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
Three-Dimensional Structure and Dust Extinction in the Small Magellanic Cloud
本文研究了小麦哲伦云（SMC）西南条~ 200 pc $\times$ 100 pc区域的三维结构和尘埃消光特性。利用哈勃空间望远镜的深空光学色星等图（CMD）模拟了红巨星团和红巨星支星的尘埃消光和星系结构。我们用高斯模型模拟恒星分量的距离分布，发现质心距离为65.2 kpc（距离模数$μ$ = 19.07 mag），半高宽$\approx$为11.3 kpc。这一大范围的视线再现了以前使用变星和红丛星研究的结果。此外，我们发现恒星和尘埃分布之间的偏移，与近侧的尘埃相对于恒星的3.22 $^{+1.69}_{-1.44}$千秒差距，导致73%的恒星红化的分数。建模的尘埃层与对数正态$A_V$分布表明，平均消光$\langle A_V \rangle$ = 0.41 $\pm$ 0.09马格。我们还计算$A_V/N_H$ = 3.2 - 4.2 $\times10^{-23}$马格厘米$^2$ H $^{-1}$这是显着低于银河系的值，但与以前的SMC尘埃气体比测量。我们的研究结果产生的第一个联合尘埃消光和3D几何性质在SMC的一个关键区域。这项研究表明，CMD建模可以同时限制尘埃消光和几何性质在附近的星系是一个强大的工具。
2020-10-21 astro-ph.GA
Dust Extinction Law in Nearby Star-Resolved Galaxies. II. M33 Traced by Supergiants
利用LGGS红化的O型和B型超巨星样品，首次导出了M33中尘埃向各视向线的消光曲线。观测到的光度数据来自LGGS、PS1 Survey、UKIRT、PHATTER Survey、GALEX、Swift/UVOT和XMM-SUSS。我们结合的内在光谱能量分布（SED）从ATLAS 9和Tlusty恒星模型大气熄灭的模型消光曲线从硅酸盐-石墨尘埃模型构建模型SED。M33的消光迹线沿旋臂分布，得到的消光曲线形状多样（$R_V \approx 2-6$），表明M33星际环境的复杂性和星际尘埃的不均匀分布。$R_V \approx 3.39$和尘埃粒度分布$dn/da \sim a^{-3.45}{\rm exp}(-a/0.25)$的平均消光曲线与MW相似，但在远紫外波段有较弱的2175 Ang凸起和略微陡峭的上升。M33在$V$波段的消光系数高达2 mag，中值为$ A_V \approx 0.43$ mag，并预测了M33从紫外到红外的多波段消光系数，为今后的工作提供了消光修正。本文所采用的方法也适用于其他恒星分辨星系（NGC 6822和WLM），但由于观测量有限，只能得到少数几条消光曲线。
2022-04-12 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
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
Expanded Sample of Small Magellanic Cloud Ultraviolet Dust Extinction Curves: Correlations between the 2175 A bump, q_pah, UV extinction shape, and N(HI)/A(V)
本研究将小麦哲伦云紫外尘埃消光曲线样本从9条扩展至32条，分析了2175 Å驼峰、PAH发射、消光形状与N(HI)/A(V)的关联，证实驼峰与PAH颗粒相关等结论。
2024-05-21 astro-ph.GA
Emission Line Velocity, Metallicity and Extinction Maps of the Large Magellanic Cloud
本文利用ANU 2.3米望远镜与WiFeS观测LMC发射线，构建金属丰度、消光、Hα速度及弥散图，揭示复杂金属丰度结构及HI气体异常运动。
2024-03-04 astro-ph.GA
Extinction in the Large Magellanic Cloud Bar around NGC1854, NGC1856, and NGC1858
本文报道了在大麦云云棒中NGC 1854、NGC 1856和NGC 1858星系团周围光场的消光性质。所有这些区域的恒星的色星等图都显示了一个拉长的红巨星团，揭示了这些区域的消光量，范围从Av~0.2到Av~1.9，包括银河系前景消光。尽管如此，消光特性还是非常一致的。在（V-I，V）和（B-I，B）色星等平面上测得的红化矢量的斜率与在30多尔外围发现的Av/E（B-V）~5.5值完全一致。这表明存在一个额外的灰色消光成分，在光学需要大颗粒的两倍，丰富的弥漫银河系星际介质（ISM）。更高的消光区似乎是系统地与更激烈的恒星形成的地区，如测量的更大数量的恒星质量超过8 Msun，从而使注入大颗粒到ISM的SNII爆炸的可能机制在所观察到的灰色消光组件的起源。
2021-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Disk of the Small Magellanic Cloud as traced by Cepheids
通过对造父变星的研究，追踪了小麦哲伦云盘的结构和演化。我们的目标是估计的磁盘的方向测量，如倾角和节点的线的位置角，和磁盘的深度。利用光学引力透镜实验测量的基本造父变星和第一泛音造父变星的V波段和I波段测光数据。周期光度关系被用来估计每个造父变星的相对距离和红化。采用加权最小二乘平面拟合法估计结构参数。根据相对距离测量值估计视向深度，然后估计盘的取向校正深度或厚度。利用造父变星的周期-年龄-颜色关系，推导了造父变星的年龄。在P ~ 2.95天和P ~ 1天观测到造父变星基模和一次泛音的光致发光关系的突变。从整个样品中获得64 $^o$. 4 $^o$. 0 $^o$. 7和PA $_{lon}$ =155 $^o$. 3 $\pm$ 6 $^o$. 3的倾角。一个红化的SMC磁盘的地图。SMC盘的取向校正的深度或厚度被认为是1.76 $\pm$ 0.6千秒差距。尺度高度估计为0.82 $\pm$ 0.3千秒差距。造父变星的年龄分布符合SMC星团的年龄分布。圆盘参数的径向变化温和地表明内部SMC中的结构/扰动（0.5 $<$ r $<$ 2.5度）。在东部地区拟合面前方发现的一些造父变星可能是麦哲伦桥H { \sc i}气体最年轻的潮汐剥离对应物。在拟合平面后面的造父变星最有可能是最近数值模拟中预测的计数器桥中的人口。不同的方案的起源外的平面造父变星进行了讨论。
2014-10-28 astro-ph.GA
The VMC survey - XV. The Small Magellanic Cloud--Bridge connection history as traced by their star cluster populations
