The origin of dust extinction curves with or without the 2175 A bump in galaxies: The case of the Magellanic Clouds
观测到大麦哲伦云和小麦哲伦云（分别为LMC和SMC）具有与银河系完全不同的特征尘埃消光曲线（例如，2175 A凸块的强度）。虽然已经提出了麦哲伦云（MC）的尘埃成分和尺寸分布，可以自洽地解释他们所观察到的消光曲线，它仍然不清楚是否以及如何在MC的形成历史中可以实现所需的尘埃属性。因此，我们调查的时间演化的尘埃性质的MC，从而得出他们的消光曲线，使用一个区域的化学演化模型的形成和演变的小和大的硅酸盐和碳质尘埃颗粒和尘埃风与星暴事件。我们发现，所观察到的SMC消光曲线没有一个明显的2175 A的隆起，可以很好地再现我们的SMC模型，如果小的碳颗粒可以选择性地失去通过尘埃风在最近的星暴约0.2 Gyr前。我们还发现，LMC消光曲线与一个弱的2175 A的隆起，可以重现我们的LMC模式与低效率的灰尘通过沙尘风去除。我们讨论了硅酸盐和石墨之间以及星系之间不同尘埃风效率的可能物理原因。
2015-07-13 astro-ph.GA
Modelling dust extinction in the Magellanic Clouds
我们的模型中观察到的灭绝配置文件的小和大麦云云与合成人口的尘埃颗粒组成的核幔颗粒和自由飞行的多环芳烃的集合。在麦哲伦星云中观察到的所有不同风格的消光曲线都可以通过本模型来描述，该模型先前已（成功）应用于银河系中弥漫和半透明视线的大样本。我们发现，在麦哲伦云的消光产生的经典颗粒一般大于多环芳烃的吸收。在这个模型中，非线性的远紫外线上升占多环芳烃，其存在反过来总是与经典颗粒的尺寸分布的差距。这暗示了之间的物理连接（例如，多环芳烃的常见原因和不存在中等大小的灰尘颗粒，或者需要模型中的附加组件，其可以解释非线性远紫外线上升而不会导致$\sim$ 217 nm处的紫外线凸起，例如，纳米金刚石
2015-07-30 astro-ph.GA
The Small Magellanic Cloud Investigation of Dust and Gas Evolution (SMIDGE): The Dust Extinction Curve from Red Clump Stars
我们使用哈勃太空望远镜（HST）的红团星的观测作为小麦哲伦云尘埃和气体演化调查（SMIDGE）计划的一部分，以测量小麦哲伦云（SMC）西南酒吧的~ 200 pc x 100 pc区域的平均尘埃消光曲线。我们的8波段紫外线通过近红外测光提供的丰富信息，使我们能够模拟的颜色星等图的红色团块占消光曲线的形状，对数正态分布的$A_{V}$，以及沿视线的恒星分布的深度。我们测量消光曲线，其中$R_{475} = A_{475}/(A_{475}-A_{814})$ = 2.65 $\pm$ 0.11。这个测量值明显大于已发表的银河系$R_{V}$ = 3.1（$R_{475} = 1.83$）和SMC Bar $R_{V}$ = 2.74（$R_{475} = 1.86$）消光曲线的等效值。大麦云云（LMC）中类似的消光曲线偏移被解释为大尘埃颗粒的影响。我们证明了SMC（和LMC）的视线深度引入了一个明显的“灰色”贡献的消光曲线推断的红色团块的形态。我们表明，没有灰色的尘埃成分是需要解释消光曲线测量时，全宽半最大深度为10 $\pm$ 2千秒差距的SMC（5 $\pm$ 1千秒差距的大麦哲伦星云）的恒星分布被认为是同意与最近的研究麦哲伦云恒星结构。我们的工作结果证明了宽带HST成像的力量，同时约束银河系外的尘埃和星系结构。
2017-09-04 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
Dust Emission from Evolved and Unevolved HII Regions in the Large Magellanic Cloud
本文研究了大麦云云中12个经典和超气泡HII区的尘埃性质。我们使用斯皮策红外测光（8，24，70，和160 \mum波段），作为银河系演化（SAGE）计划的一部分，随着档案光谱分类的电离恒星检查尘埃加热和处理恒星源的作用。我们的红外观测结果表明，令人惊讶的是，尘埃的发射特性和有效温度或恒星在HII区域的辐射热星等之间的相关性很小，这表明HII区域的演化时间尺度不是尘埃处理时间尺度的顺序。我们发现，超级气泡和经典的HII区域的红外发射表现出两类之间的差别不大，尽管在年龄和形态的显着差异。我们确实检测到了热尘埃的24 \mum发射与70到160 \mum通量之比的相关性。这种相关性可以建模为少数热尘埃成分的温度趋势，而大多数尘埃仍然显着冷却。
2011-03-10 astro-ph.GA
The dust production rate of AGB stars in the Magellanic Clouds
我们比较了大麦哲伦云和小麦哲伦云中质量为1 Msun < mstar < 8 Msun，金属丰度为0.001 < Z < 0.008的恒星的理论尘埃产额和观测到的富碳和富氧渐近巨分支（C-AGB和O-AGB）恒星的尘埃产额率（DPR）。只有当AGB星的质量损失在碳星阶段非常有效时，才能再现LMC中C-AGB的DPR测量值。同样的产量预测的SMC中观察到的DPR，这表明在碳星阶段的质量损失率的金属依赖性更强。O-AGB星的DPR表明，当mstar > 3 Msun和Z > 0.001时，由于有效的热底燃烧，硅酸盐尘埃快速富集。与最近的观测结果相比，我们的模型支持现有尘埃质量的恒星起源，如果在ISM中没有发生显着的破坏，AGB星的贡献为70%的LMC和15%的SMC。
2014-04-28 astro-ph.GA
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。
2014-06-06 astro-ph.GA
Metals and dust in the neutral ISM: the Galaxy, Magellanic Clouds, and damped Lyman-α absorbers
上下文中性星际介质（ISM）中尘埃的存在极大地改变了我们测量的金属丰度。了解中性ISM中的金属含量，以及不同环境之间的直接比较，迄今为止一直受到阻碍，因为所观察到的ISM丰度的金属丰度，尘埃的存在和核合成的影响所造成的简并性。目标。我们研究了中性ISM中的金属和灰尘含量在不同环境中的一致性，并评估最近发现的相对丰度序列的普遍性。我们还打算评估[Zn/Fe]作为ISM中粉尘示踪剂的有效性。最近，基于对恒星丰度的观测，这一点受到了质疑，在我们能够安全地使用它来研究ISM之前，需要解决这个问题。方法.在这封信中，我们提出了一个简单的比较，在银河系中的中性ISM，麦哲伦云，阻尼莱曼-α吸收体（DLAs）中观察到的相对丰度。这种比较的主要新颖之处在于包含了麦哲伦云。结果同样的相对丰度序列也适用于银河系、麦哲伦云和DLAs。这些序列是由ISM中存在的灰尘驱动的，似乎是“普遍的”。结论.中性ISM中的金属和粉尘性质似乎在不同环境中遵循类似的行为。这表明尘埃预算的主要部分是建立在ISM中的晶粒生长取决于物理条件，而不管系统的恒星形成历史。此外，DLA气体的行为类似于中性ISM，至少从化学角度来看。最后，尽管在恒星丰度中观察到的[Zn/Fe]存在偏差，但[Zn/Fe]在从银河系到DLAs的不同环境的ISM中是一种强有力的尘埃示踪剂。
2018-05-14 astro-ph.GA
Dust input from AGB stars in the Large Magellanic Cloud
