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。
2021-09-28 astro-ph.GA
Recent Star Formation in the Leading Arm of the Magellanic Stream
强烈相互作用的星系经历了一个短暂但戏剧性的演化阶段，其特征是增强的恒星形成，潮汐尾，桥梁和其他形态特征。一对相互作用星系的最接近的例子是麦哲伦云，其动力学相互作用产生了被称为麦哲伦流的气体特征，这些气体特征尾随着这对星系围绕银河系的轨道，云之间的桥，以及引导臂，一个广泛而不规则的特征引导着轨道。桥中的年轻、新形成的恒星是已知存在的，见证了云之间最近的相互作用。然而，云与银河系的相互作用还不太清楚。特别是，引导臂必须有潮汐起源，但没有纯粹的引力模型能够再现其形态和运动学。与气态热晕和星系盘的流体动力学相互作用是合理的，如一些模型和支持中性氢观测所建议的。在这里，我们第一次表明，年轻的，最近形成的恒星存在于主导臂中，这表明云和我们的银河系之间的相互作用足够强大，足以在主导臂的某些区域引发恒星形成--银河系盘外围的区域（R ~ 18 kpc），远离云和桥。
2014-03-03 astro-ph.GA
OB stars in the Leading Arm of the Magellanic Stream
我们提出了我们的光谱计划，旨在研究一些新的有趣的功能，最近发现的麦哲伦星系。这些发现的OB型候选恒星的空间分布，选择的基础上紫外线，光学和红外测光和自行从现有的大面积目录。作为我们项目的试点研究，我们正在研究麦哲伦流的主导臂（LA）中的OB-恒星候选人，这是一种迄今为止还没有恒星对应物的气体潮汐结构。我们的目标群在洛杉矶高HI密度区域附近的三个团块中。如果得到证实，这些年轻恒星将证明LA最近的恒星形成，它们将有助于更好地理解和限制LA的形成及其与银河系的相互作用。
2013-07-20 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
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。
2019-05-09 astro-ph.GA
The Distance and Properties of Hydrogen Clouds in the Leading Arm of the Magellanic System
我们提出了一个高分辨率的研究在麦哲伦主导臂区域的五个高速云。这是我们对该地区宽场Parkes调查的后续研究，目的是探索云的多相结构，并深入了解它们的起源，演变和距离。高分辨率数据是从澳大利亚望远镜紧凑阵列获得的。通过与银河系全天巡天（GASS）的单碟数据相结合，我们能够同时探测致密和弥散发射。我们识别已解决和未解决的块。扩散结构和紧凑的团块的物理参数。后者是冷的，典型的速度线宽为5 km/s。我们发现热晕压力，氢密度和HI柱密度的HVC作为银河系纬度的函数梯度。这可能是第一个观测到的证据，表明在引导臂区域的距离不同，引导臂的前部（LA II和III）可能比尾端（LA I）更接近银河系盘。
2016-05-31 astro-ph.GA
The Effect of Drag from the Galactic Hot Halo on the Magellanic Stream and Leading Arm
本文研究了银河系热晕对大、小麦哲伦云中的两个中性氢云复合体：麦哲伦流（MS）和引导臂（LA）的拖曳效应。特别是，我们采用以前的研究和重新模拟的MS和LA的潮汐形成的数值模型与列入一个阻力项。我们发现，阻力有三个效果，虽然依赖于模型，可能会带来更好的协议与观测潮汐形成的情况：纠正LA运动学，再现MS柱密度梯度，并提高MS分叉的形成。此外，我们提出了一个两阶段的机制，分叉的形式。一般来说，阻力的加入对MS和LA的全局特性有各种积极和消极的影响，包括它们在天空中的位置、运动学、径向距离和柱密度。我们还提供了一个参数，这表明，冲压压力剥离和潮汐剥离是相互排斥的候选人形成的MS和LA。
2011-03-05 astro-ph.GA
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。
2020-09-09 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
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。
2014-07-03 astro-ph.GA
Stellar streams around the Magellanic Clouds