我们目前的结果的基础上YJK测光的星团位于最外层，东部地区的小麦哲伦星云（SMC）。我们共分析了51个编目的集群的颜色-星等图（CMD），已被清除场星污染，被用来评估集群的现实和估计年龄的真正的系统。根据CMD分析，15个编目集群被发现可能是非真正的聚集体。我们调查了80%的编目集群在这一部分的SMC通过扩大我们的样本与以前获得的集群年龄，采用均匀的规模为所有的属性。它们的空间分布表明，最古老的星团log（t yr-1）>= 9.6，通常比年轻的星团位于更远的星系中心- 9.0 <= log（t yr-1）<= 9.4 -而两个过剩的星团在log（t yr-1）~ 9.2和log（t yr-1）~ 9.7。我们发现了一个年轻的集群跟踪翼/桥组件。这个长的空间序列不仅包含非常年轻的星团，log（t yr-1）~ 7.3，而且还包含一些中间年龄，log（t yr-1）~ 9.1。导出的星团和场星形成频率作为年龄的函数是不同的。最令人惊讶的特征是观察到log（t yr-1）< 9.0的集群过多，这可能是由与LMC的相互作用引起的。
2015-03-23 astro-ph.GA
Spiral arms in CALIFA galaxies traced by non-circular velocities, abundances, and extinctions
我们得到的地图上观察到的电离气体的速度，氧丰度，和消光（巴耳末减量）的四个螺旋星系NGC36，NGC180，NGC6063，和NGC7653从积分场光谱获得的Calar Alto遗产积分场面积（CALIFA）调查。我们通过傅立叶分析的空间分布的三个示踪剂（非圆运动，氧丰度的增强，和灭绝）在我们的目标星系的磁盘中寻找旋臂。对于每种示踪剂，每个目标星系的旋臂（反投影图中的双臂对数螺旋）都显示出来。用这三种不同的示踪剂得到的星系旋臂的俯仰角是相互接近的。在螺旋臂中的氧丰度的增强相比，在一个给定的galactocentric距离的臂间区域的丰度是小的，在百分之几。我们确定了我们的目标星系的金属丰度梯度。我们样本中的两个棒星系都比两个没有棒的星系显示出更平坦的梯度。利用二维速度图的傅立叶分析，还获得了每个目标星系的星系倾角、长轴位置角和自转曲线。
2017-11-01 astro-ph.GA
A Catalog of Stellar and Dust Properties for 500,000 Stars in the Southwest Bar of the Small Magellanic Cloud
本文基于SMIDGE多波段HST测光，用BEAST建模近50万条视线的恒星与尘埃消光性质，并通过星际介质示踪剂比较及消光-距离结构揭示SMC尘埃特征与三维几何。
2025-01-10 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
METAL: The Metal Evolution, Transport, and Abundance in the Large Magellanic Cloud Hubble program. I. Overview and Initial Results
大麦哲伦星云中的金属演化、运输和消耗（Metal Evolution，Transport，and Abdeletion in the LMC，简称METAL）是哈勃太空望远镜上的一个大型第24周期计划，旨在测量大麦云（LMC）中半太阳金属丰度的尘埃消光特性和星际消耗。101轨道计划包括对33颗1150 A和3180 A之间的LMC大质量恒星的COS和STIS光谱，以及7个NUV-NIR滤波器的并行WFC 3成像。从光谱获得的气相中的硅的分数（耗尽）随着氢柱密度的增加而减少。硅的耗尽模式在银河系、大麦哲伦星云和SMC之间不同，硅的耗尽水平几乎完全抵消了金属丰度的差异，导致在给定的氢柱密度下，这些星系中的气相丰度恒定。硅耗尽与绝对选择性消光R $_V$呈线性相关，表明气体耗尽与尘埃粒度之间存在联系。消光图来自于并行成像中的恒星测光，可以与赫歇尔和斯皮策的FIR图像进行比较，以估计LMC金属丰度下尘埃的发射率。完整的METAL样品的消耗，紫外消光曲线和消光图将告知LMC中尘埃颗粒的丰度，大小，成分和光学性质，全面提高我们对尘埃性质的理解，以及估计附近和高红移星系中尘埃气体质量，恒星形成率和历史的准确性。这篇综述性论文描述了METAL调查的目标、设计、数据简化和初步结果。
2019-01-17 astro-ph.GA
The Optical to Infrared Extinction Law of Magellanic Clouds Based on Red Supergiant and Classical Cepheid
本文以红超巨星和经典造父变星为消光示踪体，测量了大小麦哲伦云的光学至红外消光律，确定了16个波段的消光系数，并得出与以往研究一致的Rv平均消光律。
2023-01-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust Extinction Law in Nearby Star-Resolved Galaxies. I. M31 Traced by Supergiants
利用LGGS的红化O型和B型超巨星样品研究了M31的尘埃消光规律和尘埃性质。利用LGGS、PS1 Survey、UKIRT、PHAT Survey、Swift/UVOT和XMM-SUSS的多波段光度学，构造了每种示踪剂的观测光谱能量分布（SED）。我们模型的SED为每个示踪剂结合从模型消光曲线熄灭的恒星模型大气中获得的本征光谱。而不是数学参数化的消光函数，在这项工作中的模型消光曲线是直接从硅酸盐石墨粉尘模型与粉尘粒度分布$dn/da \sim a^{-α}{\rm exp}(-a/0.25),~0.005 < a < 5~μ{\rm m}$。M31中的消光示踪物沿旋臂分布，导出的MW型消光曲线覆盖了很宽的$R_V$（$\approx 2 - 6$）范围，表明M31中星际环境的复杂性和星际尘埃的不均匀分布。$R_V \approx 3.51$和尘埃粒度分布$dn/da \sim a^{-3.35}{\rm exp}(-a/0.25)$的平均消光曲线与MW的相似，但在远紫外波段上升的幅度稍小，这意味着M31的整体星际环境类似于MW的漫射区域。M31在$V$波段的消光系数高达3 mag，中值为$ A_V \approx 1$ mag，还预测了M31从UV到IR波段的多波段消光系数，这将为今后的工作提供一个通用的消光系数修正。
2021-11-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Extinction towards the cluster R136 in the Large Magellanic Cloud: An extinction law from the near-infrared to the ultraviolet
本研究采用“无标准星消光法”分析大麦哲伦云R136星团50颗恒星的近红外至紫外消光，发现其高$R_V$伴随异常强紫外消光，表明星暴区尘埃性质独特，导致紫外光子逃逸比例被高估三倍。
2023-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust Extinction towards the Type Ia Supernova 2012cu in NGC 4772
