麦哲伦流中潮汐诱导气丝的模型

在潮汐剥离的麦哲伦桥中形成大质量恒星的斯皮策视图

Spitzer View of Massive Star Formation in the Tidally Stripped Magellanic Bridge

麦哲伦桥是最近的低金属丰度，潮汐剥离环境，提供了一个独特的高分辨率视图的物理条件合并和形成星系。在本文中，我们提出了候选大质量年轻恒星物体（YSO）的分析，即，使用{ \it Spitzer}中红外和补充光学及近红外测光法在桥中进行的{ \it原位，当前}大质量恒星形成（MSF）。虽然我们肯定在桥中发现了YSO，但最大的是$\sim10 M_\odot$，$\ll45 M_\odot$在大麦云（LMC）中发现。桥中的MSF强度似乎也在下降，因为最大的YSO比过去形成的质量要小。为了研究环境对MSF的影响，我们将桥中的大规模YSO的性质与LMC中的大规模YSO的性质进行了比较。首先，桥中的YSO明显比LMC中的嵌入少：81%的桥YSO显示出光学对应物，相比之下，只有56%的LMC源具有相同的质量范围，星周尘埃质量和视线消光。星周包层在桥的低金属丰度环境中显然更多孔或更致密。其次，我们使用LMC和Bridge中YSO的全部样本来估计在给定\hi柱密度N（HI）下发现YSO的概率。我们发现，对于N（HI）$>10\times10^{20}$ cm $^{-2}$，LMC具有比Bridge更高的$\sim3\times$概率，但在较低的N（HI）下，趋势相反。研究这种相对于HI的较低效率是否是由于较低效率的分子云形成，或较低效率的云崩溃，或两者兼而有之，将需要敏感的分子气体观测。

麦哲伦星云间计划（MAGIC）I：麦哲伦星云间中等年龄恒星星族的证据

The MAGellanic Inter-Cloud project (MAGIC) I: Evidence for intermediate-age stellar populations in between the Magellanic Clouds

麦哲伦星云（MC）之间的气体-被称为“麦哲伦桥”（MB）-的起源令人费解。数值模拟表明，MB形成的潮汐剥离气体和恒星之间的MC最近的相互作用。然而，与MB相关的明显缺乏剥离的中间或老年恒星与这张照片不一致。在本文中，我们提出的第一个结果，从麦哲伦云间计划（MAGIC），旨在探测恒星星族在云间区域。我们目前的观测恒星星族在两个大领域之间的大小麦哲伦云（LMC/SMC），安全使用WFI相机上的2.2米望远镜在拉西拉。使用合成色星等图（CMD）技术，我们提出了第一个定量的证据，在云间区域的存在中老年恒星。中等年龄的恒星-占该地区所有恒星的28%-在远离LMC的方向上与SMC距离相似的区域中不存在。这提供了潜在的证据，表明这些中等年龄的恒星可能已经从SMC潮汐剥离。然而，光谱研究将需要确认或排除云间气体和恒星的潮汐起源。

HI细丝作为潜在的指南针？小麦哲伦云的磁场结构与GASKAP-HI细丝取向的比较

HI filaments as potential compass needles? Comparing the magnetic field structure of the Small Magellanic Cloud to the orientation of GASKAP-HI filaments

高空间分辨率的HI观测已经使人们认识到，附近（几百秒差距以内）的银河系原子结构与周围的磁场是一致的。利用澳大利亚平方公里阵列探路者（ASKAP）射电望远镜的银河系ASKAP HI（GASKAP-HI）巡天观测数据，研究了小麦哲伦云（SMC）中$\gtrsim 10\,{\rm pc}$尺度HI细丝的潜在磁排列。使用滚动霍夫变换（RHT）技术，自动识别附属结构，结合我们新设计的射线跟踪算法，比较HI和星光偏振数据，我们发现SMC主体东北端的HI丝（“坝”区）和主体与潮汐地貌之间的过渡区（“翼”区域）优先与由星光偏振追踪的磁场对齐。同时，剩余的SMC卷缺乏足够质量的星光偏振数据来得出任何结论。这首次表明，附加HI结构可以在银河系外的大空间体积（$\gtrsim\,{\rm kpc}$）上磁性排列。此外，我们生成的地图的首选方向的HI丝在整个SMC，揭示了高度复杂的气体结构的星系可能形成的组合的内在内部气体动力学，潮汐相互作用，和恒星形成反馈过程。这些地图可以进一步与SMC其他区域的磁结构的未来测量进行比较。

ALMA揭示了小麦哲伦云N66N中触发恒星形成的云-云碰撞

ALMA reveals a cloud-cloud collision that triggers star formation in N66N of the Small Magellanic Cloud

本文介绍了阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波阵列（ALMA）对小麦哲伦云（SMC）最亮HII区N66的0.58 $\times$ 0.52 pc $^{12}$ CO（1-0）辐射的观测结果。N66以北的$^{12}$ CO（1-0）辐射揭示了具有多个速度分量的云团状暗条。我们的分析表明，速度范围为154.4-158.6 km/s的蓝移暗条$^{-1}$与速度范围为158.0-161.8 km/s的红移暗条$^{-1}$相互作用。在速度范围161-165.0 km s $^{-1}$内的第三个速度分量构成中心细丝。一个中等质量的年轻恒星物体（YSO）和一个年轻的前主序星星团迄今已被报道在这些灯丝的交叉点。我们发现在位置-速度图中，在两个细丝的交点处有一个V形分布。这表明这些细丝的物理关联是由于云-云碰撞造成的。我们确定的碰撞时标$\sim$ 0.2百万年使用的相对速度（$\sim$ 5.1公里秒$^{-1}$）和位移（$\sim$ 1.1 pc），这些相互作用的细丝。这些结果表明，该事件发生在大约20万年前，并引发了恒星的形成，可能是一个中等质量的YSO。我们报告的第一个观测证据的云云碰撞，触发恒星形成在N66 N的低金属丰度$\sim$ 0.2 Z $_{\odot}$星系，SMC，在N159 W-南和N159 E的大麦云云相似的运动学。

大麦云中分子细丝的ALMA视图：嵌入N159W-South中碰撞云的高质量恒星形成的早期阶段

An ALMA view of molecular filaments in the Large Magellanic Cloud II: An early stage of high-mass star formation embedded at colliding clouds in N159W-South

