Cosmological predictions for minor axis stellar density profiles in the inner regions of Milky Way-mass galaxies
本研究利用FIRE-2和Auriga模拟发现，银河系质量星系内部短轴恒星密度呈指数盘加幂律分布，且与暗物质分布强相关，与吸积历史无关。
2025-02-28 astro-ph.GA
OGLE-ing the Magellanic System: Three-Dimensional Structure of the Clouds and the Bridge Using RR Lyrae Stars
我们提出了一个三维分析的样本22 859 $ab$ RR天琴座恒星的麦哲伦系统从OGLE-IV收集的RR天琴座恒星。到每个天体的距离是根据其光度金属丰度以及颜色、绝对星等和金属丰度之间的理论关系计算出来的。LMC RR Lyrics分布非常规则，没有显示任何子结构。我们证明，在以前的研究中发现的酒吧可能是一个过度的混合和拥挤的影响所造成的。晕是不对称的，在其东北部区域的恒星密度较高，也离我们更近。三轴椭球体被拟合到常数密度的表面。远离LMC中心的椭球体不太细长，并且稍微向SMC旋转。倾斜度和位置角随$a$轴尺寸而显著变化。中轴比为$1:1.23:1.45$。在SMC中的RR Lyrant分布具有非常规则的椭圆形形状，并且没有显示出任何子结构或不对称性。所有的三轴椭球面拟合到一个常数密度的表面几乎有相同的形状（轴比），并沿视线拉长。中轴比为$1:1.10:2.13$。倾斜角非常小，因此位置角没有很好地限定。我们给出了天琴座RR型星在麦哲伦桥区域的分布，表明麦哲伦云的晕是重叠的。比较天琴座RR型星和经典造父变星的分布，发现前者的分布更加均匀，而后者的分布非常密集，形成了几个不同的子结构。
2017-07-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
VMC proper motions of the Magellanic Bridge
矮星系使我们能够研究星系演化的早期阶段，并且是许多关于宇宙层次结构的开放问题的关键。大麦哲伦星云和小麦哲伦星云（LMC和SMC）是银河系中最明亮的矮星系卫星。它们很可能是相互引力束缚的，它们最后一次相互作用发生在大约2亿年前。此外，它们正处于与MW轻微合并的早期阶段，由于它们相对较大的质量，未来将影响银河系的结构。然而，关于它们的起源以及它们彼此之间和与银河系的相互作用仍然存在重大的不确定性。我们交叉关联了VMC和Gaia DR2数据，以选择可能属于麦哲伦桥的恒星样本，麦哲伦桥是连接LMC和SMC的气体和恒星形成的特征。我们使用视差和颜色星等标准的组合去除了潜在的MW前景星，并计算了桥成员星的自行。我们的分析支持运动的恒星对LMC，这被认为是在良好的协议与动力学模拟，SMC被剥离的LMC。
2018-10-05 astro-ph.GA
The impact of the Galactic bar and the Large Magellanic Cloud on hypervelocity star trajectories
本研究评估银河系棒与大麦哲伦云对超高速星轨迹的影响，通过模拟发现忽略二者会导致轨迹偏移与势拟合失效，强调利用超高速星建模银道系引力势时需纳入这两个因素。
2025-03-21 astro-ph.GA
A history of the Magellanic Clouds and the European exploration of the Southern Hemisphere
麦哲伦云在麦哲伦航行之前就已经被人们所知了，确切地说是500年前，麦哲伦本人或他的编年史家安东尼奥·皮加费塔都没有给它起这个名字。当然，南美洲的马普切人和图皮-瓜拉尼人等当地人已经知道这些习俗。葡萄牙人称它们为海角云，科学界长期以来一直使用Nubecula Minor和Major的名字。我们追踪麦哲伦云这个名字是如何以及何时开始被普遍使用的，通过欧洲探险家对南半球和南半球天空的探索历史来进行。虽然麦哲伦的名字很快就与他发现的海峡联系在一起（大约20年内），但直到19世纪末，当科学家们最终放弃拉丁语作为他们的交流语言时，云才得到了他们的最终科学名称。
2020-11-11 astro-ph.GA physics.hist-ph
Dust Emission from Evolved and Unevolved HII Regions in the Large Magellanic Cloud
本文研究了大麦云云中12个经典和超气泡HII区的尘埃性质。我们使用斯皮策红外测光（8，24，70，和160 \mum波段），作为银河系演化（SAGE）计划的一部分，随着档案光谱分类的电离恒星检查尘埃加热和处理恒星源的作用。我们的红外观测结果表明，令人惊讶的是，尘埃的发射特性和有效温度或恒星在HII区域的辐射热星等之间的相关性很小，这表明HII区域的演化时间尺度不是尘埃处理时间尺度的顺序。我们发现，超级气泡和经典的HII区域的红外发射表现出两类之间的差别不大，尽管在年龄和形态的显着差异。我们确实检测到了热尘埃的24 \mum发射与70到160 \mum通量之比的相关性。这种相关性可以建模为少数热尘埃成分的温度趋势，而大多数尘埃仍然显着冷却。
2011-03-10 astro-ph.GA
Ionization Source of a Minor-axis Cloud in the Outer Halo of M82
M82 '帽'是一个气体云，沿着这个著名的超级风源的短轴，投影半径为11.6千秒差距。该冠层的光学谱线发射和X射线发射都被探测到，因此它是研究风的能量学的一个重要探测器。为了研究帽的电离源，我们用安装在斯巴鲁望远镜上的Kyoto 3DII法布里-珀罗仪器对其进行了观测。获得了亚角秒分辨率的深连续区、Ha、[NII]6583/Ha和[SII] 6716、6731/Ha图。与早期研究相比，优越的空间分辨率揭示了帽内的一些明亮的Ha发射云。在新发现的结中，发射谱线宽度（< 100 km·s^-1 FWHM）和谱线比率最合理的解释是，由快风驱动的低速到中等速度的激波（v_shock = 40--80 km·s^-1）进入密集云层。来自M82核星暴区的动量输入足以产生观测到的激波。因此，早期关于中央星暴光电离的说法被排除了，因为它们不能解释观测到的密集结的通量，除非紫外逃逸分数非常高（f_esc > 60%），即，比迄今为止在矮星系中观测到的要高一个数量级。利用这些结果，我们讨论了M82超级风的演化历史。未来的UV/X射线调查预计将证实气体的温度与我们的中等冲击模型一致。
2012-10-30 astro-ph.GA
The DUVET Survey: Direct $T_e$-based metallicity mapping of metal-enriched outflows and metal-poor inflows in Mrk 1486