利用超新星（SN）2012 cu的光度和光谱数据，一个相当红的Ia型超新星，我们推导出它的颜色过剩曲线，并探讨了它的宿主星系NGC 4772的尘埃消光。为了导出作为波长的函数的消光（即，$A_λ$），我们用由硅酸盐和碳质（石墨或无定形碳）尘埃组成的尘埃模型模拟了SN 2012 cu的色过量曲线。SN 2012 cu的消光规律平坦地延伸到远紫外（UV）波段，比银河系和麦哲伦云平坦得多，2175 $Å$特征非常弱或不存在。UV波段消光曲线的平坦性表明SN 2012 cu-地球视线附近的活动星系核具有“灰色”消光规律。结果表明，NGC 4772中SN 2012 cu方向ISM中的尘埃粒子的大小比银河系和大麦云云的尘埃粒子的大小大，比小麦哲伦云的尘埃粒子的大小大得多。最佳拟合给出了观测到的$A_V \approx 2.6$等向SN 2012 cu的可见消光，$E(B-V) \approx 1.0$等变红，总消光比为选择性消光比$R_V \approx 2.7$，与以前的结果一致。
2019-01-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust evolution processes constrained by extinction curves in nearby galaxies
消光曲线，特别是银河系（MW）、大麦云云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）中的消光曲线，为我们提供了了解附近宇宙中尘埃性质的线索。我们研究这些消光曲线是否可以解释为众所周知的尘埃演化过程。我们处理恒星喷出物中的尘埃产生，超新星冲击中的破坏，尘埃的吸积和凝聚的增长，和粉碎的尘埃破裂。为了使调查的大参数空间可能的，我们简化了处理的晶粒尺寸分布的演变，通过采用“两个尺寸近似”，其中我们分为小（$\lesssim 0.03~μ$ m）和大（$\gtrsim 0.03~μ$ m）的晶粒人口。据证实，MW消光曲线可以重现在合理的范围内的时间尺度的上述过程与硅酸盐-石墨混合物。这表明MW消光曲线是尘埃通过上述过程演化的自然结果。我们还发现，相同的模型不能再现SMC/LMC消光曲线。尽管如此，这种失败可以通过对小型碳质尘埃赋予更高的超新星破坏率并考虑碳质尘埃的无定形碳来弥补;这些修改实际上与之前的研究一致。因此，我们的结论是，目前的尘埃演化方案组成的上述过程是成功的，在解释消光曲线。所有的消光曲线都有利于尘埃的有效星际处理，特别是通过吸积和凝聚的强烈颗粒生长。
2016-08-22 astro-ph.GA
The Diffuse Ionized Gas Halo of the Small Magellanic Cloud
威斯康星H-阿尔法成像仪（WHAM）的观测显示，小麦哲伦云（SMC）周围有一个大的、弥漫的电离晕。我们提出了第一个运动学H-α调查的星系周围的扩展区域，从（l，b）=（289.5，-35.0）到（315.1，-5.3）和覆盖+90 <= vLSR <= +210公里秒-1。电离气体辐射远远超出了星系的中央恒星组成部分，达到类似的距离，由21厘米的观测跟踪的弥漫中性晕。H-α辐射超出了目前H I测量的灵敏度几度，朝向更小的银河系边缘和更负的银河系纬度。SMC附近的电离气体的速度场似乎类似于星系的中性晕。利用观测到的发射测量作为指导，我们估计这个新发现的电离成分的质量大约为（0.8 - 1.0）x 10^9 M_sun，这与同一区域的总中性质量（0.9 - 1.1）x 10^9 M_sun相当。我们发现在三个不同的分区中，总电离气体质量除以总中性加电离气体质量的比率为：（1）在SMC及其扩展晕中为46%-54%，（2）在SMC尾部向麦哲伦桥延伸的部分为12%-32%，（3）在远离SMC向麦哲伦流延伸的暗条中为65%-79%。这个新发现的相干H-α细丝似乎没有结构良好的中性成分，也与之前在流中通过21 cm发射追踪的两个细丝不一致。
2019-11-27 astro-ph.GA
Near-Infrared Polarimetric Study of N159/N160 Star-Forming Complex in the Large Magellanic Cloud
利用红外巡天仪SIRPOL对大麦云星云中的N159/N160恒星形成复合体进行了近红外偏振测量。我们分离的前景来源，使用他们的视觉消光来自近红外光度数据。45颗年轻恒星候选者和2个高激发斑点与我们的源相匹配，其中12颗显示出不是来自星际尘埃的高偏振。我们分别在$J$、$H$和$K_s$波段制作了252、277和89个源的偏振目录。基于这些波段之间的偏振度的比值，我们验证了这些偏振源的起源是由磁场从对齐的星际尘埃的二向色性消光，并且比值遵循$P_λ$ $\sim$ $λ^{-0.9}$的幂律依赖。线性极化矢量投影在H $α$图像的复杂变成遵循当地的磁场结构。覆盖在尘埃和气体排放上的矢量图显示了磁场结构与周围星际介质之间的密切相关性。我们认为，派生的磁场结构支持复杂的顺序形成的情况。
2017-02-20 astro-ph.GA
Near-Infrared Polarization Source Catalog of the Northeastern Regions of the Large Magellanic Cloud
我们提出了一个近红外波段合并的光度和偏振目录的39 $\arcmin$ $\times$ 69 $\arcmin$领域的东北部的大麦云（LMC），这是观察使用SIRPOL，成像偏振仪的红巡天设施（IRSF）。本星表列出了1，858个在$H$波段亮度超过14等的光源，其偏振信噪比在$J$、$H$或$K_s$波段大于3。根据消光系数与偏振度的关系，我们认为大麦哲伦星云中的偏振主要是由星际尘埃引起的二向色性偏振引起的。该目录使我们能够映射极化结构，以检查局部磁场的全局几何形状，并显示每个场的极化的统计分析，以了解其极化特性。在选定的领域与相干的极化位置角，我们估计磁场强度的范围为3 $-$ 25 $μ$ G使用的Erasekhar-Fermi方法。这意味着存在大约100秒差距的大规模磁场。当比较中红外和远红外尘埃发射图时，我们证实了偏振模式与恒星形成区域周围的分子云很好地对齐。
2015-12-08 astro-ph.GA
Life Cycle of Dust in the Magellanic Clouds and the Milky Way
在很大程度上，我们对尘埃生命周期的理解是基于对银河系和麦哲伦云的观测和理论研究，这将是本文的主题。在过去的几年里，已经积累了大量的观测与前所未有的空间分辨率的银河系。它允许调查尘埃生命周期的不同阶段，从恒星源的形成到恒星形成区的破坏和超新星冲击。观测尘埃排放，消光，光的偏振，和星际元素在太阳附近的耗尽提供了最准确的约束参考尘埃模型应用于研究河外星系。然而，由于高度消光、视线上的混乱和距离的巨大不确定性，银河系盘中星周尘埃和星际尘埃的全球空间研究变得复杂。相比之下，在天空中的有利位置和麦哲伦云的接近允许详细的多波长研究尘埃形成的恒星星族和调查的变化的星际颗粒性质的整个星系。它们使理论计算的全球星尘产生率与观测结果之间的第一次比较成为可能，这证实了累积星尘质量与观测到的星际尘埃质量之间的差异--“缺失的尘埃源”问题。对大麦云星云中尘埃生命周期的模拟表明，银河系中主要的尘埃来源ISM中的地幔吸积导致的尘埃增长可能是LMC中现有尘埃质量的原因。我们将比较来自不同来源的尘埃输入到银河系和麦哲伦云的尘埃预算，这揭示了这些尘埃来源的作用如何取决于金属丰度。