我们对大麦云云N159 W南区域的对流分子云进行了ALMA CO同位素和1.3 mm连续谱观测，角分辨率为$\sim$ 0 ~（-25）（$\sim$ 0.07 pc）。虽然以前的低分辨率（$\sim$ 1”）ALMA观测表明，在$^{13}$ CO中存在一个高质量的原恒星天体，其长度尺度为$\sim$ 10 pc，空间分辨观测特别是对由1.3 mm连续辐射追踪的最高柱密度部分N159 W-South团块，显示了复杂的中枢神经系统结构。我们还发现，有多个原恒星源与双极流出沿大质量的灯丝。大质量暗条/原恒星周围的$^{13}$ CO发射的红移/蓝移分量具有互补分布，这被认为是云-云碰撞的可能证据。我们提出了一个新的方案，其中的超音速碰撞气流触发形成的大规模的灯丝和原恒星。这是对Fukui等人早期云-云碰撞情景的修改，假设这两个对流云发生在大质量恒星形成之前。最近Inoue等人对碰撞分子流中冲击压缩的理论研究表明，具有枢纽结构的细丝的形成是碰撞的常见结果，为目前的情况提供了支持。该理论认为，细丝是在冲击压缩的片状层中形成的致密部分，类似于$"$一把有刺的雨伞。$"$

投影到受潮汐扰动的SMC区域中的星团的天体物理性质

Astrophysical properties of star clusters projected toward tidally perturbed SMC regions

本文通过SMASH DR2数据研究SMC星团，首次推导15个星团距离，揭示其年龄-金属丰度关系遵循整体化学增丰历史，并证明半数星团因LMC潮汐作用从主体向外迁移，部分最外层富金属星团由被拖出的气体近期形成，表明SMC最外层结构受LMC潮汐相互作用显著重塑。

麦哲伦流和碎片云

The Magellanic Stream and Debris Clouds

我们提出了一个研究的离散云和细丝在麦哲伦流使用一个新的高分辨率调查中性氢（\HI）进行与H75阵列的澳大利亚望远镜紧凑阵列，补充单碟数据从帕克斯银河系全天巡天（GASS）。从个人和合并的数据集，我们已经编制了一个目录的251云，并列出了他们的基本参数，包括形态描述用于识别云的相互作用。我们在该地区发现了数量出乎意料的头-尾云。讨论了其形成机制和演化的意义。这些细丝似乎完全来自小麦哲伦云，并延伸到麦哲伦桥的北端。

大麦云中分子细丝的ALMA视图I：由云-云碰撞触发的N159E-Papillon星云中大质量恒星和柱的形成

An ALMA view of molecular filaments in the Large Magellanic Cloud I: The formation of high-mass stars and pillars in the N159E-Papillon Nebula triggered by a cloud-cloud collision

本文介绍了大麦云星云（LMC）中N159 E-Papillon星云的CO同位素和1.3 mm连续辐射的ALMA观测结果。空间分辨率为0“25-0“28（0.06-0.07 pc），比该地区以前的ALMA观测结果高出3倍。高分辨率使我们能够解决高度连续的CO分布与典型的宽度$\sim$ 0.1 pc（半高全宽）和线质量的几个100 $M_{\odot}$ pc $^{-1}$。这些暗条（数量超过10个）显示出一个突出的中心暗条结构，从星云中心向北发散。我们首次确定了两个大规模的原恒星流出物的$\sim$ 10 $^4$年的动力学年龄沿最大的灯丝之一。观测还揭示了星云周围的几个柱状CO特征。H II区和柱体在空间分布上具有互补性，柱体的柱体密度比银河系鹰星云（M16）中的柱体密度高一个数量级，表明柱体形成的早期阶段，年龄小于$\sim$ 10 $^5$ yr。我们认为，在过去的$\sim$ 200万年内，云-云碰撞触发了细丝和原恒星的形成。碰撞可能是最近发生的，因为部分kpc尺度的H I流来自于$\sim$和SMC在2亿年前的近距离相遇所产生的潮汐相互作用，正如Fukui等人对R136的建议。

麦哲伦流IV云中的α发射区候选者

Candidates of Halpha emitting regions in Magellanic Stream IV cloud

根据Hα窄带观测，我们在麦哲伦流IV（MS IV）方向确定了三个Hα发射区。它们由三个平行的细丝组成，宽度为2弧分，长度为6 - 30弧分，间隔为12弧分。它们的平均表面亮度为$\sim 2 \times 10^{-18}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$ arcsec $^{-2}$。由于它们的表面亮度较低，在以前的Hα巡天中没有探测到。在HI图中，这些细丝的位置与MS重叠，表明它们是MS的一部分，但也存在局部HI结构。如果细丝与MS相关，则尺寸为30 pc $\times$ 100 - 500 pc。细丝位于下游云的前缘，这支持了电离源的激波加热及其传播（激波级联）模型。另一方面，如果它们是本地天体，则可能是由两颗以上恒星组成的斯特伦格伦遗迹化石，其大小为0.1 pc $\times$ 0.3 - 1.5 pc，距离为180 pc。这封信中给出的Hα细丝的位置信息使我们能够在未来的光谱观测中澄清它们的性质。

大麦云云N159西侧CO细丝碰撞引发的大质量恒星形成

High-mass star formation triggered by collision between CO filaments in N159 West in the Large Magellanic Cloud

我们用ALMA对大麦哲伦星云活动星形成区N159 West进行了~（13）CO（J=2-1）观测。我们已经发现，CO分布在一个sub-pc规模是高度细长的宽度小。这些被称为“细丝”的细长云呈直线或曲线分布，典型的宽度为0.5- 1.0秒差距，长度为5- 10秒差距。所有已知的红外YSO都位于朝向灯丝的位置。我们在N159 W-N和N159 W-S中发现了两个向年轻大质量恒星流出的宽CO翼，其动力学时标约为10^4年，这是首次在外星系中发现原恒星流出。对于N159 W-S，它位于两个暗条的交叉点，我们假设这两个暗条在大约10^5年前相互碰撞，并触发了具有~37 Mo的高质量恒星的形成。碰撞云在相交处显示出线宽的显著增强，这表明它们之间的冲击界面层中的湍流激发与磁流体动力学数值模拟一致（Inoue & Fukui 2013）。这种湍流将质量吸积速率提高到约6x 10 ^-4 Mo/年，这是克服恒星反馈形成高质量恒星所必需的。

在浪潮中幸存：潮汐瓦解的小麦哲伦云中存在暗物质尖峰的证据

Surviving the Waves: evidence for a Dark Matter cusp in the tidally disrupting Small Magellanic Cloud

本文利用约6000颗红巨星的光谱与盖亚自行数据构建小麦哲伦云质量模型，发现其内部暗物质密度轮廓与ΛCDM尖峰一致，并给出新的总质量、J因子和D因子估计，同时提出新的解析密度轮廓以描述暗物质加热行为。

落向银河系中心的潮汐分裂分子云

Tidally-disrupted Molecular Clouds falling to the Galactic Center

我们发现了一个分子云从外部区域连接到“银河系中心微型螺旋（GCMS）”，这是一束邻近Sgr A* 的电离气体流。分子云在CS J=2-1发射谱线上表现出明显的特征，并与GCMS连续相连。分子云的速度也与GCMS中H42 α复合线上观测到的电离气体的速度连续相关。形态学和运动学的关系表明，分子云是从外部区域下降到附近的Sgr A*，被中断的潮汐剪切的Sgr A* 和电离的紫外线发射的中央集群。在气态分子云与GCMS的交界处还发现了SiOJ =2-1的发射。在边界区似乎存在激波气体。

