Accretion History of the Milky Way Dark Matter Halo and the Origin of its Angular Momentum
在邻近星系的引力场模型中，进入银河系和大麦哲伦云的暗物质流产生了银河系暗物质晕的生长历史，最终的角动量大致在观测方向上，它在大麦云周围产生了类似于麦哲伦流的暗物质流。
2014-08-25 astro-ph.GA
Discovery of a disrupting open cluster far into the Milky Way halo: a recent star formation event in the leading arm of the Magellanic stream?
我们报告发现了一个年轻的（${\rm age} \sim 130~{\rm Myr}$），低质量（$M \sim 1200~{\rm M}_\odot$），贫金属（$[{\rm Fe}/{\rm H}] \sim -1.1$）恒星协会在日心距离$D \approx 29~{\rm kpc}$，把它远远进入银河系晕。在它目前的银河系中心位置$(R, z) \sim (23, 15)~{\rm kpc}$，星协（在天空上）靠近麦哲伦星系发出的气流的前缘，但位于银河系盘另一侧的大麦云（LMC）中心的$\approx 60^\circ$。如果我们假设星系团与HI气体在流中处于同一位置，我们就直接测量到麦哲伦星系流前缘的距离。测得的距离是不一致的流预测从模型的LMC/SMC相互作用和落入银河系不占冲压压力和气体与银河系盘的相互作用。该星团的估计年龄与主臂气体最后一次通过银河系中平面的时间一致，因此我们推测这一恒星形成事件是由其最后一次通过中平面引发的。这个想法的大部分细节仍然是一个谜：麦哲伦流的柱密度很低，银河系盘在这个大半径处的气体密度很低，并且主导臂气体和银河系气体的相对速度很大。无论它是如何形成的，在银河系晕中发现一个年轻的星团为研究提供了一个有趣的机会。这个星系团是单独用盖亚天体测量和测光发现的，但后续的DECam测光对测量它的性质至关重要。
2020-02-05 astro-ph.GA
A Genetic Approach to the History of the Magellanic Clouds
麦哲伦云的历史研究使用N体流体动力学模拟的初始条件由遗传算法设置。这种技术使我们能够通过直接比较模拟与观测约束来确定银河系周围麦哲伦云的可能轨道。我们探讨了麦哲伦云与银河系相互作用的参数空间，把麦哲伦云的自行、银河系暗物质晕的维里质量和浓度参数（$c$）作为自由参数。这里提出的最佳轨道方案被认为是两套不同的参数的银河系盘和凸起组件。太阳位置的总圆速度（$\rm{R_{\odot}}=8.5\,\rm {kpc}$）直接从相应的银河系质量模型的旋转曲线计算。我们的分析表明，麦哲伦云至少在$3\,\rm{Gyr}$内在银河系维里半径内轨道运行，即使是低质量的晕也是如此。然而，这仅在浓度参数（$c\ge20$）的高值时才有可能。在这里介绍的两个轨道模型中，麦哲伦云之间的相互作用能够再现麦哲伦系统的观测特征。
2014-07-31 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
Gaia EDR3 proper motions, energies, angular momenta of Milky Way dwarf galaxies: a recent infall to the Milky Way halo
基于 Gaia EDR3 高精度自行运动数据，发现银河系矮星系能量和角动量远大于其他恒星系统且位于近心点，表明其近期落入银河系晕，需重新审视其起源及质量估计。
2023-06-29 astro-ph.GA
Temperature asymmetry in the Milky Way's hot circumgalactic medium induced by the Magellanic Clouds
Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）
研究通过流体动力学/N体模拟探讨大麦哲伦星云通过是否导致银河系热环状介质的温度不对称性，发现星云运动使银河系盘压缩南部环状介质气体，导致温度升高，与观测一致。
2026-04-09 astro-ph.GA
Predicting Infall Time of Milky-Way Satellites via Machine Learning
本文利用LightGBM算法通过机器学习预测银河系卫星的并入时间，采用τ₉₀、[Fe/H]和M*作为输入特征，实现了较高的预测精度并验证了早期并入对卫星熄灭过程的重要性。
2025-12-09 astro-ph.GA
Characterizing the Infall Times and Quenching Timescales of Milky Way Satellites with $Gaia$ Proper Motions
对附近宇宙中低质量卫星星系的观测表明，相对于在该领域具有类似质量的系统，它们的恒星形成特性存在强烈的二分法。具体来说，卫星星系优先是气体贫乏，不再形成恒星，而它们的场对应物主要是气体丰富，积极形成恒星。最近的许多研究都是从统计学的角度来理解这种二分法的，不仅确定了环境过程最有可能是导致这些低质量系统猝灭的原因，而且确定了它们在进入宿主系统后必须非常迅速地运行，猝灭时间尺度$\lesssim 2~ {\rm Gyr}$。这项工作利用了新的$Gaia$ DR 2自行测量以及Phat ELVIS套件的高分辨率，宇宙学，放大模拟研究低质量的卫星淬火银河系周围的对象对象的基础上。我们推导出银河系已知的低质量卫星星系的$37$的下落时间的约束，发现银河系的“经典”卫星星系的$\gtrsim~70\%$与从以前的作品中的总人口推断的非常短的淬火时间尺度是一致的。其余的经典银河系卫星的淬火时间尺度明显更长，$τ_{\rm quench} \sim 6 - 8~{\rm Gyr}$，突出了如何详细的轨道建模可能是必要的，以了解具体的环境淬火为个别卫星星系。此外，我们发现，$6$超暗矮星系与公开可用的$HST$为基础的恒星形成历史都是一致的，他们的恒星形成关闭之前，落入银河系-这与他们非常早的淬火时间相结合，强烈有利于再电离驱动的淬火。
2019-06-10 astro-ph.GA