用演化尘埃模型研究了AGB星的尘埃形成星族及其对大麦云（LMC）星际尘埃收支的影响，主要目的是：（1）研究AGB星尘埃的数量和组成在银河系历史上的变化，（2）研究目前AGB星星族的质量和金属丰度分布，（3）研究AGB星的尘埃形成星族及其对LMC星际尘埃收支的影响。（3）量化不同质量和金属丰度的AGB星对星际介质（ISM）星尘布居的贡献。我们在ISM中使用星尘生命周期的模型，并为太阳能社区开发和测试。利用麦哲伦星云测光巡天首次全球空间分辨重建的大麦哲伦星云的恒星形成历史，计算了大麦哲伦星云中的恒星星族。几乎在大麦哲伦星云的整个历史中，来自AGB星的尘埃主要是来自质量小于4 Msun的恒星的碳颗粒。硅酸盐、碳化硅和铁粉的产生被推迟，直到ISM富集到LMC中目前金属丰度的一半左右。第一次，理论上计算的尘埃生产率的AGB恒星相比，来自整个星系的AGB恒星的红外观测。我们发现在各种观测估计的分散很好的协议。我们发现，大多数的硅酸盐和铁颗粒在目前的星尘人口来自一个小的人口的中等质量的恒星组成的只有约4%的恒星总数，而在太阳附近，他们来自低质量的恒星。通过ISM中星尘颗粒生命周期的模型，我们证实了来自恒星的尘埃输入与Matsuura等人2009年报告的LMC中现有星际尘埃质量之间的巨大差异。
2013-05-15 astro-ph.GA
Dust at sub-solar metallicity: the case of post-AGB stars in the Large Magellanic Cloud
中低质量恒星是星系星际介质中重要的尘埃源之一。从这些恒星喷出的尘埃的成分可能会影响ISM中的成分。我们调查后渐近巨星分支（AGB）的恒星，这是在低和中等质量的恒星，并产生各种各样的尘埃颗粒的后期演化阶段的尘埃。我们特别针对后AGB星在大麦云（LMC），其中有大约一半的太阳的金属丰度，调查亚太阳的金属丰度对尘埃成分的影响。使用斯皮策太空望远镜，我们获得了5-30微米光谱的24后AGB候选人在LMC。其中五颗是富碳的后AGB恒星，本报告的重点是这些恒星的光谱。我们发现银河系中罕见的尘埃特征，例如21微米的不明特征，通常在LMC后AGB恒星中发现。6-8微米的光谱与银河系天体的光谱进行了比较。四个光谱匹配银河系模板的多环芳烃（PAH）的功能。然而，我们发现这三个物体显示出7.85微米的特征，这在银河系后AGB星中没有发现。低金属含量条件肯定会影响粉尘的形成过程和成分。
2010-11-06 astro-ph.GA
Gas and Dust in the Magellanic Clouds
远紫外（FUV）漫发射主要是由于星际尘埃颗粒的星光散射，这表明了很大的区域变化取决于尘埃和恒星的相对取向。本文介绍了用远紫外光谱探测器（FUSE）{ \em）对麦哲伦云（MC）中FUV（1000 - 1150 nm）散射辐射的偶然观测。在{ \em FUSE}波段（$λ$ = 905 - 1187 nm），大麦云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）中，FUV漫射辐射对MCs中FUV总积分辐射的估计贡献通常为5% - 20%和34% - 44%，并且随着波长的增加（例如，SMC在1615 ℃时为63%）。在FUV中，短波长的光比长波长的光的光的散射要少，这表明短波长的恒星辐射中的大部分都用于加热星际尘埃。五次电离氧原子（O { \small VI}）是星际介质（ISM）中热气体（T $\sim 3\times 10^{5}$ K）的示踪剂。利用高分辨{ \em FUSE}谱对大麦哲伦星云O { \small VI}柱密度测量进行了广泛的调查。柱密度从log N（O { \small VI}）= 13.72原子cm $^{-2}$的最小值到log N（O { \small VI}）= 14.57原子cm $^{-2}$的最大值变化。高丰度的O { \small VI}中观察到的LMC的活动（超级气泡）和非活动区域。
2013-07-04 astro-ph.GA
Unveiling polarized emission from interstellar dust of the Large Magellanic Cloud with Planck
星际尘埃辐射的偏振是探测尘埃性质和磁场结构的有力手段。然而，对外部星系的研究受到前景尘埃贡献的阻碍。本研究的目的是分离的极化信号从大麦云（LMC）的银河系（MW），以构建一个广泛的领域，空间完整的地图使用普朗克353 GHz的数据尘埃偏振。为了估计前景偏振方向，我们使用HI谱线数据中的速度梯度，并通过与星光消光偏振进行比较来评估输出的性能。我们估计的前景强度使用尘埃的性质来自以前的普朗克数据，我们假设前景偏振是均匀的，等于平均的MW周围的星系。在前景去除之后，LMC中的天空平面磁场的几何形状倾向于遵循LMC中的原子气体的结构。这是沿着剑鱼座30恒星形成复合体的南部和东南部延伸的分子脊，以及沿着向小麦哲伦云延伸的更弥散的南部臂的情况。在西部的磁场和外臂之间也有一条直线。LMC中的中值偏振分数略低于MW中观察到的值，而偏振角色散函数和偏振分数之间的反相关性略大。总体而言，极化分数分布与MW中观察到的相似。
2022-11-29 astro-ph.GA
Spatial variations of dust abundances across the Large Magellanic Cloud
利用斯皮策太空望远镜获得的数据作为银河系演化代理人调查（SAGE）遗产调查的一部分，我们研究了整个大麦云（LMC）的尘埃成分和丰度的变化。这种变化是预料之中的，因为爆炸事件导致形成了观测到的许多HI壳，应该影响了尘埃的性质。利用一个模型，并与银河系的参考光谱能量分布进行比较，我们推断出整个大麦哲伦星系中小尘埃颗粒的相对丰度变化。我们研究了红外颜色比以及相对丰度的非常小的颗粒（VSGs）和多环芳烃（PAHs）相对于大颗粒（BG）的丰度。结果表明，每个尘埃成分可能有不同的起源或演化的星际介质（ISM）。VSG丰度的痕迹恒星形成的活动，并可能导致粉碎较大的颗粒，而PAH丰度增加分子云周围以及恒星酒吧，在那里他们可能已经注入到ISM期间从老恒星的质量损失。
2009-05-26 astro-ph.GA
Forbidden Iron Lines and Dust Destruction in Supernova Remnant Shocks: The Case of N49 in the Large Magellanic Cloud
我们提出了一个完整的整体现场调查的结果，明亮的SNR N49在LMC，获得了WiFeS仪器安装在ANU的2.3米望远镜在Siding Spring天文台。从理论冲击模型与新的映射5.1代码，我们第一次，进行了详细的丰度和动力学分析，涵盖8个独立阶段的电离超新星遗迹的光学Fe发射线光谱。这使我们能够得到作为电离阶段的函数的粉尘损耗因子。我们已经表明，有大量（30% - 90%）的破坏含铁尘埃颗粒在这些快速冲击（$v_s \sim 250$ km/s），我们已经证实，占主导地位的尘埃破坏是通过非热溅射和颗粒颗粒碰撞机制，在一些理论工作。
2016-05-08 astro-ph.GA
Dust Destruction Rates and Lifetimes in the Magellanic Clouds
星系中尘埃的性质、成分、丰度和大小分布取决于它在不同恒星源中产生和被星际冲击破坏的速率。由于其广泛的波长覆盖范围，接近和几乎面对面的几何形状，麦哲伦云（MC）提供了一个独特的机会来详细研究这些过程。在本文中，我们使用完整的样品超新星遗迹（SNRs）的MC计算的寿命和破坏效率的硅酸盐和碳尘埃在这些星系。我们发现尘埃寿命为22 +- 13百万年（30 +- 17百万年）的硅酸盐（碳）颗粒在大麦哲伦星云，和54 +- 32百万年（72 +- 43百万年）的硅酸盐（碳）颗粒在SMC。在MCs的寿命显着较短，相比银河系，被解释为其较低的总尘埃质量的综合效果，以及在MCs的尘埃破坏孤立的SNe似乎优先发生在地区高于平均尘埃气体（D2 G）质量比的事实。我们还计算了超新星速率和当前的恒星形成率的MC，并使用它们来获得最大的尘埃注入率的渐近巨星分支星和核心坍缩超新星。我们发现，注入率是一个数量级低于粉尘破坏率的信噪比。这支持了以下结论：除非尘埃的破坏率被大大高估，否则大多数尘埃必须由致密分子云中的幸存颗粒重新组成。更一般地说，我们还讨论了依赖于当地的D2 G质量比，周围的气体密度和金属丰度的尘埃破坏率，以及我们的结果应用到其他星系和尘埃演化模型。
2014-11-17 astro-ph.GA
Three-Dimensional Structure and Dust Extinction in the Small Magellanic Cloud