利用在暗能量巡天第1年的数据中发现的蓝色水平分支恒星，我们报告了麦哲伦星云周围扩展和明亮的恒星碎片分布的检测。在云的日心距离上，BHB的超密度至少达到~30度，可能远至~50度。在3D中，恒星晕可以追溯到距离LMC 25至50 kpc之间。我们将揭示的最重要的恒星子结构编入目录，并宣布发现了一些狭窄的溪流和弥漫的碎片云。两条狭窄的气流似乎与麦哲伦星云的自行大致一致。此外，其中一个与天空中的气态麦哲伦流重叠。奇怪的是，两个分散的BHB聚集体似乎与最近发现的几颗DES卫星相吻合。考虑到大麦哲伦星系巨大的体积和明显的恒星晕，我们推测这颗矮星的质量很可能比以前假设的要大。
2015-11-16 astro-ph.GA
GASS High Velocity Clouds in the Region of the Magellanic Leading Arm
我们提出了一个目录的高速云在该地区的麦哲伦主导臂。该目录是基于中性氢（\HI）的观测从帕克斯银河系全天巡天（GASS）。优异的光谱分辨率允许分辨具有窄线成分的云。探测到的云总数为419。本文介绍了云的编目方法，给出了云的基本参数。我们讨论了高速云的一般分布，并根据它们的形态类型对云进行分类。在麦哲伦系统模拟的背景下，讨论了大量的头，尾云及其分布在该地区的存在。我们认为，冲压压力剥离是一个更重要的因素比潮汐力的形态和形成的麦哲伦主导臂和不同的环境条件可能解释麦哲伦主导臂和麦哲伦流之间的形态差异。我们还讨论了一个新确定的人口的云，形成了LA IV和一个新的弥漫桥状功能连接LA II和III复合体。
2012-12-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
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。
2019-03-12 astro-ph.GA
The Formation of Magellanic System and the total mass of Large Magellanic Cloud
National Astronomical Observatories（国家天文台）；Observatoire de Paris（巴黎天文台）
本文通过比较潮汐和压力流模型，研究大麦哲伦流的形成，并提出一个能有效预测观测结果的模型，表明大麦哲伦星云质量显著小于110^11太阳质量。
2023-06-06 astro-ph.GA
A Pre-Infall Magellanic Analog-Corona and Stream formation in the \textsc{HESTIA} cosmological simulations
在HESTIA模拟中识别出麦哲伦云入流前类似体，其通过潮汐作用形成约150 kpc的中性气体流，并发现恒星成分与中性流不同相，为理解麦哲伦系统提供参考。
2025-09-22 astro-ph.GA
Revealing the Ionization Properties of the Magellanic Stream using Optical Emission
麦哲伦流是一条尾随在麦哲伦云后面的气体尾巴，如果它在蒸发到晕中之前到达银河系盘，就可以为银河系补充大量的气体。为了确定麦哲伦流的性质如何沿其长度变化，我们对H-α发射以及其他光学暖电离气体示踪剂进行了观测研究，朝向39条视线。使用威斯康星H-α映射望远镜，我们在39条视线中的26条中检测到H-α发射亮度超过30 - 50 mR。这种H-alpha发射从HI发射向外延伸超过2度。通过比较H-α和[OI]强度，我们发现log NHI = 19.5 - 20.0的区域有16 - 67%电离。如果主要电离源是来自麦哲伦云、银河系和河外背景的光电离，那么沿麦哲伦流的大多数H-α强度都要比预期的高得多。我们发现，额外的贡献，从自电离通过一个“冲击级联”的结果，流犁通过晕可能足以再现的H-α发射沿流的基本水平。在南银河系极点以下的稀疏采样区域中，存在一个具有非典型明亮发射的视线子集，这表明气体正在被另一个源进一步电离，该源可能与银河系中心相关的能量过程有关。
2017-11-13 astro-ph.GA
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。
2018-01-19 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
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。
2016-02-05 astro-ph.GA
Stellar streams around the Magellanic Clouds in 4D
