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
New dwarf galaxy candidates in the M106, NGC3521, and UGCA127 groups with the Hyper Suprime Camera
本文利用超极巡天相机在M106等星系周围发现11+0+4+6个矮星系候选体，补充了已有样本，其符合标度关系，部分星系光度函数与银河系相似，为研究矮星系分布提供新数据。
2025-04-15 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
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
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
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
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
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
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
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 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
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
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
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
The Distribution of Star Formation and Metals in the Low Surface Brightness Galaxy UGC 628
我们介绍MUSCEL计划（LSB星系的结构，化学和演化的多波长观测），一个旨在确定低表面亮度星系的恒星形成历史的项目。MUSCEL利用地基光谱和天基紫外和红外测光来完全限制我们目标的恒星形成历史，目的是揭示导致低表面亮度星系沿着与高表面亮度星系（如我们的银河系）不同的进化路径的过程。在这里，我们提出了UGC 628的空间分辨光谱，在麦克唐纳天文台的2.7米哈伦J.史密斯望远镜上用VIRUS-P IFU观测到，并利用发射线诊断来确定恒星形成的速率和分布以及气相金属丰度和金属丰度梯度。我们发现整个UGC 628都有高度聚集的恒星形成，不包括核心区域，log（O/H）金属丰度约为-4.2，在银盘边缘附近有更多的金属富集区。仅根据发射线的诊断，目前的恒星形成模式，缓慢和集中在外盘，似乎已经占主导地位了相当长的一段时间，虽然有明显的迹象表明，一个更古老的恒星星族形成了一个更标准的由内而外的方式。
2015-07-10 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 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
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
The Influence of Sagittarius and the Large Magellanic Cloud on the Milky Way Galaxy
我们提出了N体模拟的人马座状矮球状星系（Sgr），遵循其轨道的银河系（MW），因为它的第一个交叉的银河系的维里半径到今天。当Sgr围绕MW运行时，它激发了垂直振荡，使银河系的恒星盘起皱和闪耀。这些响应可以理解的两个阶段的图片，其中的相互作用是第一次主导的扭矩从尾流激发Sgr在MW暗晕之前过渡到潮汐从Sgr的直接影响盘在晚些时候。我们首次展示了一个大规模的Sgr模型同时再现了在圆盘的末端观察到的弧状过密度的位置和运动，如麒麟座环和仙女座三角座恒星云，同时也满足了对圆盘垂直结构和流动运动的太阳邻域约束。在其他模拟中，我们将与Sgr一致的大麦云（LMC）自身纳入其中。LMC通过相长干涉和相消干涉引入耦合，但没有新的波纹。在我们的模型中，外盘当前结构的激发可以追溯到6-7 Gyr ago（对应于$z\leq1$）的相互作用。鉴于MW在这个时间尺度上明显静止的吸积历史，这使得Sgr成为盘垂直振荡背后的罪魁祸首，也是银河系最后一次重大吸积事件，具有调节其化学动力学结构的能力。
2017-10-06 astro-ph.GA
The Magellanic Stream: Circumnavigating the Galaxy
麦哲伦星云被一个扩展的气体结构网络所包围。其中最主要的是麦哲伦流，它是一条缠绕在银河系轨道上的细丝尾巴。当与它的引导臂一起考虑时，溪流在天空中延伸超过200度。它被认为代表了星云和银河日冕所施加的冲压压力之间的潮汐相互作用的结果，它的运动学特性反映了距离银河系最近的一对矮星系的动力学历史。该流是吸积气体和云/日冕相互作用的流体动力学模拟的基准。如果银河流在这些相互作用中幸存下来，并安全地到达银河系圆盘，它的货物超过10亿个太阳质量的气体有可能维持或提高银河系恒星形成率。在这篇文章中，我们回顾了目前的知识流，包括其化学成分，物理条件，起源和命运的状态。我们还回顾了麦哲伦星系的动力学，包括大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的自行和轨道历史，第一次通过和第二次通过的情景，以及麦哲伦星系群的证据。