本文研究了小麦哲伦云（SMC）西南条~ 200 pc $\times$ 100 pc区域的三维结构和尘埃消光特性。利用哈勃空间望远镜的深空光学色星等图（CMD）模拟了红巨星团和红巨星支星的尘埃消光和星系结构。我们用高斯模型模拟恒星分量的距离分布，发现质心距离为65.2 kpc（距离模数$μ$ = 19.07 mag），半高宽$\approx$为11.3 kpc。这一大范围的视线再现了以前使用变星和红丛星研究的结果。此外，我们发现恒星和尘埃分布之间的偏移，与近侧的尘埃相对于恒星的3.22 $^{+1.69}_{-1.44}$千秒差距，导致73%的恒星红化的分数。建模的尘埃层与对数正态$A_V$分布表明，平均消光$\langle A_V \rangle$ = 0.41 $\pm$ 0.09马格。我们还计算$A_V/N_H$ = 3.2 - 4.2 $\times10^{-23}$马格厘米$^2$ H $^{-1}$这是显着低于银河系的值，但与以前的SMC尘埃气体比测量。我们的研究结果产生的第一个联合尘埃消光和3D几何性质在SMC的一个关键区域。这项研究表明，CMD建模可以同时限制尘埃消光和几何性质在附近的星系是一个强大的工具。
2020-10-21 astro-ph.GA
Dust Abundance Variations in the Magellanic Clouds: Probing the Lifecycle of Metals with All-Sky Surveys
观测和建模表明，尘埃丰度（气尘比，G/D）取决于（表面）密度。G/D的变化提供了对星系中金属生命周期所涉及的不同过程的时间尺度的约束。最近基于Herschel数据的G/D测量表明，麦哲伦云中致密和弥散星际介质（ISM）之间的尘埃丰度减少了5- 10倍。然而，赫歇尔测量的相对性质排除了对这些变化幅度的明确结论。我们利用全天远红外巡天观测资料研究了大麦哲伦云和小麦哲伦云尘埃丰度的变化，这种观测资料不受赫歇尔零点定标的限制。我们将来自IRAS和Planck的100，350，550和850微米的尘埃光谱能量分布（SED）以气体表面密度的间隔叠加，对叠加的SED进行建模以获得尘埃表面密度，并将G/D和气体表面密度之间的关系约束在$\sim$ 80 pc尺度上的10-100 \Msu pc $^{-2}$范围内。我们发现，G/D降低的因素3（从1500到500）在LMC和7（从1.5 $\times 10^4$到2000）在SMC之间的弥漫性和密集的ISM。G/D的表面密度的依赖性是一致的元素耗尽和简单的建模气相金属到尘埃颗粒上的吸积。这一结果对星系演化的次网格建模，以及基于尘埃的气体质量估计的校准，无论是在本地还是在高红移都有重要意义。
2017-05-08 astro-ph.GA
Star Formation History of the Small Magellanic Cloud: the shell substructure
本研究利用SMASH巡天深度测光数据与CMD拟合技术，解析小麦哲伦云东北部壳状结构的恒星形成历史，首次考虑视线深度效应，发现多期恒星形成增强，并证实其与大麦哲伦云北臂的恒星形成长期同步，为麦哲伦云轨道与质量研究提供约束。
2023-05-04 astro-ph.GA
Study of the molecular gas towards the N11 region in the Large Magellanic Cloud
我们研究了位于大麦云（LMC）东北侧的HII区N11中的三个亚区。我们使用的$^{12}$ CO和$^{13}$ CO J=3- 2的数据观测的阿塔卡马亚毫米望远镜实验（ASTE）的角度和光谱分辨率分别为22 $^{\prime\prime}$和0.11公里秒$^{-1}$。根据$^{12}$ CO J=3- 2和$^{13}$ CO J=3- 2的积分图，我们估计了与每个分区有关的分子云的质量，假定为局部热力学平衡（LTE），大约为$10^4$ M $_\odot$。此外，从上述地图中，我们研究了每个亚区的$^{12}$ CO / $^{13}$ CO积分比，获得8至10之间的值。
2018-07-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The influence of supernova remnants on the interstellar medium in the Large Magellanic Cloud seen at 20--600 $μ$m wavelengths
本文分析了大麦云云中超新星遗迹及其对环境的影响。我们使用{ \it Herschel}空间天文台获得的新观测结果和{ \it Spitzer}空间望远镜获得的档案数据，制作这些物体的第一个FIR图谱。SNR在FIR波长处不清楚可辨，但是它们的影响在尘埃质量和尘埃温度的地图中变得明显，我们通过将修改后的黑体拟合到每个视线中观察到的光谱能量分布来构建这些地图。大部分被观测到的尘埃都是先前存在的星际尘埃，其中有SNRs留下的印记。温度图清楚地揭示了SNR加热周围的灰尘，而质量图表明每个SNR去除3.7 $^{+7.5}_{-2.5}$ M $_{\odot}$的灰尘。这与其他人的计算结果一致，即大量的灰尘是由SNR溅射的。在尘埃被溅射而不仅仅是被推开的假设下，我们估计了由于信噪比导致的$0.037^{+0.075}_{-0.025}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$的LMC中的尘埃破坏率，得出星际尘埃的平均寿命为$2^{+4.0}_{-1.3}\times10^7$ yr。我们的结论是，溅射的尘埃SNRs可能是一个重要的组成部分，在银河系演化的模型，超新星可能会破坏更多的尘埃比他们生产的，因此，他们可能不会在星系中的长期尘埃的净生产商。
2015-03-06 astro-ph.GA
The Relationship between CO Emission and Visual Extinction Traced by Dust Emission in the Magellanic Clouds
为了测试理论上的理解，发现明亮的CO排放主要取决于尘埃屏蔽，我们调查之间的关系CO排放（$I_{\rm CO}$）和尘埃量（估计从红外发射和表示为“$A_V$“）在大麦哲伦云，小麦哲伦云，和银河系。我们发现，在我们的共同分辨率为10 pc尺度，$I_{\rm CO}$给定一个固定的视线$A_V$是相似的，尽管在金属丰度的差异在所有三个系统。我们发现了一些证据的二次依赖$I_{\rm CO}$的辐射场，在LMC中，$I_{\rm CO}$在给定的$A_V$是较小的高$T_{\rm dust}$的地区，也许是因为增加了光解辐射场。我们提出了一个简单但有用的图片，其中CO到H的$_2$转换因子（\xco）取决于两个可分离的因素：（1）气柱密度的分布，通过尘埃与气体的比例映射到消光分布;（2）$I_{\rm CO}$对$A_V$的依赖性。假设本地银河系云的概率分布函数（PDF）是普遍的，这种方法预测的依赖性\xco\$Z$之间的$Z^{-1}$和$Z^{-2}$以上约三分之一的太阳金属丰度。低于此金属丰度，CO仅从云的高柱密度部分出现，因此非常敏感地依赖于所采用的PDF和H $_2$ /{ \sc Hi}处方。因此，低金属丰度云的PDF具有相当大的意义，即使在非常低的金属丰度下，与\xco \的理想处方相关的不确定性也很大。
2015-04-10 astro-ph.GA
Modeling dust emission in the Magellanic Clouds with Spitzer and Herschel