2014-07-31 astro-ph.GA
An Unbiased CO Survey Toward the Northern Region of the Small Magellanic Cloud with the Atacama Compact Array. I. Overview: CO Cloud Distributions
利用ALMA的ACA独立模式对小麦哲伦云（SMC）北部地区进行了大尺度CO观测。本研究的主要目的是全面了解CO作为H $_2$示踪剂在低金属环境（$Z\sim0.2~Z_{\odot}$）中的行为。镶嵌场的总数是$\sim$ 8000，这导致0.26 $~$度$^{2}$（$\sim$ 2.9 $\times$ 10 $^{5}$ $~$ pc $^2$）的场覆盖，对应于星系的$\sim$ 10 $\%$区域。灵敏的$\sim$ 2 $~$ PC分辨率观测揭示了之前在单盘NANTEN调查中检测到的分子云的详细结构。我们已经探测到了一些紧凑的CO云在较低的H $_2$柱密度（$\sim$ 10 $^{20}$ $~$ cm $^{-2}$）区域的角尺度是类似的ACA束的大小。本次调查中的大多数云也显示峰值亮度温度低至$<$ 1 $~$ K，这对于光学厚的CO发射意味着发射尺寸远小于光束尺寸，导致光束稀释。通过热尘埃排放追踪的总分子物质的可用估计与当前CO调查之间的比较表明，超过$\sim$ 90 $\%$ H $_2$的气体不能通过低$J$ CO排放来追踪。我们处理的数据立方体和2-D图像是公开的。
2021-08-20 astro-ph.GA
Physical properties of CO-dark molecular gas traced by C$^+$
HI和CO发射都不能揭示星际介质（ISM）中大量的所谓暗气体。认为暗气体主要是CO暗分子气（DMG），即没有或有微弱CO发射的分子气。我们确定了36 DMG云与C $^+$发射（数据从银河观测太赫兹C+（GOT C+）项目）和HINSA功能。根据不确定性分析，HI $τ\rm_{HI}$的光学厚度为1是大多数云的合理值。与$τ\rm_{HI}=1$的假设，这些云的特点是激发温度在20 K至92 K的范围内，中值为55 K和体积密度的范围内的$6.2\times10^1$厘米$^{-3}$的$1.2\times 10^3$厘米$^{-3}$的中值为$2.3\times 10^2$厘米$^{-3}$。云中DMG柱密度的分数（$f\rm_{DMG}$）随激发温度的增加而减小，符合经验关系$f\rm_{DMG}=-2.1\times 10^{-3}T_(ex,τ_{HI}=1)$ +1.0。$f\rm_{DMG}$和总氢柱密度$N_H$之间的关系由$f\rm_{DMG}$ = $1.0-3.7\times 10^{20}/N_H$给出。低消光组（$A\rm_V \le 2.7$ mag）云的$f\rm_{DMG}$值与1000万年前的时间相关化学演化模型的结果一致。我们的经验关系不能用高消光组云的化学演化模型（$A\rm_V > 2.7$ mag）来解释。与低消光组（$A\rm_V \le…
2016-06-03 astro-ph.GA
CCD SDSS gr photometry of poorly studied star clusters in the Large Magellanic Cloud
本文首次给出了在双子座南望远镜上用GMOS获得的分布在大麦云云主体内的研究较少的星团NGC 1768、HS 85、SL 676、NGC 2107、NGC 2190和SL 866的CCD SDSS gr测光结果。我们应用了减法程序，以统计学清洗集群CMD从场星污染。为了解开集群功能，从那些属于他们周围的领域，我们采用了减法程序，利用可变的细胞，以尽可能接近地再现场星的颜色-星等图（CMD）。然后，我们跟踪他们的恒星密度径向配置文件，从清洁场星数据集上进行的恒星计数，并推导出它们的半径。使用清洁集群CMD，我们估计年龄和金属丰度匹配的理论等时线计算的SDSS系统。这些星团的年龄在0.1 ~ 2.0 Gyr之间，金属含量（[Fe/H] ~ -0.4 dex）较低。
2014-03-18 astro-ph.GA
Gemini/GMOS photometry of intermediate-age star clusters in the Large Magellanic Cloud
我们给出了14个中等年龄大麦云（LMC）星团的南双子座GMOS g，i测光，它们是：NGC 2155，2161，2162，2173，2203，2209，2213，2231，2249，霍奇6，SL 244，505，674和769，作为一个持续项目的一部分，调查扩展的主序列关闭（EMSTO）现象。在观测视场内进行了广泛的人造星试验。这些测试揭示了所观察到的光度误差与幅度和拥挤的行为。星团的恒星密度径向轮廓跟踪恒星计数的范围内的观测领域。我们采用聚类半径，并建立颜色星等图（CMD）与集群功能明确识别。我们使用聚类（g，g-i）CMD从理论等时线的匹配来估计年龄。所研究的大麦哲伦星系团是一个年龄在9.10 <log（t）<9.60之间的中等年龄星系团。NGC 2162和NGC 2249看起来像是新的EMSTO候选者，除了NGC 2209之外，基于双红色团块。
2014-07-29 astro-ph.GA
Period-Luminosity Relations Derived From the OGLE-III Fundamental Mode Cepheids II: The Small Magellanic Cloud Cepheids
本文给出了SMC中基模造父变星的多带周期光度关系。这些SMC造父变星的光学VI波段平均星等取自光学引力透镜实验（OGLE-III）目录的第三阶段。我们还将OGLE-III SMC造父变星与2 MASS和SAGE-SMC星表进行了匹配，以分别获得JHK波段和四个{ \it Spitzer} IRAC波段的平均星等。采用Zaritsky消光图对所有测光进行消光校正。从样品中去除周期小于$\sim2.5$天的造父变星。除了从光学到红外的九种滤光片的消光校正的P-L关系外，我们还导出了这些造父变星的无消光韦森函数。我们在第10天时检测了这些SMC P-L关系（$8.0μ\mathrm{m}$ -带P-L关系除外）的非线性：所有P-L关系均未显示统计学显著的非线性证据。当与LMC中的P-L关系相比时，t检验结果表明，SMC/LMC P-L斜率之间仅在V和J波段存在差异。此外，我们发现SMC/LMC Wesengland P-L斜率之间具有良好的一致性。发现LMC和SMC的周期-韦森格林函数关系LMC和SMC零点之间的差异为$Δμ=0.483\pm0.015$ ma。这相当于LMC和SMC之间的距离模量的差异。