我们对Belokurov & Koposov（2016）使用FORS 2（VLT）在大麦云（LMC）外围探测到的四个新恒星流候选者进行了光谱跟踪计划。中分辨率光谱被用来测量视速度，估计恒星金属丰度，并将恒星分为蓝水平分支（BHB）和蓝离散星（BS）。使用4-D相空间信息，我们将大约一半的样本归因于麦哲伦云，而其余的则是银河系前景的一部分。四个流候选者中只有两个被运动学地确认。虽然不可能估计MW污染的确切水平，但我们麦哲伦恒星整个样本的相空间分布与LMC晕的预期速度梯度相匹配，并从LMC中心延伸到33度（角距）或29 kpc。我们的探测强化了这样一种想法，即LMC的光环似乎比以前预期的要大，它的碎片可以在天空中传播到与LMC中心非常大的分离处。最后，我们提供了一些运动学的证据，这里分析的许多恒星可能来自小麦哲伦星云。
2018-11-28 astro-ph.GA
Models of Tidally Induced Gas Filaments in the Magellanic Stream
从大麦哲伦云和小麦哲伦云（LMC和SMC）延伸到南半球天空200度以上的麦哲伦流和HI的主导臂被认为是由LMC和SMC之间的多次相遇形成的。在这种情况下，流和引导臂中的大部分气体都是从SMC中剥离出来的，但最近的观测显示，尾臂的分叉揭示了一些气体的LMC起源。在流中的吸收测量也揭示了一个数量级以上的气体比目前的潮汐模型。我们提出的流体动力学模拟LMC和SMC之间的多次相遇，在他们的第一次通过银河系周围，假设云是更广泛的和丰富的气体在过去。我们的模型在尾流中从LMC和SMC中创建了气体的非线性结构。虽然SMC尾丝与观测到的流位置相匹配，但LMC丝偏移。此外，在这些模型中的总观测质量的流被低估的四个因素时，电离的成分占。我们的研究结果表明，也应该有气体剥离的LMC和SMC在领导臂，反映在尾流的分叉。这一预测与最近对主导臂化学丰度空间变化的测量结果一致，这表明存在来自多个来源的气体，尽管性质仍然不确定。
2018-03-21 astro-ph.GA
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。
2013-06-10 astro-ph.GA
Simulations of the Magellanic Stream in a First Infall Scenario
哈勃太空望远镜（HST）最近的高精度自行表明，大麦哲伦云和小麦哲伦云（分别为LMC和SMC）要么是第一次通过银河系，要么是在银河系的偏心长周期（>6 Gyr）轨道上。这与云在MW（周期约为2 Gyr）的准周期轨道上运行的规范图像明显不同。如果没有一个短周期的轨道MW，麦哲伦流的起源，年轻（1-2 Gyr老）的HI气体相干流的尾巴云约150度的天空，不能再归因于剥离MW潮汐和/或冲压压力剥离MW晕气体。我们提出了一种替代的形成机制，在该机制中，材料被删除的LMC潮汐作用于SMC之前，该系统是由MW吸积。我们证明了这种情况下使用N体/SPH模拟与宇宙学动机的初始条件约束的观测的可行性和一般性。在这些条件下，我们证明，它是可能的解释麦哲伦流的起源在第一次坠落的情况。这张图片一般适用于任何富含气体的矮星系对，它们正朝着一个大质量的宿主坠落，或者孤立地相互作用。
2010-08-12 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
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
Following the tidal trail: a history of modeling the Magellanic Stream
本文综述了麦哲伦流形成的研究历史，梳理关键观测与理论模型，总结出当前关于LMC与SMC首次近心点接近、潮汐剥离、电离气体环星系介质及MW冲压塑造形态的四大范式。
2024-11-18 astro-ph.GA
The Magellanic Stream to Halo Interface: Processes that shape our nearest gaseous Halo Stream
了解麦哲伦流（MS）和星系晕之间的界面处的流体动力学过程和条件对于理解MS以及其他相互作用星系中的气体尾至关重要。这些过程在相对较小的尺度上运作，不仅有助于形成这一团流，而且还影响中性气体动力学和质量从流到晕的转移，从而影响银河系的金属富集和气体补充。我们描述了一个观测计划，通过高分辨率测量HI发射，HI吸收和Halpha发射前所未有的灵敏度，这些过程的约束。方法将包括结构分析，寻找冷气体核心的团块和分析气体运动学，因为它过渡到晕。后一种方法包括先进的空间积分技术，深入探测中性气体，我们适用于一个新的HI地图从绿岸望远镜获得的MS最高灵敏度HI观测。我们证明，集成技术提高灵敏度，甚至进一步，从而允许检测明显的MS气体成分的密度接近的星系晕。
2009-08-28 astro-ph.GA
