The VMC Survey -- XLIX. Discovery of a population of quasars dominated by nuclear dust emission behind the Magellanic Clouds
在发现SAGE 0536活动星系核（$z \sim$ 0.14）之后，我们发现了SAGE 0534活动星系核（$z \sim$ 1.01），它具有活动星系核（AGN）中观测到的最强的10- $μ$ m硅酸盐发射，这是一个类似的活动星系核，但硅酸盐发射没有那么极端。这两颗恒星最初都被误认为是麦哲伦星云中的演化恒星。缺乏远红外辐射，因此恒星形成，意味着我们看到的活动星系核的中央引擎没有来自宿主星系的贡献。它们可能是星系演化的关键环节。我们使用了一种降维算法，t-SNE（t分布随机邻域嵌入）与来自盖亚EDR 3，麦哲伦云的VISTA调查，AllWISE和澳大利亚SKA探路者的多波长数据，发现这两个不寻常的活动星系核与其他16个物体分开，这表明了一个罕见的类。我们在SAAO/SALT的光谱学和文献数据证实，这些天体中至少有14个是河外天体（$0.13 < z < 1.23$），它们都是活动星系核的宿主。使用光谱能量分布拟合CIGALE，我们发现，在这些源的尘埃排放（$> 70 \%$）的大部分是由于活动星系核。宿主星系似乎要么在绿谷中，要么过渡到绿谷。当活动星系核通过绿谷时，环面变薄，X射线亮度增加，爱丁顿比减小，这意味着当吸积供应减少时，环面也减少，柱密度减小。此外，这些源的近红外变化幅度与环面的衰减相关，这意味着环面在变化中起着作用。
2022-07-25 astro-ph.GA
Radio Continuum Sources behind the Large Magellanic Cloud
我们提出了一个全面的多频目录背后的大麦云云0.2和20 GHz之间的无线电源，收集从新的和传统的无线电连续调查相结合。该星表覆盖了$\sim$ 144 ° $^2$的区域，角分辨率从45角秒到$\sim$ 3角分。我们发现6434个离散的无线电源，其中3789个被检测到在两个或更多的无线电频率。我们估计的中位数频谱指数（$α$ ;其中$S_{v}\simν^α$）的$α= -0.89 $和平均值的$-0.88 \pm 0.48$ 3636源检测专门在两个频率（0.843和1.384 GHz）具有相似的分辨率（半高宽$\sim$ 40-45弧秒）。调查的大频率范围使其成为调查我们样本中的千兆赫峰值频谱（GPS），紧凑陡峭频谱（CSS）和红外微弱射电源群体的有效工具。我们发现10个GPS候选人的峰值频率接近5 GHz，从中我们估计他们的线性大小。我们目录中的1866个源是具有$α<-0.8$的（CSS）候选源。我们发现了六个候选高频峰值（HFP）源，其无线电通量峰值高于5 GHz，没有源与无约束的峰值和$α~>0.5$。我们发现了343个射电连续谱源的光学对应物，其中128个有红移测量。最后，我们调查了本研究中发现的123个红外弱射电源（IFRSs）的总体情况。
2021-07-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Radio Polarisation Study of Magnetic Fields in the Small Magellanic Cloud
观测低质量相互作用星系的磁场，可以告诉我们它们是如何在宇宙时间内演化的，以及它们在星系演化中的重要性。我们用澳大利亚CSIRO望远镜紧凑阵（ATCA）测量了小麦哲伦云（SMC）后80个河外射电源的法拉第旋转，频率范围为1.4 - 3.0GHz。无论是我们的观测灵敏度和源密度是一个数量级的改进，以前的法拉第旋转测量这个星系。SMC一般产生负旋转措施（RM）后，占银河系前景的贡献，表明它有一个平均相干视线磁场强度$-0.3\pm0.1μ$ G，与以前的研究结果一致。我们探测到了从SMC沙洲南北延伸的磁场的特征。SMC磁场的随机分量具有$\sim 5μ$ G的强度，具有磁离子湍流$< 250$ pc的特征尺寸尺度，使得SMC像其他低质量相互作用星系一样。SMC和麦哲伦桥的磁场在方向和强度上看起来相似，暗示这两个磁场之间的联系是假设的“泛麦哲伦”磁场的一部分。
2021-12-07 astro-ph.GA
Identifying true satellites of the Magellanic Clouds
