II的[Mg/Ca]，从+0.4下降到-0.4，表明富集核心坍缩超新星的初始母体质量存在明显变化。到目前为止，唯一显示出类似[Mg/Ca]趋势的超暗矮星系可能是大麦云云的卫星。我们发现了两颗[Fe/H] <-3.5的恒星，它们的丰度可能是第一代无金属的第三星族恒星，并且与第三星族核心坍缩超新星的产额很好地拟合。附录描述了我们新的丰度不确定性分析，传播线的恒星参数的不确定性。
2019-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radio SNRs in the Magellanic Clouds as probes of shock microphysics
我们银河系和附近星系中的大量超新星遗迹（SNRs）已经在各种射电波段得到了分辨。这种无线电辐射被认为是由超新星喷出物进入外部介质的冲击加速的电子通过同步辐射产生的。在这里，我们考虑在麦哲伦云无线电信噪比的样本。给定SNR的大小和无线电通量，我们寻求限制非热电子（$ε_e$）和磁场（$ε_B$）中冲击流体能量的比例，并找到$ε_e ε_B \sim 10^{-3}$。这些估计不依赖于外部密度和SNR年龄的很大程度上不确定的值。我们开发了一个Monte Carlo方案，再现观测到的分布的无线电通量和大小的人口的无线电信噪比在麦哲伦云。这个简单的模型提供了一个框架，可能适用于其他星系完整的无线电信噪比样本。
2016-06-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
3D maps of the Magellanic Clouds using Classical Cepheids
变星作为探测器被用来测定天文距离已经有一百多年的历史了;这些距离可以用来绘制附近星系的三维结构。利用移动到中红外线对造父变星星等和光变曲线的影响，我们现在可以以前所未有的分辨率绘制我们最近的星系的3D地图。结合OGLE-IV目录和斯皮策太空望远镜的中红外测光数据，大约5000颗基模造父变星被用来追踪麦哲伦云的3D结构。一个自动测光管道已经开发出来，以获得精确的平均星等和光变曲线的造父变星在麦哲伦系统，这反过来又产生距离测量个别造父变星精确到5%。由此产生的详细地图被用来探测麦哲伦云的几何和化学结构，以及它们的相互作用和动力学历史。初步结果，从这个项目进行了讨论，并说明了未来列入RR天琴座星跟踪老恒星星族的系统。
2020-01-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive stars in metal-poor dwarf galaxies are often extreme rotators
通过测量附近贫金属矮星系中的OBe恒星比例，发现其比例随金属丰度降低而升高至约30%，表明极速旋转在早期宇宙等贫金属环境的大质量恒星中很普遍。
2022-10-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
A relic from a past merger event in the Large Magellanic Cloud
根据标准的宇宙学假设，我们今天观测到的大星系通过与较小的卫星星系合并达到了它们目前的质量（Moore et al.1999）。对于卫星本身来说，这种分层过程预计将在较小的规模上发生，这应该是从较小的构建块的吸积中建立起来的（D 'Onghia & Lake 2008）。检验这一预测的最好机会是观测银河系中质量最大的卫星：大麦云云（LMC）。较小的星系已经被发现围绕LMC运行（Erkal & Belokurov 2020，Patel et al. 2020），但到目前为止，相互作用的唯一证据与附近的小麦哲伦云（SMC）的轨道相互作用有关，这是最大的LMC卫星。在这项工作中，我们报告了可能发现过去的合并事件，LMC经历了一个星系的恒星形成效率低，可能有一个恒星质量类似的矮球状星系。这颗前大麦哲伦星系卫星现在已经完全溶解，旧的球状星团（GC）NGC 2005作为其碎片的一部分沉积下来。这个GC是这个古老合并事件的唯一幸存的见证者，通过其独特的化学成分可以识别。这一发现是观测证据，表明层次组装过程也在塑造我们最近的卫星。
2021-10-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