我们目前的电子温度（$T_e$）地图的边缘系统Mrk 1486，提供“直接法”气相金属量测量横跨$5.\!\!^{\prime\prime}8$（4.1千秒差距）沿短轴和$9.\!\!^{\prime\prime}9$（6.9千秒差距）沿长轴。这些地图，使强大的检测[OIII] $λ$ 4363极光发射线在一个大的空间范围内的Mrk 1486，揭示了一个明确的负短轴$T_e$梯度，其中温度随着距离盘平面的增加而降低。我们发现，最低的金属丰度spaxels位于长轴的极端附近，而最高的金属丰度spaxels位于沿短轴的大空间偏移。这与低金属量流入稀释盘长轴边缘的金属量，而恒星形成驱动沿短轴的金属富集流出的图片是一致的。我们发现，Mrk 1486中的流出金属丰度比平均ISM金属丰度高0.20 dex（1.6倍），比贫金属流入气体高0.80 dex（6.3倍）以上，我们观察到其低于5% $Z_\odot$。这是第一个使用一致的基于$T_e$的方法同时对流入、流出和内部盘ISM气体进行金属丰度测量的例子。这些测量提供了独特的见解如何重子循环过程有助于像Mrk 1486星系的组装。
2021-08-30 astro-ph.GA
Circumgalactic CIV Absorption Found Only Within 30 Degrees of the Minor Axis of Present-Epoch Galaxies
New Mexico State University（新墨西哥州立大学）；Eureka Scientific（尤里卡科学公司）；Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）；The University of Oklahoma（俄克拉荷马大学）
本研究通过探测88个亮星系的CIV吸收线，发现其CGM中9个吸收体与双极极风相关，为星系外流模型提供观测支持。
2026-08-12 astro-ph.GA
HERBS I: Metallicity and alpha enhancement along the Galactic bulge minor axis
为了更好地了解银河系核球的起源和演化，我们利用英澳望远镜上的HERMES摄谱仪对核球红巨星分支星和团簇星进行了观测。我们的目标是具有预先确定的凸起成员的ARGOS巡天星，涵盖了全部金属丰度分布函数。光谱的信噪比与GALAH调查相当，并使用与GALAH调查相同的方法进行分析。在这项工作中，我们提出的调查设计，恒星参数，分布的金属丰度和α元素丰度沿小隆起轴在纬度$b$ = $-10^{\circ}, -7.5^{\circ}$和$-5^{\circ}$。我们对ARGOS星的分析表明，ARGOS金属丰度分量的质心应该位于距离$\approx$ 0.09 dex更近的位置。$α$-元素丰度的垂直分布与不同金属丰度组分的不同贡献一致。靠近平面，α丰度比较低，因为富含金属的人口占主导地位。在高纬度地区，α丰度比随着贫金属恒星数量的增加而增加。然而，我们发现，相对于金属丰度的α富集的趋势是独立的纬度。我们的结果与GALAH DR 2的结果的比较表明，对于[Fe/H] $\approx -0.8$，隆突与高$α$盘群体具有相同的丰度趋势。然而，与盘/晕相比，贫金属凸起群（[Fe/H] $\lesssim -0.8$）显示出增强的α丰度比。这些观察结果表明，在隆起中的化学演化相当迅速，并且贫金属的隆起人口与金属更丰富的人口并不具有相同的相似性。
2019-03-22 astro-ph.GA
MAGIICAT V. Orientation of Outflows and Accretion Determine the Kinematics and Column Densities of the Circumgalactic Medium
我们调查的依赖性的气体运动学和柱密度的镁吸收环星系介质上的星系颜色，方位角，和倾斜跟踪重子循环过程。利用哈勃太空望远镜拍摄的$0.3<z_{\rm gal}<1.0$上的30个前景孤立星系样本，在投影距离为$20<D<110$ kpc的范围内被背景类星体探测。从高分辨率（$Δv\simeq 6.6$ km s $^{-1}$）类星体光谱中，我们用像元速度两点关联函数量化了吸收体速度结构的程度.具有最大速度色散的吸收体与沿着投影短轴（$Φ\geq 45^{\circ}$）探测的蓝色正面（$i<57^{\circ}$）星系有关，而具有最小速度色散的吸收体则属于沿着短轴探测的红色正面星系。速度结构是相似的边缘上（$i \geq 57^{\circ}$）星系，无论星系的颜色或方位角，红星系的方位角，和蓝色和红色的星系沿投影主轴（$Φ<45^{\circ}$）探测。正面星系和红色星系的云柱密度分别小于边缘星系和蓝色星系。这些结果是一致的双锥流出沿短轴的恒星形成的星系和吸积和/或旋转的气体，这是最容易观察到的边缘上的星系探测沿主轴。流出气流中夹带的气体可能会因大的速度分散而破碎，而由于大的路径长度和较小的速度分散，在星系上吸积或围绕星系旋转的气体可能更连贯。静止的星系可能沿着短轴几乎没有流出，而沿着长轴可能存在吸积/旋转。
2015-09-14 astro-ph.GA
Reddening and metallicity maps of the Milky Way Bulge from VVV and 2MASS. I.The method and minor axis maps
我们提出了一种方法来获得变红的地图，并跟踪结构和金属丰度梯度的凸起使用的数据，从最近开始的ESO公众调查Vista变量通过Lactea（VVV）。我们导出了膨胀区1835个子场中的红团巨星的平均J-Ks色，其中-8<b<-0.4，0.2 <l<1.7，并将其与Baade窗中的红团巨星的颜色进行了比较，其中我们采用E（B-V）=0.55。这使我们能够在足够小的尺度上导出红化图，以最大限度地减少差异消光引起的问题。然后使用去红的星等在0.4 x 0.4度的区域中构建凸起光度函数，以获得平均RC星等。这些被用作距离指示器，以便追踪凸起结构。最后，对于每个子字段，我们通过一组经验脊线上的红巨星分支颜色插值得到光度金属丰度。的光度金属丰度分布进行比较，从高分辨率光谱在同一地区获得的金属丰度分布。红化的测定对小尺度的变化很敏感，这些变化在我们的地图上清晰可见。光度函数清楚地显示了最近在2 MASS和OGLE III数据集中发现的双RC，因此可以跟踪凸起的X形形态。最后，平均派生光度金属丰度分布是显着的协议与光谱。VVV调查提供了一个独特的工具，通过这里提出的一致性方法来映射凸起属性。我们的结果与文献中提供的短轴结果之间的显着一致性使我们能够安全地将我们的方法扩展到调查覆盖的整个区域。
2011-07-27 astro-ph.GA
Machine Learning Classification of Young Stellar Objects and Evolved Stars in the Magellanic Clouds Using the Probabilistic Random Forest Classifier
针对麦哲伦云恒星分类问题，本文基于SAGE项目的光谱标记数据，采用SMOTE处理不平衡类别后用概率随机森林分类器分类恒星，实现89%的整体准确率，为研究恒星演化提供支持。
2025-04-19 astro-ph.GA
Multi-component, axisymmetric dynamical models of dSphs based on distribution functions: inferences on dark matter and intermediate-mass black holes in Draco and Ursa Minor
INAF - Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文与空间科学观测站）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；University of Surrey（萨里大学）；Università di Bologna（博洛尼亚大学）