2015-07-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass reservoirs surrounding massive infrared dark clouds: A view by near-infrared dust extinction
背景：红外暗云（IRDC）是大质量恒星的祖先。对IRDC的母体分子云知之甚少。目的：我们证明了近红外（NIR）尘埃消光映射的可行性，在跟踪IRDC的父母分子云的距离D = 2.5 - 8千秒差距。研究方法：我们推导出近红外消光图10个突出的IRDC复杂的颜色过剩映射技术和近红外数据从UKIDSS/银河系平面调查。我们将得到的地图与13 CO发射线数据、8 μm尘埃不透明度数据和毫米尘埃发射数据进行了比较。我们通过比较观测到的近红外源密度的贝桑松恒星分布模型，并比较它们的运动学距离估计云的距离。结果：近红外消光图提供了IRDC复合物在Av = 2 - 40 mag动力学范围内的视图，空间分辨率为30”。近红外消光数据与13 CO数据相关性很好，并探测了类似的气体成分，但也延伸到更高的柱密度。近红外数据揭示了密集气体周围大量的延伸结构，这些结构由8 μm阴影特征和亚毫米尘埃排放所追踪，表明云的质量通常比这些示踪剂所追踪的质量多10倍以上。我们样本中的IRDC复合体含有相对大量的高柱密度物质，它们的累积柱密度分布类似于附近活跃的恒星形成云，如猎户座，而不是像加利福尼亚州那样不太活跃的云。结论：近红外尘埃消光数据提供了一个新的强有力的工具，探测的质量分布的父母的分子云的IRDC的距离D = 8千秒差距。这鼓励对内陆发展中国家进行更深入的近红外观测，因为通过专门的观测可以直接提高数据的灵敏度…
2011-09-27 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
Kinematics of young star clusters in the outer north-eastern region of the Small Magellanic Cloud
Instituto Interdisciplinario de Ciencias Básicas (ICB), CONICET-UNCuyo（基础科学跨研究所）；Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas (CONICET)（国家科学研究委员会）
研究通过分析小麦球星团东北外侧区域的运动学扰动，揭示了其与大麦球星团相互作用的残留速度特征，为理解星团运动学提供了新的视角。
2026-01-23 astro-ph.GA
Properties of luminous red supergiant stars in the Magellanic Clouds
有证据表明，一些红超巨星（RSG）经历了短暂的极端质量损失阶段，产生了大量的尘埃。这些偶发的爆发阶段有助于剥离演化的大质量恒星的氢包层，极大地影响它们的演化。然而，到目前为止，事件性质量损失的观测数据是有限的。本文利用Baade望远镜对麦哲伦云中14个尘埃源的光谱样品进行了表面性质的研究。这些特性可用于未来的光谱能量分布拟合研究，以测量从目前的拱星尘埃通过爆发从恒星排出的质量损失率。我们应用MARCS模型从TiO的光学带获得有效温度（$T_{\rm eff}$）和消光（$A_V$）。我们使用$χ^2$程序来确定与所获得的光谱的最佳拟合模型。我们使用经验光度关系计算$T_{\rm eff}$，并将其与我们的模型$T_{\rm eff}$进行比较。我们在麦哲伦星云中发现了一颗新的黄超巨星，并通过光谱确认了八颗新的RSG和一颗亮巨星。此外，我们观察到一颗超巨星B[e]星，发现光谱类型与以前的分类相比发生了变化，证实了光谱类型在几十年内是可变的。对于RSG，我们得到了表面和整体性质，以及灭绝$A_V$。我们的方法已经找到了八个新的发光的RSG。尽管选择尘埃RSG，我们发现的值为$A_V$，并不像预期的那样高，因为这些演化恒星的拱灭绝。样本中最引人注目的天体LMC 3是一颗质量极大、亮度极高的演化大质量恒星，可能是大麦云中已知的最大、亮度最高的RSG之一（log（L $_*$ /L $_{\…
2022-09-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The detection of an older population in the Magellanic Bridge
麦哲伦星系包括大麦云云（LMC）、小麦哲伦云（SMC），以及观测较少的麦哲伦桥和麦哲伦流。桥被中性气体追踪，并有观测到的恒星成分，而流只由气体组成，迄今没有观测到恒星对应物。这项研究使用2MASS和WISE在桥方向上创建的星表来调查麦哲伦桥的恒星内容。创建了目录，并分析了颜色大小和两个颜色图。还进行了一项研究，以消除麦哲伦桥方向的银河前景人口，这是一个重要的考虑因素，因为在桥内的恒星密度低。这项研究发现，麦哲伦桥包含一个候选的老年恒星星族除了年轻的人口已经知道。麦哲伦桥的形成很可能是由于LMC和SMC之间的潮汐事件，将大部分材料从SMC吸入其中。桥中的一个较老的人口表明，恒星的内容是在其形成过程中与气体成分一起吸入的。
2013-01-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Three dimensional maps of the Magellanic Clouds using RR~Lyrae stars and Cepheids - I. The Large Magellanic Cloud
光学引力透镜实验（OGLE-III）巡天的造父变星和天琴座RR型星的新数据使我们能够研究由这些变星追踪的大麦云（LMC）年轻（几千万年到几亿年）和年老（通常超过9 Gyr）恒星群的三维分布。我们估计的距离16949 RR天琴座恒星使用光度估计的金属丰度。此外，1849年造父变星的周期被用来确定它们的距离。通过使用来自这些恒星的固有颜色的个人红化估计得到的三维地图。由此产生的中位距离的RR天琴座恒星和造父变星似乎解决了长和短距离尺度的问题，为我们的样本。猎户座RR型恒星的距离中值为53.1 \pm 3.2 kpc，造父变星的距离中值为53.9 \pm 1.8 kpc，这两个距离指标与许多早期的研究相比非常吻合。个别红化的估计，使我们能够解决的距离差异经常观察到，而比较造父变星和RR天琴座恒星。对于这两个恒星星族，我们发现大麦哲伦星云的倾角为32° \pm 4°，平均位置角为115° \pm 15°。位置角随银河中心半径的增加而增加，表明有轻微的扭转。在OGLE III覆盖的LMC最里面的7度内，位置角的变化超过10度。造父变星的深度为1.7 \pm 0.2千秒差距。无论是在天琴座RR型恒星还是造父变星中，这条线都是密度过高的。在天琴座RR型恒星中，可以追踪到在盘主体前方有一个突出的超密度条，其视线深度约为5千秒差距。
2012-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
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 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