2015-11-18 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
A hypervelocity star with a Magellanic origin
利用盖亚DR2的自行测量，我们探测了银河系周围26颗先前已知的超高速恒星（HVS）的起源。我们发现这些恒星中有很大一部分有很高的概率起源于银河系中心附近，但有一个明显的异常值。HVS3极有可能几乎来自大麦云（LMC）的中心。在它最近的接近过程中，$21.1^{+6.1}_{-4.6}$ Myr ago，它相对于LMC的相对速度为$870^{+69}_{-66}$ kms $^{-1}$。这种巨大的反冲速度只符合希尔斯机制，需要在大麦哲伦星系中心有一个巨大的黑洞。这提供了强有力的直接证据，证明LMC本身就拥有一个至少$4\times 10^3 -10^4 M_\odot$的大质量黑洞。
2018-04-26 astro-ph.GA
Constraining the orbital history of the Magellanic Clouds: A new bound scenario suggested by the tidal origin of the Magellanic Stream
传统上，束缚轨道被分配给大麦哲伦云和小麦哲伦云（分别为LMC和SMC），以提供麦哲伦流（MS）及其主导臂（LA）的形成情景，这两个突出的中性氢（HI）特征与LMC和SMC相连。然而，哈勃太空望远镜（HST）对大麦哲伦星系和小麦哲伦星系自行的测量对束缚轨道的可解释性提出了挑战，导致MS的起源再次成为一个有争议的问题。我们提出了一个新的潮汐模型，在该模型中，类似于分叉MS和细长LA的结构能够形成与HST自行一致的束缚轨道。在我们的模型中，尽管LMC和SMC分别与银河系绑定超过5 Gyr，但最近才保持相互绑定。我们发现，MS和LA是能够形成的LMC主导的潮汐剥离的结果在最近的动力学耦合的LMC和SMC。我们的轨道模型依赖于我们的假设，即银河系具有恒定的圆周速度V_cir=250 km/s，直到160 kpc，这意味着一个巨大的等温晕，并没有完全被观测拒绝。
2011-01-13 astro-ph.GA
Response of the Milky Way's disc to the Large Magellanic Cloud in a first infall scenario
我们提出了N体和流体动力学模拟银河系的重子盘的存在下的大麦云云在第一次下降的情况下的反应。对于一个基准银河系模型再现的总属性的银河系，我们探讨了一组六个初始条件的LMC的质量变化，所有的发展，以适应测量的约束，其当前的位置和速度相对于银河系中心。我们发现，LMC可以产生强烈的扰动-翘曲的恒星和气体盘-在银河系中，而不违反约束的相空间分布的恒星在太阳附近。所有模型都正确地再现了翘曲的相位及其关于光盘中平面的反对称形状。如果翘曲是由于LMC单独，那么最大质量模型是有利的（$2.5\times10^{11}\,\rm{M_{\odot}}$）。尽管如此，仍存在一些定量差异，包括$R=22 \,\rm{kpc}$时$ΔZ=0.7 \, \rm{kpc}$和$R=16 \,\rm{kpc}$时$ΔZ=0.7\, \rm{kpc}$的高度不足。这表明，甚至更高的质量为LMC的晕的数据是允许的。与重人马座dSph模式（$10^{11}\,\rm{M_{\odot}}$）引起的垂直扰动的比较表明，预期在$R=16 \, \rm{kpc}$对LMC翘曲有正干扰。我们的结论是，银河系盘的垂直结构超出太阳邻域可能共同塑造其最大的卫星。因此，MW的当前结构表明我们正在看到卫星相互作用的圆盘加热过程。
2016-08-16 astro-ph.GA
The large- and small-scale CaII K structure of the Milky Way from observations of Galactic and Magellanic sightlines
目的：通过利用在同一天空区域中已知距离的早期恒星探测器的光谱，可以研究银河系ISM的大尺度和小尺度（pc）结构。本文确定了在3933.661 A的线强度的变化，作为一个函数的探针分离的恒星样本，包括许多视线的麦哲伦云。研究方法：利用VLT对CaII中3个银河系和4个麦哲伦疏散星团早型星的FLAMES-GIRAFFE观测数据，获得了657颗恒星（其中443颗为麦哲伦视线）的银河系Ca区IS星的速度、EW、柱密度和线宽。每个星团中有43-110颗恒星。此外，还提供了21颗银河系和154颗麦哲伦早期型恒星的FEROS和UVES CaII & NaI光谱，并结合文献资料研究了Ca柱密度/视差关系。结果如下：对于用FLAMES研究的四个麦哲伦星系团，发现在0.05-9 pc的横向尺度上，银河系IS CaII K EW的强度变化了1.8-3.0倍，对应于光学薄近似下0.3-0.5 dex的柱密度变化。使用FLAMES、FEROS和UVES存档光谱，发现MW气体的最小和最大还原EW分别位于CaII K和NaI D的35-125 mA和30-160 mA范围内。该范围与van Loon等人（2009年）发表的ISM的简单模型一致，该模型由填充因子为0.3的球形云团组成，尽管不排除其他几何形状。最后，得到视差和CaII柱密度的函数形式为pi（mas）=1/（2.39e-13 × N（CaII）（cm…
2015-11-02 astro-ph.GA
Star Formation Histories of Ultra-Faint Dwarf Galaxies: environmental differences between Magellanic and non-Magellanic satellites?