本文基于分布函数提出多组分轴对称动力学模型，用于分析Draco和Ursa Minor矮星系，探讨暗物质分布及中间质量黑洞的性质，发现暗物质密度剖面存在差异，未发现中间质量黑洞的证据。
2026-04-27 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
The origin of the split red clump in the Galactic bulge of the Milky Way
在银河球的短轴附近，在纬度b < -5度，红巨星团星沿着视线分裂成两个部分。我们使用ARGOS调查中位于短轴上（l，b）=（0，-5），（0，-7.5），（0，-10）度的三个场来研究这种分裂。在两个高纬度区域[Fe/H] > -0.5的恒星中，这种分离是明显的，但在b = -5度的区域中则不明显。[Fe/H] < -0.5的恒星不显示分裂。我们比较的空间分布和运动学的丛星预测从一个进化的N-体模型的凸起，从磁盘通过酒吧相关的不稳定性。花生形模型的密度分布在其短轴附近是凹陷的。这就产生了一个双峰分布的恒星沿着视线通过隆起附近的短轴，非常像我们的观察。这两组恒星的观测和模拟运动学也是相似的。我们的结论是，分裂的红色团块的隆起可能是一个普遍的特点，四方形/花生状隆起，从磁盘生长，并从磁盘的隆起生长有相对较少的恒星[Fe/H] < -0.5
2012-07-04 astro-ph.GA
Constraining the Tilt of the Milky Way's Dark Matter Halo with the Sagittarius Stream
最近的研究表明，银河系（MW）的暗物质（DM）晕可能相对于其中央恒星盘显著倾斜，这一特征可能与其形成历史有关。在这项工作中，我们展示了一种方法，使用角度和频率变量约束DM晕的短轴的方向。该方法是对轨道拟合等传统方法的补充。我们首先测试的方法，使用模拟潮汐流在一个现实的环境内MW质量主机从消防宇宙学模拟，表明流的理论描述的作用角频率形式主义仍然适用于现实的矮星系流在宇宙学的潜力。利用角度和频率空间中的线的斜率，我们表明，正确的旋转帧产生最小的斜率差，使我们能够把约束的短轴位置。最后，我们将这种方法应用到人马座流的主导臂，我们报告说，MW的DM晕是扁圆的潜在的$q\sim0.7-0.9$和短轴指向$(\ell,b) = (42^{o},48^{o})$的扁平化参数。我们对短轴位置的约束是弱的，不同意从其他作品的估计，我们认为，不一致可以部分归因于观测的不确定性和部分的影响，大麦云云。
2022-10-26 astro-ph.GA
An in-depth view of the metallicity distribution of the Small Magellanic Cloud
本文研究了小麦哲伦云星团的空间金属丰度分布，发现使用实际距离而非椭圆框架半长轴时，双峰分布和V形梯度消失，仅年老公星团呈现与位置角无关的浅金属丰度梯度。
2023-09-11 astro-ph.GA
Washington photometry of candidate star clusters in the Small Magellanic Cloud
我们提出了第一次华盛顿CT 1测光11个未研究或研究不足的候选星团。选定的对象是小角大小，包含少数恒星，并投射到小麦哲伦云（SMC）的最里面的区域。利用一种利用可变大小色幅图单元的程序，从不可避免的星场污染中清除了相应的色幅图（CMD）。这种方法已被证明能够消除由孤立亮星的存在所引起的集群CMD中的随机效应，以及在人口最多的CMD区域中进行更精细的清洁。我们的研究结果表明，近1/3的候选星团似乎是真正的物理系统。从这个意义上说，以前得出的年龄，其中一些主要反映了复合恒星星族的SMC领域。最后，我们使用的空间分布在SMC的可能的非集群统计净化的SMC集群系统。我们发现，预期的和观察到的集群空间分布之间没有明显的差异，虽然它会变得更重要，在2σ 1，水平之间的a ~ 0.3度和1.2度（椭圆的半长轴平行于SMC条和b/a = 1/2），如果增加到20%的平均值。
2012-07-19 astro-ph.GA
The VMC Survey -- XLII. Near-infrared period-luminosity relations for RR Lyrae stars and the structure of the Large Magellanic Cloud
我们目前的分析结果$\sim$ 29,000 RR天琴座恒星位于大麦云（LMC）。对于这些天体，利用了麦哲伦云系统VISTA巡天的近红外时间序列测光和OGLE（光学引力透镜实验）IV巡天的光学数据以及盖亚数据第2版已确认的RR型天琴座恒星目录。利用VMC和OGLE IV星等，我们推导出了所有波段的周期光度（PL）、周期光度金属丰度（PLZ）、周期Wesenches（PW）和周期Wesenches金属丰度（PWZ）关系。从分析中丢弃了约7，000个RR Lyrics，因为它们相对于PL关系似乎过亮。利用$PL_{K_{\mathrm{s}}}$关系推导了到$\sim 22,000$ RR型天琴座恒星的个体距离，并研究了大麦哲伦星云的三维结构。LMC RR型天琴座恒星的分布呈椭球形，三轴$S_1$ =6.5 kpc，$S_2$ =4.6 kpc，$S_3$ =3.7 kpc，相对于天球平面的倾角i= $22\pm4^{\circ }$，节点线的位置角$θ=167\pm7^{\circ }$（从北向东测量）。椭球体的东北部离我们更近，没有检测到特别的相关子结构以及任何金属丰度梯度。
2021-03-29 astro-ph.GA
Structured star formation in the Magellanic inter-Cloud region
我们使用一个新的连续成像调查进行暗能量相机调查的年轻恒星星族在麦哲伦云间区域的分布和属性。这些年轻的恒星在空间上非常密集，形成了一条狭窄的低质量的星协链，它追踪着麦哲伦桥中的氘氢氢气体，并在投影中从SMC延伸到LMC的外盘。在我们的调查足迹协会有年龄$\lesssim 30$ Myr，质量范围$\sim 100-1200\,{\rm M}_\odot$，和非常分散的结构，半光半径高达$\sim 100$ pc。两个人口最多的是强烈的椭圆形，并与$\approx 10^{\rm o}$对齐，轴连接LMC和SMC的中心。这些观测结果强烈表明，年轻的云间种群是在原地形成的，可能是由于最近一次近距离LMC-SMC相遇期间被剥离的气体压缩。这些关联位于两个云之间的距离，我们没有发现任何证据表明在成像区域存在实质性的距离梯度。最后，我们确定了一个巨大的壳的年轻恒星周围的中央协会，这是空间上一致的低柱密度泡在HI分布。这种结构的性质与恒星风和超新星爆炸的场景是一致的，恒星风和超新星爆炸来自中央星团的大质量恒星，将周围的气体扫入壳层，引发新的恒星形成爆发。这是在相对孤立的环境中研究恒星反馈的主要地点。
2017-08-15 astro-ph.GA
Double Shells of the Planetary Nebula NGC 7009 Minor Axis
