Structured star formation in the Magellanic inter-Cloud region
我们使用一个新的连续成像调查进行暗能量相机调查的年轻恒星星族在麦哲伦云间区域的分布和属性。这些年轻的恒星在空间上非常密集，形成了一条狭窄的低质量的星协链，它追踪着麦哲伦桥中的氘氢氢气体，并在投影中从SMC延伸到LMC的外盘。在我们的调查足迹协会有年龄$\lesssim 30$ Myr，质量范围$\sim 100-1200\,{\rm M}_\odot$，和非常分散的结构，半光半径高达$\sim 100$ pc。两个人口最多的是强烈的椭圆形，并与$\approx 10^{\rm o}$对齐，轴连接LMC和SMC的中心。这些观测结果强烈表明，年轻的云间种群是在原地形成的，可能是由于最近一次近距离LMC-SMC相遇期间被剥离的气体压缩。这些关联位于两个云之间的距离，我们没有发现任何证据表明在成像区域存在实质性的距离梯度。最后，我们确定了一个巨大的壳的年轻恒星周围的中央协会，这是空间上一致的低柱密度泡在HI分布。这种结构的性质与恒星风和超新星爆炸的场景是一致的，恒星风和超新星爆炸来自中央星团的大质量恒星，将周围的气体扫入壳层，引发新的恒星形成爆发。这是在相对孤立的环境中研究恒星反馈的主要地点。
2017-08-15 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
Massive runaway stars in the Small Magellanic Cloud
利用斯皮策太空望远镜的存档数据，我们首次通过探测它们的弓形激波在小麦哲伦星云（SMC）中发现了十几颗失控的OB星。探测到的弓形激波的几何形状使我们能够推断出相关恒星的运动方向，并确定它们可能的母星团和协会。其中一颗被确认的逃逸恒星AzV 471，已经被认为是一颗高速恒星，因为它的径向速度很高，与当地的系统速度相差约40 km/s。我们讨论的影响，我们的研究结果的问题的起源领域OB星。在星协的范围内发现了几颗产生弓形激波的恒星，这表明这些恒星可能是“外星”恒星，对一些年轻恒星系统的年龄分布有贡献。我们还报道了在早期WN型恒星SMC-WR 3（AzV 60 a）上发现的肾状星云。我们将这个星云解释为恒星风与周围星际介质相互作用而形成的星际结构。
2010-10-17 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
Clues to the "Magellanic Galaxy" from Cosmological Simulations
我们使用宝瓶座计划的宇宙学模拟来研究大麦云云（LMC）的轨道历史及其与银河系（MW）其他卫星的潜在关联。我们寻找动力学类似物的LMC，并找到一个subhalo，匹配的LMC的位置和速度在其最近的两个近心通道。这表明，只要银河系的维里质量为M_200 ~ 1.8e12M_sun，LMC不一定是第一次接近MW。模拟结果产生的位置和速度的系统与LMC之前的具体预测。如果第一次接近，大多数应该靠近LMC，因为银河系的潮汐场还没有足够的时间驱散它们。如果采用第二种方法，潜在合作伙伴的名单将大幅增加。有趣的是，我们的分析排除了天龙座和小熊座的大麦哲伦星系关联，这两个矮椭球体是林登-贝尔和林登-贝尔建议形成“麦哲伦幽灵流”的一部分。我们的结果还表明，轨道角动量的方向是一个强大的测试LMC协会。然而，这种测试需要精确的自行，这是大多数MW卫星无法实现的。在已公布自行的4颗卫星中，只有小麦哲伦云与大麦哲伦云有明显的联系。从表面上看，船底座、天炉座和玉夫座的自行排除了它们作为潜在联系的可能性，但当有更好的数据时，应该重新审视这一结论。缺乏与云明显相关的卫星可能会通过针对其周围环境的宽视场成像调查来解决，这一地区可能会被证明是寻找微弱的、以前未被注意到的MW卫星的肥沃狩猎场。
2011-09-01 astro-ph.GA