Cosmic Ray驱动的大麦云外流：对LMC细丝的贡献

Cosmic Ray Driven Outflows from the Large Magellanic Cloud: Contributions to the LMC Filament

在本文中，我们从以前的工作（Bustard et al. 2018）构建并模拟了最近（在过去的Gyr内），磁化，宇宙射线驱动的大麦云云（LMC）外流，包括我们首次尝试明确使用LMC的恒星形成历史来播种外流产生。我们对不同的LMC气体质量和宇宙射线传输处理运行了一组参数模拟，并与已发表的流出通量估计、中性和电离氢观测以及法拉第旋转测量图进行了初步比较。此外，我们报告的气体质量，成为从LMC磁盘和冲压压力扫到尾随麦哲伦流。我们发现，即使是我们最大的爆发，质量的贡献流仍然是相当小的，因为大部分的流出转向晕气体被屏蔽在LMC的远侧，由于LMC的主要面对通过银河系晕在过去的Gyr。在LMC的近侧，过去的外流与冲压压力进行了艰苦的斗争，近侧晕质量至少比远侧小几倍。吸收线研究只探测大麦哲伦星云的前景，那么，可能严重低估了由外流形成的大麦哲伦星云晕的总质量。

从法拉第旋转测量扩散极化辐射研究大麦云云的磁场结构

Magnetic Field Structure of the Large Magellanic Cloud from Faraday Rotation Measures of Diffuse Polarized Emission

我们提出了一个研究磁场的大麦云（LMC），在1.4 GHz的帕克斯射电望远镜和澳大利亚望远镜紧凑阵列获得的漫偏振同步辐射数据进行。观察到的扩散偏振发射很可能起源于星系近侧的LMC盘上方。一致的负旋转措施（RM）来自漫发射表明，在LMC的近侧晕的视线磁场是指向相干远离我们。结合位于星系后面的河外源的RM，我们表明，大麦哲伦星系的大尺度磁场很可能是四极几何，与发电机理论的预测一致。在较小的尺度上，我们确定了两个明亮的极化细丝东南的LMC，与中性氢武器。细丝的磁场可能与小麦哲伦云的方向一致。我们认为，在过去的10^9年里，小麦哲伦云和大麦哲伦云之间的潮汐相互作用很可能塑造了这些细丝中的磁场。

大麦云云中超壳层碰撞界面的巨分子云形成

Giant Molecular Cloud Formation at the Interface of Colliding Supershells in the Large Magellanic Cloud

我们研究了恒星形成区N48和N49中年轻大质量GMC的Hi包络，这些区域位于两个kpc级超巨星壳层LMC 4和LMC 5之间的高柱密度Hi脊内。利用澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）进行的新的长基线Hi 21 cm线观测与档案较短基线数据和帕克斯望远镜的单碟数据相结合，最终合成光束尺寸为24.75”× 20.48”，相当于LMC中约6 pc的空间分辨率。新发现的Hi气体是高度非连续性的，分子团沿非连续Hi特征分布。共识别出39个附属特征，其典型宽度为~ 21（8-49）[pc]。我们提出了一个方案，在该方案中，GMC是通过原子气体中的引力不稳定性形成的，原子气体最初由两个壳层积累，然后通过碰撞进一步压缩。这表明，GMC的形成涉及原子介质的导电性。

在潮汐剥离的低金属量小麦哲伦云（SAGE-SMC）II中调查星系演化的因素。酷星进化

Surveying the Agents of Galaxy Evolution in the Tidally-Stripped, Low Metallicity Small Magellanic Cloud (SAGE-SMC) II. Cool Evolved Stars

我们调查的红外（IR）性质的冷，在小麦哲伦星云（SMC），包括红巨星分支（RGB）的恒星和尘埃产生的红超巨星（RSG）和渐近巨星分支（AGB）的恒星使用的观测斯皮策太空望远镜遗产计划题为：“调查代理人的银河系演化的潮汐剥离，低金属量SMC”，或SAGE-SMC。调查包括，第一次，在红外（IR）波长（3.6 - 160微米）的SMC酒吧，机翼和尾部区域的全空间覆盖。我们确定进化的恒星使用近红外和中红外测光的组合，并指出一个新的功能，在中红外色星等图，可能是由于特别是尘埃O-丰富的AGB星。我们发现，RSG和AGB恒星各自贡献了全球SMC通量的20%（扩展+点源）在3.6微米，这强调了这两种恒星类型的重要性，以综合通量的遥远的贫金属星系。相当于SAGE调查的高金属丰度大麦云云（SAGE-LMC），使我们能够探索的影响，金属丰度的尘埃生产。我们发现SMC RSG星不太可能产生大量的尘埃（如[3.6]-[8]颜色所示）。在SMC中有更高比例的富碳恒星，这些恒星似乎能够达到与LMC对应物一样的红色，这表明富碳尘埃在两个星系中有效地形成。在AGB和RSG星的尘埃生产的初步估计表明，极端富C AGB星占主导地位的尘埃输入在这两个星系，富O星可能发挥更大的作用，在LMC比SMC。

ALMA 对大麦哲伦云中与大质量原恒星系统相关的致密分子纤维结构的初步观测

An ALMA Glimpse of Dense Molecular Filaments Associated with High-mass Protostellar Systems in the Large Magellanic Cloud

本文利用 ALMA 高分辨率观测大麦哲伦云中 30 个大质量原恒星系统，发现 HCO$^{+}$(4-3) 有效示踪致密纤维结构，其线宽随柱密度幂律增大，并揭示枢纽-纤维结构主要出现在高光度和母云演化晚期，可能是形成极亮大质量恒星系统的关键中间阶段。

小麦哲伦星云的弥散电离气晕

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。

高能环境中从气体到恒星：大麦云星云剑鱼座30区的致密气体团

From Gas to Stars in Energetic Environments: Dense Gas Clumps in the 30 Doradus Region Within the Large Magellanic Cloud

我们提出了秒差距尺度的干涉图HCN（1-0）和HCO $^{+}$（1-0）的恒星形成区30剑鱼座，获得使用澳大利亚望远镜紧凑阵列的致密气体的排放。这个位于大麦云星云（LMC）的极端恒星形成区的特征是非常强烈的紫外线电离辐射场和太阳下的金属丰度，这两者都有望影响分子云结构。我们在剑鱼座30 -10巨型分子云中探测到13个明亮、密集的团块。一些团块沿着血管结构排列，其特征性间距与通过静脉曲张流体不稳定性形成一致。我们的分析表明，暗条引力不稳定，坍缩形成恒星。暗条中的HCO $^{+}$发射与最近的恒星形成活动（包括H $_{2}$ O脉泽和年轻恒星天体（YSO））之间有很好的相关性。YSO似乎继续沿着暗条的同一方向朝着西南方的大质量致密星团R136前进。我们详细比较了30 Dor-10与大麦哲伦星云其他恒星形成区（N159，N113，N105，N44）的团块性质（质量，线宽，大小）。我们的分析表明，30 Dor-1 - 0团块具有类似的质量，但更宽的线宽和类似的HCN/HCO $^{+}$（1-0）线比在其他LMC恒星形成区检测到的团块。我们的研究结果表明，致密的分子气体团在30 Dor-10的内部是很好的屏蔽对强电离场，是在30 Doradus地区。