我们分析了用Keck HIRES观测到的椭圆行星状星云NGC 7009的短轴光谱，其中0.862 $"$ $\times$ 10 $"$狭缝位于距中心约7.5 $"$和10 $"$处，中心有0.862 $"$ $\times$ 14 $"$狭缝。从沿Keck HIRES狭缝长度的积分[SII] 6716/6731 μ m通量导出的平均密度表明密度范围为10 $^{3.7}$至10 $^{4.1}$ cm $^{-3}$，而从狭缝光谱图像导出的局部密度显示约10 $^{2.8}$ - 10 $^{4.6}$ cm $^{-3}$的较大局部密度变化：局部密度的变化远大于在视线上积分的值。由[SII]得到的主壳层和外壳层的膨胀率分别约为21.7和30.0 km $^{-1}$。[SII]谱线的运动学结果对应于两个壳层的最外区域，并且不代表整个PN，但与壳层气体中观察到的其他发射线密切相关。我们的结论是密度差导致的内壳层的形成，而电离状态的变化导致的外壳层的形成。我们认为，内壳层和外壳层是由两次连续的大抛射造成的。当这些壳层最初形成时，中心恒星的物理条件一定是不同的。
2022-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Equilibrium dynamical models in the inner region of the Large Magellanic Cloud based on Gaia DR3 kinematics
本文用 Gaia DR3 结合 Jeans 与含三轴棒的 Schwarzschild 模型分析 LMC 运动学，测定盘结构、棒形状及图样速度，并给出 6.2 kpc 内质量分布。
2024-10-07 astro-ph.GA
The twisted dark matter halo of the Milky Way
我们分析系统类似于银河系（MW）在EAGLE宇宙流体动力学模拟，以推断可能的结构MW的暗物质晕。我们确定MW质量晕在模拟中的卫星星系有类似的运动学和空间分布的明亮的卫星MW，特别是系统中的大多数卫星（8出11）有几乎共面的轨道，也垂直于中央恒星盘。我们发现，法线的共面卫星的共同轨道平面是很好地与主机暗物质晕的短轴对齐，与一个中位数失调角只有$17.3^\circ$。基于这一结果，我们推断银河系暗物质晕的短轴指向$(l,b)=(182^\circ,-2^\circ)$，在68和95百分位的置信水平分别为22 $^\circ$和43 $^\circ$的角度不确定性。因此，推断的MW晕的短轴位于恒星盘的平面内。然而，晕不是同源的，它的扁平和方向随半径而变化。晕的内部比外部圆，并且与星盘对齐（即晕的短轴垂直于星盘）。再往外，光晕扭曲，短轴方向改变$90^\circ$。这种扭曲发生在一个非常狭窄的径向范围内，反映了物质沿其被吸积到MW中的沉积网络的变化。
2020-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Resilience of Sloshing Cold Fronts against Subsequent Minor Mergers
小的合并在星系团中很常见。它们有可能在星系团的团内介质（ICM）中产生晃动冷锋（SCF）。然而，SCF对随后的小型合并的弹性是未知的。在这里，我们调查在何种程度上建立了一个离轴小合并的SCF被随后的小合并中断。我们进行了一套13个流体动力学+N-体模拟的理想化的三重集群合并，我们不同的方法方向和碰撞参量的第三集群。除了~1 Gyr后的第三集团的第一个核心通过，明确的SCF存在于所有的合并配置。随后的正面小合并显着减少SCF的数量，而随后的离轴小合并只适度减少SCF的数量。特别地，外部（>~500 kpc）SCF是弹性的。这项工作的结果表明，SCF很容易形成的过程中的一个小的合并，是长期存在的，即使进一步的小合并发生。因此，SCF应该是无处不在的，但根据其观察到的SCF导出给定集群的合并历史可能比以前想象的更复杂。
2022-03-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Missing Black Hole in the Large Magellanic Cloud: A Dynamical Prediction for Its Present-Day Location
University of Wisconsin, Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；McDonald Observatory, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校麦克唐纳天文台）；AURA for ESA, Space Telescope Science Institute（欧洲空间局阿雷西博大学研究联盟太空望远镜科学研究所）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）
本文预测大麦哲伦云中心超大质量黑洞的现今位置，通过模拟其与小麦哲伦云及银河系的相互作用，给出具体坐标和置信区域，为观测搜寻提供聚焦目标。
2026-09-16 astro-ph.GA
The VMC survey -- XLVI. Stellar proper motions in the centre of the Large Magellanic Cloud
我们提出自行（PM）的测量范围内的大麦云（LMC）的中央区域使用近红外数据从VISTA调查的麦哲伦云系统（VMC）。这项工作包括18个VMC瓦片，覆盖了$\sim$ 28度$^2$的总天空面积。我们计算绝对恒星PM从多历元观测的$K_s$过滤器在时间基线之间的$\sim$ 12和47个月。我们最终的星表包含了$\sim$ 6，322，000颗可能的大麦哲伦星系成员星和衍生的PM。我们采用了一个简单的平旋转盘模型来分析和解释PM数据。我们发现了一个恒星自转中心（$α_0$ = 79.95 deg +0.22-0.23，$δ_0$ = -69.31 deg +0.12 -0.11），这与哈勃太空望远镜的数据一致。LMC盘的推断视角（i = 33.5度+1.2-1.3，$Θ$ = 129.8度+1.9 -1.9）与文献中的值非常一致，但表明LMC中心部分的倾斜度更高。我们的数据证实了一个更高的旋转振幅为年轻的（$\lesssim$ 0.5~Gyr）相比，中年/老年（$\gtrsim$ 1~Gyr）的人口，这可以解释为不对称漂移。我们构建了中老年人和年轻人的空间分辨速度图。中龄/老恒星沿着平行于棒主轴的细长轨道运行，这为$x_1$在大麦哲伦星系棒内的轨道提供了第一个观测证据。在最里面的区域，运动表现出更多的混沌结构。年轻的恒星沿着一个中央的带状结构运动。
2022-03-27 astro-ph.GA
The Relation Between Galaxy ISM and Circumgalactic OVI Gas Kinematics Derived from Observations and $Λ$CDM Simulations