Effects of radial flows on the chemical evolution of the Milky Way disk
大多数的化学演化模型假设银河系盘是通过气体的注入形成的，并将盘分成几个独立的环，它们之间没有物质交换。然而，如果气体流入是重要的，径向气体流应考虑作为一个动态的结果流入。本文的目的是测试详细的化学演化模型（一次和两次）的银河系盘的下落法和恒星形成率的不同处方径向气体流的效果。我们发现，与气体径向流入的恒定速度的金属丰度梯度趋于陡峭。考虑到一个恒定的时间尺度沿银河系盘和径向流量的下降率与恒定的速度，我们得到了一个太平坦的梯度，在方差与数据，这意味着一个由内而外的形成和/或一个可变的气体流速是必需的。为了再现所观察到的梯度，气体流量的模量应随着银河系中心距离的增加而增加，无论是在一个入口和两个入口模型中。然而，由内而外的磁盘形成加上一个阈值的气体密度（仅在两个入口模型）的恒星形成和/或恒星形成与galactocentric距离的可变效率也可以重现所观察到的梯度没有径向流。我们表明，径向流可以是最重要的过程中再现丰度梯度，但只有可变的气体速度。最后，我们应该考虑到，梯度数据的不确定性使我们无法得出确切的结论。未来更详细的数据将有助于确定径向流是否是银河系盘和一般盘形成和演化的必要成分。
2011-04-26 astro-ph.GA
Young stars discovered in dwarf spheroidal galaxies confirm their recent infall into the Milky way
本研究依托Gaia卫星和VLT的观测，在银河系周边矮椭球星系中发现0.5-2Gyr的年轻恒星，证实这些星系近期才落入银晕，颠覆了对其动力学、质量与暗物质含量的原有认知。
2025-05-20 astro-ph.GA
The COS/UVES Absorption Survey of the Magellanic Stream. III: Ionization, Total Mass, and Inflow Rate onto the Milky Way
两个麦哲伦云之间的动态相互作用将大量气体抛入银河系的晕中，形成了麦哲伦流、麦哲伦桥和引导臂（统称为麦哲伦系统）。在研究吸收中的麦哲伦气体的一系列的第三篇论文中，我们使用69个哈勃太空望远镜/宇宙起源光谱仪视线的样本分析了气体电离水平，这些视线通过或在21 cm发射区域的30度范围内。我们发现，81%（56/69）的视线显示麦哲伦速度的紫外线吸收，这表明麦哲伦系统的总截面约为11000平方度，或整个天空的四分之一左右。利用观测到的Si III/Si II比值和云光电离模型，我们计算出麦哲伦星系的总质量（原子加电离）约为20亿太阳质量，电离气体的质量是原子气体的两倍多。这比目前两个麦哲伦星云的星际H I质量加起来还要大，表明它们已经失去了大部分初始气体质量。如果麦哲伦星系中的气体在流入时间约为0.5-1.5 Gyr的情况下存活下来并到达银河系盘，那么它的平均流入速率将达到每年约3.7-6.7太阳质量，这可能会提高银河系恒星形成的速率。然而，与热的银河日冕相互作用的蒸发的多个迹象表明，该流可能无法在其完整无损的旅程中幸存下来，而是会向日冕添加材料（并冷却）。
2014-04-22 astro-ph.GA
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
Mapping atomic and diffuse interstellar band absorption across the Magellanic Clouds and the Milky Way
弥漫星际带（DIB）跟踪温暖的中性和弱电离弥漫星际介质（ISM）。在这里，我们提出了一个专门的，高信号噪声光谱研究的两个最强的DIB，在5780和5797，在小和大麦云的666个早期型恒星的光谱，随着原子Na\，{ \sc i}\，D和Ca\，{ \sc ii}\，K线的测量。由此产生的地图首次显示了DIB载体在大片星系中的分布，以及前景银河系ISM。我们确认了5797 DIB与中性气体的关联，以及5780 DIB与更多半透明气体的关联，通常追踪麦哲伦星云内的恒星形成区域。同样地，Na I，{ \sc i} I，D线追踪较密集的ISM，而Ca I，{ \sc ii} I，K线追踪较扩散的较暖气体。Ca，{ \sc ii}，K线在$\sim200$处有一个额外的分量--从两个麦哲伦云的方向看，$^{-1}$为220 km s $^{-1}$;这可能与泛麦哲伦晕有关。在银河前景吸收中，原子线和DIB都显示出亚pc尺度的结构; 5780和5797的DIBs在这些小尺度上显示出非常小的相关性，Ca\，{ \sc ii}\，K和Na\，{ \sc i}\，D线也是如此。这表明，5780和5797个双斜DIBs之间，或Ca { \sc ii}\，K和Na { \sc i}\，D之间的良好相关性，来自于多个星际结构的叠加。在SMC、LMC和银河系中，DIB和Na I { \sc i}之间的行为相…
2015-09-17 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
H I Kinematics of the Large Magellanic Cloud revisited : Evidence of possible infall and outflow
根据两种新的自行估计，重新讨论了大麦云云（LMC）中性氢原子（H I）的运动学。我们分析了ATCA/Parkes和GASS数据集的强度加权H I速度图。我们校正了视线速度场的系统，横向，岁差，章动的磁盘使用两个最近的自行估计，并估计的H-I盘的运动学参数。使用ATCA/Parkes数据估计的运动主轴的位置角（PA）的值被发现是类似的PA使用恒星示踪剂的最近估计。岁差和章动的影响在PA的估计被发现是显着的。利用ATCA/Parkes数据，发现大麦哲伦星云中的大部分H I气体都位于盘中。我们检测到12.1%的数据点为运动学异常值。我们确定了众所周知的Arm E，Arm S，Arm W，Arm B和一个新的流，Outer Arm，作为离群值组件的一部分。GASS的数据分析显示了麦哲伦桥（MB）的速度细节及其与LMC磁盘的连接。我们发现B臂和外臂连接到MB。我们检测到高速气体在西部磁盘的LMC和西南部和南部的MB。我们提出了两个模型（平面内和平面外）来解释离群气体。我们认为，臂B可能是一个陷入功能，起源于内部MB。E臂可能是流出特征。我们认为可能的流出从西部的LMC磁盘和南部和西南部的MB，这可能是由于冲压压力。在MB中观察到的速度模式表明它正在被剪切。我们认为，在这项研究中确定的各种异常值可能是由于银河系（MW）晕中的LMC的运动的潮汐效应和流体动力学效应的组合。