LCDM的等级性质表明，麦哲伦云在进入银河系之前必须被许多卫星包围。这些卫星中的许多应该仍然靠近云，但有些可能已经沿着银河轨道分散在云的前面/后面。无论哪种方式，先前与云的关联导致对候选麦哲伦卫星的当前位置和速度的强烈限制：它们必须靠近麦哲伦流的近极轨道平面，并且它们的距离和径向速度必须遵循云在近心处的潮汐流的纬度依赖性。我们使用宇宙学数值模拟的银河系大小的LCDM晕中的大质量次晕的破坏来测试最近在DES，SMASH，Pan-STARRS和ATLAS调查中发现的20个矮星中是否有任何一个真正与云相关。在6个有运动学数据的星系中，只有Hydra II和Hor 1的距离和径向速度与麦哲伦起源一致。在剩下的矮星中，有六颗（Hor 2、Eri 3、Ret 3、Tuc 4、Tuc 5和Phx 2）的位置和距离与麦哲伦起源一致，但需要运动学数据来证实这种可能性。关联的确凿证据需要自行来限制轨道角动量方向，对于真正的麦哲伦卫星来说，轨道角动量方向必须与云的方向一致。我们用这个结果来预测径向速度和自行的所有新的矮星。我们的结果是相对不敏感的第一或第二近心云的假设。
2016-05-11 astro-ph.GA
The Large Magellanic Cloud stellar content with SMASH: I. Assessing the stability of the Magellanic spiral arms
大麦云云（LMC）是离我们最近、研究最多的不规则星系。在其主要的定义形态特征中，它的偏心棒和单旋臂脱颖而出，定义了一个被称为麦哲伦螺旋（Sm）的星系家族。这些结构被认为是由潮汐相互作用触发的，并可能通过气体吸积来维持。然而，目前还不清楚它们是否是长期稳定的结构。在这项工作中，通过结合测光，达到了最古老的主序列关闭的颜色星等图（CMD，高达距离$\sim$ 4.4 kpc的LMC中心）从SMASH调查和CMD拟合技术，我们发现令人信服的证据支持长期稳定的LMC旋臂，约会这个结构的起源超过2~Gyr前。这些证据表明，大麦哲伦星云和小麦哲伦星云（SMC）之间的近距离碰撞产生了气态麦哲伦流及其主导臂（LA），也触发了大麦哲伦星云螺旋臂的形成。考虑到星云之间的质量差异和这种相互作用的显著后果，我们可以推测这应该是它们最接近的碰撞之一。这些结果对LMC-SMC碰撞的时间以及潮汐相遇引起的恒星形成背后的物理学设置了重要的限制。
2020-06-18 astro-ph.GA
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。
2012-09-05 astro-ph.GA
The intrinsic reddening of the Magellanic Clouds as traced by background galaxies -- III. The Large Magellanic Cloud
我们提出了一个地图的总内在红化整个90度$^{2}$的大麦云（LMC）使用光学（ugriz）和近红外（IR; YJK）光谱能量分布（SED）的背景星系。红化图是根据LEPHARE $χ^{2}$最小化SED拟合程序从222，752个早型星系样本中创建的。我们发现，整个中央（4x 4度$^2$）区域的LMC和低级别的无处不在的尘埃排放的形态跟踪远红外辐射的增强固有的变红的区域之间的协议。此外，我们能够区分较小的，孤立的增强，与已知的恒星形成区域和形态图中观察到的年轻恒星的集群相一致。然而，剑鱼座30号以南的分子脊的红化程度比文献中的红化图要小。由于高消光和拥挤，在这个区域检测到的星系数量减少，可能会使我们的结果偏向于较低的红化值。我们的地图是一致的地图来自红丛星和分析的恒星形成历史的整个大麦哲伦星云。这项研究代表了LMC背后的河外源的第一个大规模分类之一，因此我们提供了LEPHARE输出的完整样本约250万个源。
2022-05-31 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
The MACHO Project HST Follow-Up: The Large Magellanic Cloud Microlensing Source Stars
利用哈勃空间望远镜（HST）WFPC 2测光仪对13颗微透镜源星进行了为期5.7年的大麦云（LMC）巡天观测。微透镜源星的识别是通过使用差分图像分析（DIA）在地基的CAMO图像中获得精确的质心，然后将DIA坐标转换到HST坐标系来实现的。这些来源都与背景星系不一致，这排除了LMC后面星系中被错误识别的超新星或活动星系核污染的可能性。这支持了以下结论：由于非微透镜形式的变异性，CNOO LMC微透镜样品仅具有少量污染。我们比较WFPC2源恒星的大小与来自微透镜拟合光变曲线数据的透镜通量预测。在大多数情况下，源星的亮度是准确预测的。最后，我们开发了一个统计约束的位置的大麦云云（LMC）微透镜源恒星在LMC的恒星和尘埃的分布，并比较这对LMC微透镜的各种模型的预测。该测试排除了置信度> 90%的模型，其中超过80%的源星位于LMC后面。试图用一组背景光源来解释CNOO所看到的过量LMC微透镜光学深度的外来模型不受欢迎或被排除在此测试之外。模型中，大多数的镜头驻留在一个晕或球体分布与银河系或LMC是一致的，这些数据，但LMC晕或球体模型的青睐相结合的ARO和EROS微透镜的结果。