我们首次对20个与孤立星系（0.15 $<z<$ 0.55）有关的吸收系统（EW>0.1~ 1.5）进行了星系-OVI吸收运动学研究。我们的样本被分成两个方位角仓：长轴（$Φ<25^{\circ}$）和短轴（$Φ>33^{\circ}$）。OVI沿星系主轴的吸收与星系旋转运动学无关，只有1/10的系统可以用旋转/吸积模型来解释。这与通常观察到的MgII吸收的共旋转相反。沿短轴的OVI可以通过加速流出来建模，但仅针对小的开度角，而OVI的大部分是减速的。沿着这两个轴，堆叠OVI配置文件驻留在星系系统速度与吸收运动学跨越整个动态范围的星系。在AMR宇宙学模拟中发现的OVI存在于细丝和周围星系~50 kpc的晕中。模拟显示，长轴OVI气体流入沿细丝和减速，因为它接近星系，同时增加其水平的共同旋转。模拟中的短轴外流在50-75千秒差距内是有效的，超过这个范围，它们会减速并落回星系。虽然模拟显示了明确的OVI运动学特征，但它们与观测结果并不直接可比。当我们比较运动学的签名集成通过整个模拟星系晕，我们发现，这些签名被冲掉，由于全速度分布的OVI整个晕。我们的结论是，OVI单独不作为一个有用的气体吸积，外流或恒星形成的运动学指标，可能是最好的探测器的晕维里温度。
2018-11-14 astro-ph.GA
Galactic tides and the outer density profile of the Sculptor and Ursa Minor dwarf spheroidals
University of Victoria（维多利亚大学）；Korea University（韩国大学）；Dartmouth College（达特茅斯学院）；Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）
研究Scl和UMi次矮星系外围恒星过剩是否源于银河潮汐力，发现其密度分布可能源于历史合并事件或多重动态成分。
2026-10-01 astro-ph.GA
MusE GAs FLOw and Wind (MEGAFLOW) V. The dust/metallicity-anisotropy of the Circum-Galactic Medium
我们研究环银河系介质（CGM）的尘埃含量是否取决于类星体视线相对于星系主轴的位置，使用13个星系-MgII吸收体对（9 - 81 kpc距离）从MusE GAs流动和风（MEGAFLOW）调查在0.4 < z < 1.4。CGM的粉尘含量是使用紫外线和可见中阶梯光谱仪（UVES）数据从[Zn/Fe]获得的。当[Zn/Fe]的直接测量不可用时，我们从一种方法来估计灰尘的消耗，该方法包括解决多个单离子化离子（例如MnII，CrII，ZnII）的消耗，因为每个离子以不同的速率消耗灰尘颗粒。我们发现方位角和[Zn/Fe]之间呈正相关，Pearson r = 0.70 +/- 0.14。沿长轴的视线显示[Zn/Fe] < 0.5，而沿短轴的[Zn/Fe]> 0.8。这些结果表明，CGM沿短轴平均更丰富的金属（由~ 1德克斯）比气体位于沿星系的主轴提供的尘埃耗尽是金属丰度的代理。这种各向异性的分布是一致的流出和吸积流体动力学模拟的最新结果。
2021-01-06 astro-ph.GA
A dichotomy in radio jet orientations in elliptical galaxies
我们研究了14302个r星等大于18的SDSS星系的光学等照度线位置角和射电等照度线位置角之间的相关性。所有的星系都是由扩展的FIRST射电源确定的。对于被动早型星系，我们区分从其他使用的颜色，浓度和它们的主成分，我们发现一个强大的统计校准的射电轴与光学短轴。由于无线电发射是由吸积驱动的核黑洞，我们认为，所观察到的相关性提供了新的见解椭圆星系的结构，例如，是否从其余的星系的核运动学解耦。我们的研究结果意味着，一个显着的一部分星系是扁球体，也许旋转支持，与他们的无线电发射对准恒星短轴。值得注意的是，射电长轴与光学短轴的相关性的强度取决于射电响度。FIRST射电流量密度与恒星总光之比低的天体，短轴相关性强，而较强的射电源则不强。这种分裂可能反映了不同的形成历史，我们认为这可能是一个新的表现形式，更好地了解慢旋转和快速旋转的椭圆形之间的二分法。
2010-01-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical modelling of the twisted galaxy PGC 046832
我们分析了VLT/MUSE观测的PGC 046832，最亮的星系团的Abell 3556。这个星系的速度结构令人吃惊，在短轴上有两个反转，在长轴上有一个反转。我们使用三轴史瓦西模型来推断这个星系的内在形状、中心黑洞质量和轨道分布。形状的测定表明，该星系是高度三轴的中心（几乎扁长），但有一个低的三轴度（几乎扁圆）的外部部分。最佳拟合Schwarzschild模型的轨道分布表明，沿投影短轴的运动学反转是由内部长轴管的分布和数量的轻微不对称性驱动的。沿投影主轴的运动学反转是由银河系中中等半径处的高比例反旋转轨道驱动的。在史瓦西模型中使用轨道的化学标记，我们没有发现这些轨道与特定的恒星星族参数有任何关联的证据。虽然星系的内部几乎肯定是通过一次或多次干合并形成的，产生了扁长的形状，但外部部分与吸积和原位形成一致。虽然轴对称模型表明存在质量为$\sim 6 \times 10^9$ M $_{\odot}$和$\sim 10^{10}$ M $_{\odot}$的超大质量黑洞（分别使用Schwarzschild和Jeans模型），但三轴Schwarzschild模型仅提供$\sim 2 \times 10^9$ M $_{\odot}$的上限。
2021-09-29 astro-ph.GA
Tracing Outflows and Accretion: A Bimodal Azimuthal Dependence of MgII Absorption
我们报告的双峰性气体的方位角分布在星系周围的跟踪MgII吸收：晕气体更倾向于存在附近的投影星系的长轴和短轴。利用HST和SDSS成像的88个经光谱证实的MgII吸收选择星系[W_r（2796）>0.1A]和35个经光谱证实的非吸收星系[W_r（2796）<0.1A]，通过计算平均方位角概率分布函数，证明了这种双峰性。非吸收体的方位角分布是平坦的，表明对于W_r（2796）<0.1A的气体没有方位角偏好。我们发现，蓝色的恒星形成星系清楚地驱动双峰，而红色的被动星系可能会表现出过剩沿其主轴。这些结果与星系演化的场景一致，即恒星形成星系吸积新的气体，形成新的恒星并产生风，而红色星系由于减少的气体储存而被动存在。我们进一步计算了一个方位角相关的MgII吸收覆盖分数，这是增强了多达20-30%，沿长轴和短轴。气体沿长轴的W_r（2796）分布可能比气体沿投影短轴的W_r（2796）分布更倾向于弱MgII吸收。这些综合的结果是高度暗示的双峰驱动的气体沿星系长轴吸积和沿星系短轴流出。采用这些假设，我们发现流出和流入的开口角分别为100度和40度。我们发现检测到外流的概率约为60%，这意味着风更常见。
2012-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Near-Infrared Tip of the Red Giant Branch. II. An Absolute Calibration in the Large Magellanic Cloud
提出了一种新的大麦云（LMC）红巨星分支（TRGB）尖端的经验\(JHK\)绝对刻度。我们使用广泛的\emph{Near-Infrared Synoptic Survey}包含350万颗恒星，其中65，000颗是红巨星，属于TRGB的一等。采用孤立矮星系IC 1，1613伴星研究的TRGB斜率和（几何）分离食双星的LMC距离模\(μ_0 = \) ~18.49等，我们导出了近红外TRGB的绝对\(JHK\)零点.为了与单独在杆中的测量进行比较，我们将校准的\(JHK\) TRGB应用于2 MASS调查的500度\textsuperscript{2}区域。TRGB揭示了LMC的三维结构，在垂直于棒的主轴方向上倾斜，与以前的研究一致。