2014-11-04 astro-ph.GA
Infall Times for Milky Way Satellites From Their Present-Day Kinematics
我们分析subhalos在通过Lactea II（VL 2）宇宙学模拟寻找它们的下落时间和z = 0动力学性质之间的相关性。我们发现，今天的轨道能量是密切相关的时间，在最后一次穿越到维里半径的subhalos。这种能量-陷落相关性提供了一种推断银河系卫星星系陷落时间的方法。假设银河系的组装可以模拟VL 2，我们表明，一些卫星的坠落时间是很好的约束，只给他们的银河系的位置和视线速度。约束尖锐的卫星与自行测量。我们发现船底座、小熊座和雕刻者座都是早在8 Gyr前增生的。其他五颗矮星，包括六分仪和Segue 1，也可能是早期的吸积物，尽管不确定性更大。在另一个极端，狮子座T刚刚第一次落入银河系，而狮子座I在\sim 2 Gyr前落入银河系，现在正在爬出银河系的潜力后，它的第一个近银河系。其他几个矮星的能量，包括天炉座和武仙座，指向中间的坠落时间，2 - 8 Gyr前。我们比较我们的降落时间估计发表的恒星形成的历史，并发现超微弱和经典矮星之间的二分法的线索。经典矮星似乎在坍缩后熄灭了恒星的形成，但超暗矮星往往在坍缩前很久就熄灭了，至少在我们的不确定性使我们能够辨别出差异的情况下是这样。我们的分析表明，大麦云最近穿过银河系维里半径内，在过去的\sim 40亿年。
2011-10-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
A detection of H$_2$ in a high velocity cloud toward the Large Magellanic Cloud
这项工作提出了一个新的检测H $_2$吸收产生的高速云（HVC）与银河系或大麦云（LMC）。这种吸收剂是在大麦哲伦星系恒星Sk-70 $^\circ$ 32的远紫外光谱探测器档案中发现的。这是在银河系晕中发现的第五个被充分表征的H $_2$吸收体，也是在麦哲伦流和桥之外发现的第二个这样的吸收体。吸收体的静止中心速度为$+$ 140 km s $^{-1}$，H $_2$柱密度为$10^{17.5}$ cm $^{-2}$。它最有可能是在较温暖和较弥散的晕云中较冷和相对致密的包裹体（$T\approx 75$ K，$n_{\rm H}\sim 100$ cm $^{-3}$）的一部分。这个晕云可能是仍在上升的银河系喷泉流的一部分，也可能是大麦云云的外流。
2022-04-19 astro-ph.GA
A tale of two populations: surviving and destroyed dwarf galaxies and the build up of the Milky Way's stellar halo
我们使用磁流体动力学模拟的银河系质量晕御夫座项目研究生存和破坏的矮星系，这些晕在宇宙时间内吸积的属性。我们发现，在各种御夫座晕中，幸存的和被摧毁的矮星在坠落时的组合光度函数是相似的，并且由被摧毁的矮星主导。然而，它对坠落时间有很强的依赖性：被摧毁的矮星通常有早期的坠落时间，$t_{infall}<6$ Gyr，而大多数在$t_{infall}>10$ Gyr吸积的矮星都存活到了今天。由于它们的坠落时间较晚，今天幸存的卫星在坠落时的金属岩含量高于其被摧毁的类似坠落质量的卫星;这种差异对于今天卫星的金属岩来说更加明显，其中许多卫星在坠落后继续形成恒星。与以前的工作一致，我们发现，少数相对大规模的破坏矮星系主导的恒星晕的质量。然而，有一个显着的径向依赖性：虽然90%的质量在内部区域（$<\,20\,$ kpc）的贡献，平均而言，只有3个大规模的祖细胞，外部区域（$>\,100\,$ kpc）通常有$\sim8$的主要祖细胞相对较低的质量。最后，我们表明，一些大规模的祖先占主导地位的吸积星的金属丰度分布，即使在金属穷人结束。与文献中常见的假设相反，质量为$M_{*}<10^7 \, M_{\odot}$的矮星系在$50\,$ kpc内的吸积贫金属恒星（[Fe/H] $<\,-3$）中所占比例不到10%。
2020-10-07 astro-ph.GA
The Milky Way's rowdy neighbours: The effects of the Large Magellanic Cloud and Sagittarius Dwarf on the Milky Way Disc
本文通过四个10^9粒子的N-body模拟，研究大麦哲伦云和射手座矮星系对银河系星系盘的独立与综合影响，发现两者作用可分离且重现了观测到的大径向速度波，强调建模时需同时包含两者。
2024-11-14 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 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
Proper motion separation of Be star candidates in the Magellanic Clouds and the Milky Way
我们提出了一个自行调查的样本是明星候选人对麦哲伦云，这导致了在识别不同的人群，在银河系的前景和麦哲伦背景。Be星是广义上的B型星，在它们的光谱中显示出发射线。在这项工作中，我们研究了一个样本的2446和1019被明星候选人分别对LMC和SMC，从文献中，并建议作为可能的被明星，由于他们的变化行为在OGLE-II I带。利用IRSF星表和SPM 4星表分别计算了1188颗和619颗LMC和SMC Be候选星的JHK星等和自行。颜色-颜色和矢量点图被用来确定不同的人口之间的恒星候选人。在LMC样本中，发现了两个具有不同红外颜色和运动学的种群，蓝色的样本与LMC一致，红色的样本属于银河系盘。这解决了在以前的出版物中被描述为可能是LMC中Be候选者中的未知恒星子类的红色样本的性质。在SMC样本中，获得了类似但不太明显的结果，因为在这个星系中没有看到这个明显的未知子类。我们确认，在选择的Be星的变化，虽然一般是成功的，有一个更高的风险污染的银河系物体对红B $-$ V和V $-$ I的颜色。
2017-04-27 astro-ph.GA