The Magellanic System: the puzzle of the leading gas stream
麦哲伦云（MC）是目前落入银河系的最大的含气系统。它们显示出相互作用的明显迹象，特别是麦哲伦流，一种壮观的气体尾流，从MC延伸超过150度穿过天空。在MCs前面的是“引导臂”，通常被解释为麦哲伦流的潮汐对应物，我们现在对这个假设提出质疑。我们重新审视了这些气体特征的形成在第一次坠落的情况下，包括第一次银河系模型与弱磁化，旋转热日冕。与以前的研究一致，我们大致恢复的位置和天空中的流的延伸。相比之下，我们发现，引导臂的形成-这是在没有电晕的模型中存在的-被抑制的流体动力学与热组件的相互作用。无论有没有日冕旋转或周围的弱磁场，这些结果都成立。由于热日冕的存在已被证实，我们得出两种可能的解释：（1）主导臂的存在是因为日冕密度超过20 kpc，比传统的球状日冕X射线模型所要求的低10倍，这与最近提出的日冕快速旋转的说法相一致;或（ii）“引导臂”是从领跑者（在MC之前移动的卫星）尾随而来的冷气体，与其与尾随气流相比更高的金属丰度相一致。这两种情况都提出了我们讨论的问题。
2019-06-13 astro-ph.GA
Properties of the Magellanic Corona
本研究通过高分辨率流体动力学模拟表征大麦哲伦云周围的麦哲伦冕，约束其落入银河系前的质量与温度，证实其稳定性并解释了麦哲伦尾流等观测特征，明确了其在相关结构演化中的关键作用。
2024-04-09 astro-ph.GA
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。
2020-05-12 astro-ph.GA
Untangling Magellanic Streams
本研究结合H3巡天和Gaia DR3数据，追踪麦哲伦流次主导纤维的恒星分布，发现其与主导纤维恒星分布差异显著，揭示两条纤维起源不同，次主导纤维源于潮汐作用且可能来自小麦哲伦云。
2025-02-16 astro-ph.GA
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
Discovery of a Split Stellar Stream In the Periphery of the Small Magellanic Cloud
本文利用 Gaia DR3 数据在小麦哲伦云以北约 15 度处发现一条由两个平行分支组成的恒星流 Sutlej，并基于自行、金属丰度、等龄线拟合和空间速度分析表明其可能并非源自麦哲伦云。
2023-08-09 astro-ph.GA
Discovery of the Magellanic Stellar Stream Out to 100 Kiloparsecs
通过对银河系外围红巨星的光谱巡天，发现了由13颗恒星组成、距离在60-120 kpc的麦哲伦恒星流，其距离、6D运动学和化学特征为揭示麦哲伦云的形成与轨道历史提供了关键约束。
2023-06-27 astro-ph.GA
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。
2014-12-09 astro-ph.GA
Fossil imprint of a powerful flare at the Galactic Centre along the Magellanic Stream
费米卫星发现了从银河系中心延伸50度（10千秒差距）的伽马射线发射气泡，这使早期的说法重新焕发活力，即我们的银河系在不久的过去经历了一次爆炸事件。我们现在探讨对这种活动的一种新的限制。麦哲伦流是一种星云状的气体结构，它以至少50-100千秒差距的距离经过南银河系极点（SGP）。沿着麦哲伦流在SGP上发现的斑片状H-α发射是银河系恒星星族产生的亮度的5倍。暴露于电离光子通量耀斑中的流云的时间依赖模型表明，电离气体必须在0.6 - 2.9百万年的时间间隔内重新组合和冷却，以使发射的H-α表面亮度下降到观测水平。核爆炸的可能性被排除了。Sgr A* 是更可能的候选者，因为它在将气体转化为UV辐射方面的效率高两个数量级。中心的黑洞（4 x 10^6 Msun）可以提供所需的电离光度，其吸积率只有爱丁顿吸积率的一小部分（3-30%）。在核活动的支持下，沿着流的H-α发射具有极角依赖性，峰值接近SGP。此外，现在普遍接受的是，在SGP上的流必须比麦哲伦云更远。在较低的晕气体密度，冲击变得太无效，不太可能引起的极角依赖的H-α发射。因此，流发射很可能是由1- 300万年前活跃的“塞弗特耀斑”引起的，与费米泡中的宇宙射线寿命一致。相对于塞弗特爆发，今天的Sgr A* 活动被大大抑制（70-80 dB）。
2013-09-21 astro-ph.GA