The association between gas and galaxies III: The Cross-correlation of Galaxies and Ly-alpha Absorbers at z ~ 1
我们测量了低柱密度Ly-alpha吸收体与红移z ~ 1的星系之间的二维两点关联函数Xi_AG。我们从HST STIS E230 M吸收光谱中测量了红移z=0.68到1.51之间的Ly-alpha吸收体，总红移路径长度为Δ z=1.08，朝向类星体HE 1122-1648（z=2.4）和PKS 1127-145（z=1.187）。Ly-alpha吸收剂的柱密度范围为13.2< log（N_HI（cm^-2））<17.4，中位柱密度为log（N_HI）=14.0。在VLT使用FORS 2摄谱仪进行的R星等限制巡天（21.5<R_Vega<24.5）中，在这两颗类星体周围6.8' x 5.7'的视场内，共识别出193个星系的红移，其中95个高于关联函数中使用的最小红移z=0.68。当145个Ly-alpha星云-星系对在红移空间中进行分组时，发现了3 sigma的上限Xi_AG=2.8，它们分别位于投影间距和视线距离上的Δ sigma=1.0，Δ pi=2.0 h^-1 Mpc的分组中。在相同的红移范围内，互相关的上限比星系自相关的中心峰值低5.4 sigma，Xi_GG在我们的数据中等于10.7+/-1.4。因此，我们第一次证明了低柱密度吸收体与红移为1的星系之间的成团比相同红移的星系之间的成团要弱。
2010-02-08 astro-ph.CO 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
Local ultra faint dwarves as a product of Galactic processing during a Magellanic group infall
最近在麦哲伦星系附近发现的超暗矮星系（UFD）支持了宇宙学模型的预期，即这种微弱的物体存在并且数量众多。通过开发一个质量模型的本地集团和向后整合麦哲伦云的运动学，我们发现，这些UFD的位置是一致的，如果以前与大MC作为一个松散的协会的一部分预测。我们进一步展示了这些卫星很可能是如何被银河系热晕吸积后处理，这意味着正在进行的检测非常富含气体的物体在银河系的外围，没有明确的恒星对应物类似于气体缺乏UFD的祖先。我们的模型使我们能够预测其他假定的麦哲伦卫星的位置，并提出他们的分布/运动学如何提供一个新的约束银河系的动力学特性。我们还预测，剥离的贫金属HI，以前与这些UFD，在于一致，但可区分的广泛的麦哲伦流。
2015-08-05 astro-ph.GA
12CO and 13CO J=3-2 observations toward N11 in the Large Magellanic Cloud
在剑鱼座30之后，N11是大麦哲伦星云中第二大和最亮的星云。这个大星云与周围明亮的星云有几个OB星协。N11以前被定位在$^{12}$ CO的最低转动跃迁处（J=1- 0和2- 1），并且在某些特定区域中还进行了$^{13}$ CO J=1- 0和2- 1线的定位。利用ASTE，我们在$^{12}$ CO J=3- 2线上绘制了N11星云的整个扩展区，并在$^{13}$ CO J=3- 2线上绘制了三个分区。在$^{13}$ CO J=3- 2中映射的区域是基于它们可能以不同方式暴露于辐射而选择的：一个位于星云上方的区域与OB星协LH 10（N11 B）有关，另一个与星云南部有关的区域与OB星协LH 13（N11 D）有关，最后是西南部较远的地区，没有任何嵌入式OB协会（N11 I）。我们发现，每个区域的分子云的形态都显示出一些特征，这些特征可以用星云的膨胀和辐射的作用来解释。由于N11星云的膨胀而在分子壳层中产生的碎片被提出。积分谱线比$^{12}$ CO/ $^{13}$ CO显示了$^{13}$ CO的选择性光解离的证据，以及可能的其他机制，如化学分馏。CO在870 $μ$ m处对连续谱的贡献直接导出。积分谱线比$^{12}$ CO J=3- 2/2 - 1的分布显示了N11 B和N11 D中恒星反馈的迹象。在所有分析的分子团中，维里和LTE质量之间的比率（M $_{\rm …