粉碎LMC：外部LMC的潮汐诱导翘曲和大尺度变红图

SMASHing the LMC: A Tidally-induced Warp in the Outer LMC and a Large-scale Reddening Map

我们提出了一个研究的三维（3D）结构的大麦云（LMC）使用~ 220万红团（RC）恒星从调查的麦哲伦恒星的历史。为了校正视线尘埃消光，本征RC颜色和幅度及其径向依赖性仔细测量通过使用内部几乎无尘区域。然后，这些被用来构建一个精确的2D红化地图（165平方度，约10弧分分辨率）的LMC磁盘和3D空间分布的RC星。将倾斜盘模型拟合到2D距离图，得到最佳拟合倾斜角i = 25.86（+0.73，-1.39）度，随机误差为+/-0.19度，以及节点线位置角θ = 149.23（+6.43，-8.35）度，随机误差为+/-0.49度。这些角度随星系半径而变化，表明大麦哲伦星云盘可能由于与小麦哲伦星云（SMC）的重复潮汐相互作用而翘曲和扭曲。这是第一次，我们的数据揭示了一个显着的翘曲在西南部的外盘开始在rho ~ 7度，从定义的LMC平面到4千秒差距的SMC，这表明它起源于一个强相互作用与SMC。此外，包含偏心棒的内盘似乎相对于LMC盘的其余部分倾斜了5-15度。这些关于外部翘曲和倾斜杆的发现与Besla等人对最近与SMC直接碰撞的模拟预测一致。

麦哲伦流IV天区丝状和致密中性氢结构的FAST观测

FAST Observations of Filamentary and Compact H I Structure in a Magellanic Stream IV Field

利用FAST/CRAFTS观测麦哲伦流IV天区，通过高斯分解识别出丝状和致密HI结构，发现重叠源于投影而非碰撞，展示了深度高分辨率HI观测的价值。

麦哲伦日冕和麦哲伦流的形成

The Magellanic Corona and the formation of the Magellanic Stream

在星系晕中占主导地位的气体结构是麦哲伦流，这是一个围绕着大麦哲伦云和小麦哲伦云（LMC/SMC）的中性和电离细丝的延伸网络，这是银河系中两个最大的卫星星系。最近的观测表明，云是第一次通过我们的银河系，流是由从LMC和SMC剥离的气体组成的，并且大多数气体都是电离的。虽然长期以来人们一直怀疑潮汐力和冲压压力剥离促成了溪流的形成，但对它的起源的全面了解已经挑战了数十年的模型。最近的一些进展，包括发现与麦哲伦星系群有关的矮星系，大麦哲伦星系的高质量，在大麦哲伦星系中探测到朝向恒星的高度电离气体，以及宇宙学模拟的预测，都支持在大麦哲伦星系周围存在一个温度为$\sim5\times10^{5}\;\mathrm{K}$的温暖电离气体晕。在这里，我们表明，通过包括这个“麦哲伦日冕”的麦哲伦云落在银河系的流体动力学模拟，我们可以同时重现流和它的领导手臂。我们的模拟解释流的结构，空间范围，径向速度梯度，和总电离气体质量。我们预测，麦哲伦日冕将明确地通过高电离吸收线的紫外光谱的背景类星体躺在附近的大麦哲伦星系。这一预测可以直接用哈勃太空望远镜上的宇宙起源光谱仪进行验证。

小麦哲伦星云星团的剩余速度

Residual velocities of Small Magellanic Cloud star clusters

我们对最大的小麦哲伦云（SMC）星团样本（32）进行了自行和径向速度测量，从中我们获得了它们的空间速度分量。以最近最佳拟合的SMC星团旋转盘作为参考，计算了它们的剩余速度矢量，并将它们的星等（$Δ$ V）与剩余速度分量等于沿三个独立SMC旋转盘运动轴的速度色散的星团的星等（$Δ$ V = 60 km/s）进行了比较。我们发现，属于SMC潮汐诱导结构的星团具有$Δ$ V > 50 km/s，这表明星团在逃离旋转盘运动学过程中的空间速度是可测量的不同。研究了麦哲伦桥北支、主麦哲伦桥、反桥和西晕的星团，支持了这些发现。NGC 121是已知最古老的SMC星团，不属于任何SMC潮汐特征，并且具有$Δ$ V = 64 km/s，略高于束缚星团和运动学扰动星团之间的边界。

麦哲伦边缘巡天IV。SMC外围复杂的潮汐碎屑

The Magellanic Edges Survey IV. Complex tidal debris in the SMC outskirts

我们使用麦哲伦边缘巡天（MagES）的数据结合盖亚EDR 3研究小麦哲伦云（SMC）的极南郊，集中在一个长的手臂状结构的东端的领域，该结构包裹在大麦云（LMC）的南部外围。与该结构的其余部分（被认为是由扰动的LMC盘材料组成）不同，该场的聚集特性表明与SMC有明显的联系。我们发现两个恒星星族在外地的证据：一个具有与主要SMC机构的郊区一致的属性，和其他显着扰动。受扰的人口平均约0.2德克斯更多的金属丰富，并位于约7千秒差距的优势人口的总空间速度相对于SMC中心的约230公里/秒的LMC的方向广泛的前面。我们推测可能的起源，这个扰动的人口，其中最合理的是，它包括碎片的内部SMC最近已潮汐剥离与LMC的相互作用。

大麦云星云N159东侧大质量星YSO周围分子气体的运动学结构

Kinematic Structure of Molecular Gas around High-mass Star YSO, Papillon Nebula, in N159 East in the Large Magellanic Cloud

本文给出了大麦云（LMC）中N159东巨分子云（N159 E）的ALMA波段3和波段6的~（12）CO（2 - 1）、~（13）CO（2-1）、~（30）Halpha复合线、~（98）GHz附近的自由-自由辐射和~（230）GHz附近的尘埃热辐射结果。大麦哲伦星系是距离地球最近的活动大质量恒星形成星系，距离地球约50千秒差距，是研究大质量恒星形成的最佳目标。ALMA观测表明，N159 E是一个宽约1 pc、长约5 pc - 10 pc的对流云复合体。根据13 CO（2-1）的强度，总分子量为0.92 x 10^5 Msun。N159 E拥有著名的Papillon星云，一个紧凑的高激发HII区域。我们发现与蝶形星云有关的YSO质量为35 Msun，位于三个对流云的交汇处。结果表明，高质量YSO的形成是由对流云碰撞引起的。Fukui等人在2015年报告了N159西部区域的YSO的类似运动学结构，这是这两个区域中质量大于35 Msun的另一个YSO。这表明，对流云的碰撞是大质量恒星形成的主要机制。我们在蝶形星云的YSO周围发现了一个亚pc尺度的小分子洞。它由自由-自由和H30 α发射填充。空穴周围的分子气体温度达到~ 80 K。这表明，这颗YSO刚刚开始破坏母体分子云。