2018-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
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
The dynamical origin of multiple populations in intermediate-age clusters in the Magellanic Clouds
利用数值模拟方法研究了麦哲伦云中的中间年龄星团NGC 411和NGC 1806中多个恒星星族的起源。我们进行了NBODY 6 ++模拟的基础上两个不同的形成方案，一个特设的形成模型，第二代（SG）恒星内形成的第一代（FG）恒星的集群使用的气体积累从外部星系际介质和一个小合并模型的不等质量（$M_{SG}$ / $M_{FG}$ ~5-10%）集群的年龄相差数亿年。我们比较了我们的结果，如SG-FG数比的径向轮廓与观测的假设，SG星的观测是由集群成员，并证实，无论是特设的形成和合并的情况下重现所观察到的SG-FG数比的径向趋势，这表明集中SG比FG星。仅仅利用SG星的空间分布很难约束多星族的形成方案。起源于合并方案的SG星显示出显着的速度各向异性和旋转功能相比，从特设形成的场景。因此，应获得针对SG星的速度各向异性或旋转速度等运动学性质的观测，以更好地了解这些星团中多个种群的形成。然而，这超出了当前仪器的能力。
2017-07-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
A wide angle view of the Sagittarius dwarf Spheroidal Galaxy. I: VIMOS photometry and radial velocities across Sgr dSph major and minor axis
人马座矮椭球星系（Sgr dSph）为我们提供了一个独特的可能性，研究矮星系合并事件，而仍在进行中。由于其距离较短（25 kpc），Sgr dSph的主体在天空中覆盖了广阔的区域（大约15 x 7度）。现有的光度学和光谱学研究集中在星系的中心部分或恒星流上，但绝大多数星系体从未被探测过。本研究报告有两个目的。一方面，在Sgr dSph的扩展范围内制作色星等图，以研究其恒星星族，寻找年龄和/或成分梯度（或缺乏）。另一方面，为了获得光谱低分辨率径向速度的恒星子样本，以确定成员的Sgr dSph的高分辨率光谱后续的目的。我们使用VIMOS-VLT在横跨Sgr dSph短轴和长轴的7个场上产生V和I测光和光谱，再加上3个集中在相关的球状星团Terzan 7，Terzan 8和Arp 2上。最后一个场以M54为中心，位于Sgr dSph的中心。我们目前对Sgr dSph主体上的320，000颗恒星进行了测光，这是有史以来为这个基本物体制作的最丰富，最安全的广角采样之一。我们还提供了强大的一百多颗恒星，其高分辨率光谱分析将是即将发表的论文的对象成员。Sgr dSph在所观察的场之间出现显著均匀。我们确认存在一个主要的Sgr dSph人口的特征大致相同的金属丰度47 Tuc，但我们也发现了多个人口的存在对周边领域的星系，金属丰度从[Fe/H]=-2.3到近太阳值。
2009-11-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
OGLE-ing the Magellanic System: Three-Dimensional Structure of the Clouds and the Bridge Using Classical Cepheids
我们分析了9418个基本模式和第一泛音经典造父变星的OGLE-IV收集的经典造父变星。到每个造父变星的距离都是使用与我们的数据相拟合的韦森彗星星等的周期-光度关系计算出来的。LMC中的经典造父变星主要位于沙洲和北旋臂中，LMC的东部离我们较近，对整个LMC样品的平面拟合得到倾角$i=24.2\pm0.7$度和位置角${\rm P.A.}=151.4\pm1.7$度。我们重新定义的LMC酒吧，延长它在西方的方向，并没有发现从LMC的平面偏移与以前的研究相反。另一方面，我们发现北旋臂偏离平面约$-0.5$ kpc，这是以前没有观察到的。LMC造父变星的年龄分布在大约1亿年时显示出一个最大值。我们证明，SMC具有非平面结构，可以描述为一个扩展的椭球。我们确定了两个大的椭圆形离轴结构的SMC。北部离我们更近，更年轻，而西南部更远，更古老。SMC造父变星的年龄分布呈双峰型，一个最大值出现在1.1亿年，另一个最大值出现在2.2亿年。较年轻的恒星位于这个星系较近的部分，而较老的恒星则更遥远。我们将样本中的九颗造父变星归类为麦哲伦桥天体。这些造父变星在三维空间中表现出很大的分布，尽管其中五颗形成了云之间的连接。最近的一个比任何LMC造父变星都近，而最远的一个比任何SMC造父变星都远。除了麦哲伦桥中的一颗造父变星外，所有造父变星都小于3亿年。最古老的一个可以与SMC翼。
2016-07-12 astro-ph.GA
Kinematic analysis of the Large Magellanic Cloud using Gaia DR3
内容：盖亚任务的高质量数据允许以前所未有的细节研究大麦云（LMC）的内部运动学，提供对其盘的非轴对称结构的见解。目的：定义和验证一种改进的选择策略，以区分LMC恒星从银河系前景。为了检查可能的偏差，假设的参数或来自银河系的样品污染可以引入在使用盖亚数据的LMC的内部运动学分析。方法：我们的选择是基于监督神经网络分类器，使用尽可能多的Gaia DR 3数据。我们选择了三个具有不同完整性和纯度的候选LMC恒星样本;我们使用不同的测试样本对其进行验证，并将其与盖亚合作论文样本进行比较。我们分析由此产生的速度分布和地图，我们检查这些结果如何变化时，也使用视线速度，可用于恒星的一个子集。结果如下：银河系恒星样本中的污染基本上影响了大麦哲伦星系外围的结果，而视线速度的缺乏不会使内盘运动学的结果产生偏差。对于第一次，我们进行了运动学分析的LMC使用样本与全三维速度信息从盖亚DR 3。结论：内盘的动力学主要是棒控制的，旋臂超密度的运动学似乎是由向内的运动和旋臂中与棒相连的部分的自转速度控制的，MW星的污染似乎控制着盘的外部，主要影响旧的演化阶段;在某些情况下，LMC的假设盘形态参数和视线速度的不确定性可能具有显著的影响。[删节]
2022-10-04 astro-ph.GA
Stellar Ages through the Corners of the Boxy Bulge
在某些银河系隆起形成的情况下，四四方方的隆起边缘的恒星星族可能比短轴上的恒星族年轻，或者靠近银河系中心。到目前为止，唯一获得深色星等图的隆起区域确实是沿着短轴。为了克服这一局限性，我们的目标是年龄测定远离隆起短轴的隆起恒星星族。颜色-星等图和光度函数已经从深近红外VLT/HAWK-I图像中获得，这些图像拍摄于方形凸起的两个南部角落，即，靠近银河系酒吧的相对边缘。前景盘污染已被统计删除使用纯磁盘领域观察到相同的仪器和位于近似的银河系纬度的两个凸起领域，和30度的经度远离银河系中心。对于每一个凸起领域，平均红化和距离确定使用的位置的红团星，和金属丰度分布推导光度使用的颜色分布在上部红巨星分支。两个场的金属丰度分布函数在[Fe/H] -0.1 dex附近达到峰值，大部分恒星星族的金属丰度在-1 dex < [Fe/H] <+0.4 dex的范围内，与其他内核球场非常相似。与先前探索的内场一样，两个棒场的色星等图与它们的恒星星族年龄大于~10 Gyr一致，没有明显的证据表明存在更年轻的恒星族。