2019-05-21 astro-ph.GA
Mg II absorbers: metallicity evolution and cloud morphology
利用Sloan数字巡天的叠加光谱，从Mg II类星体弱的、不饱和的谱线研究了Mg II类星体吸收线系统的金属丰度及其演化。它们的丰度模式类似于星系晕或小麦哲伦云，金属丰度[Z/H]显示出从红移z=2到0.5的演变：金属丰度在z~0时变得接近太阳，甚至更大。我们表明，金属丰度的演变轨迹的累积量的氢燃料消耗在星系中的恒星形成。借助于光谱模拟代码，我们推断云的气体密度中值约为0.3 $\rm cm^{-3}$，其中元素丰度在各个电离阶段，特别是C I，是一致的解释。这个气体密度意味着Mg II云的大小是0.03 kpc的量级，这表明星系周围的单个Mg II云具有典型的$\rm 10^{3} \, M_{\odot}$重子质量。这意味着Mg II云数量众多且“泡沫状”，而不是用单个云覆盖相当大一部分星系的大型实体。
2017-11-29 astro-ph.GA
A New Method for the Assessment of Age and Age-Spread of Pre-Main Sequence Stars in Young Stellar Associations of the Magellanic Clouds
我们提出了一种新的方法来评估麦哲伦星云中恒星形成区域中的前主序（PMS）恒星的年龄和年龄分布，同时考虑测光误差，未解决的双星，差分消光，恒星变率，吸积和拥挤。该方法的应用进行了统计建设的综合色星等图使用PMS演化模型。我们将每个等时线转换成二维概率分布的人工PMS星的CMD应用上述偏差，这些恒星从原来的CMD位置错位。然后应用最大似然技术来推导每个观测到的恒星具有一定年龄的概率，以及整个星团的最佳年龄。我们将我们的方法应用于LMC中年轻协LH 95中的~2000颗PMS星的测光表，基于对该星系进行的最深HST/ACS成像，检测限为V~28，对应于M~0.2 Msun。我们的治疗表明，年龄的确定是非常敏感的考虑网格的进化模型和假设的二进制分数。根据这些因素，LH 95的年龄从280万到440万不等。我们的分析使我们能够从由物理和观察偏差引起的明显CMD加宽中解开一个真实的年龄分布。我们发现，LH 95主机的年龄分布以及代表的高斯分布与FWHM的顺序为2.8百万年至4.2百万年取决于模型和二进制分数。我们检测到系统的平均年龄与恒星质量的依赖关系。这种依赖性似乎没有任何物理意义，而是由于PMS演化模型的不完善，这些模型倾向于预测中等质量恒星的较低年龄，而低质量恒星的年龄较高。
2010-08-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Multiwavelength Survey of Wolf-Rayet Nebulae in the Large Magellanic Cloud
对大麦云云（LMC）中沃尔夫-拉叶（WR）星的巡天观测已经产生了一个相当完整的154颗已知恒星的星表。我们利用麦哲伦云发射谱线巡天（MCELS）的H $α$、[O III]和[S II]谱线图像、斯皮策空间望远镜8和24 $μ$ m图像、布兰科4 m望远镜H $α$ CCD图像、澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）+帕克斯望远镜H I数据立方体。我们还研究了WR星是否属于OB星协，对WR星的H II环境进行了分类，并利用这些信息定性地评估了WR星的演化阶段。30 Dor巨H II区有活跃的恒星形成和年轻的大质量星团，因此我们对30 Dor和LMC的其余部分分别和一起进行了统计分析。由于大量年轻星团的存在，30 Dor的WR星群与LMC其他地方的相当不同。我们发现小气泡（$<$ 50 pc直径）周围的$\sim$ 12%的WR星的LMC，其中大部分是WN星，而不是在OB协会。小WR泡沫的稀缺性进行了讨论。需要对丰度进行光谱分析，以确定小WR气泡是否包含星际介质或星周介质。讨论了WR星周围的星际环境和OB协会的统计意义。每个LMC WR星的多波长图像。