The Distance to the Magellanic Stream: Constraints from Optical Absorption along Stellar Sightlines
本研究利用VLT/UVES对五颗BHB恒星的光谱分析，首次通过Ca II和Na I吸收的非探测，为麦哲伦流距离提供了观测约束，确立了42 kpc和20 kpc的下限。
2025-03-27 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 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。
2012-02-22 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
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…
2013-04-15 astro-ph.GA
Measuring the Mass of the Large Magellanic Cloud with Stellar Streams Observed by ${S}^5$
恒星流是探测它们演化的潜在引力势的极好探针。在这项工作中，我们适合在南银河半球的五个流的动力学模型，结合观测从南恒星流光谱调查（${S}^5$），盖亚EDR 3，和暗能量调查（DES），测量质量的大麦云云（LMC）。与合奏的流，我们发现质量的LMC范围从14到$19 \times 10^{10}\ \mathrm{M}_{\odot}$，探测范围内的最接近的时间和距离。在最具约束性的流（Orphan-Chenab）中，我们测量了$18.8^{+ 3.5}_{- 4.0} \times 10^{10}\ \mathrm{M}_{\odot}$的LMC质量，探测的最近接近时间为3.1亿年，最近接近距离为25.4 kpc。这个质量与以前的测量结果是一致的，表明LMC对银河系结构的影响是一致的。使用这个样本的流，我们发现，LMC的效果取决于流和LMC在其最接近的点的相对取向。为了更好地理解这一点，我们提出了一个简单的模型的基础上的脉冲近似，我们表明，LMC的效果取决于两个大小的速度踢给流和这个踢的方向。
2021-07-27 astro-ph.GA
The Magellanic Stream: break up and accretion onto the hot Galactic corona
麦哲伦HI流（~2x10^9 Msun [d/55 kpc]^2）环绕银河系，距离为"d"，可以说是气体吸积到盘状星系上发生的最重要的示踪物。最近的观测表明，该流的质量实际上是由其电离成分主导的（3：1）。在这里，我们重新审视了在其大部分长度上观察到的神秘H-α复合发射的起源，该发射对于已知的银河系紫外背景（~20 - 40 mR/[d/55 kpc]^2）来说过于明亮（~150 - 200毫瑞）。在一个早期的模型中，我们提出了一个缓慢的冲击级联沿着流由于其与扩展的银河系热日冕的相互作用。我们发现，在d = 55 kpc时，如果日冕密度满足2 <（n/10 ^{-4} cm ^{-3}）<4，则该模型可以解释明亮的H-α发射。但是，考虑到星系晕的最新参数，以及越来越多的证据表明，银河流的大部分必须远远超出麦哲伦云（d> 55 kpc），我们重新详细讨论了激波级联模型。在较低密度下，HI气体被激波级联分解，但大多数与热电晕混合，没有明显的复合。在更高的密度下，热日冕物质（包括其他重子成分）超过银河系的重子预算。如果H-α辐射来自激波级联，则平滑日冕密度的上限将限制流的平均距离小于75 kpc。如果像某些模型所显示的那样，气流甚至更远，那么要么冲击级联是在日冕基本上被最近的气体碎片质量加载的状态下运行的，要么是一种完全不同的电离机制。
2015-09-23 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
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。
2012-03-25 astro-ph.GA
Identifying HI Emission and UV Absorber Associations Near the Magellanic Stream
提出基于Wasserstein距离的新技术识别麦哲伦流中HI发射与UV吸收体的关联，发现关联气体柱密度更高且尾部电离更强，并揭示麦哲伦流与云间的连续弥漫电离气体。
2024-02-13 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