Spatial variations of turbulent properties of neutral hydrogen gas in the Small Magellanic Cloud using structure function analysis
本文利用中性氢离子电离层的观测资料，研究了小麦哲伦云（SMC）中湍流特性的空间变化。为了测试恒星反馈对HI湍流的重要性，我们根据恒星形成率（SFR）表面密度以及HI综合强度定义了中心和外部SMC区域。我们使用的结构函数和速度通道分析（VCA）计算的幂律指数（伽玛）在这些地区的底层密度和速度场。在所有情况下，我们的结果表明，基本上没有差异的伽玛之间的中心和外部区域。这表明，HI湍流特性是令人惊讶的均匀在SMC探测时，在30 pc的分辨率。相反，最近的建议，从数值模拟，我们没有发现一个显着的变化，由于恒星反馈跟踪的SFR表面密度的伽玛。这可能是由于恒星反馈遍布整个SMC，但更可能是由于大规模的湍流引力驱动。我们发现，中央和外部SMC区域之间的差异的缺乏不能解释的高光学深度HI。
2017-07-11 astro-ph.GA
Self-consistent modelling of aromatic dust species and extinction curves in galaxy evolution
我们制定和计算的尘埃在星系中的演变，专注于各种尘埃成分之间的区别-硅酸盐，芳香碳，和非芳香碳。我们把星系作为一个单区对象，并采用我们以前的工作中发展的粒度分布的演化模型。我们进一步包括芳构化和反芳构化（芳构化的逆反应）。我们把半径在3- 50 μ m范围内的小颗粒芳烃看作是多环芳烃。我们还计算消光曲线与硅酸盐和芳香族和非芳香族碳质尘埃的丰度一致。我们的模型很好地解释了PAH丰度作为附近星系金属丰度的函数。在$\sim$ 10 Gyr时，消光曲线与银河系曲线在碳碰撞强度和远紫外斜率方面变得相似。我们还将我们的模型应用于星暴星系，通过缩短恒星形成时间尺度（0.5 Gyr）和增加致密气体分数（0.9），发现消光曲线保持无扰的形状（因为低芳族分数），这与在小麦哲伦星云和高红移类星体中观察到的消光曲线相似。因此，我们的模型成功地解释了在低和高红移的消光曲线形状的变化。
2020-01-07 astro-ph.GA
New Ultraviolet Extinction Curves for Interstellar Dust in M31
利用HST/STIS获得了M31中一颗变红OB星的新的低分辨率紫外光谱，以研究星际消光的波长依赖性和底层尘埃颗粒种群的性质。消光曲线是为M31中的四条红化视线与紧密匹配的恒星大气模型配对而构建的。新曲线的S/N比以前的研究高得多。使用Ly $α$吸收线进行N（H I）的直接测量，从而能够计算气尘比。这些视线的银河中心距离范围为5至14千秒差距，代表了来自不同金属丰度和气尘比区域的尘埃。采样的金属丰度范围从太阳能到1.5太阳能。测得的曲线与在银河系和大麦云云中看到的曲线相似。最大熵方法被用来调查尘埃的组成和尺寸分布的视线在这个程序中观察到的发现，消光曲线可以产生与可用的碳和硅的丰度，如果金属丰度是超太阳。
2015-10-23 astro-ph.GA
On the Optical-to-Silicate Extinction Ratio as a Probe of the Dust Size in Active Galactic Nuclei
尘埃在活动星系核统一理论中起着核心作用。无论围绕活动星系核形成环形的尘埃是像星际颗粒那样的10- $μ$ m大小，还是更大，对校正尘埃环形的遮蔽以恢复活动星系核的本征光谱和光度有着深远的影响。在这里，我们表明，在可见光波段（$A_V$）的光学消光比的9.7 $μ$米硅酸盐吸收功能（$Δτ_{9.7}$）的光学深度可能是一个有效的探针的尘埃大小。活动星系核的$A_V/Δτ_{9.7} \approx 5.5$与银河系弥漫星际介质$A_V/Δτ_{9.7} \approx 18$的比值非常低，这表明活动星系核环面中的尘埃可能比银河系和小麦哲伦云的星际颗粒大得多，因此，人们可以预期活动星系核的消光曲线是平坦的。
2017-04-04 astro-ph.GA
Evolution of dust extinction curves in galaxy simulation
为了理解消光曲线的演化，我们计算了尘埃演化的星系使用平滑粒子流体动力学模拟纳入恒星尘埃生产，超新星冲击中的尘埃破坏，吸积和凝聚的颗粒生长，和粉碎颗粒破坏。粉尘种类被分离成含碳粉尘和硅酸盐。通过将颗粒群分为大增益和小增益来考虑粒度分布的演变，这使我们能够估计灭绝曲线。我们研究了消光曲线的位置，气体密度和星系中的金属丰度的依赖性，并发现消光曲线是平坦的$t \lesssim 0.3$陀螺仪，因为恒星尘埃生产占主导地位的总尘埃丰度。2175年的彗星撞击和远紫外线（FUV）的上升在尘埃通过吸积增长后变得突出。在$t \gtrsim 3$ Gyr，破碎在外盘和低密度区域有效地发挥作用，因此灭绝曲线显示出非常强烈的2175 Å凸起和陡峭的FUV上升。$t\gtrsim 3$ Gyr的消光曲线与银河系的消光曲线一致，这意味着我们成功地将必要的尘埃过程包括在模型中。由恒星反馈引起的外盘分量的消光曲线具有较弱的2175 μ m凸起和较平坦的FUV斜率。碳质尘埃的强烈贡献往往会使小麦哲伦云消光曲线中的FUV上升不足，这支持了星系中小碳质尘埃的选择性损失。年轻时的快照也解释了高红移类星体的消光曲线。
2017-04-06 astro-ph.GA
Scylla: Observational Evidence for an Order of Magnitude in Dust Mass Opacity Evolution with ISM Density in the Large Magellanic Cloud
Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；AURA for the European Space Agency, Space Telescope Science Institute（欧洲航天局AURA太空望远镜科学研究所）；Université de Strasbourg, CNRS, Observatoire astronomique de Strasbourg（斯特拉斯堡大学、法国国家科学研究中心、斯特拉斯堡天文台）；NSF National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory（美国国家光学-红外天文研究实验室）；Rutgers the State University of New Jersey（新泽西州立罗格斯大学）
本研究以Scylla为对象，通过大麦哲伦星云的观测发现尘埃质量不透明度随ISM密度演化存在数量级差异，验证了相关理论模型，为尘埃质量估算提供新启示。
2026-08-07 astro-ph.GA
Consistent Calibration of the Tip of the Red Giant Branch in the Large Magellanic Cloud on the Hubble Space Telescope Photometric System and a Re-determination of the Hubble Constant