2013-09-18 astro-ph.GA
Evidence for a Triaxial Milky Way Dark Matter Halo from the Sagittarius Stellar Tidal Stream
观测人马座矮椭球体（Sgr dSph）的破坏所产生的漫长潮汐流，能够对银河系引力势的形状提供强有力的约束。然而，以前的工作，基于不同的流属性在轴对称银河系模型的建模产生了相互矛盾的结果：虽然角进动的Sgr领先的手臂是最一致的球形或略扁的晕，在这个手臂的恒星的径向速度只再现长晕模型。我们证明，这个明显的悖论可以解决，而不是采用三轴潜力。我们的新的星系晕模型，同时适合所有完善的相空间的限制，从Sgr流，提供了第一个确凿的证据，和试探性的测量，在一个单独的暗物质晕的三轴性。在~ 60 kpc范围内的银河系晕的最佳特征是等速线的短轴/长轴比c/a ~ 0.67，中轴/长轴比b/a ~ 0.83，三轴度参数T ~ 0.56。在这个模型中，暗晕的短轴与连接太阳和银河系中心的银河系X轴重合，在15度以内，而长轴也位于银河系平面内，大约沿着银河系Y轴。
2009-08-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diverse Stellar Haloes in Nearby Milky Way-Mass Disc Galaxies
我们已经研究了解决恒星星族在大银河系中心的距离沿短轴（从10 kpc到40和75 kpc之间），有限的长轴覆盖范围内，附近的六个高度倾斜的银河系质量盘星系使用HST数据的GHOSTS调查。我们选择红巨星支星来获得恒星晕密度分布。投影的短轴密度分布可以近似为幂律，投影斜率介于$-2$和$-3.7$之间，恒星晕质量的多样性为$1-6\times 10^{9}M_{\odot}$，或总星系恒星质量的$2-14\%$。由于子结构，光滑幂律拟合周围的典型固有散射是$0.05-0.1$ dex。通过比较短轴和长轴轮廓，我们推断出在$0.4-0.75$之间的$\sim 25$ kpc处的投影轴比$c/a$。GHOSTS的恒星晕是多种多样的，介于银河系和M31的（相当非典型的）晕所描绘的极端之间。我们发现恒星晕金属丰度和恒星晕质量之间有很强的相关性。我们比较我们的结果与宇宙学模型，发现我们的观测和吸积模型之间的良好协议，恒星晕的矮卫星的破坏形成。特别是，恒星晕金属丰度和质量之间的强观测相关性是自然再现。低分辨率的流体动力学模型具有不切实际的高恒星晕质量。目前的高分辨率流体动力学模型似乎预测恒星晕质量略高于观察到的，但合理的金属丰度，金属丰度梯度和密度分布。
2016-11-16 astro-ph.CO 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
Stellar populations in the surrounding field of the LMC clusters NGC 2154 and NGC 1898
在本文中，我们提出了一个研究和比较的恒星形成率（SFR）在周围的领域NGC 1898和NGC 2154，两个中间年龄星团位于非常不同的区域的大麦云。我们还介绍了NGC 1898的测光研究，以及七个小的集群，这些集群恰好落在NGC 1898的领域，其基本参数是迄今为止未知的。我们并没有把重点放在NGC 2154上，因为这个星团已经在Baume et al. 2007中使用相同的理论工具进行了研究。用等时线拟合的方法，在它们的$clean$色星等图上求得了它们的年龄。发现了两个不同的星团：一个星团（NGC 2154）的平均年龄为1.7 Gyr，表明恒星形成的时间大约为1 Gyr，而其他所有星团的年龄都在1亿到2亿之间。利用降坡单纯形算法推导出相邻场的SFR。两个SFR在2亿、4亿、8亿年以及1、6和8 Gyr时都显示出增强。SFR中的这些爆发可能是麦哲伦云（MC）之间以及MC与银河系之间动力学相互作用的结果。
2012-09-06 astro-ph.GA
Figure Rotation of IllustrisTNG Halos
本研究利用 IllustrisTNG 模拟调查暗晕图形旋转，提出新检测方法，发现重子使旋转更少、更快、更短且更对齐短轴，对银河系暗晕研究有重要意义。
2023-08-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ca II Triplet Spectroscopy of Small Magellanic Cloud Red Giants. VI. Analysis of chemical properties of the Main Body
利用GEMINI-S上的GMOS仪器，计算了6个SMC星团中150多颗红巨星的视向速度和CaT金属丰度。得到的星团平均径向速度和金属丰度的平均误差分别为2.2 km\s $^{-1}$和0.03 dex，而平均场金属丰度的平均误差为0.13 dex。我们将此信息添加到另外51个集群和30个领域的CaT金属丰度在相同的规模。用这个扩大的样品，我们分析了SMC主体的化学性质，定义为半长轴内3.4度。我们发现主体簇的金属丰度分布很可能是双峰的，具有富金属和贫金属簇组，具有平均金属丰度，分别为$μ= -0.80$、$σ= 0.06$和$μ= -1.15$、$σ= 0.10$ dex。另一方面，主体场星的金属丰度呈单峰分布，峰值在$[Fe/H] \sim -1$，分散在$0.3$。无论是富金属还是贫金属的集群呈现金属丰度梯度。然而，完整的主体星团样本和场星具有相互一致的负金属丰度梯度，但由于该区域所研究的星团中存在较大的金属丰度分散，因此对应于星团的负金属丰度梯度具有较大的误差。富金属的星系团呈现出明显的年龄-金属丰度关系，而贫金属的星系团在整个星系生命周期中没有化学富集。我们目前的观测证据表明，化学富集是复杂的SMC主体。两个来源可能不同的分组可在主体内共存。需要更多的精确和均匀的金属丰度和距离的数据，并需要动力学模拟来了解两个可能的集群群可能的不同起源。
2022-05-30 astro-ph.GA
Evidence that pre-processing in filaments drives the anisotropic quenching of satellite galaxies in massive clusters
本研究利用CLASH巡天的11个星系团样本，首次测量到3R₂₀₀范围内卫星星系的各向异性淬灭信号及其径向峰值，证实大尺度结构的预处理是该现象的主要成因。
2025-01-17 astro-ph.GA
Mean age gradient and asymmetry in the star formation history of the Small Magellanic Cloud