麦哲伦型星系的潮汐诱导不平衡性

Tidal-induced lopsidedness in Magellanic-type galaxies

我们调查潮汐诱导转换的禁止晚型螺旋麦哲伦型光盘的数值模拟，建立如何的寿命的不对称性（不对称性）随数值参数化。利用一个基于观测到的大麦云云（LMC）特性的参考模型，我们证明了它的偏心棒、单臂螺旋和单侧恒星形成可以由短暂的潮汐相互作用引起。此后，我们进行了详细的参数研究，并发现，在动态质量的LMC型光盘（$\sim$ 10 $^{\rm 10}$ \md{}），恒星的片面性（量化的m $=$ 1傅立叶模式）和酒吧偏心幅度变化很大，但一般是短暂的（$\sim$陀螺仪）。潮汐相互作用诱导更持久的偏心在较低质量的星系（几个陀螺仪），特别是那些大的晕盘质量比暗示最近的晕占领模型。我们认为，潮汐相互作用发挥更大的作用，在观察到的普遍存在的不平衡性比目前青睐的气体吸积机制较低质量的星系。麦哲伦型星系的其他特征，如单侧恒星形成，被量化，并倾向于在逆行轨道相遇后更显着地出现在具有较晚类型螺旋结构（更多晕主导的内盘，较弱的酒吧）的盘中。

黑洞、大质量团块、原恒星及银河系中心周围的潮汐控制碎裂

Tidally-Controlled Fragmentation around Black Holes, Massive Clumps, Protostars, and the Galactic Center

本文研究潮汐力驱动的各向异性金斯碎裂，通过比较理论预测与黑洞、大质量团块、原恒星及银河系中心等环境的观测纤维宽度，证明潮汐控制碎裂可解释纤维形成并保护冷气体存活，揭示潮汐力在气体输运中的关键作用。

对麦哲伦星系流形成的全面认识

Toward a Complete Understanding of the Magellanic Stream Formation

麦哲伦星云在经过银河系的过程中已经失去了大部分气体，这是一种从未被成功模拟过的特性。在这里，我们使用准确的和无网格的流体动力学模拟再现麦哲伦流和麦哲伦云的“冲压压力加碰撞”模型的框架。该模型再现了HI流的许多观测特性，包括沿其长度的密度分布和双重对流结构。除此之外，冲压压力与开尔文-亥姆霍兹不稳定性相结合提取的电离和HI气体量与观察到的一致。模拟的场景也重现了麦哲伦桥，包括年轻恒星和老恒星之间的偏移，以及云之间的碰撞，这是小麦哲伦云沿着视线非常细长的形态的原因。这个模型已经解决了大部分与麦哲伦流形成有关的谜团。在当前模型中未复制引导臂，因为它需要替代原点。

SMC西晕：银河系的一部分正在被潮汐剥离？星团追踪年龄和金属丰度梯度

SMC west halo: a slice of the galaxy that is being tidally stripped? Star clusters trace age and metallicity gradients

麦哲伦星云的演化和结构目前仍有争议。大麦哲伦云和小麦哲伦云（LMC，SMC）都围绕银河系运行的经典场景受到了另一种选择的挑战，其中LMC和SMC是第一次接近我们的银河系。对星系中恒星星族的详细研究应该会限制所提出的设想。特别是，西晕的SMC最近的特点与径向趋势的年龄和金属，这表明潮汐中断。我们增加了样本的星团在西晕的SMC均匀的年龄，金属丰度，距离导数，以确定更好的年龄和金属丰度梯度。比较观测到的和合成的V，（B-V）色星等图被用来推导西晕星团的参数。我们推导出的年龄和金属丰度的参考星系团NGC 152与文献参数兼容。年龄和金属丰度梯度在西晕中得到确认：分别为2.6 +/- 0.6 Gyr/deg和-0.19 +/- 0.09 dex/deg。西晕的丰度-金属丰度关系具有较低的金属丰度离散度，与化学富集的爆发模式相一致。所有WH星团似乎都遵循相同的预测恒星分布，除了AM-3应该属于反桥。布鲁克6号只有1.3亿+/-4000万年的历史，它可能是在最近的SMC-LMC潮汐相互作用中形成的。我们认为，这是至关重要的分裂SMC集群人口组：主体，翼/桥，反桥和西晕。这是分析我们邻居复杂的恒星形成和动力学历史的方法。特别是，我们表明，西晕具有明确的年龄和金属丰度梯度和年龄-金属丰度关系，也符合LMC对SMC的潮汐影响的动力学模型。

潮汐麦哲伦桥中O星的发现：最近贫金属大质量恒星的恒星参数、丰度和反馈及其对麦哲伦系生态的意义

Discovery of O stars in the tidal Magellanic Bridge: Stellar parameters, abundances, and feedback of the nearest metal-poor massive stars and their implication for the Magellanic System ecology

在SMC和LMC之间延伸的麦哲伦桥是最近的潮汐剥离星系际环境，具有低的平均金属丰度$Z~0.1Z_{\odot}$。在这里，我们报告的第一个发现的三个O型星的桥梁使用档案光谱收集的火焰在ESO/VLT。我们使用PoWR模型分析光谱，该模型提供物理参数、电离光子通量和表面丰度。这一发现表明潮汐剥离的低密度气体能够产生大质量的O型星，它们的年龄意味着桥中正在进行的恒星形成。多历元光谱表明这三颗O星都是双星。尽管它们在空间上彼此接近，但这些O型恒星在化学上是不同的。其中之一是一个快速旋转的巨星，拥有类似LMC的丰度。另外两颗是主序星，旋转非常缓慢，并且强烈缺乏金属。这包括迄今为止已知的最贫氮的O型恒星。考虑到以前的B星在桥的分析，我们解释的各种金属丰度的化学不均匀的星际介质的签名，这表明气体可能已经吸积在云之间的潮汐相互作用的多个情节。由于最低的衍生金属含量来自原始气体，桥的初始形成时间可以追溯到几个Gyr。利用盖亚和Galex的色星等图，我们粗略估计了桥中O星的总数和它们的总电离辐射。通过与扩散ISM的能量学比较，我们发现热星对桥区电离辐射场的贡献小于10%，并得出电离光子的主要来源是LMC和SMC的泄漏。我们估计从这两个矮星系逃逸的电离辐射的分数的下限。