利用HST/ACS F814 W系统对大麦云云的红巨星支尖（TRGB）进行了定标。我们使用档案HST观测，以获得混合校正和光度变换的两个地面为基础的大面积成像调查麦哲伦云。我们发现，这些调查偏置明亮的光学由于混合高达~0.1等，和偏差是当地恒星密度的函数。我们校正了Jang & Lee（2017）的LMC TRGB星等，并使用Pietrzynski等人（2019）的几何距离获得了M_F814 W =-3.97+/-0.046 mag.将此校准应用于Freedman等人（2019）在SN Ia宿主中的TRGB星等，得到了H_0=72.4+/-0.046的哈勃常数值。2.0 km/s/Mpc的TRGB+SNe Ia距离阶梯。TRGB校准和H_0值的差异来自这里和Freedman等人（2019），主要是由于他们高估了LMC消光，这是由于麦哲伦云TRGB测光的不同来源不一致造成的。对两个云使用相同的测光源（OGLE）并应用上述校正，得出LMC I波段TRGB消光值低0.06等，与我们和Jang & Lee（2017）使用的独立OGLE红化图一致，以校准TRGB并确定H_0。
2019-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
UV Extinction as a More Fundamental Measure of Dust than E(B-V) or A(V)
在银河系、麦哲伦星云和一般情况下，红化恒星的气尘比通常表示为氢柱密度N（H）和红化E（B-V）或V波段消光（A（V））之间的线性关系。如果消光曲线是真正普遍的，那么对于任何波长的消光，以及对于N（H）与E（B-V），关系的强度和线性将自然地保持。然而，银河系内的消光曲线各不相同，除了偶然的机会，没有理由认为E（B-V）或A（V）是尘埃柱密度的最物理度量。在本文中，我们第一次利用全消光曲线到41兆瓦的视线，并发现N（H）和消光之间的散射最小化-关系成为线性-消光在2900 +/- 160 A。散射和非线性在较长波长处增加，并且对于近红外消光特别大。我们得出结论，近紫外消光是一个优越的措施的尘埃柱密度MW尘埃。我们为各种粉尘示踪剂提供了新的非线性气体-粉尘关系。我们还发现，MW和SMC气尘比之间的巨大差异（N（H）/E（B-V）为0.9 dex），对于远紫外消光，减少到0.7 dex，这与宇宙丰度的差异相匹配。两个星系之间的碳，因此证实N（C）是气尘比中气体的首选测量值，尽管它可能不是一个方便的测量值。
2021-02-18 astro-ph.GA
Large Variations Seen in First Ultraviolet Spectroscopic M33 Dust Extinction Curves
Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Sterrenkundig Observatorium, Universiteit Gent（根特大学天文台）；Institute of Astronomy and NAO, Bulgarian Academy of Sciences（保加利亚科学院天体物理研究所）；University of Sofia, Faculty of Physics（索非亚大学物理学院）；Space Science Institute（空间科学研究所）；Department of Physics & Astronomy, Louisiana State University（路易斯安那州立大学物理与天文学系）；Maria Mitchell Association（玛丽亚·米切尔协会）；European Space Agency (ESA)（欧洲航天局）；Department of Physics & Astronomy, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学物理与天文学系）
研究首次在M33测量紫外光谱尘埃消光曲线，发现其在紫外形状和2175埃 bump强度上存在显著变化，且消光程度低于其他本地组星系，不遵循银河系R(V)关系。
2026-03-24 astro-ph.GA
Dark gas in the solar neighnorhood from extinction data
当将红外或伽马射线数据建模为所观察到的气体示踪剂的线性组合时，与分别通过HI和CO测量追踪的已知中性和原子气体的预期相比，已经检测到过量的排放。这种过量可能对应于额外的气体组分。这种所谓的“暗气体”（DG）已经在我们的银河系以及麦哲伦云中被观测到。我们首次研究了太阳附近大尺度上可见光消光（Av）数据与气体示踪剂之间的相关性。我们的工作重点是太阳邻近区域（$|b|>10\degr$）、银河系内部和外部，以及四个单独的区域：金牛座、猎户座、仙王座-北极星和天鹰座-蛇夫座。由于最近制作的全天空Av地图，我们首先执行Av与最扩散区域的HI和CO排放之间的相关性，以获得最佳的（Av/NH）^（ref）比率。然后，我们在整个区域内进行分析，以估计CO到H2的转换因子以及DG质量分数。在太阳附近，平均消光与气柱密度之比为（Av/NH）^（ref）=6.53 × 10^（-22）mag.cm^2，星系内部和外部之间存在显著差异。我们得到平均XCO值为1.67 10^（20）H2 cm^（-2）/（K km s^（-1））。在太阳附近，在黑暗的组件中的气体质量被发现是19%，相对于原子组件和164 $%$相对于一个跟踪CO。这些结果是兼容的最近的分析，使用普朗克数据内的不确定性，我们的测量。我们估计在太阳附近暗气体与总分子气体的比率为0.62。HI到H2和H2到CO的跃迁分别出现在Av $\sime…
2012-06-18 astro-ph.GA
Polarimetric and photometric investigation of a dark globule LDN 1225: distance, extinction law, and magnetic fields
我们给出了基于光学$R$波段偏振观测的结果，280颗恒星分布在暗球LDN 1，1225。{ \it Gaia}数据发布2个月，以及$\sim$ 200颗恒星的偏振数据已被用于（a）将LDN 1，1225的距离限制为830 $\pm$ 83~pc，（b）确定星际偏振（ISP）的贡献，以及（c）表征尘埃性质并描绘LDN 1，1225的磁场（B场）形态。我们发现B场更加有组织，并且表现出12个$\degr$的小分散度。利用紫金山天文台（PMO）的$^{12}$ CO分子谱线资料，结合B场的柱密度、色散，估算出B场强度为$\sim$ 56\，$\pm$ 10\，$μ$ G，磁湍流压为$\sim$ 3\，$\pm$ 1，2，质量磁通比（临界值单位）为~ $<$ 1，1.这些结果表明，B-场的主导作用相比，湍流和重力在渲染云的支持。B场平行于云的低密度部分（由$^{12}$ CO图追踪），相反，它们既不平行也不垂直于高密度核心结构（由$^{13}$ CO和C $^{18}$ O图追踪）。LDN 1225有两个70 μ $μ$ m源，它们似乎是低质量的0类源。使用光学和近红外光度数据得到的全消光比选择消光被发现是异常的（$R_{V}$ ~ $=$ ~3.4），表明LDN 1，1225中的尘埃颗粒生长。尘埃颗粒的偏振效率遵循幂律指数$-$ 0.7，推断光学偏振跟踪B-字段在云的外部。