UGC 4703 interacting pair near to an isolated spiral galaxy NGC 2718: A Milky Way Magellanic Cloud analogue
本文分析了位于银河型螺旋星系NGC 2718附近的一对相互作用的矮星系UGC 4703的物理和形态学性质。通过与大、小麦哲伦云（LMC和SMC）的物理和形态特征的比较，我们认为UGC 4703对-NGC 2718系统可能是一个LMC-SMC-MW类似物。在距离NGC 2718 81 kpc的天空投影距离上，我们发现UGC 4703与它附近的质量较小的伴星UGC 4703 B明显地相互作用，在它们之间形成了一座恒星流的桥梁。UGC 4703及其伴星的B波段总光度分别为-17.75和-16.25等。利用GMRT获得了UGC 4703的HI 21-cm谱线数据，得到了中性氢（HI）发射的更详细的图像。HI图像显示了矮星系对之间相互作用的证据，但在NGC 2781和UGC 4703矮星系对之间没有检测到像麦哲伦流（MS）那样的扩展发射。我们还发现了沿着UGC 4703/4703 B桥的恒星形成区域，恒星质量超过10 $^{7}$ M $_{\odot}$。通过比较UGC 4703- 4703 B和LMC-SMC两个相互作用矮星对的光学和HI形貌，讨论了它们相互作用历史的可能差异。
2017-10-25 astro-ph.GA
A low pre-infall mass for the Carina dwarf galaxy from disequilibrium modelling
只有暗物质的星系形成模拟预测，类似银河系的星系周围的暗晕数量要比观测到的卫星数量多得多。提出的解决方案要求卫星在落入银河系时居住在质量在10亿到100亿太阳质量之间的暗物质晕中。在这里，我们使用一种独立于宇宙学模拟的建模方法，获得银河系卫星之一：船底座的3.6亿（+3.8亿，-2.3亿）太阳质量的预质量。只有在质量低于100亿个太阳质量的晕中，星系形成变得随机时，船底座低晕质量的确定才能被纳入标准模型。否则，船底座，第八个最明亮的银河系矮星，预计将居住在一个显着更大的光环。这意味着银河系中应该有一群“暗矮星”：没有恒星的光环，但比许多可见的同类更大。
2015-07-08 astro-ph.GA
Recovering the infall mass for Milky Way satellite galaxy Sextans
Institute of Astronomy, School of Physics, Zhejiang University（浙江大学物理学院天体物理研究所）；Purple Mountain Observatory（紫金山天文台）；Center for Cosmology and Computational Astrophysics, Zhejiang University（浙江大学宇宙学与计算天体物理中心）
通过N体模拟研究塞塔恩星系的自由落体质量，揭示其暗物质与恒星动力学关系及形成历史。
2026-03-09 astro-ph.GA
A Dynamical Mass Estimate from the Magellanic Stream
通过冲压剥离模型模拟麦哲伦流形成，发现流长度与银河系质量直接相关，据此估算银河系质量为1.5±0.32×10^12太阳质量，与其他独立测量一致。
2023-05-09 astro-ph.GA
Galactic Archaeology with asteroseismic ages: evidence for delayed gas infall in the formation of the Milky Way disc
从星震学中获得的精确恒星年龄已经可以得到，并有助于对银河系圆盘组成部分的演化设置更强的约束。最近，星震学已经证实，在[ $α$ /Fe]与[Fe/H]丰度比关系的两个不同序列之间的太阳环带中存在明显的年龄差异：高$α$和低$α$恒星星族。我们的目标是用化学演化模型重现这些新数据，包括对吸积事件的历史和数量的不同假设。我们测试了两种不同的方法：一个修订版本的“两个下落”模型，其中高$α$阶段形成的快速气体吸积插曲和低$α$序列随后从一个较慢的气体下落速率，和平行形成的情况下，两个光盘序列形成coevally和独立的。包括年龄和金属丰度不确定性在内的修订后的“两次坠落”模型能够再现：一）不同银河纪的[ $α$ /Fe]与[Fe/H]丰度关系，二）年龄$-$金属丰度关系和时间演化[ $α$ /Fe];三）高$α$和低$α$恒星星族的年龄分布，四）金属丰度分布函数。平行的方法是不能够正确地再现恒星的年龄分布，特别是在老年。总之，最好的化学演化模型是修订后的“两次坠落”模型，其中在第二次气体吸积事件开始时持续延迟$\sim$ 4.3 Gyr是重现恒星丰度和年龄的关键假设。
2019-01-29 astro-ph.GA
The total mass of the Large Magellanic Cloud from its perturbation on the Orphan stream
在Koposov等人的一篇配套论文中，来自\textit{Gaia}数据发布2的RR天琴座被用来证明孤儿星流中的恒星具有与流迹显著不对准的速度矢量，这表明它已经从银河系的卫星接收到了大的引力扰动。我们认为，这样的不匹配不会出现由于任何现实的静态银河系的潜力，然后探讨微扰效应的大麦云云（LMC）。我们发现，LMC可以精确地产生所观察到的运动轨迹失配，因此，我们使用孤儿流来测量云的质量。我们同时适合银河系和LMC的潜力，并推断，总LMC质量$1.38^{+0.27}_{-0.24} \times10^{11}\,\rm{M_\odot}$是弯曲的孤儿流所需的，第一次表明，LMC有一个大的和可测量的影响绕银河系的结构。这对任何假设示踪剂围绕静止的银河系运行的技术都有深远的影响。此外，我们测量银河系质量在50千秒差距为$3.80^{+0.14}_{-0.11}\times10^{11} M_\odot$。最后，我们用这些结果来预测，由于银河系的反射运动在响应大麦哲伦星系，银河系的恒星晕的郊区应该表现出大量的，向上的运动。
2019-05-14 astro-ph.GA
Could the Magellanic Clouds be tidal dwarves expelled from a past-merger event occurring in Andromeda?