一个多尺度分子和原子气体视角下的大麦哲伦云HII区域N113：证据显示高质量恒星形成由超音速碰撞的HI流触发

A multi-scale molecular and atomic gas view on the HII region N113 in the Large Magellanic Cloud:Evidence for high-mass star formation triggered by supersonically-colliding HI flows

研究通过ALMA+APEX数据揭示LMC中心N113区域的GMC由两个约10pc长的丝状结构组成，发现HI流碰撞触发高mass恒星形成。

麦哲伦流：环绕银河系

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。

重新审视小麦哲伦云东北部外部区域的分离恒星结构

Revisiting a detached stellar structure in the outer northeastern region of the Small Magellanic Cloud

小麦哲伦星云（SMC）的东北部外区域充满了壳状的高密度，最近对其性质进行了研究。我们分析了20个星表星团投射到它从调查的麦哲伦星系的历史数据集。通过对星团色星等图（CMD）中的场星进行清理，并将观测到的色星等图与合成的色星等图进行比较，得到它们的天体物理性质，发现其中4个天体不是真正的星团，其余天体是年轻的星团（11个，年龄$\sim$ 30-200百万年）和中等年龄（5个，年龄$\sim$ 1.7-2.8 Gyr）星团。结果显示，中等年龄和一些年轻的星团属于SMC主体，而其余的年轻星团距离SMC中的星团近13.0 kpc，揭示了壳状超密度比以前认为的沿视线延伸得更远。我们还发现了一个明确的年龄趋势和模糊的金属丰度相关性沿着年轻的星团的视线，在这个意义上说，一个星团离SMC越远，越年轻，金属越丰富，它的质量越小。这些年轻的星团也受到比壳状高密度的老星团稍大的星际红化的影响。这些结果表明，壳状高密度可能是另一个潮汐扰动/形成SMC恒星结构从气体剥离其身体，造成的相互作用与大麦云或银河系。

麦哲伦星云恒星形成历史的同步舞蹈

The synchronised dance of the Magellanic Clouds' star formation history

我们使用的SMASH调查，以获得前所未有的深测光达到最古老的主序列关闭的颜色星等图（CMD）的小麦哲伦云（SMC）和定量推导其恒星形成历史（SFH）使用CMD拟合技术。我们在过去的3.5 Gyr中确定了五个独特的恒星形成峰，分别位于$\sim $ 3，$\sim$ 2，$\sim$ 1.1，$\sim $ 0.45 Gyr前，以及一个现在。我们将这些与大麦云（LMC）的SFH进行比较，发现它们具有明确的同步性，这两个星系在过去的$\sim$ 3.5 Gyr中都显示出类似的恒星形成增强期。它们的SFH之间的平行性表明，至少在最后$\sim$ 3.5 Gyr，MC之间的潮汐相互作用在它们的演化中反复发挥着重要作用，潮汐截断了SMC并塑造了LMC的螺旋臂。在全球范围内的SMC。这些新的发现不仅可以用来限制MC的轨道历史，还可以用来限制模拟中如何处理恒星形成。

作为天体物理学探测器的麦哲伦流

The Magellanic Stream as a Probe of Astrophysics

在天空中延伸超过200度，麦哲伦流及其主导臂是本机宇宙中最壮观的气体流例子。银河流是一条由细丝交织而成的尾巴，当麦哲伦云围绕银河系运行时，它就尾随在麦哲伦云的后面。被认为是由潮汐力，冲压压力和晕相互作用产生的，该流是麦哲伦星系动力学模型的基准，是气体吸积和矮星系吸积到星系上的案例研究，是外晕的探测器，并且比所有其他银河系高速云加起来的气体质量更多。如果它能存活下来到达银河系圆盘，它可能会保持甚至提高银河系恒星形成的速度。在这份白皮书中，我们强调了银河流对银河系天文学许多领域的重要性，总结了关键的悬而未决的问题，并确定了解决这些问题所需的未来观测和模拟。我们强调紫外线，光学和无线电光谱学的重要性，并需要计算模型，捕获完整的粒子和辐射治疗的MHD环境。

麦哲伦星系及其模型的启示

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。

小麦哲伦星云前方恒星子结构的盖亚视图

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。

RM结构的远距离探测器--法拉第旋向麦哲伦旋臂的方向在哪里？

Distant probes of RM structure -- Where is the Faraday Rotation towards the Magellanic Leading Arm?

法拉第旋转测量（RM）应谨慎解释，因为可能有多个磁电离介质组件，有助于沿视线的净法拉第旋转。我们介绍了一个简单的测试，使用银河系的扩散极化发射，评估是否在RM观测明显的结构与遥远的环星系介质（CGM）或前景星际介质（ISM）。我们专注于麦哲伦主导臂区域，其中一个明显过剩的RM以前报道。在这个方向上有两个气态物体：遥远的麦哲伦引导臂和附近的Antlia超新星遗迹（SNR）。我们在$2.3\,\rm GHz$ S波段偏振全天巡天（S-PASS）图像中识别出与报告的RM过量重叠的窄去极化细丝。我们认为，有一个陡峭的梯度法拉第旋转在前景屏幕所产生的Antlia信噪比。磁场的视线分量的估计强度是$B_{\parallel}\sim 5\,\rmμG$，假设RM的过量完全是磁化超新星壳的结果。我们的分析表明，RM过剩和麦哲伦主导臂之间的重叠只是一个显着的巧合。我们建议未来的RM网格研究，检查银河系的扩散偏振图是一个方便的方法来确定当地的法拉第屏幕。

由碰撞 HI 气流触发的大麦哲伦云中的大质量恒星形成

High-mass star formation in the Large Magellanic Cloud triggered by colliding HI flows

该研究分析 LMC 中碰撞压缩的 HI 气体 I 分量，发现多数 O/WR 恒星与之相关，且大质量恒星数量与碰撞压力正相关。

麦哲伦星系中尘埃和分子氢的演化

Evolution of dust and molecular hydrogen in the Magellanic System

我们调查的星际介质（ISM）的演变在自洽的，化学动力学模拟的麦哲伦云（MC）在他们最近（z<0.3）过去。尘埃和分子氢的生命周期的明确建模，使我们的模型对ISM的观察到的属性，包括从气相元素耗尽的比较。结合这个模型与潮汐主导的范式形成的麦哲伦流和桥，我们重现的年龄金属丰度的关系，长气体耗尽的时间尺度，目前观察到的尘埃和分子氢质量的MC在各自的不确定性。我们发现，这些模型的富集敏感地依赖于ISM内的尘埃的处理和外部潮汐/恒星酒吧的动力学影响。在我们的SMC和LMC模型中，特征尘埃破坏时间尺度的比率是我们模型演变的一个控制参数，与基于观测到的超新星（SN）速率的估计一致。我们的参考MC模型往往表现出有争议的通用灰尘-金属比，我们认为这源于采用高SNe II冷凝效率。我们的模型是第一个再现的太阳金属量的流/领先的手臂潮汐剥离SMC的假设，即LMC有助于丰富的金属丝流，所暗示的最近的运动学和丰度分析，也在这项研究中进行了评估。