尘埃模型对于推断星系研究的尘埃性质和预算至关重要。然而，尘埃颗粒模型之间存在系统差异，导致星系推断的尘埃性质存在相应的系统差异。量化这些系统需要一致的拟合分析。我们比较了输出的尘埃参数，并评估了两种尘埃颗粒模型Compiegne et al（2011）和THEMIS（Jones et al 2013，Kohler et al 2015）之间的差异。在这项研究中，我们使用一个单一的拟合方法应用于所有的模型，以提取一个连贯的和独特的统计分析。我们适合的模型，看到斯皮策和赫歇尔在小和大麦云云（SMC和LMC）的尘埃排放。这些观测涵盖了从几微米到亚毫米范围的红外（IR）光谱。对于每个拟合的像素，我们基于Gordon et al（2014）中描述的方法计算完整的n-D似然。自由参数是环境参数（$U$，星际辐射场强; $α_\mathrm{ISRF}$，多铀环境的幂律系数; $Ω^*$，星光强度）和模型固有参数（$Y_\mathrm{i}$：颗粒物质$i$的丰度; $α_\mathrm{sCM20}$，小碳颗粒尺寸分布的系数）。5组不同参数的分数残差表明，拟合THEMIS比Compiegne模型更准确地再现了观测结果。然而，独立的尘埃物种的变化表现出很强的模型依赖性。我们发现，硅酸盐的丰度只能被限制在一个上限，硅酸盐/碳的比例与我们银河系中看到的不同。在LMC中，我们拟合的结果是尘埃质量略低于…
2016-12-22 astro-ph.GA
The 1.1 mm Continuum Survey of the Small Magellanic Cloud: Physical Properties and Evolution of the Dust-selected Clouds
第一次1.1毫米连续测量小麦哲伦云（SMC）是使用安装在ASTE 10米望远镜上的AzTEC仪器进行的。本次调查涵盖了4.5度$^2$的SMC与$1σ$噪音水平的$5-12$ mJy梁$^{-1}$，并确定了44个扩展对象。1.1 mm扩展发射与$Herschel$ 160 $\mathrm{μm}$具有良好的空间相关性，表明1.1 mm扩展发射的起源是来自冷尘埃成分的热发射。我们使用1.1 mm和过滤的$Herschel$数据（100、160、250、350和500 $\mathrm{μm}$）估计物理性质。1.1毫米的物体显示尘埃温度为$17-45$ K，气体质量为$4\times10^3-3\times10^5~M_\odot$，假设冷尘埃的单温度热发射，发射率指数$β$为1.2，气体与尘埃的比率为1000。这些物理性质与我们银河系中的巨分子云（GMC）和大麦哲伦云非常相似。1.1毫米的物体也显示出与$Spitzer$ 24 $\mathrm{μm}$和CO排放的良好空间相关性，这表明1.1毫米的物体跟踪致密气体区域作为大质量恒星形成的场所。1.1毫米物体的尘埃温度也显示出与大质量恒星形成有关的24 $\mathrm{μm}$通量的良好相关性。这支持了冷尘埃的热源主要是1.1毫米物体中的局部恒星形成活动的假设。根据是否存在恒星形成活动对1.1 mm天体进行分类，揭示了尘埃温度…
2017-01-19 astro-ph.GA
Dust and Gas in the Magellanic Clouds from the HERITAGE Herschel Key Project. I. Dust Properties and Insights into the Origin of the Submm Excess Emission
利用赫歇尔遗产重点项目的光度数据，在100至500微米的五个波段上研究了大麦哲伦云和小麦哲伦云中的尘埃特性。三个简单的灰尘排放模型适合于观测：由幂律发射率（SMBB）修改的单温度黑体，由破幂律发射率（BEMBB）修改的单温度黑体，以及具有不同温度的两个黑体，两者都由相同的幂律发射率（TTMBB）修改。使用这些模型，我们调查的submm过量的起源，定义为亚毫米（submm）的发射高于预期的SMBB模型拟合观测< 200微米。我们发现，BEMBB模型产生最低的拟合残差与像素平均500微米submm的过剩27%和43%的LMC和SMC，分别。采用气体质量从以前的作品，从我们的拟合结果计算的气体尘埃比表明，TTMBB拟合需要显着更多的灰尘比可用的，即使所有的金属存在于星际介质（ISM）被冷凝成灰尘。这表明，submm过量更可能是由于比第二人口的冷尘埃发射率的变化。我们得出LMC和SMC的积分尘埃质量分别为（7.3 +/- 1.7）× 10^5和（8.3 +/- 2.1）× 10^4 M（太阳）。我们发现submm过量和其他灰尘属性之间的显着相关性，需要进一步的工作，以确定拟合噪声和ISM物理的相关性的相对贡献。
2014-06-23 astro-ph.GA
METAL: The Metal Evolution, Transport, and Abundance in the Large Magellanic Cloud Hubble program. II. Variations of interstellar depletions and dust-to-gas ratio within the LMC
星系中重子循环的一个关键组成部分是中性ISM中金属从气体到尘埃相的耗尽。哈勃太空望远镜上的METAL（大麦云云中的金属演化、运输和吸收）计划获得了半太阳金属丰度LMC中朝向32条视线的紫外光谱，从中我们得到了Mg、Si、Fe、Ni、S、Zn、Cr和Cu的星际贫化（气相分数）。不同元素的消耗是紧密相关的，表明有一个共同的起源。氢柱密度是耗尽变化的主要驱动力。相关性较弱的体积密度，探测CI精细结构线，距离LMC中心。后者的相关性的结果从气相金属丰度的东西变化。东部的天然气，包括30剑鱼座和东南HI超密度的LMC压缩侧富集高达+0.3dex，而西部的天然气缺乏金属高达-0.5dex。在METAL探测的参数空间内，未发现与分子分数或辐射场强度的相关性，我们证实了远红外、21 cm和CO观测中观察到的扩散（logN（H）~20 cm-2）和分子（logN（H）~22 cm-2）ISM之间的尘埃-金属和尘埃-气体比增加了3-4倍。尘埃-金属和尘埃-气体比随柱密度的变化对化学演化的次网格物理学、整个宇宙时期的气体和尘埃质量估计以及通过阻尼莱曼-α系统的光谱学测量的宇宙化学富集具有重要意义。
2021-01-23 astro-ph.GA
A Catalog of Stellar and Dust Properties for 500,000 Stars in the Southwest Bar of the Small Magellanic Cloud
本文基于SMIDGE多波段HST测光，用BEAST建模近50万条视线的恒星与尘埃消光性质，并通过星际介质示踪剂比较及消光-距离结构揭示SMC尘埃特征与三维几何。
2025-01-10 astro-ph.GA
Comparison of Photometric and Spectroscopic Labels in Classifying Dusty Stellar Sources Using Machine Learning in the Magellanic Clouds
本研究针对麦哲伦云尘埃恒星源测光分类因星族特征重叠存在不确定性的问题，利用SAGE项目光谱数据训练机器学习模型，验证了测光对常见独特星族的分类可靠性，同时指出稀有或重叠星族仍需光谱确认。
2025-09-05 astro-ph.GA
Spitzer Characterization of Dust in the Ionized Medium of the Large Magellanic Cloud
迄今为止，对与电离气体有关的尘埃发射的系统研究仅在我们的银河系中进行，并且波长大于60 μm。新获得的斯皮策数据现在提供了在大麦云（LMC）中进行类似分析的机会。通过Spitzer SAGE（Surveying the Agents of a Galaxy's Evolution）数据与ATCA/Parkes HI 21-cm数据、NANTEN 12 CO（J=1-0）数据、SHASSA Hα和Parkes 6-cm数据的互相关，我们研究了与气体的不同相态（原子、分子和电离态）有关的尘埃的物理性质。特别是，我们研究了尘埃的存在和性质从3.6到160 μm和各种制度的电离气体，跨越发射措施（EM）从\sim 1 pc cm-6（扩散组件）到\sim 10^3 pc cm-6（HII区域）。使用尘埃排放模型，并测试我们的结果与几个辐射场光谱，我们表明，在电离气体中的尘埃是温暖的尘埃比与其他阶段（原子和分子）。我们还发现，减少多环芳烃（PAH）相对于大颗粒（BG）的相对丰度，以及增加的近红外（NIR）连续。这三个结果（例如，温暖的温度，减少PAH丰度和增加的近红外光谱连续）被发现一致的电离气体的所有制度。相反，分子相似乎为多环芳烃的生存提供了有利条件。此外，非常小的颗粒（VSG）的相对丰度往往增加电离阶段，特别是在明亮的HII区域。最后但并非最不重要的是，我们的分析表明，与电离气体相关的…