2009-02-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The intrinsic reddening of the Magellanic Clouds as traced by background galaxies -- II. The Small Magellanic Cloud
本文利用背景星系的光学（$ugriz$）和近红外（IR; $YJK_{\mathrm{s}}$）光谱能量分布（SED），给出了小麦哲伦云（SMC）~34 deg $^{2}$的总内禀红化图。红化图是使用LePhare $χ^{2}$最小化SED拟合程序的基础上，使用具有低水平内在红化的29，274个星系的子样本创建的。我们发现，与郊区相比，SMC主体的变红水平在统计学上显著增强[ $ΔE(B-V)\simeq 0.3$ mag]。与文献的红变图的SMC的比较表明，校正后的SMC采样的体积的差异，我们的结果和使用年轻的恒星创建的地图之间有很好的一致性。相比之下，我们发现我们的结果和使用老恒星或基于较长波长的远红外尘埃发射的地图之间存在显着差异，这可能源于前者的偏差样本和后者的尘埃颗粒的远红外发射率和光学特性的不确定性。这项研究代表了SMC背后的河外源的第一个大规模分类之一，因此我们提供了我们的完整样本约500，000个源的LePhare输出。
2020-09-09 astro-ph.GA
The VMC survey -- XLI. Stellar proper motions within the Small Magellanic Cloud
我们使用的数据从近红外VISTA调查的麦哲伦云系统（VMC），以测量自行（PM）的小麦哲伦云（SMC）内的恒星。在这项研究中分析的数据包括26个VMC瓦片，覆盖了一个总的连续区域的天空约40度$^2$。使用Ks波段在13至38个月的时间基线上的多历元观测，我们计算了大约130，000个背景星系的绝对PM。我们选择了大约2，160，000个可能的SMC成员星的样本来模拟星系的质心运动。SMC中心的三种不同选择的结果与最近的天基测量结果吻合良好。利用SMC的系统运动，我们构造了空间分辨的剩余PM图，并首次分别分析了中/老和年轻恒星星族的内部运动学。我们发现向外的运动要么指向星系的拉伸，要么指向其外部区域的剥离。恒星向北运动可能与SMC后面的“反桥”有关。年轻的人口显示较大的PM在SMC翼的区域，对年轻的麦哲伦桥。在较老的人群中，我们进一步检测到协调运动的恒星远离SMC的方向老桥以及流对SMC。
2021-01-25 astro-ph.GA
A likely runaway star cluster in the outer disc of the Large Magellanic Cloud
我们目前的结果，从光度和光谱数据获得的SOAR和双子座天文台的设施，在该领域的一个最近发现的星团。这个星团被投射到大麦云（LMC）外盘的东侧，最初被放置在LMC后面近10 kpc的位置，其年龄和金属丰度是最里面的LMC星团人口的典型特征。我们分配径向速度（RV）成员的恒星光谱观察，并推导出集群年龄和距离的理论等时线拟合集群的颜色-星等图。这个新的天体被证明是一个0.9 Gyr的大麦哲伦星系外围盘状星团，它可能是从它可能诞生的大麦哲伦星系最里面的区域散射后到达现在的位置的。我们通过检查类似年龄的LMC星团的空间分布，通过将推导出的光谱金属丰度与由外向内的星系形成情景的预期进行比较，通过考虑从其导出的结构参数推断出的星团内部动力学阶段，并通过估计在星团的解投影处与相应的星团径向速度一起旋转的圆盘的圆周速度，大麦哲伦星云的最大直径比大麦哲伦星云的最大直径大得多，比大麦哲伦星云的最大直径大得多。
2018-10-10 astro-ph.GA
Astrophysical properties of newly discovered Magellanic Cloud star clusters
最近，通过相对较深的成像调查，发现了投射到大麦哲伦云和小麦哲伦云（L/SMC）的新星团候选者。在这里，我们进行了一个健全的分析24星团候选人位于外部地区的L/SMC使用PSF测光的麦哲伦恒星历史的调查。只有一个例外，研究对象是真正的恒星聚集体。我们得出结论，他们的物理现实一旦他们观察到的颜色星等图（CMD）的存在下，场星的统计净化，并由此产生的清洁CMD分配的成员概率高于50%的恒星进行比较，合成CMD的年龄，距离，金属丰度，星团质量和二进制分数的数千种组合。通过似然方法得到的最佳匹配的合成CMD的参数作为星团的天体物理性质。目前的星团样本跨越了很宽的距离，从位于大麦哲伦星云前面的星团，到麦哲伦桥起点的星团，再到SMC后面的星团。它们的年龄揭示了沿着星系形成发生的不同的形成情节，以及星系相互作用的结果。从它们的估计金属丰度和年龄，我们推测的可能性，相对缺乏金属的气体流动已经存在于这些星系之间在近最后一个Gyr（log（年龄/年）$\approx$ 9.0），这使得有可能在星系外围的年轻星团的形成。尽管L/SMC相互作用，所研究的星团与银河系中的对应星团相似或更大，这表明潮汐效应在我们的银河系中相对更重要。