麦哲伦云通常被认为是银河系卫星系统中的异常值，因为它们是不规则的和富含气体的星系。从它们大的相对运动来看，它们很可能是第一次经过银河系附近，可能来自本星系群的另一个区域或其外围。M31在过去可能处于合并阶段，我们调查大麦云云是否可能是在这次事件中被驱逐的潮汐矮星。这种假设是测试的框架下，目前的测量和不确定性的相对运动的LMC和M31。我们的方法是使用数千种不同的配置来跟踪LMC轨迹，这些配置对相应的参数空间进行采样。我们发现了几种配置，让LMC在50千秒差距从M31，4.3至8 Gyrs前，根据所采用的银河系晕的形状。对于所有的构型，在这样一个位置的LMC速度总是略大于在这样一个半径的逃逸速度。最好的解决方案对应于一个球形到扁长的银河系晕，预测M31的横向运动小于107公里/秒，并下降到接近零的值。我们的结论是，从目前的测量，麦哲伦云很可能是潮汐矮星驱逐前合并事件发生在M31。
2010-10-19 astro-ph.GA
And yet it moves: The dangers of artificially fixing the Milky Way center of mass in the presence of a massive Large Magellanic Cloud
最近的研究表明，大麦云云（LMC）的质量可能比以前认为的要大得多，我们探讨了惯性银心参考系的近似是否仍然有效，在这样一个大规模的LMC的存在。我们发现，以前的估计LMC的轨道周期和远心点距离推导出假设一个固定的银河系显着缩短模型，银河系被允许自由移动，以响应LMC的引力。保持其他参数不变，有利于第一次下降的模型的比例减少。由于这种相互作用，银河系内部50 kpc的质心可以在很短的时间内在相空间中发生显著的位移，范围从0.3到0.5 Gyr，位移量高达30 kpc和75 km/s。此外，我们表明，大麦哲伦星系的引力和银河系的响应可能会显着影响人马座矮星系（Sgr）的潮汐碎片的轨道和相空间分布。这种影响大于先前基于LMC单独扭矩的估计。因此，Sgr将碎片沉积在与现在的Sgr轨道平面不一致的天空区域。此外，我们发现，适当占银河系围绕其共同的质心与大麦哲伦星系的运动显着修改远心点之间的角距离和倾斜的轨道极点，减轻以前的模型和观测之间的紧张关系。虽然这些模型在性质上是初步的，但它们突出了在对银河系和本星系群中的物体进行运动学建模时，考虑MW和LMC之间的相互引力相互作用的重要性。
2015-02-13 astro-ph.GA
Chemical evolution of the Milky Way: constraints on the formation of the thick and thin discs
本文根据最新的观测资料研究了银河系厚盘和薄盘的演化。特别是，我们分析了O，N，Fe和Mg的丰度梯度沿薄盘以及[Mg/Fe]与[Fe/H]的关系和金属丰度分布函数在不同的银心距离。我们运行几个模型从两个落入范例开始，假设厚盘和薄盘通过两个不同的落入情节形成，我们探讨了几个物理参数，如径向气体流量，恒星形成的可变效率，不同的时间为最大的落入盘上，不同的分布的总表面质量密度的厚盘和富集气体的落入。我们的最佳模型表明，径向气流和恒星形成的可变效率应该与薄盘形成的内向外机制一起起作用。最大程度地落入薄盘的时间尺度（它决定了两个盘形成之间的间隙）应为$t_{max}\simeq 3.25$ Gyr。厚盘应该具有指数的、小尺度的长度密度分布，并且在内部薄盘上的气体流入应该是富集的。我们还计算了盖亚-土卫二系统的演化，并研究了厚盘和薄盘可能相互作用的影响。我们的结论是，土卫二失去的气体，甚至是其中的一部分，可能是形成厚盘而不是薄盘的原因。
2020-08-17 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
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
The Orbits and Total Mass of the Magellanic Clouds
这篇论文概述了我们目前对大麦哲伦云和小麦哲伦云的轨道历史和质量的理解。具体来说，我将论证云是第一次落入我们的银河系，它们的总质量必然比传统估计的大10倍。这一结论是基于最近修订的HST云自行和关于LMC-SMC对及其重子分数的二元状态的争论
2015-11-11 astro-ph.GA
The Formation of Binary Star Clusters in the Milky Way and Large Magellanic Cloud
最近对年轻的嵌入星团的观测和双星星团的统计鉴定为星团的形成过程和随后的动力学演化提供了新的见解。早期星团结构的动力学演化为双星团的形成提供了条件。在这里，我们进行$N$体模拟，以调查在银河系和大麦云（LMC）的双星星团的形成。我们发现，双星星团可以形成从恒星聚集与各种初始条件。对于一个给定的初始维里比，较高程度的初始子结构的结果在一个较高的分数的双星星团。由于双星系统的合并或解体，双星星团的数量会随着时间的推移而减少。通常，聚集体的$\sim 45\%$在银河系环境中演化成$t=20$ ~Myr内的二元/多星系团，而只有$\sim30\%$在$t=50$ ~Myr之外存活，分离为$\lesssim 50$ ~pc。另一方面，在LMC中，二元/多元团簇的$\sim 90\%$存活超过$t=20$ ~Myr，并且在$t=50$ ~Myr时分数减少到$\sim 80\%$，分离为$\lesssim 35~$ pc。对于高度子结构化和扩展的集群，也快速形成多个集群。其他的组成部分倾向于分离，剩下的双星团合并。合并过程可以产生快速旋转的星团，其旋转曲线大多是平坦的，在外围加速。