我们提出了7个超暗矮星系的颜色星等图和恒星形成历史（SFH）：时钟座1，长蛇座2，凤凰2，网座2，人马座2，三角座2，和杜鹃2，来自高精度的哈勃太空望远镜测光。我们发现，每个星系的SFH是一致的，他们创造了至少80%的恒星质量的$z\sim6$。对于所有的星系，我们发现淬火时间超过11.5 Gyr前，兼容的情况下，再电离抑制恒星形成的小暗物质晕。然而，我们的分析也揭示了候选麦哲伦云卫星的SFH的一些差异，即，这些星系可能是大麦云云的卫星，最近才进入银河系。事实上，麦哲伦卫星显示的猝灭时间比其他银河系卫星的猝灭时间平均要近6亿年，尽管各自的时间在误差范围内仍然是一致的。这一发现与理论模型相一致，该模型表明卫星的SFH可能取决于其早期的宿主环境，尽管我们警告说，在误差条内，我们样本中的所有星系都与在单个时期被淬灭一致。
2021-09-28 astro-ph.GA
Tracing the Magellanic Clouds Back in Time
在一些简化的假设下，给出了麦哲伦云、银河系和M31的过去运动的解，并拟合到云和M31的实测速度。星系被建模为孤立的物体，红移约为10，当它们的速度相对于宇宙的一般膨胀很小时，与结构增长的引力不稳定性相一致。本星系群外的质量被模拟为第三个大质量动力学因素，它负责云的角动量。在这些假设下，一个合理的解要求银河系的圆速度v_c在200 ~ 230 km/s之间。在v_c和外部质量位置的选择所允许的适度变化范围内，该解似乎是唯一的。在这个解中，高红移的原麦哲伦云位于银河系的南极附近（以现在的方向），距离银河系约200 kpc，并以约200 km/s的速度移动。
2009-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
An Unbiased CO Survey Toward the Northern Region of the Small Magellanic Cloud with the Atacama Compact Array. II. CO Cloud Catalog
本文利用阿塔卡马紧凑阵列对小麦哲伦云北部进行高分辨率CO巡天，识别并编目426个CO云，揭示了其半径-速度线宽关系和质量函数等统计性质与银河系及大麦哲伦云的异同。
2023-09-04 astro-ph.GA
An ATCA Survey of HI Absorption in the Magellanic Clouds I: HI Gas Temperature Measurements in the Small Magellanic Cloud
我们提出的第一个结果，从小麦哲伦云部分的一个新的澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）HI吸收调查的麦哲伦云，包括超过800小时的观测。我们新的HI吸收线数据使我们能够在低金属量环境中测量冷中性气体的温度和分数。我们观察到22个独立的领域，针对总共55个连续源对其中37个，我们检测到HI吸收，从这个我们测量的列密度加权平均自旋温度为$<T_{s}>=150$ K。分裂成单独的吸收线功能的光谱，我们估计不同的气体成分的温度，并找到一个平均的冷气温度为$\sim{30}$ K为这个样本，低于平均值的$\sim{40}$ K在银河系。HI似乎是均匀分布在整个SMC和我们检测到的$67\%$吸收的视线在我们的样本中，包括一些以外的星系主体（$N_{\text{HI}}>2\times{10^{21}}$ cm $^{-2}$）。冷中性原子气体的光学深度和温度随着空间位置或速度的变化没有表现出强烈的趋势。尽管低金属环境中，我们发现一个平均的冷气体分数的$\sim{20\%}$，没有不同的银河系。
2019-08-13 astro-ph.GA
The Most Metal-poor Stars in the Magellanic Clouds are $r$-process Enhanced