2020-12-23 astro-ph.GA
ALMA CO Observations of Gamma-Ray Supernova Remnant N132D in the Large Magellanic Cloud: Possible Evidence for Shocked Molecular Clouds Illuminated by Cosmic-Ray Protons
N132 D是大麦云星云（LMC）中最明亮的伽马射线超新星遗迹（SNR）。我们利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）和阿塔卡马亚毫米望远镜实验对信噪比进行了$^{12}$ CO（$J$ = 1-0，3-2）观测。我们发现扩散CO排放不仅在南部边缘的SNR如先前所知，但也在X射线壳。我们空间分辨9分子云使用ALMA与$5''$的角分辨率，对应于$\sim$ 1 pc的空间分辨率在LMC的距离。典型的云大小和质量分别为$\sim$ 2.0 pc和$\sim$ 100 $M_\odot$。高强度的CO $J$ = 3-2 / 1-0 $> 1.5$的比例被视为朝向分子云，表明冲击加热已经发生。空间分辨X射线能谱显示，N132 D中心的热X射线不仅产生于分子云的后方，也产生于分子云的前方。考虑到在残骸中心的视线方向上没有与朝向一个分子云的前向激波相关的热分量，这表明，这一特殊的云被冲击波吞没，并位于残骸的近侧。如果强子过程是伽马射线发射的主要贡献者，那么被激波吞没的云就扮演了宇宙射线的目标角色。我们估计在N132 D中加速的宇宙射线质子的总能量为$\sim$ 0.5- $3.8 \times 10^{49}$ erg作为保守的下限，这与在银河伽马射线SNR中观察到的能量相似。
2020-11-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
The VMC survey XXX. Stellar proper motions in the central parts of the Small Magellanic Cloud
我们提出了第一个空间分辨的恒星自行图内的中央（$\sim$ 3.1 $\times$ 2.4千秒差距）地区的小麦哲伦云（SMC）。用于这项研究的数据包括四个瓦片，从正在进行的近红外VISTA调查的麦哲伦云系统，并涵盖了总的连续区域上的天空$\sim$ 6.81度$^2$。在22个月和27个月之间的时间基线上，根据$K_s$过滤器中的空间偏移，独立计算二维自行。利用$\sim$ 33~000个背景星系的反射运动，将恒星运动标定到绝对尺度。由此产生的星表由超过69万颗恒星组成，这些恒星是根据它们在$(J-K_s, K_s)$色星等图中的位置选择的。对于SMC的绝对自行中位数，我们发现（$μ_α\mathrm{cos}(δ)$，$μ_δ$）=（1.087 $\pm$ 0.192（系统）。$\pm$ 0.003（统计），$-$ 1.187 $\pm$ 0.008（系统）$\pm$ 0.003（统计））$^{-1}$平均年数，与既往研究一致。映射的自行作为SMC内的位置的函数，揭示了一个非均匀的速度模式指示的潮汐功能的SMC的主体和流动的恒星在东南移动主要沿视线。
2018-05-15 astro-ph.GA
First detections of CO absorption in the Magellanic Clouds and direct measurement of the CO-to-H$_2$ ratio
利用Hubble Space Telescope首次在麦哲伦云探测到CO吸收，直接测量表明SMC中SK 143的CO已完全分子化，其CO/H$_2$比值与按金属丰度缩放后的Milky Way标准比值一致。
2025-03-16 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
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
ALMA CO Observations of Supernova Remnant N63A in the Large Magellanic Cloud: Discovery of Dense Molecular Clouds Embedded within Shock-Ionized and Photoionized Nebulae