我们推导出恒星形成的历史，在四个地区的小麦哲伦星云（SMC）使用最深的VI色星等图（CMD）以往任何时候都获得了这个星系。这些图像是用哈勃太空望远镜上的高级巡天相机获得的，位于距离SMC中心0.5-2度的投影距离处，探测星系的主体和机翼。我们推导出的恒星形成历史（SFH）的四个领域使用两个独立的程序，以适应合成CMD的数据。我们比较SFHS得出这里与我们以前的结果SMC酒吧创建一个深的中央SMC的全球历史的调查。我们发现在HST观测到的所有六个区域中，恒星形成的速度从13到5-7 Gyr前缓慢，然后是2-3倍的活动。这是值得注意的，因为动力学模型并没有预测当时LMC或银河系（MW）的强烈影响。中年SFR增强的水平系统地向中心增加，导致人口平均年龄的梯度，酒吧场系统地比外部的年轻。在最近的5亿年中，恒星形成强烈地集中在棒中，唯一的例外是SMC翼的区域。后者目前的强劲活动可能是由与LMC的相互作用驱动的。在一个给定的年龄，有没有显着的差异，金属丰度之间的内部和外部领域，这意味着金属混合良好，整个SMC。我们从最佳拟合模型推断的年龄-金属丰度关系随时间单调增加，没有下降的证据。这可能会反对Tsujimoto和Bekki 2009提出的主要合并方案，尽管不能排除小型合并的可能性。
2013-09-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic-scale evolution of classical and complex radio galaxies. Impact of ambient morphology and jet geometry
Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF) – Istituto di Radioastronomia (IRA)（意大利国家天体物理研究所（INAF）- 射电天文研究所）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Núcleo de Astrofísica, Universidade Cidade de São Paulo（圣保罗城市大学天体物理中心）；INAF/Osservatorio Astrofisico di Torino（意大利国家天体物理研究所/都灵天文台）；Department of Physics, University of Bath（巴斯大学物理系）；Department of Physics, University of Pretoria（比勒陀利亚大学物理系）；Centre for Radio Astronomy Techniques and Technologies, Department of Physics and Electronics, Rhodes University（罗德斯大学物理与电子学院射电天文技术与方法中心）；Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF) - Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali (IAPS)（意大利国家天体物理研究所（INAF）- 天体物理学与行星科学研究所）
研究喷流在三轴宿主中的传播方向和内部性质对射电星系形态演化的影响，通过3D RMHD模拟验证喷流方向和内部特性对射电源形态的调控作用。
2026-04-07 astro-ph.GA
On the stellar halo metallicity profile of Milky Way-like galaxies in the Auriga simulations
最近一项对附近类似银河系的星系晕的观测研究表明，目前只有一半（八分之四）的样本显示出强烈的负金属丰度（[Fe/H]）梯度。这与流体动力学模拟的预测不一致，在流体动力学模拟中，这种梯度无处不在。在这封信中，我们使用高分辨率的宇宙流体动力学模拟研究[Fe/H]分布的星系晕。我们发现，运动学选择的恒星晕，包括原位和吸积粒子，有一个扁圆[Fe/H]分布。球形[Fe/H]径向分布在100 kpc内显示出较强的负梯度，与以前的数值结果一致。然而，沿银盘短轴的投影中值[Fe/H]剖面，通常在观测中获得，显着平坦。在一个给定的半径的中值[Fe/H]值是大的球形轮廓比短轴轮廓多达0.4德克斯内50千秒差距。得到类似的结果，如果只吸积恒星的组成部分被认为是球形和短轴配置文件之间的差异，并不纯粹是由热盘星粒子原位形成的驱动。我们的研究强调了模型和观测晕[Fe/H]分布之间进行仔细比较的重要性。
2016-03-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Molecular and Atomic Gas in the Large Magellanic Cloud II. Three-dimensional Correlation between CO and HI
我们在三维空间（即除了两个空间轴外还包括一个速度轴）比较了大麦云（LMC）中的CO J =（1-0）和HI辐射，目的是阐明巨分子云（GMC）与其周围HI气体之间的物理联系。CO J =1-0数据集来自第二次NANTEN CO巡天，HI数据集来自合并的澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）和帕克斯望远镜巡天。我们分析的主要发现是：1）GMC与HI发射的包络有关，2）在GMC中，[平均CO强度]与[平均HI强度]^[1.1+-0.1]成正比，3）HI强度随着GMC中恒星形成活动的增加而增加，从I型到III型。对与GMC有关的HI包线的分析表明，它们的平均线宽为14 km s-1，包线中的平均密度为10 cm-3。我们认为，HI信封引力约束的GMC。这些研究结果是一致的，通过HI吸积在0.05 Msun/年的吸积率超过10万年的时间尺度的GMCs的质量的持续增加。在GMC演化的最后阶段，GMC的生长通过耗散电离和/或星风破坏而终止。
2009-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shape, alignment, and mass distribution of baryonic and dark-matter halos in one EAGLE simulation
准确了解晕的形态及其演化是星系形成模型的关键约束，也是强透镜现象的决定性参数。利用宇宙学流体动力学模拟，银河系及其环境的演化和组装（EAGLE），我们的目标是提供一个全面的分析星系晕的形态和它们的质量分布的演变，重点是在红移$z=0.5$的快照。我们开发了一种迭代策略，涉及主成分分析（PCA）的EAGLE晕的属性和不同的组件之间的对齐的差异进行调查。的质量分布的暗物质（DM），气体和恒星晕的特点是半质量半径，浓度参数和（投影）轴比。我们统计了来自EAGLE RefL 0025 N 0376模拟的336\,540个晕的形状参数，并描述了它们从红移$z=15$到$z=0$的演化。我们测量了DM、气体和恒星成分以及所有粒子的三维和二维投影形状参数。在$z=0.5$，气体的短轴与DM的短轴对齐的质量晕（$M>10^{12}$ M $_\odot$），但这种对齐较差的质量晕。DM晕轴比$b/a$和$c/a$的中值分别为$0.82 \pm 0.11$和$0.64 \pm 0.12$。w/和w/o星晕中气体球度与总质量呈负相关，而DM球度对总质量不敏感. $z=0.5$观测到的星晕投影轴比$b_p/a_p$的中值为$0.80 \pm 0.07$，与地面和空间观测结果在1 $σ$以内符合得很好.对于DM晕，我们测量$0.85 \pm 0.06$的值。
2022-12-17 astro-ph.GA