2021-07-07 astro-ph.GA
Interstellar Ti II in the Milky Way and Magellanic Clouds
我们讨论了几套钛II吸收线数据，探测各种星际环境中，我们的银河系和麦哲伦云。高分辨率（FWHM ~ 1.3-1.5 km/s）的Ti II光谱的银河系目标与相应的高分辨率光谱的Na I，K I，和Ca II的比较揭示了相似性和差异的详细结构的吸收线轮廓-反映组件到组件的差异，这些物种的电离和耗尽行为。中等分辨率（FWHM ~ 3.4-4.5 km/s）光谱的更严重的红色银河系恒星提供了更广泛的信息钛耗尽在寒冷，密度云-其中超过99.9%的钛可能是在尘埃阶段。麦哲伦星云中恒星的中分辨率（FWHM ~ 4.5-8.7 km/s）光谱表明，在给定的N（H_tot）、E（B-V）或分子分数f（H_2）的情况下，大麦哲伦星云和小麦哲伦星云中的钛贫化一般比我们银河系中的要轻得多，这为这两个低金属丰度星系中钛贫化模式的差异提供了额外的证据。我们简要地讨论了这些结果的解释气相丰度在类星体吸收线系统和本地银河ISM的D/H比的变化可能产生的影响。
2010-01-20 astro-ph.GA
The Milky Way Tomography with Subaru Hyper Suprime-Cam: Implications for the past orbit of the Large Magellanic Cloud
Astronomical Institute, Tohoku University（东北大学天文学研究所）；The William H. Miller III, Dept. of Physics & Astronomy, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学物理与天文系威廉·H·米勒三世中心）
利用 Subaru/Hyper Suprime-Cam 数据发现银河系外晕中存在 diffuse 星状结构，通过模拟大麦哲伦星云潮汐碎片分析其起源，发现第二通过模型能解释该结构，而第一通过模型无法解释。
2026-04-11 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
Spectroscopy of the Young Stellar Association Price-Whelan 1: Origin in the Magellanic Leading Arm and Constraints on the Milky Way Hot Halo
我们报告了最近发现的年轻星协Price-Whelan 1（PW 1）中恒星的光谱测量结果，该星协是在麦哲伦流的主导臂（LA）附近发现的。我们获得了PW 1中28颗最亮恒星的麦哲伦+MIKE高分辨率光谱，并使用大炮来确定它们的恒星参数。PW 1的平均金属丰度为[Fe/H]=-1.23，分散度为0.06dex，平均视向速度为Vhelio= 276.7km/s，分散度为11.0km/s。我们的结果在Teff、logg和[Fe/H]方面与我们的发现论文中确定的PW 1的年轻和贫金属特征（1.16亿年和[Fe/H]=-1.1）一致。我们发现PW 1星的空间分布与LA II气体的空间分布有很强的相关性，在L_MS中的偏移量为-10.15度，在B_MS中的偏移量为+1.55度。我们发现，LA II和PW 1之间的空间和运动学分离可以用来自银河系气体的冲压压力来解释。通过轨道积分，我们将LMC、MW晕和外盘气体考虑在内，将PW 1轨道近心处的晕气体密度限定为n_halo（17 kpc）= 2.7（3）x 10^-3 atoms/cm^3，将20 kpc处中平面处的盘气体密度限定为n_disk（20 kpc，0）= 6.0（1.8）x 10^-2 atoms/cm^3。因此，我们得出结论，PW 1形成于麦哲伦流的LA II，使其成为银河系-麦哲伦相互作用的有力约束。
2019-10-11 astro-ph.GA
Hydra II: a faint and compact Milky Way dwarf galaxy found in the Survey of the Magellanic Stellar History
我们目前发现的一个新的矮星系，长蛇座II，偶然发现的数据从正在进行的调查的麦哲伦恒星史（SMASH）进行的暗能量相机的布兰科4米望远镜。这颗新卫星结构紧凑（r_h = 68 +/- 11 pc），亮度较低（M_V = -4.8 +/- 0.3），但仍属于矮星系的范畴。HydraII在色星等图中的恒星分布被贫金属（[Fe/H] = -2.2）和古老（13 Gyr）的等时线很好地描述，并显示出一个明显的蓝色水平分支，一些可能的红色团块星，以及暗示蓝色离散星的暗淡恒星。在日心距离134 +/- 10千秒差距处，九头蛇II位于星系晕的一个区域，模型认为该区域可能含有来自麦哲伦流的主要臂的物质。与N体模拟的比较表明，新的矮星系可能是或可能已经是麦哲伦云的卫星。
2015-04-02 astro-ph.GA
Group Accretion in Milky Way-like Stellar Haloes
本文利用AURIGA模拟研究银河系恒星晕中群体吸积事件，发现大吸积事件物质轨道束缚更强、与伴星系动力学关联弱，并推断不同时期伴星系对太阳邻域和外晕的恒星贡献及动力学相干性。
2025-06-30 astro-ph.GA
Radiative Turbulent Mixing Layers and the Survival of Magellanic Debris