利用ALMA和ASTE对大麦哲伦星云N63 A超新星遗迹进行了新的$^{12}$ CO（$J$ = 1-0，3-2）观测。我们发现三个巨大的分子云朝着东北，东部，和附近的SNR的中心。使用ALMA数据，我们空间分辨cluerous分子云嵌入光学星云中的冲击电离和光电离叶发现以前的H $α$和[S II]观测。分子云的总质量对于冲击电离区是$\sim$ $800$ $M_{\odot}$，对于光电离区是$\sim$ $1700$ $M_{\odot}$。空间分辨X射线光谱显示，朝向分子云的吸收柱密度为$\sim$ $1.5$ - $6.0\times10^{21}$ cm $^{-2}$，其为每个区域的平均星际质子柱密度的$\sim$ $1.5$ - $15$倍。这意味着X射线不仅在分子云后面产生，而且在它们前面产生。我们的结论是，密集的分子云已被完全吞没的冲击波，但仍然幸存下来的侵蚀，由于其高密度和短的相互作用时间。除了热等离子体成分外，吸收幂律或高温等离子体模型很好地解释了朝向气体团簇的X射线光谱，这意味着激波-云相互作用通过激波电离和磁场放大有效地工作于这两种情况。如果强子γ射线在GeV波段占主导地位，宇宙射线质子的总能量计算为$\sim$ $0.3$ - $1.4\times10^{49}$ erg，估计的ISM质子密度为$\sim$ $190\pm90$ cm $^{-3}…
2019-02-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Down-the-barrel and transverse observations of the Large Magellanic Cloud: evidence for a symmetrical galactic wind on the near and far sides of the galaxy
我们比较了近和远侧的大麦云（LMC）磁盘使用哈勃太空望远镜紫外吸收线观测AGN后面（横向）和内（下桶）的LMC磁盘在碰撞参量为3.2千秒差距的恒星的气体流动的属性。我们发现，即使在这个相对静止的区域中，气体以高达$\sim$ 100 km/s的速度从盘中流出，在低离子和高离子中具有广泛而对称的吸收。对称的吸收剖面结合先前的调查显示，几乎没有证据表明喷出的气体返回到LMC，并提供了令人信服的证据，表明LMC驱动了全球性的，大规模的外流穿过其磁盘，这可能是最近爆发的结果在LMC的恒星形成。我们发现，流出的气体是多相的，电离的光电离（硅III和硅III）和碰撞电离（硅IV和CIV）。我们估计总质量和流出率为$>10^7$ Msun和$>0.4$ Msun/年。由于这种大规模外流的速度没有达到LMC的逃逸速度，气体的去除可能是由银河系晕的冲压压力剥离或与周围星系的潮汐相互作用，这意味着LMC或矮星系的环境在其最终的气体饥饿中起着重要的作用。最后，我们重新评估的质量和合理的起源的高速复杂的LMC鉴于其新确定的距离，将其放置在较低的银河系晕和天空覆盖，表明它远远超出了LMC磁盘。
2015-12-01 astro-ph.GA
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。
2014-10-28 astro-ph.GA
Determinação da Distância à Grande Nuvem de Magalhães Através das Estrelas Variáveis Cefeidas Disponíveis no Catálogo OGLE-IV
本文基于 OGLE-IV 的 4709 颗经典造父变星，采用改进的 Lomb-Scargle 周期图测定脉动周期，建立周光关系并结合独立校准推算大麦哲伦云距离模数。
2023-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Magnetised HI superbubbles in the Small Magellanic Cloud revealed by the POSSUM pilot survey
本文利用POSSUM先导巡天的法拉第旋转测量数据，研究了小麦哲伦云中三个最大HI超级气泡的磁场性质，发现壳层边缘磁场强度显著增强，证实了磁流体动力学模型的解释。
2024-09-26 astro-ph.GA
Structure of the Large Magellanic Cloud from the Near Infrared magnitudes of Red Clump stars