星系中贫金属恒星星族的化学丰度可以用来研究其形成和化学演化的早期阶段。麦哲伦云是银河系中最大的卫星星系，被认为是在孤立中进化的，直到最近被银河系吸积。不像银河系中质量较小的卫星，人们对麦哲伦星云中贫金属的恒星知之甚少。我们使用Schlaufman & Casey（2014）的中红外贫金属恒星选择和档案数据，以高分辨率麦哲伦/MIKE光谱学为目标，瞄准9个LMC和4个SMC巨星。这9颗含有$-2.4\lesssim[\text{Fe/H}]\lesssim-1.5$的LMC巨星和4颗含有$-2.6\lesssim[\text{Fe/H}]\lesssim-2.0$的SMC巨星是麦哲伦星云中金属最贫乏的恒星，但它们的丰度都经过了全面的分析。虽然我们发现，在恒定的金属丰度，这些恒星是类似于银河系恒星的$α$，光，铁峰元素丰度，无论是LMC和SMC增强相对于银河系的$r$过程元素铕。这些丰度偏移非常显著，相当于大麦哲伦星云的$3.9σ$、小麦哲伦星云的$2.7σ$和麦哲伦星云完整样本的$5.0σ$。我们提出，麦哲伦云的贫金属恒星星族的$r$过程增强是麦哲伦云的孤立化学演化和宇宙网的长期吸积历史与$r$过程核合成相结合的结果，其时间尺度长于核心坍缩超新星时间尺度，但短于或相当于热核（即，Ia型）超新星时间尺度。
2021-08-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ram Pressure Stripping of the Large Magellanic Cloud's Disk as a Probe of the Milky Way's Circumgalactic Medium
最近的观测已经限制了大麦云云（LMC）的轨道和结构，这意味着大约5000万年前银河系（MW）有一个约束良好的近心通道。在这种情况下，LMC的气体盘最近经历了最大的冲压压力剥离，这表明其HI盘的当前范围直接探测了它正在移动的介质。从观察到的恒星和HI分布的系统，我们发现的证据截断气体剖面沿迎风的"前缘“的LMC磁盘，尽管更广泛的恒星组成部分。我们探讨的影响，这冲压压力剥离签名，使用解析处方和全三维流体动力学模拟的LMC。我们的模拟系统的逆风，其速度分量直接对应于最近的轨道历史的LMC。我们改变这种逆风的密度，使用各种采样参数的理论MW环星系介质（CGM）的β-配置文件，比较所得到的HI形态直接观测的LMC HI和恒星组件。该模型仅在近心通道MW CGM密度为n（R = 48.2 +/- 5 kpc）= 1.1（+.44/-.45）x 1 e-4 cm^-3的情况下才能与LMC前缘（迎风）的径向范围相匹配。隐含的近心密度证明不敏感的更广泛的CGM结构和温度分布，从而提供了一个独立的模型约束的局部气体密度。这一结果对MW的CGM的密度分布，以及MW的总重子含量施加了重要的约束。从我们的工作中，假设一个β-轮廓有效的~ Rvir，我们推断总弥漫CGM质量M（300 kpc）= 2.6 +/- 1.4 x 1 e10 Msun或约15%的1 e12 Msun MW的重子质量预算。
2015-07-28 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 influence of metallicity on the Leavitt Law from geometrical distances of Milky Way and Magellanic Clouds Cepheids
造父变星周期-光度关系是测量天文距离和建立河外距离尺度的关键工具。特别是，哈勃常数（$H_0$）的局部值强烈依赖于造父变星距离测量。最近的盖亚数据发布和哈勃太空望远镜（HST）的其他视差测量已经能够提高PL关系的斜率（$α$）和截距（$β$）的准确性。然而，这一定律对金属丰度的依赖性仍然存在很大争议。本文结合银河系造父变星（MW）、大麦哲伦云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）三个样本，导出了PL关系中的金属丰度项（以下简称$γ$）。最近发表的基于晚型分离食双星（DEBs）的极其精确的LMC和SMC距离为麦哲伦云提供了坚实的锚。在MW中，我们采用了第三次盖亚数据发布早期的造父变星。我们推导了$V$、$I$、$J$、$H$、$K_S$、$W_{VI}$和$W_{JK}$的金属性效应。在$K_S$波段，我们报告了$-0.221 \pm 0.051$ mag/dex的金属量效应，负号意味着在相同的脉动周期内，更多金属富集的造父变星本质上比更多金属贫乏的造父变星更亮。