2011-04-06 astro-ph.GA
Revisiting the dust properties in the molecular clouds of the Large Magellanic Cloud
在本分析中，我们调查的尘埃性质与不同的气相（包括电离阶段的LMC分子云在1 $^{\prime}$角分辨率（四倍以上，比以前的分析）和更大的光谱覆盖范围感谢赫歇尔数据。我们还确保了我们的结果在各种尘埃模型的框架的鲁棒性。我们进行了分解的尘埃排放在红外线（3.6 $\mic$至500 $\mic$）与原子，分子和电离的气体相的分子云的大麦哲伦星云。由此产生的光谱能量分布与四个不同的尘埃模型拟合。然后，我们分析了模型参数，如辐射场的强度和相对尘埃丰度，以及在长波长的发射光谱的斜率。这项工作允许灰尘模型进行比较，在各种环境中的红外数据的第一次，这揭示了重要的差异模型在短波长的数据拟合（主要是在PAH波段）。此外，该分析指出了不同的结果，根据气相，如粉尘成分直接影响粉尘温度和粉尘发射率在submm，和不同的粉尘发射在近红外（NIR）。我们观察到直接证据的尘埃性质的演变，从弥漫的稠密介质中的大样本的分子云在LMC。此外，气相之间的尘埃组分丰度的差异可能表明不同的颗粒形成的起源。我们还指出，在所有的气相中的NIR连续的存在下，在电离气体的增强。我们赞成的假设，一个额外的尘埃成分作为载体，这一连续。
2019-05-23 astro-ph.GA
Interstellar Gas-phase Element Depletions in the Small Magellanic Cloud: A Guide to Correcting for Dust in QSO Absorption Line Systems
根据小麦哲伦星云（SMC）内18颗恒星光谱中紫外吸收特征相对于相关速度的强度，给出了小麦哲伦星云（SMC）星际介质中9种不同元素的气相丰度数据。根据这些信息和SMC中年轻恒星中元素分数定义的总丰度，我们构建了关于这些元素如何凝结成固体形式到尘埃颗粒上的一般解释。作为一个组，元素Si，S，Cr，Fe，Ni和Zn表现出与Jenkins（2009）定义的银河系局部相似的耗尽序列。元素Mg和Ti在SMC中的消耗速度比在银河系中慢，而Mn的消耗速度更快。我们推测，这些差异可能是由不同的化学亲和力不同现有的粮食基板。例如，有证据表明SMC中多环芳烃（PAHs）的质量分数明显低于银河系。我们建议，我们观察到的SMC的耗尽序列可以提供一个更好的模型来解释低金属丰度阻尼莱曼α（DLA）和亚DLA吸收系统，记录在遥远的类星体和伽马射线暴余辉的光谱中的元素丰度。
2017-05-07 astro-ph.GA
Dust and Gas in the Magellanic Clouds from the HERITAGE Herschel Key Project. II. Gas-to-Dust Ratio Variations across ISM Phases
气体-尘埃比（GDR）的空间变化对星系中尘埃的化学演化和生命周期提供了约束。我们研究尘埃和气体之间的关系，在10-50 pc的分辨率在大麦哲伦云和小麦哲伦云（LMC和SMC）的基础上Herschel远红外（FIR），H I 21厘米，CO，和Halpha观测。在扩散原子ISM中，我们推导出气尘比作为尘埃-气体关系的斜率，并发现在LMC中的气尘比为380+250-130，在SMC中为1200+1600-420，不包括氦。原子到分子的过渡位于尘埃表面密度为0.05 Mo pc-2的LMC和0.03 Mo pc-2的SMC，对应AV ~ 0.4和0.2，分别。我们研究了CO到H2转换因子的范围，以最好地解释观测光束中的所有分子气体，并发现在15 pc分辨率下LMC（Z=0.5Zo）中XCO的上限为6 × 1020 cm-2 K-1 km-1 s，在45 pc分辨率下SMC（Z=0.2Zo）中为4 × 1021 cm-2 K-1 km-1 s。在LMC中，在密集ISM的尘埃-气体关系的斜率是低于在扩散ISM的一个因素~2，即使在占CO-暗H2的分子云的半透明信封的影响。尘埃颗粒的凝结和随后的尘埃发射率增加分子云，和/或气相金属吸积到尘埃颗粒上，以及随后的尘埃丰度（尘气比）增加分子云可以解释的意见。在SMC中，由凝聚或吸积引起的尘-气斜率的变化与CO-暗H2的影响退化。在预期的5- 20倍银…
2014-11-17 astro-ph.GA
METAL: The Metal Evolution, Transport, and Abundance in the Large Magellanic Cloud Hubble program. III. Interstellar Depletions, Dust-to-Metal, and Dust-to-Gas Ratios Versus Metallicity
星际消耗的金属丰度和气体密度依赖性，尘埃-气体（D/G）和尘埃-金属（D/M）比对我们如何准确地追踪宇宙的化学富集有重要的影响;无论是通过使用FIR尘埃排放作为ISM的示踪剂;还是通过使用阻尼莱曼-α系统（DLAs）的光谱学来测量广泛的红移范围内的化学丰度。我们收集和比较大样本的消耗测量银河系（MW），LMC（Z=0.5 Zsun），SMC（Z=0.2 Zsun）。不同元素的消耗之间的关系在三个星系之间没有很大的变化，这意味着丰度比应该精确地追踪到20%的太阳金属丰度。从损耗出发，我们导出了D/G和D/M。D/G随密度的增加而增加，这与在密度更大的ISM中气相金属更有效地吸附到尘埃颗粒上是一致的。当log N（H）> 21 cm^-2时，金属丰度示踪物（S、Zn）的损耗超过-0.5 dex，即使在太阳金属丰度为20%的情况下也是如此。从MW到LMC（因子3）和SMC（因子6），金属的气体分数增加，补偿了总重元素丰度的减少，并导致这三个星系具有相同的中性气相金属丰度。来自消耗的D/G比来自FIR、21 cm和CO排放的D/G高2倍（LMC）和5倍（SMC），这可能是由于尘埃FIR不透明度和碳和氧消耗的综合不确定性。
2022-02-09 astro-ph.GA
Scylla: Observational Evidence for an Order of Magnitude in Dust Mass Opacity Evolution with ISM Density in the Large Magellanic Cloud
Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；AURA for the European Space Agency, Space Telescope Science Institute（欧洲航天局AURA太空望远镜科学研究所）；Université de Strasbourg, CNRS, Observatoire astronomique de Strasbourg（斯特拉斯堡大学、法国国家科学研究中心、斯特拉斯堡天文台）；NSF National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory（美国国家光学-红外天文研究实验室）；Rutgers the State University of New Jersey（新泽西州立罗格斯大学）
本研究以Scylla为对象，通过大麦哲伦星云的观测发现尘埃质量不透明度随ISM密度演化存在数量级差异，验证了相关理论模型，为尘埃质量估算提供新启示。
2026-08-07 astro-ph.GA
Metallicity Effects on Machine Learning Classification of Dusty Stellar Sources in the Magellanic Clouds
针对麦哲伦云尘埃恒星源分类任务，本研究通过四种训练方案测试概率随机森林模型，证实金属丰度对分类性能无显著影响，支持跨星系合并数据集建模。