利用红外巡天仪-麦哲伦云点源星表（IRSF-MCPSC）的红团星JH测光资料，估算了大麦云（LMC）星盘的倾角i和节线位置角PA_lon等结构参数。将观测到的大麦哲伦星云区域划分为若干个子区域，并将每个区域内的恒星与光学识别的红团簇星进行交叉识别，得到近红外星等。通过对观测到的红团簇分布进行拟合，并取最大数目的红团簇星的星等和颜色的平均值，得到了红团簇分布的H星等和（J-H）颜色的峰值。然后得到各子区红团星的去红峰H 0星等。RA、Dec和距每个子区域的中心的相对距离被转换成x、y和z笛卡尔坐标。一个加权最小二乘平面拟合方法被应用到这个x，y，z数据估计LMC盘的结构参数。本文给出了RC星的（J-H）色红化图。当通过平均来识别红色团块分布的峰时，获得25.7 +/-1.6的倾斜度和PA_lon = 141.5 +/-4.5。我们估计到大麦哲伦星云的距离模数为18.47 +/- 0.1等。识别在拟合平面前面以及后面的平面外特征，其与光学识别的平面外特征匹配。在500 pc内发现LMC的条是盘的一部分。结构参数的估计被认为是独立的光度带用于分析。我们发现，内盘，在3.0内，是较小的倾斜，并具有较大的值PA_lon相比，外盘。
2013-01-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ultra-Deep Hubble Space Telescope Imaging of the Small Magellanic Cloud: The Initial Mass Function of Stars with M <~ 1 Msun
我们提出了一个新的测量恒星初始质量函数（IMF）的基础上超深，高分辨率测光的>5,000颗恒星的外围小麦哲伦云（SMC）星系。哈勃太空望远镜（HST）高级巡天照相机（ACS）的观测揭示了前景球状星团47 Tuc背后的这种丰富的共空间人口，我们的目标是121个HST轨道。SMC的恒星主序星在F606 W、F814 W色星等图（CMD）中测量到约30等，并使用自行将其与前景星团的人口清楚地分离。我们模拟SMC人口提取恒星质量（单一和未解决的双星）从特定的IMF，并将这些质量转换为光度在我们的带通。这些模拟恒星的相应光度直接来自400万颗人造恒星的丰富云，从而解释了真实的光度散射和数据的完整性。在M = 0.37 - 0.93 Msun的连续和良好填充的质量范围内（即，下至F606 W = 28.7时的~75%完整性极限），我们证明IMF可以用斜率α= -1.90（^{+0.15}_{-0.10}）（3 sigma误差）的单一幂律形式很好地表示（即，dN/dM \propto M^α）。这比萨尔彼得斜率α=-2.35要浅，后者与观测到的更高质量恒星光度函数一致。我们的研究结果表明，IMF不{ \it不}转向更浅的幂律形式在这个质量范围内。我们讨论了这一结果对恒星形成理论、星系推断质量以及IMF随金属丰度（缺乏）变化的影响。
2012-12-31 astro-ph.GA
Stellar properties of observed stars stripped in binaries in the Magellanic Clouds
本文利用新大气模型拟合麦哲伦云中10颗双星剥离恒星的恒星光谱，精确测定其恒星性质，发现其恒星风弱于现有预测，并证实它们是Ib和IIb型超新星的前身星及双星演化的重要基准。
2023-06-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The VMC Survey : LI. Classifying extragalactic sources using a probabilistic random forest supervised machine learning algorithm
本研究利用概率随机森林算法对VMC巡天约1.3亿个天体分类，结合多波段测光与光谱数据，在LMC、SMC天区取得高分类准确率，新发现一批AGN、星系及年轻恒星天体候选体。
2025-01-14 astro-ph.GA
An automated method to detect and characterise semi-resolved star clusters
Macquarie University（麦考瑞大学）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam（波茨坦阿斯特拉物理研究所）；Universität Potsdam（波茨坦大学）；University of Florida（佛罗里达大学）；International Space Science Institute–Beijing（国际空间科学研究所北京分部）；Australian National University（澳大利亚国立大学）
本文提出了一种自动检测和表征半解析恒星团的方法，通过建模PSF并分析等光度曲线，成功识别了LMC中682个候选恒星团，其中至少80%被证实为真实恒星团。
2024-10-18 astro-ph.GA astro-ph.IM