麦哲伦流的潮汐起源和恒星对应物的可能性

The Tidal Origin of the Magellanic Stream and the Possibility of a Stellar Counterpart

我们提出了一个N体模型，再现麦哲伦流（MS）的形态和运动学，一个巨大的中性氢（HI）结构，落后于大，小麦哲伦云（LMC和SMC，分别）在其轨道上的银河系。在研究了800万个与最新自行一致的可能轨道后，我们采用了一个轨道历史，其中LMC和SMC最近才成为一个强相互作用的双星对。我们发现，他们的第一次近距离接触2 Gyr前提供了必要的潮汐力来破坏SMC的磁盘，从而创建MS。该模型还再现了MS的两个灯丝的天空分叉，我们建议，与银河系的绑定关联是需要再现分叉。在SMC盘的潮汐演化过程中产生了额外的HI结构，包括麦哲伦桥，“反桥”和两个领先物质的分支。还提供了对LMC的化学演变的见解，因为从SMC剥离的材料的很大一部分被LMC吞没。最后，我们比较了三种不同的N体实现的SMC，我们作为一个压力支持的球体最近的运动学观测的动机模型的恒星组件。我们发现，一个扩展的球体能够更好地解释恒星边缘的SMC，和潮汐演化的球体可能意味着存在一个恒星流类似的气态MS。

麦哲伦星系：I.冲压压力尾和麦哲伦云碰撞的遗迹

The Magellanic Stream System: I. Ram-pressure tails and the relics of the collision between the Magellanic Clouds

我们已经分析了麦哲伦流（MS）使用最深和最高分辨率的H I调查南半球（银河系全天巡天）。整个气流被构造成两个细丝，表明两个冲压压力尾落后于麦哲伦云（MC），并类似于两个接近的跨音速冯卡门涡列。云的过去运动似乎印在它们身上，这意味着几乎平行的初始轨道，然后在它们通过MS的N（H I）峰附近后发生了根本性的变化。这与最近MC之间的碰撞一致，$200-300$ Myr ago，它将它们的气体进一步剥离成小云，将它们沿着巨大的弓形激波展开，银河流是由恒星反馈和银河系（MW）晕中热气体施加的冲压压力之间的相互作用形成的，$ρ_{hot}$ = $10^{-4}$ $cm^{-3}$在50-70 kpc，这是解释MS多相高速云所必需的值。相应的流体动力学建模提供了目前最准确的再现整个H I流形态，其速度，以及沿$L_{MS}$的柱密度分布。“冲压压力加碰撞”的方案需要潮汐矮星系，这被认为是云和dSPH的祖先，分别在MS和主导臂留下印记。模拟的大麦哲伦云和小麦哲伦云的重子质量、运动学和自行与观测结果一致。这支持了MS系统的一个新范例，它可能起源于形成M31的古代富含气体的合并向MW排出的物质。

Formation of the active star forming region LHA 120-N 44 triggered by tidally-driven colliding HI flows

N44 is the second active site of high mass star formation next to R136 in the Large Magellanic Cloud (LMC). We carried out a detailed analysis of HI at 60 arcsec resolution by using the ATCA & Parkes data. We presented decomposition of the HI emission into two velocity components (the L- and D-components) with the velocity separation of 60 km s$^{-1}$. In addition, we newly defined the I-component whose velocity is intermediate between the L- and D-components. The D-component was used to derive the rotation curve of the LMC disk, which is consistent with the stellar rotation curve (Alves et al…

麦哲伦流前缘臂的化学丰度

Chemical Abundances in the Leading Arm of the Magellanic Stream

麦哲伦流的主导臂（LA）是连接银河系和麦哲伦云的一个巨大的H I云碎片场。它代表了活跃的气体吸积到银河系的一个例子。以前在LA只进行了一次化学丰度测量。在这里，我们提出了化学丰度测量使用哈勃太空望远镜/宇宙起源光谱仪绿岸望远镜光谱的四个视线通过洛杉矶，和三个附近的视线，可能会跟踪外部碎片的洛杉矶。我们发现低的氧丰度，从4.0（+4.0，-2.0）太阳能到12.6（+6.2，-4.1）太阳能，在确认的LA方向，最低值发现在该地区被称为LA III，最远离LMC。这些丰度大大低于之前的单一测量值，S/H=35+/-7%太阳能（Lu等人，1998），但与尾流的SMC细丝中报告的结果一致，支持大部分LA和尾流的SMC（而不是LMC）的共同起源。这为麦哲伦星系形成的模型提供了重要的限制。最后，HVC在两个附近的三个视线显示H I列，运动学，和氧丰度与LA成员一致。这表明LA比传统上认为的要大，至少向银河系西北方向延伸了20度。

M33的外围区域：潮汐引起的畸变与气体吸积特征

The outskirts of M33: Tidally induced distortions versus signatures of gas accretion

本文通过轨道重建与N体模拟研究M33与M31过去可能的近距离交会，发现该事件概率较低且潮汐剥离不足以解释M33外盘形态异常，提出更晚近的宇宙纤维气体吸积可能是外盘错位的成因。

麦哲伦流附近的致密高速云：金属丰度和小尺度结构

A Compact High Velocity Cloud near the Magellanic Stream: Metallicity and Small-Scale Structure

麦哲伦流（英语：Magellanic Stream，MS）是源自麦哲伦云的一个清晰的气体尾。要了解它在星系演化中的作用，就需要对其物理性质和化学成分进行研究。我们研究了一个紧凑的HVC（CHVC 224.0-83.4-197）躺在接近MS的天空，以确定它是否是物理连接到流，并检查其内部结构的属性。我们的研究是基于对三个类星体（Ton S210，B 0120 -28和B 0117 -2837）的HST/COS光谱的分析，所有这些类星体都以小的角间距（\lessim 0.72°）穿过这片单一的云，使我们能够在小的空间尺度上比较物理条件。从云的一部分到另一部分，电离结构没有明显的变化。使用云光电离模型，我们得出Ton S210的元素丰度为[C/H] = -1.21 +/- 0.11，[Si/H] = -1.16 +/- 0.11，[Al/H] = -1.19 +/- 0.17和[O/H] = -1.12 +/- 0.22，它们在0.09 dex内一致。CHVC丰度与沿溪流主体测量的0.1太阳丰度相匹配。这表明CHVC（以及它所属的延伸的细丝网络）起源于MS。它可能代表了一个碎片，当它与气态星系晕相互作用时，它已经从银河流中被移除。

造父变星追踪的小麦哲伦星云盘

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。

探测小麦哲伦云最遥远的星团

Probing the farthest star clusters to the Small Magellanic Cloud

本研究利用GEMINI GMOS深空成像和Gaia数据，分析了小麦哲伦云最外部的三个星团，发现其中距离最远的Lindsay 116受到LMC潮汐的强烈扰动，其内部动力学演化被加速，表现为运动学年龄更老。