2025-11-15 astro-ph.GA
METAL: The Metal Evolution, Transport, and Abundance in the Large Magellanic Cloud Hubble program. I. Overview and Initial Results
大麦哲伦星云中的金属演化、运输和消耗（Metal Evolution，Transport，and Abdeletion in the LMC，简称METAL）是哈勃太空望远镜上的一个大型第24周期计划，旨在测量大麦云（LMC）中半太阳金属丰度的尘埃消光特性和星际消耗。101轨道计划包括对33颗1150 A和3180 A之间的LMC大质量恒星的COS和STIS光谱，以及7个NUV-NIR滤波器的并行WFC 3成像。从光谱获得的气相中的硅的分数（耗尽）随着氢柱密度的增加而减少。硅的耗尽模式在银河系、大麦哲伦星云和SMC之间不同，硅的耗尽水平几乎完全抵消了金属丰度的差异，导致在给定的氢柱密度下，这些星系中的气相丰度恒定。硅耗尽与绝对选择性消光R $_V$呈线性相关，表明气体耗尽与尘埃粒度之间存在联系。消光图来自于并行成像中的恒星测光，可以与赫歇尔和斯皮策的FIR图像进行比较，以估计LMC金属丰度下尘埃的发射率。完整的METAL样品的消耗，紫外消光曲线和消光图将告知LMC中尘埃颗粒的丰度，大小，成分和光学性质，全面提高我们对尘埃性质的理解，以及估计附近和高红移星系中尘埃气体质量，恒星形成率和历史的准确性。这篇综述性论文描述了METAL调查的目标、设计、数据简化和初步结果。
2019-01-17 astro-ph.GA
The SAGE-Spec Spitzer Legacy program: The life-cycle of dust and gas in the Large Magellanic Cloud
SAGE-Spec Spitzer Legacy计划是用Spitzer太空望远镜对大麦云云进行SAGE-LMC光度测量的光谱后续计划。我们提出了一个概述SAGE规范和它的一些第一批成果。SAGE-Spec计划旨在研究大麦云云中气体和尘埃的生命周期，并为早期SAGE-LMC光度测量中观察到的点源分类提供必要的信息。我们获得了224.6小时的观测使用的Spitzer的多波段成像光度计的光谱仪和SED模式。SAGE-Spec数据以及大麦云云中天体的斯皮策光谱学档案被简化并交付给社区。我们讨论了观测战略，具体的数据减少管道应用和数据产品的传播到科学界。初步的科学成果包括首次探测到一颗演化恒星的河外“21微米”特征，并阐明了大麦云星云中金牛座RV恒星周围圆盘的性质。对于一些年轻的恒星，在吸收中观察到冰的特征。我们还意外地观察到一个背景类星体，其红移为z~0.14，似乎没有宿主。
2010-04-07 astro-ph.GA
Infrared Properties of Asymptotic Giant Branch Stars in Our Galaxy and the Magellanic Clouds
我们利用各种红外观测数据和理论模型研究了银河系和麦哲伦星云中渐近巨星分支（AGB）星的红外特性。我们使用的目录的样本4996 AGB星在我们的银河系和大约39,000 AGB星在麦哲伦星云从现有的文献。对于样本中的每个对象，我们交叉识别2 MASS，WISE和Spitzer对应物。为了比较银河系和麦哲伦云中富O和富C AGB星的物理性质，我们利用各种光度数据给出了红外双色图（2CD）。我们使用各种可能的中心恒星和尘埃壳层参数对AGB星进行了辐射转移模型计算。利用无定形硅酸盐和无定形碳的尘埃不透明度函数，理论尘埃壳模型可以粗略地再现AGB星在各种红外2CD上的观测结果。与银河系相比，我们发现麦哲伦星云缺乏具有厚尘埃壳的AGB星。与大麦云云（LMC）相比，小麦哲伦云（SMC）更缺乏具有厚尘埃壳的AGB星。这可能是因为麦哲伦星云比我们的银河系更贫金属，而大麦哲伦星云比小麦哲伦星云更富金属。我们还介绍了已知脉动变星的红外光谱性质。通过对麦哲伦云中AGB星在MIR波段的星等分布的研究，发现与LMC相比，SMC在MIR波段的亮AGB星中更缺乏星等分布。
2020-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
SPHEREx 3.3 Micron Aromatic Emission in the Magellanic Clouds: Separating Dust Column, Excitation, and Environmental Suppression
Tsinghua University（清华大学）
本研究利用SPHEREx数据结合多种观测，发现麦哲伦云中3.3微米芳香发射的亏损对孤立特征具有选择性，表明小碳质载体在活跃区更易被加工。
2026-09-18 astro-ph.GA
Dust distributions in the Magellanic Clouds
我们目前的高分辨率地图的尘埃变红的麦哲伦云（MC）。这些地图覆盖了大麦哲伦云和小麦哲伦云区域，空间角分辨率在$\sim$ 26角秒和55角分之间。根据光学和近红外测光巡天的数据，包括盖亚巡天、SkyMapper南方巡天、麦哲伦恒星史巡天、2微米全天巡天和麦哲伦云系近红外$YJK_{\rm{S}}$ VISTA巡天，我们已经获得了包含LMC和SMC区域超过600万颗恒星的多波段光度恒星样本。基于盖亚早期数据发布3（Gaia EDR 3）中单个恒星的自行和自行的测量，我们分别构建了包含LMC，SMC和银河系（MW）恒星的干净样本。我们应用光谱能量分布（SED）拟合到单个样本星，以估计它们的红化值。因此，我们得出了最佳拟合的红化值~ 190万颗恒星的LMC，150万颗恒星的SMC和0.6万颗恒星的MW，这是用来构建尘埃红化地图的MC。我们的地图与文献中的一致。由此得到的MCs高分辨率尘埃图不仅是MCs源红化校正的重要工具，而且是研究这两个星系尘埃分布和性质的基础。
2022-01-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The mass-loss, expansion velocities and dust production rates of carbon stars in the Magellanic Clouds
通过在预先计算的尘埃再处理光谱网格上拟合碳星的光谱能量分布（SED），预测了麦哲伦云（MC）中碳星的性质及其总尘埃产生率。网格计算作为恒星参数的函数，通过始终遵循几个尘埃物种在其拱星信封的增长，再加上一个固定的风。尘埃辐射传输计算作为输入的尘埃生长计算的结果。选择无定形碳的光学常数是为了再现\textit{Gaia}数据发布2的红外和光学波段中的不同观测结果。我们在大麦哲伦星云（LMC）中发现了一个极端质量损失的碳星尾部，其气尘比低，这在小麦哲伦星云（SMC）中不存在。对于极端恒星，典型的气尘比在$700$左右，但对于SMC和LMC中的少数源，它们可以分别下降到$\sim160$ - $200$和$\sim100$。碳星群的总尘埃产生率为：大麦哲伦星云的$\sim 1.77\pm 0.45\times10^{-5}$ ~M $_\odot$ ~yr $^{-1}$，小麦哲伦星云的$\sim 2.52\pm 0.96 \times 10^{-6}$ ~M $_\odot$ ~yr $^{-1}$。详细研究了阿塔卡马大毫米波阵观测到的极端碳星及其风速。对于这个样本中最被尘埃遮蔽的恒星，估计的质量损失率为$\sim 6.3 \times 10^{-5}$ ~M $_\odot$ ~yr $^{-1}$。光谱网格可在https://github.com/s-goldman/Dusty-Ev…
2019-05-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
ALMA resolves molecular clouds in the metal poor Magellanic Bridge A