The Plane Quasar Survey: An Ionized Extension of the Magellanic Stream on the Northern Side of the Galactic Plane
University of Washington（华盛顿大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Rensselaer Polytechnic Institute（伦斯勒理工学院）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
研究发现银河平面北侧存在高度电离的马卡良流气体，表明其可能在最近几百年内被剥离，且未与银河晕混合。
2025-11-23 astro-ph.GA
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
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
The four leading arms of the Magellanic Cloud system
麦哲伦星系（MCS）通过潮汐力和拖曳力与银河系相互作用。利用帕克斯银河系全天空巡天（GASS）的原子氢，我们探讨了所谓的主导臂（LA）的演变中的阻力的作用。我们提出了一种新的图像识别算法，使我们能够区分功能内的3-D数据立方体（经度，纬度，径向速度）和参数化个人相干结构。我们编制了一个HI对象目录的LA对象在一个区域内的70度x 85度（1.6 SR）的LA区域。该目录包括高于Delta T_b simeq 200 mK的4-sigma阈值的单个LA对象的位置、列密度、线宽、形状和不对称性的信息。我们目前的证据第四臂段（LA 4）。对于所有的LA对象，我们发现一个负相关的速度v_GSR在银河系静止标准框架与麦哲伦经度。高质量物体的径向速度往往比低质量物体的径向速度高。大约1/4的LA天体可以被表征为头-尾（HT）结构。利用图像识别的客观标准，它是可行的，以隔离大部分的LA发射从弥漫的银河系HI气体。一些混合气体成分（我们估计5%）逃脱检测，但我们发现LA的总气体含量比以前假设的高出约50%。这些方法允许LA云的减速被追踪到银河系盘的阻力。导出的速度梯度强有力地支持了整个LA起源于大麦云云（LMC）的假设。LA 4与LA 1相对，我们认为这两个臂是相关的，在空间上跨越约52 kpc。HT结构甚至在银河系盘上方数十kpc的高度跟踪阻力。
2012-08-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Clouds, Streams and Bridges. Redrawing the blueprint of the Magellanic System with Gaia DR1
我们目前发现恒星潮汐尾周围的大，小麦哲伦云的盖亚DR1数据。在星云之间，它们的潮汐臂彼此相向伸展，形成一个几乎连续的恒星桥。我们的分析依赖于盖亚测光表的精致质量，以建立详细的星云恒星计数图。我们证明，盖亚DR 1数据可以用来检测整个天空的变星，特别是RR天琴座恒星和周围的LMC和SMC。此外，我们使用盖亚和大风的组合，以遵循年轻的主序列恒星在麦哲伦星系的分布。在盖娅看来，这些云显示出相互作用的明确无误的迹象。在LMC周围，可以观察到远至20度的RR天琴座团块，这与Deason et al（2016）报道的最新Mira类恒星地图一致。SMC的外部恒星密度轮廓显示出典型的S形，这是潮汐剥离开始的征兆。在距离矮星中心几度之外，盖亚RR型天琴座恒星沿着星云的拖曳臂向大麦哲伦星云延伸。这个由天琴座RR号绘制的恒星潮汐尾并不与气态的麦哲伦桥对齐，而是从杨主序星桥偏移了大约5度。我们使用桥之间的偏移量来限制银河系热气日冕的密度。
2016-11-14 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
Cool Gas in the Magellanic Stream
我们提出了第一个直接探测冷原子气体的麦哲伦流，通过21厘米线吸收对背景射电源，J 0119 - 6809，使用澳大利亚望远镜紧凑阵列。在日心速度为218.6 km/s和227.0 km/s时确定了两个吸收分量，光学深度τ约为0.02。相应的H I发射区的柱密度超过2 x 10^20 cm^{-2}。推测出发射气体的自旋温度约为70 K。我们在对另外三个射电连续谱源的观测中没有发现冷气体。虽然我们已经明确地检测到冷气体流，其自旋温度高于类似的组件在LMC，SMC和桥，其贡献的总H I密度可能较低。没有相应的12 CO（J = 1 -> 0）或尘埃似乎与冷气体有关，这表明云没有形成恒星。
2009-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