麦哲伦流是由它穿过银河系的环星系介质而形成的，但是通过流-晕界面的质量、动量和能量交换的速率和方向对于确定麦哲伦流的起源和命运来说是相对未知的。作为对LMC-SMC相互作用的大规模模拟的补充，我们将来自理想化的高分辨率“云破碎”和辐射湍流混合层模拟的新见解应用于主导臂和尾流。与传统的云快速分裂的预期相反，我们预测，由于强烈的辐射冷却，引导臂和大部分尾流应该能在下沉中幸存下来，甚至获得质量。如果从云层中提供足够的超音速潮汐摆动，现在的主导臂可能是在原始云后面的冷却尾部的一系列高密度团块。我们备份我们的分析框架与一套融合的风洞模拟，发现以前的结果云的生存和质量增长可以扩展到高马赫数（$\mathcal{M}$）流与修改后的阻力时间$t_{drag} \propto 1 + \mathcal{M}$和更长的增长时间。我们还模拟了尾流，我们发现，增长时间是长的（$\sim$陀螺仪）相比，下降的时间，和近似H $α$排放是低的平均（$\sim$几个mR），但可以高达几十mR的亮点。我们的研究结果也有更广泛的河外星系的影响，例如银河风，我们讨论。
2022-06-21 astro-ph.GA
Shared star formation in the Milky Way and Magellanic Clouds
Leiden University（莱顿大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
通过比较银河系和麦哲伦星系致密团块，研究不同环境恒星形成模式异同。分析发现两者团块表现类似，确定温热团块为开放星团前身，还校准了团块恒星形成率。
2026-07-07 astro-ph.GA
The Chemical Evolution of the Milky Way: the Three Infall Model
我们提出了一个新的化学演化模型的星系，假设三个主要的原始气体的形成晕，厚和薄盘，分别下降插曲。我们比较我们的结果与选定的数据考虑到NLTE的影响。该模型最重要的参数是（一）气体吸积的时间尺度，（二）恒星形成的效率和（三）恒星形成过程中的气体密度阈值，每个银河系的组成部分。我们发现，为了最好地拟合太阳邻域的特征，晕和厚盘必须在短时间尺度上形成（分别为~0.2和~1.25 Gyr），而薄盘的形成需要较长的时间尺度。恒星形成的效率必须在厚盘阶段达到最大值（10 Gyr-1），在薄盘阶段达到最小值（1 Gyr-1）。此外，恒星形成的阈值气体密度建议是不同的三个银河系的组成部分。我们的主要结论是，在我们的模型的框架内，一个独立的插曲的河外气体的吸积，从而引起恒星形成的爆发，是根本的解释厚盘的形成。我们讨论了我们的结果与以前的研究相比，在现代星系形成理论的框架。
2013-09-05 astro-ph.GA
Uncovering the first-infall history of the LMC through its dynamical impact in the Milky Way halo
本文通过50个N体模拟和约1100颗外晕天琴座RR型变星的Gaia观测数据，利用LMC引起的晕星纬度速度扰动区分其首次下落与第二次经过情形，支持大质量LMC首次下落并约束了银河系晕的质量与形状。
2024-09-28 astro-ph.GA
Constraining the Milky Way halo kinematics via its Linear Response to the Large Magellanic Cloud
利用线性响应理论的矩阵方法模拟了球形、非旋转的银河系暗物质和恒星晕对大麦云云的响应。我们的计算再现了模拟暗晕响应的主要特征。我们发现，这些功能可以很好地分离的谐波分解：大规模的过/欠密度的晕（与其反射运动）对应的$\ell=1$条款，和局部的密度过高的$\ell\geq2$多极。此外，暗晕的响应主要是由一阶“强迫”项，与自引力的影响很小。这使得它很难约束的暗晕使用所观察到的恒星晕的响应的基础速度分布，但它允许我们调查的各种速度各向异性的恒星晕模型的响应：一个切向（分别径向）晕产生一个浅（分别强）的响应。我们还表明，只有当地的唤醒是负责这些变化，反射运动是完全依赖于MW潜力。因此，我们确定的结构（取向和绕组）的平面内四极（$m=2$）的响应作为一个潜在的好探针的恒星晕各向异性。最后，我们的方法允许我们尝试性地将尾流强度和形状与共振效应联系起来：强径向响应可能与内部Lindblad共振有关，弱切向响应与共转有关。
2022-01-14 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
Deflection of the hypervelocity stars by the dance of the Milky Way and Large Magellanic Cloud
被银河系中心的超大质量黑洞弹射的恒星将如此迅速地逃离银河系，以至于它们的轨迹几乎是直线。以前的工作已经表明，这些“超高速恒星”随后如何被银河系和大麦云云（LMC）的引力场偏转，但忽略了考虑银河系的反射运动，以响应飞越的LMC。这种运动的一个结果是，我们今天在银河系外围看到的超高速恒星是在数亿年前从银河系中心的地方被喷射出来的。这种视角的变化导致超高速恒星的轨道发生明显的偏转，这与银河系和大麦哲伦星系的引力引起的偏转具有相同的量级。我们量化这些偏转通过模拟生产的超高速恒星在一个孤立的银河系（球形或扁平的暗物质晕），在一个固定的地方银河系与通过LMC，并在银河系中的响应通过LMC。测量这些偏转所需的自行精度将有可能与盖亚和拟议的GaiaNIR后续任务相结合，这些测量将解锁超高速恒星作为银河系形状，LMC质量以及这两个星系舞蹈的探针。