（节略）我们描述了麦哲伦桥A中的气体和尘埃排放，它具有最高的870 $μ$ m的排放超过单碟调查。利用ALMA望远镜，我们在1.3 mm连续谱和CO（2-1）谱线上以亚秒差距的分辨率绘制了麦哲伦桥A分子云。我们还用APEX在870 $μ$ m连续谱和CO（2-1）谱线上绘制了分辨率为6 pc的云图。我们将ALMA和APEX CO（2-1）线立方相结合来研究分子气体发射。麦哲伦桥A在尘埃和CO（2-1）排放中分裂成两个不同的分子云，我们称之为南北。根据我们拟合远红外线通量的最佳参数，北源的尘埃排放比南源冷约3 K，这与其不太发达的恒星形成有关。这两个尘埃源在LABOCA数据中都存在很大的亚毫米级过量：根据我们的最佳拟合，北源和南源与斯皮策/赫歇尔连续谱拟合的修改黑体（MBB）的过量分别为~7和~3。尽管如此，我们没有检测到相应的1.3毫米连续ALMA。我们的极限与MBB拟合的外推相容，因此我们不能独立地确认在该较长波长处的过量。CO（2-1）的排放量是在两个秒差距大小的云维里质量约400和700 Mo每个。它们的体积密度为~700-2600 cm $^{-3}$，大于银河系分子云的典型体积密度。对于北云和南云，CO到H2的转换因子分别为6.5和15 M $_{\odot}$（K km s $^{-1}$ pc $^2$）$^{-1}$，使用它们各自的维里质量和CO（2-1）光度计算。…
2020-07-02 astro-ph.GA
The dustiest Post-Main sequence stars in the Magellanic Clouds
利用对麦哲伦星云的{\em Herschel}星系演化动因清单（HERITAGE）的观测，我们发现了35颗在远红外线下明亮的演化恒星和恒星终产物。这28个（LMC）和7个（SMC）源是从HERITAGE远红外点源目录中的529个演化恒星候选者中选出的。我们的源识别方法是基于光谱确认，光谱能量分布特征，仔细检查的多波长图像，并包括对光度的限制，从而在一个彻底审查的演化恒星名单。这些源的光度范围很广，因此初始质量也很大。我们发现了13个低到中等质量的演化恒星，包括渐近巨星分支（AGB）恒星，后AGB恒星，行星状星云和共生星。我们还确定了10颗高质量恒星，包括麦哲伦星云中15颗已知B [e]星中的4颗，3颗被尘埃高度笼罩的极端红超巨星，一颗明亮的蓝变星，一颗沃尔夫-拉叶星和两颗超新星遗迹。此外，我们报告了9个可能的进化对象，这是以前在文献中未描述的检测。这些来源很可能是麦哲伦星云中尘埃最多的演化物体之一。{\em Herschel}的辐射可能是由于演化的恒星产生的尘埃，也可能是由于ISM物质的扫掠。
2015-08-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust emission at 8-mic and 24-mic as Diagnostics of HII Region Radiative Transfer
我们利用Spitzer SAGE对麦哲伦云的巡天观测来评估8-mic PAH发射、24-mic热尘发射和HII区辐射转移之间的关系。我们证实，在金属丰度较高的大麦云云中，PAH的破坏对星云莱曼连续体中的光学薄条件很敏感：根据星云电离结构确定的光学薄候选天体的平均8 mic表面亮度（0.18 mJy arcsec^-2）比光学厚的对应天体（1.2 mJy arcsec ^-2）低6倍。24 mic的表面亮度还显示了两类天体之间3倍的偏移（分别为0.13 mJy arcsec^-2和0.44 mJy arcsec^-2），这是由在较高的星云光学深度处发现的非常小的尘埃颗粒和较高密度的气体之间的关联所驱动的。相比之下，PAH和尘埃的形成在低金属含量的小麦哲伦云强烈抑制，使我们发现没有变化，无论是8-MIC或24-MIC的发射之间，我们的光学厚和薄的样品。这是由于在这种低金属含量的环境中，多环芳烃和灰尘的产生量极低，而且紫外线光子通量高，具有腐蚀性。尘埃质量的表面密度和气体尘埃比确定尘埃地图使用赫歇尔遗产调查数据支持这一解释。
2017-06-14 astro-ph.GA
Comparison of Diffuse Infrared and Far-Ultraviolet emission in the Large Magellanic Cloud: The Data
尘埃散射是远紫外漫发射的主要来源。对于大麦云云（LMC）中的几个地点，远紫外光谱探测器（FUSE）卫星观测到远紫外线中的漫射辐射，其强度范围为1000 - 3 X 10^5光子单位，漫射分数在1100 °A时为5% - 20%。在这里，我们比较FUV漫射发射与中红外（MIR）和远红外（FIR）漫射发射观察斯皮策太空望远镜和AKARI卫星相同的位置。每个位置的不同MIR和FIR波段的强度比将使我们能够确定对漫射发射有贡献的尘埃的类型，并导出该区域中恒星和尘埃的更准确的3D分布，这反过来又可以用于模拟FUV中观察到的散射。在这项工作中，我们提供了LMC中两个不同区域（即N11和剑鱼座30）的红外（IR）数据。给出了不同红外波段的FUV~IR关联。
2016-04-04 astro-ph.GA
New constraints on the nature and origin of the Leading Arm of the Magellanic Stream
本文报道了一种新的精确测量方法，测量了Seyfert星系NGC 3783的麦哲伦星系流（MS）前缘臂（LAII区）中S，O，N，Si，Fe，P，Al，Ca和分子氢（H_2）的气相丰度。这些结果是基于来自各种不同仪器（HST/STIS，FUSE，AAT，GBT，GB 140 ft，ATCA）的高质量紫外/光学/无线电数据。我们的研究更新了以前的低分辨率数据的结果，并首次提供了一个复杂的多相吸收剂的自洽组件模型，提供了重要的限制LAII的性质和起源。在+245和+190 km/s^-1处，我们得到两个主要吸收体群的α丰度均匀、中等，α/H = 0.30 pm 0.05 solar，氮丰度较低，N/H = 0.05 pm 0.01 solar，尘埃含量较高，Si、Fe、Al和Ca的尘埃贫化值很大。这些α，N，和尘埃丰度LAII中观察到的小麦哲伦云（SMC）相似。通过对H_2吸收的分析，我们确定LAII中存在P/k = 1680 K cm^-3的高温压，这与LAII位于银河系内晕中z高度小于20 kpc的观点一致，LAII在那里与周围的热日冕气体发生流体动力学相互作用。我们的研究支持一种情况，LAII源于最近（200-500百万年前）从SMC剥离的金属和尘埃富集的祖云的分解。
2018-08-28 astro-ph.GA
UVIT Study of the MAgellanic Clouds (U-SMAC) II. A Far-UV catalog of the Small Magellanic Cloud: Morphology and Kinematics of young stellar population
本文利用UVIT数据构建了小麦哲伦云的FUV星表，研究了年轻恒星种群的形态与运动学，发现其团块状形态及不同种群的运动学特征差异，并揭示了东部年轻恒星的赤经方向运动学扰动。
2024-09-20 astro-ph.GA
A New Optical Polarization Catalog for the Small Magellanic Cloud: The Magnetic Field Structure
我们提出了一个新的小麦哲伦云（SMC）的光学偏振目录。它总共包含7207颗恒星，位于SMC的东北（NE）和翼部分以及麦哲伦桥的一部分。这个新的目录是一个显着的改进相比，以前的偏振目录的SMC。我们用它来研究天空投射的星际磁场结构的SMC。在$(65 \pm 10)$度、$(115 \pm 10)$度和$(150 \pm 10)$度的位置角处，观察到有序磁场方向的三种趋势。我们的研究结果表明，存在一个有序的磁场与麦哲伦桥方向和SMC的酒吧在东北地区，其位置角大致在$115.4$度和$45$度，分别对齐。然而，整体磁场结构是相当复杂的。在$115$度和$150$度的趋势可能与SMC的双峰结构，观察造父变星的距离和HI速度。我们导出了有序天空投影磁场的$B_{sky} = (0.947 \pm 0.079)~μG$值和湍流磁场的$δB = (1.465 \pm 0.069)~μG$值。这个对$B_{sky}$的估计值比从法拉第旋转观测得到的视线场大得多（大$\sim10$倍），这表明大部分有序场分量位于天空平面上。一个比有序磁场更强的湍流磁场与其他不规则星系和螺旋星系的观测估计一致。对于SMC的$B_{sky}/δB$比是更接近我们的银河系比其他不规则矮星系观察。