用SMASH探测大麦云的非常广泛的低表面亮度恒星星族

Exploring the Very Extended Low Surface Brightness Stellar Populations of the Large Magellanic Cloud with SMASH

我们提出了非常广泛的恒星星族周围的大麦云（LMC）的检测到R~21度，或~18.5 kpc的LMC距离为50 kpc，在调查中发现的MAgellanic恒星历史（SMASH）进行的暗能量相机的NOAO布兰科4米望远镜。深（g~24）SMASH色星等图（CMD）清晰地显示了50 kpc距离的老（~9 Gyr）贫金属（[Fe/H]=-0.8 dex）主序星。这些探测器的表面亮度极低，我们最远的探测器在g波段的每角秒平方为34等。SMASH径向密度分布在13-15度处从大麦哲伦星云内部的指数下降中断，而在较大半径处的第二个分量具有较浅的斜率，幂律指数为-2.2，占大麦哲伦星云总质量的0.4%。此外，SMASH密度在我们的最佳拟合模型周围表现出较大的分散性，约为70%，表明LMC外围的恒星物质的包络受到高度干扰。我们还使用来自NOAO源目录的数据来绘制中间半径处的LMC主序列种群，并检测LMC东侧（R~8度）的密度急剧下降以及向远东北方向延伸的结构。这些综合结果证实了存在一个非常广泛的，低密度的恒星材料与周围的LMC形状扰动的信封。这种结构的确切起源仍然不清楚，但主要的选择包括经典的吸积晕或潮汐剥离外盘材料。

麦哲伦流的COS/UVES吸收测量：I.沿着溪流主体的十分之一太阳丰度

The COS/UVES Absorption Survey of the Magellanic Stream: I. One-Tenth Solar Abundances along the Body of the Stream

麦哲伦流（MS）是从麦哲伦云剥离出来并与星系晕相互作用的多相气体的巨大而延伸的尾部。在这篇正在进行的吸收流研究计划的第一篇论文中，我们提出了一个基于HST/COS和VLT/UVES光谱的四个活动星系核的化学丰度分析（RBS 144，NGC 7714，PHL 2525和HE 0056-3622）位于MS后面。这些视线中的两个产生良好的MS金属丰度测量：对于RBS 144，我们测量到[S/H]=[S II/H I]=-1.13+/-0.16的低MS金属度，而对于NGC 7714，我们测量到[O/H]=[O I/H I]=-1.24+/-0.20。结合已发表的NGC 7469的MS金属丰度，这些测量结果表明，沿着银河流的主体，其丰度均匀地为~0.1太阳能。这提供了强有力的支持，在这种情况下，大部分流潮汐剥离SMC约1.5- 2.5 Gyr前（在SMC的金属量约0.1太阳），如几个N体模拟预测。然而，在该系列的论文II（Richter等人，2013）中，我们报告了朝向Fairall 9的内流中更高的金属丰度（S/H=0.5太阳能），Nidever等人（2008）声称可以从运动学上追踪到LMC，而不是SMC。这表明，该溪流的分叉在其金属富集方面是明显的。最后，我们在HE 0056- 3622方向的v_LSR=150 km/s的云中测量到类似的低金属丰度[O/H]=[O I/H I]=-1.0…

麦哲伦流的COS/UVES吸收测量：II。从费尔奥尔9号视线看银河系复杂富集历史的证据

The COS/UVES Absorption Survey of the Magellanic Stream: II. Evidence for a complex enrichment history of the Stream from the Fairall 9 sightline

我们提出了一个多波长的研究麦哲伦流（MS），在本地集团，被认为是代表物质从麦哲伦云剥离的一个巨大的气体结构。我们使用HST/COS，VLT/UVES，FUSE，GASS和ATCA获得的紫外线，光学和无线电数据来研究类星体Fairall 9流中的金属丰度和物理条件。在MS中检测到来自大量金属离子和来自分子氢的线吸收，最多可检测到7个吸收组分，表明存在多相气体。从不饱和SII吸收的分析，结合详细的光电离模型，我们得到了令人惊讶的高α丰度的流朝向Fairall 9的[S/H]=-0.30pm0.04（0.5太阳）。这个值比基于类似COS/UVES数据集的其他MS视线发现的值高5倍。相比之下，发现测得的氮丰度显著较低（[N/H]=-1.15pm0.06），这意味着非常低的[N/α]比为-0.85dex。与其他视线相比，MS朝向Fairall 9的化学成分的实质性差异指向了该流的复杂富集历史。我们倾向于这样一种情况，在这种情况下，朝向Fairall 9的气体被大质量恒星局部富集了α元素，然后在中等质量恒星延迟的氮富集之前从麦哲伦云中分离出来。我们的研究结果支持（但不要求）的想法，有一个富含金属的灯丝流中的Fairall 9起源于LMC。

麦哲伦流的动力学及其电离的意义

Kinematics of the Magellanic Stream and Implications for its Ionization

麦哲伦流和主导臂形成了一个巨大的、环绕着大麦哲伦云和小麦哲伦云的气体云系统。在这里，我们提出了一个新的组件级的分析，其紫外线（UV）的运动学特性使用的样本31视线通过麦哲伦系统观察到的哈勃太空望远镜/宇宙起源光谱仪。使用Voigt轮廓拟合UV金属线吸收，我们量化了低离子（Si II和C II）、中离子（Si III）和高离子（Si IV和C IV）吸收线，并比较流和引导臂之间的运动学。我们发现，流显示一般简单，单相运动学，统计上无法区分的b值分布的低，中，和高离子分量，所有这些都由速度排列良好的窄（b<25 km/s）分量主导。相比之下，我们发现初步的证据表明，引导臂显示复杂的，多相运动学，更广泛的高离子比低离子。这些结果表明，该流是由硬电离辐射场的光电离到C IV。这可以自然地用Bland-Hawthorn等人（2013，2019）的塞弗特耀斑模型来解释，在该模型中，来自银河系中心的电离辐射爆发在银河系南极下方经过时使银河流光电离。塞弗特耀斑是唯一已知的辐射源，它既强大到足以解释流的H-α强度，又难以将Si IV和C IV照到观测水平。耀斑的时间尺度为几百万年，这表明它是在银河系中心产生巨大X射线/伽马射线费米气泡的同一事件。

利用ASKAP对麦哲伦云前景的局部HI吸收研究

Local HI Absorption towards the Magellanic Cloud foreground using ASKAP

本文利用ASKAP望远镜开展GASKAP-HI巡天，在麦哲伦云前景高银纬区域对2714个背景源进行高分辨率HI吸收观测，通过联合分解吸收-发射光谱研究冷暖和暖中性原子气体的物理性质，发现CNM约占30%且其温度与光学深度呈反相关。

VMC调查- XLVI。大麦云云中心的恒星自行

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。