2021-03-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lessons from the Magellanic System and its modeling
突出的麦哲伦流主导着HI天空，提供了大量的观测结果，这些观测结果可能会限制麦哲伦云和银河系外围。在这里，我们表明，“冲压压力加碰撞”模型自然地解释了这些属性，并能够预测一些最新的观察模型后作出的。这些包括麦哲伦桥中恒星星族的复杂性，其运动学，年龄和距离都得到了很好的测量，以及北潮汐臂，模型预测其形成于银河系潮汐力。看来，这种过约束模型提供了一个很好的途径来研究流属性。这与潮汐模型形成对比，潮汐模型只再现了流的主要特性的一半，特别是潮汐尾不能再现观察到的相互扭曲的细丝，并且其气体含量不足以提供与流相关的大量HI和HII气体。尽管人们努力重现云带来的大量气体，但似乎无法预见潮汐模型的可行解决方案。由于“冲压压力加碰撞”模型对质量大于2 $\times10^{10}$ $M_{\odot}$的大麦云没有成功的解释，我们推测，形成大麦哲伦星云流所需的质量很小。
2022-07-04 astro-ph.GA
A Search for 3-mm Molecular Absorption Line Transitions in the Magellanic Stream
本研究利用ALMA最高灵敏度数据搜寻麦哲伦流中的HCO$^+$等分子吸收线，虽未在3σ水平探测到目标，但给出柱密度上限并提出四种可能解释，为理解该潮汐尾的分子形成与恒星形成条件提供参考。
2024-10-15 astro-ph.GA
Notes on counter-orbiting globular clusters in the Milky Way
认为银河系中逆行旋转的球状星团可能起源于麦哲伦云星系引力扰动引起角动量改变的反对称球状星团。结果表明，轨道靠近“银河-麦哲伦云”系统拉格朗日点的银河系球状星团，在几个Gyr时间尺度内可以改变角动量的符号。
2014-07-07 astro-ph.GA
$S^5$: Probing the Milky Way and Magellanic Clouds potentials with the 6-D map of the Orphan-Chenab stream
结合南方星流光谱巡天（$S^5$）和{ \it Gaia}的观测数据，给出了Orphan-Chenab（OC）星流的6维图。利用样条函数模型重建了恒星的自行、径向速度、距离、在空轨迹和沿流的恒星密度。该星系流的总光度为$M_V=-8.2$，金属丰度为$\mathrm{[Fe/H]}=-1.9$，类似于经典的银河系（MW）卫星，如天龙座。该流的物理宽度从200秒差距变化到1千秒差距，但视线速度色散恒定为5公里/秒。尽管恒星数密度沿星流有很大的明显变化，但恒星沿星流的流动速率是非常恒定的。我们模拟的6-D流轨的拉格朗日点剥离方法与灵活的MW潜在的存在下，一个移动的扩展大麦云（LMC）。这使我们能够将MW的质量分布限制在15.6 < r < 55.5 kpc的距离范围内，其中$(2.85\pm 0.1)\times 10^{11}\,M_\odot$的最佳测量封闭质量在32.4 kpc内。我们的流测量是高度敏感的LMC质量配置文件，其封闭的质量在32.8千秒差距，$(7.02\pm 0.9)\times10^{10}\, {\rm M}_\odot$最精确的测量。我们还探测到大麦哲伦星云的暗物质晕至少延伸到53 kpc。OC流的拟合使我们能够约束过去的LMC轨迹和它所经历的动力摩擦程度。我们证明了OC流中的恒星表现出大的能量和角动量传播所造成的LMC扰动。
2023-02-16 astro-ph.GA