2015-07-15 astro-ph.GA
Near-Infrared Polarimetric Study of N159/N160 Star-Forming Complex in the Large Magellanic Cloud
利用红外巡天仪SIRPOL对大麦云星云中的N159/N160恒星形成复合体进行了近红外偏振测量。我们分离的前景来源，使用他们的视觉消光来自近红外光度数据。45颗年轻恒星候选者和2个高激发斑点与我们的源相匹配，其中12颗显示出不是来自星际尘埃的高偏振。我们分别在$J$、$H$和$K_s$波段制作了252、277和89个源的偏振目录。基于这些波段之间的偏振度的比值，我们验证了这些偏振源的起源是由磁场从对齐的星际尘埃的二向色性消光，并且比值遵循$P_λ$ $\sim$ $λ^{-0.9}$的幂律依赖。线性极化矢量投影在H $α$图像的复杂变成遵循当地的磁场结构。覆盖在尘埃和气体排放上的矢量图显示了磁场结构与周围星际介质之间的密切相关性。我们认为，派生的磁场结构支持复杂的顺序形成的情况。
2017-02-20 astro-ph.GA
Expanded Sample of Small Magellanic Cloud Ultraviolet Dust Extinction Curves: Correlations between the 2175 A bump, q_pah, UV extinction shape, and N(HI)/A(V)
本研究将小麦哲伦云紫外尘埃消光曲线样本从9条扩展至32条，分析了2175 Å驼峰、PAH发射、消光形状与N(HI)/A(V)的关联，证实驼峰与PAH颗粒相关等结论。
2024-05-21 astro-ph.GA
Spitzer Observations of Dust Emission from HII Regions in the Large Magellanic Cloud
大质量恒星可以通过辐射加热和冲击改变其周围星际尘埃颗粒的物理条件和性质。大麦云云（LMC）中的HII区域为研究恒星能量反馈对尘埃的影响提供了理想的场所，因为恒星可以被分辨出来，而且星系几乎面对面的方向使我们能够明确地将HII区域与它们的电离大质量恒星联系起来。斯皮策太空望远镜对大麦哲伦星云的巡天提供了所有HII区域的多波长（3.6至160 $μ$ m）光度数据。为了研究大质量恒星周围尘埃性质的演化，我们分析了LMC中两个经典HII区（N63和N180）和两个简单超气泡（N70和N144）的空间分辨红外尘埃辐射。我们产生的光度光谱能量分布（SED）的许多小的子区域为每个区域的基础上，它的恒星分布和星云的形态。我们使用DustEM粉尘排放模型拟合来表征粉尘性质。颜色-颜色图和模型拟合与辐射场（估计从光度和光谱调查）进行比较。强烈的径向变化的SEDs可以看到整个地区，反映了可用的辐射加热。在辐射场最高的地方，非常小的颗粒的排放量急剧增加，而多环芳烃（PAHs）似乎被破坏了。PAH的排放是最强的分子云的存在下，只要辐射场是低的。
2014-02-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Mass-Loss Return From Asymptotic Giant Branch Stars to The Large Magellanic Cloud Using Data From The SAGE Survey
渐近巨星分支（AGB）阶段是中低质量恒星演化的倒数第二阶段。AGB恒星外流将大量物质注入星际介质（ISM），为新的恒星形成播下种子。因此，AGB的质量损失是银河系化学演化的一个重要组成部分。大麦云云（LMC）是进行AGB研究的理想场所。利用斯皮策太空望远镜中红外线（MIR）测量的光度数据，已经确定了超过40，000个AGB候选者，其中包括大约35，000个富氧源，7000个富碳源和1400个“极端”源。SAGE测光首次揭示了LMC中两种不同的富O源：一种逐渐演变成富C星的微弱人口和一种绕过这种演变的明亮，巨大的人口，保持富O。这项工作的目的是量化的质量损失返回从AGB星的LMC，一个粗略的估计，这是来自于MIR尘埃排放量超过星光。我表明，这个多余的通量是一个很好的代理的质量损失率，我计算的总AGB注入率为（5.9-13）× 10{-3} Msun/年。更准确的测定需要详细的尘埃辐射转移（RT）建模。为了这个目的，我提出了一个网格的富C AGB模型产生的RT代码2DUST，跨越一系列的有效温度，重力，尘埃壳半径和光学深度，以及通过建模碳星，获得的数据作为光谱后续SAGE的一部分的尘埃属性的基线集。AGB星是尘埃研究的最佳实验室，模型网格的开发将加强这一领域的未来研究。
2009-11-04 astro-ph.GA
Constraining dust properties in Circumstellar Envelopes of C-stars in the Small Magellanic Cloud: optical constants and grain size of Carbon dust
我们提出了一种新的方法，旨在限制典型的大小和光学性质的碳尘埃颗粒在拱星信封（CSE）的富碳恒星（C星）在小麦哲伦云（SMC）。为了实现这一目标，我们应用我们最近的尘埃生长的描述，再加上辐射转移代码的CSE的C-恒星沿TP-AGB的演变，我们计算光谱和颜色。然后，我们比较我们的建模颜色在近红外和中红外（NIR和MIR）波段与观察到的，测试不同的假设，在我们的尘埃计划，并采用几个数据集的光学常数的碳尘埃在文献中。在我们的尘埃方案中采用的不同假设改变了产生的碳颗粒的典型尺寸。我们通过选择粒度和光学常数的组合来约束碳粉的性质，该组合最好同时在NIR和MIR中再现几种颜色。在某些情况下，光学性质和粒度的不同选择导致NIR和MIR颜色的差异大于两个数量级。我们的结论是，所观察到的NIR和MIR颜色的完整集合最好由尺寸在$\sim$ 0.035和$\sim$ 0.12~ $μ$ m之间的小颗粒再现，而不是由尺寸在$\sim0.2$和$0.7$ ~ $μ$ m之间的大颗粒再现。大颗粒不能再现近红外和中红外颜色似乎与所采用的光学数据集无关。我们还发现了一个可能的趋势，这些恒星的CSE的质量损失和/或碳过剩的晶粒尺寸。
2016-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Understanding dust production and mass loss on the AGB phase using post-AGB stars in the Magellanic Clouds
目的：我们的目标是了解在AGB阶段发生的表面化学的变化，通过分析结果，从观察单一的后AGB恒星在麦哲伦星云。我们还旨在重建尘埃的形成过程，这是活跃在AGB星的拱星信封。研究方法：我们研究可能的单一后AGB源的麦哲伦云，表现出双峰（壳型）的光谱能量分布（SED）。通过与辐射转移计算结果的比较，我们解释了它们的SED，从而推导出各个源的光度和尘埃含量。此外，我们比较观测导出的恒星参数和光球化学丰度的目标样品的AGB和后AGB恒星的恒星演化建模的结果。这允许在初始质量和祖细胞的形成时期方面表征各个源。结果如下：我们发现，在我们的目标样本的13个可能的单一后AGB星壳型SED，8个对象是碳星从~1 - 2.5 Msun的祖先下降。13个天体中有5个质量较低，来自M <1 Msun的恒星。基于尘埃矿物学，我们发现这5颗恒星被硅酸盐尘埃所包围，因此未能成为碳星。尘埃光学厚度和恒星的光度是相关的，这是由于更快的演化时间尺度更亮的恒星，这使得尘埃层更接近中心物体。从我们对SED的详细分析中，我们推断，目前在后AGB恒星周围观察到的尘埃是在中心恒星收缩开始后释放的，有效温度增加到~3500 - 4000 K。
2022-08-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