2019-02-25 astro-ph.GA
Interstellar Dust Grains: Ultraviolet and Mid-IR Extinction Curves
星际尘埃在塑造星际介质的详细结构方面起着核心作用，因此强烈影响恒星的形成和星系的演化。尘埃消光是我们理解星际尘埃的主要支柱之一，同时也是解释遥远天体（包括已解析和未解析星系）观测结果的限制因素之一。紫外（UV）和中红外（MIR）波长区域显示了尘埃、碳质和硅酸盐物质的主要成分的特征，因此为详细的消光曲线研究提供了最富有成效的途径。我们目前的灭绝曲线图强烈偏向于银河系附近的区域。在本星系群（主要是麦哲伦云）中测量到的少量紫外线消光曲线清楚地表明，尘埃性质的范围比从银河系局部区域的紫外线消光特征推断的范围要广得多。获得所有尘埃本星系群的UV和MIR消光测量的统计学显著样本将首次为了解各种环境中的尘埃颗粒提供基础。获得这样的观测结果需要敏感的中波紫外线、蓝光和中红外成像，以及后续的数千个源的R ~ 1000光谱。这样的普查将彻底改变我们对尘埃性质对当地环境的依赖性的理解，提供尘埃对观测的影响的经验描述以及对尘埃颗粒和演化模型的强约束。
2019-03-24 astro-ph.GA
Towards a deeper understanding of the physics driving galaxy quenching -- inferring trends in the gas content via extinction
为了研究不同的淬火机制的重要性，我们使用间接的方法来估计约62，000 SDSS DR 7星系的气体质量。我们推断气体表面密度的尘埃柱密度的纤维内的消光跟踪，应用金属量校正，以考虑不同的尘埃与气体的比例。我们发现，无论是气体分数和恒星形成效率（SFE）减少移动远离恒星形成的主序列（MS）走向平静的所有星系质量。我们进一步表明，这两个数量相关性同样强烈的偏离MS，这意味着需要任何物理模型的淬火调用$\textit{both}$气体馏分和超临界流体的变化。我们的研究结果要求更好地理解驱动恒星形成效率降低的物理过程，到目前为止，这在淬火理论中受到的关注相对较少。
2019-11-22 astro-ph.GA
The Structure of the Large Magellanic Halo Stellar Halo Derived Using OGLE-III RR Lyr stars
利用最近公布的OGLE-III星表，研究了大麦云星云（LMC）中17692颗基模天琴座RR星的星晕结构。我们在周期、振幅和幅度上应用保守的削减，以去除混合和其他污染。我们使用周期-光度和周期-颜色的关系，以确定我们的最终样本的9393颗恒星的每一颗恒星的距离和消光。为了确定我们的方法的分散性，我们比较了在覆盖区域的边缘处的两个区域中的距离分布与中心区域。我们确定的内在的视线分散中心为0.135等或3.21千秒差距（半高宽为0.318等或7.56千秒差距），假设在一个边缘区域的深度为零。我们应用的保守切割显著减少了导出的深度。此外，我们发现RRab星的分布是变形的，在这个意义上，恒星的东侧比西侧更接近。我们将RRab分布建模为三轴椭球，并确定其轴比为1：2.00：3.50，最长轴从视线倾斜6度。我们分析的另一个结果是大麦哲伦星云的灭绝图和内部变红图，我们公开了这些图。
2009-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaia view of a stellar sub-structure in front of the Small Magellanic Cloud
最近的观测研究在小麦哲伦云（SMC）的东部地区发现了一个由红团（RC）星（在主体前方约12 kpc）跟踪的前景恒星子结构，并认为它是在麦哲伦桥（MB）形成期间形成的，由于麦哲伦云的潮汐相互作用。由于数据的空间覆盖范围有限，以前的研究仅调查了距离SMC中心4.0度的这一特征，因此无法找到与MB的物理联系。为了确定这个前景人口的空间范围和属性，我们分析了来自盖亚数据发布2（DR 2）的~ 314平方英尺的数据。度区域以SMC为中心，其覆盖整个SMC和MB的显著部分。我们发现，前景人口是目前只有2.5度到~ 5-6度之间的SMC在东部地区的中心，对MB，因此不完全重叠的MB在天空的平面。发现前景恒星星族与主体的恒星星族在运动学上不同，其切向速度慢约35 km/s，相对于主体向西北方向移动。虽然观测到的性质与模拟并不完全一致，但比较表明前景恒星结构很可能是气态MB的潮汐剥离对应物，并且可能是由SMC的内盘（由恒星主导）形成的。需要对RC星进行化学和3D运动学研究以及改进的模拟，包括潮汐和流体动力学效应，以了解前景结构和MB之间的偏移。
2020-10-06 astro-ph.GA
Dust in the Local Group
尘埃如何吸收和散射星光作为波长的函数（称为星际消光曲线）对于校正尘埃消光的影响至关重要，从而推断出红色天体的真实亮度和颜色。与消光光谱特征一起，消光曲线包含了关于尘埃粒度分布和成分的重要信息。这篇综述总结了我们目前对银河系尘埃消光的认识，三个本星系群星系（即，小麦哲伦云和大麦云，以及M31），以及本星系群之外的星系。
2015-07-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Dust Extinction Curve: Beyond R(V)
利用Gaia的1.3亿颗恒星光谱数据，发现尘埃消光曲线无法仅用R(V)描述，识别出与R(V)正交的多个成分，揭示了星际介质结构及尘埃组成变化，并公开了2400万条消光曲线分解数据。
2025-06-25 astro-ph.GA
Unveiling the nature of candidate high-mass young stellar objects in the Magellanic Clouds with near-IR spectroscopy
作为银河系的近邻，大麦哲伦云和小麦哲伦云（LMC和SMC）提供了一个独特的机会来研究银河系生态系统中的恒星形成。数以千计的年轻恒星天体（YSO）已经通过大规模的斯皮策和赫歇尔巡天进行了表征。在本文中，我们提出了新的近红外光谱的五个高质量的YSO在LMC和SMC之一。我们检测到多个氢复合线，以及He I 2.058 $μ$ m，H $_2$，[Fe II]和[S III]在这些高度激发的来源。我们估计每个来源的内部灭绝，并发现它是最高的最年轻的进化分类的来源。使用线比，我们评估的主导激发机制，在三个源，我们检测到H $_2$ 2.12 $μ$ m和[Fe II] 1.64 $μ$ m。在每一种情况下，光激发占主导地位的冲击激发。最后，我们检测CO带头吸收在我们的LMC源之一。虽然这一特征通常与演化的恒星有关，但这一天体可能很年轻，具有强烈的PAH和精细结构的发射线，追踪在较长波长处检测到的H II区域。与银河系中的大质量YSO相比，我们的源具有更高的辐射热和线光度，这与它们被选为LMC和SMC中最亮的源相一致。
2018-11-29 astro-ph.GA