2020-04-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Colour and infall time distributions of satellite galaxies in simulated Milky-Way analogs
我们使用御夫座模拟探测不同的卫星淬火机制在不同的质量尺度（$10^5 M_\odot \lesssim M_\star \lesssim 10^{11} M_\odot$）在银河系类主机。我们的目标是了解卫星颜色分布的起源和恒星形成的性质在观测和模拟。我们发现，卫星人口的御夫座模拟，这是最初设计的模拟银河系类宿主星系，类似于人口的探索本地卷土星（ELVES）调查和土星周围的银河系类似物（SAGA）调查在他们的光度函数的光度范围$-12 \lesssim M_V \lesssim -15$和类似ELVES在其淬火分数和颜色-星等分布的光度范围$-12 \lesssim M_g \lesssim -15$。我们发现，卫星过渡从蓝色到红色的亮度范围$-15 \lesssim M_g \lesssim -12$在模拟和观测，我们表明，这种转变是由环境影响的模拟。我们还证明，在模拟和观测的颜色分布可以分解成两个统计上不同的人口的基础上，他们的形态类型或恒星形成的状态，是统计上不同的。在模拟中，这两个群体也有统计上不同的下落时间分布。这里提出的比较似乎表明，淬火分数SAGA和模拟之间的紧张关系是解决了改进的ELVES的目标选择，但仍然存在的紧张关系，在了解暗星系的颜色，其中ELVES似乎有一个显着的人口暗淡的蓝色卫星没有恢复御夫座。
2023-01-30 astro-ph.GA
A Galactic Center Origin for HE 0437-5439, the Hypervelocity Star near the Large Magellanic Cloud
我们利用哈勃太空望远镜成像测量了超高速恒星HE 0437-5439的绝对自行，HE 0437-5439是一颗位于大麦云（LMC）方向的短命B星。我们观察到（μ_α，μ_δ）=（+0.53+-0.25（stat）+-0.33（sys），+0.09+-0.21（stat）+-0.48（sys））mas/yr。速度矢量直接指向远离银河系中心的方向;在3-sigma水平上，从大麦哲伦星系中心的原点被排除。HVS从银河系的飞行时间超过了它的主序星寿命，因此它的恒星性质要求它是一个蓝离散星。大的空间速度排除了银河系圆盘的抛射。结合HVS观测到的轨道、恒星性质和所需的初速度，我们得出结论，HE 0437-5439很可能是由银河系中央黑洞抛出的一个紧凑的双星。
2010-07-20 astro-ph.GA
New HI views of the Galaxy and the Magellanic Clouds
本文综述银河系、麦哲伦云及NGC 6822的HI热结构观测进展，揭示CNM与消光、金属丰度的关系，并展望SKA时代的跨星系研究。
2024-12-04 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 VMC survey - XVII. The proper motion of the Small Magellanic Cloud and of the Milky Way globular cluster 47 Tucanae
在这项研究中，我们使用多历元近红外观测从VISTA调查的麦哲伦星系（VMC）测量自行的不同恒星星族在一个瓷砖的1.5度平方英寸。银河系球状星团47 Tuc的方向。我们得到的自行的集群本身，小麦哲伦云（SMC），和现场银河系恒星。三个主要恒星组成部分的恒星是从它们的空间分布和它们在颜色星等图中的分布中选出的。它们的平均坐标位移是从多个KS-波段观测到的KS = 19等微弱恒星之间的差异计算出来的。自行是从10个VMC历元之间的最佳拟合线的斜率在~1年的时间基线上推导出来的。背景星系被用来标定绝对天体测量参考系。由此得到的47 Tuc的绝对自行为（mu_alpha cos（delta），mu_delta）=（+7.26 +/-0.03，-1.25 +/-0.03）mas/yr。这个测量是指大约35000源分布在10和60弧分之间的集群中心。对于SMC，我们从大约5250颗红巨星和红巨星分支星中得到（mu_alpha cos（delta），mu_delta）=（+1.16 +/-0.07，-0.81 +/-0.07）mas/yr。在VISTA瓦片的视线（l = 305.9，b =-44.9）中银河系人口的绝对自行是（mu_alpha cos（delta），mu_delta）=（+10.22 +/-0.14，-1.27 +/-0.12）mas/yr，由大约4000个源得到。与天体测量参考系…
2015-10-26 astro-ph.GA
Mapping the Distorted Dark Matter Distribution of the LMC-SMC System Prior to Milky Way Infall with Basis Function Expansions
University of Arizona（亚利桑那大学）；University of Maryland（马里兰大学）；Villanova University（维拉诺瓦大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）
研究通过基函数展开分析LMC-SMC系统在银河系吞噬前的暗物质分布扰动，揭示了卫星-宿主相互作用对暗物质晕的变形影响。
2026-04-02 astro-ph.GA