2021-01-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Deep Search for Faint Galaxies Associated with Very Low-Redshift C IV Absorbers: A Case with Cold-Accretion Characteristics
对类星体与矮星系之间联系的研究常常由于关于暗星系/矮星系是否位于类星体视线附近的信息不足而受到阻碍。为了研究暗星系对类星体吸收体种群的贡献，我们正在进行一次低z C IV吸收体附近的深星系红移巡天。本文报道了在PG 1148 +549光谱中盲测到的一个CIV吸收系统（z（abs）= 0.00348），它可能与一个具有明显盘状的边缘矮星系有关（UGC 6894，z（gal）= 0.00283）在rho = 190 kpc的碰撞参量或在rho = 23 kpc的非常微弱的矮不规则星系，其更接近视线但具有更大的红移差（z（gal）= 0.00107，即，dv = 724 km/s）。我们考虑各种气体/星系协会，包括流入和流出。根据目前的理论模型，我们得出结论，吸收体最有可能追踪（1）前一个时代流出的残余物，所谓的“古代流出”，或（2）星系际气体吸积到UGC 6894上，“冷模式”吸积。后一种情况是支持的H I合成成像数据，显示的旋转曲线的磁盘是同方向的UGC 6894和吸收器之间的速度偏移，这是位于几乎直接沿长轴的边缘上的磁盘。
2013-11-18 astro-ph.GA
Discovery of Magellanic Stellar Debris in the H3 Survey
我们报告发现的15颗恒星在H3的调查，谎言，在投影，附近的末端的尾随气态麦哲伦流（MS）。这些恒星的银心速度为$< -155$ km s $^{-1}$，银心距离为$\approx 40$至80 kpc（沿MS增加），[Fe/H]与小麦哲伦星云中的恒星一致。这15颗恒星包含了94%（16颗中的15颗）的H3观测到的恒星，它们的$R_{GAL} > 37.5$ kpc，$-$ 350 km s $^{-1} < V_{GSR} < -155$ km s $^{-1}$，并且与人马座流无关。它们代表了银河系外晕相空间分布函数的一个独特部分，并证实了即使在H3只包括几百颗恒星的半径处也可以检测到非松弛结构。由于他们的统计过剩，他们在同一地区的MS和H I致密云的密切联系，无论是在位置和速度空间，和他们的可信对应潮汐碎片在已发表的模拟，我们确定这些恒星的碎片过去麦哲伦云遇到。这些恒星是远离云本身的潮汐碎片场的恒星组成部分的证据，并提供了独特的相互作用的限制。
2020-11-18 astro-ph.GA
Dust depletion of Ca and Ti in QSO absorption line systems
为了探索钛和钙尘埃耗尽气体中的作用和周围的星系，我们系统地研究了Ti/Ca丰度比在低和高红移的干预吸收线系统。我们研究了超大望远镜UVES仪器获得的高分辨率光谱，并在z<=0.5处对34个吸收线系统进行了光谱分析，以测量CaII和TiII的柱密度（或极限）。我们补充我们的UVES数据集与以前发表的吸收线数据的Ti/Ca红移z~3.8。我们的吸收器样品包含110个吸收器（DLAs，sub-DLAs & LLS）。我们将我们的Ti/Ca观测结果与银河系和麦哲伦云的观测结果进行了比较，并讨论了类星体吸收线系统中Ti/Ca吸收体的性质，我们的分析表明，在类星体吸收线系统中存在两种不同的Ti/Ca比的吸收体，它们的间距为[Ti/Ca}]~1。虽然在大多数吸收器中的钙粉尘消耗似乎是严重的，但在具有高Ti/Ca比的系统中钛消耗是温和的。导出的趋势表明，具有高Ti/Ca比的吸收体具有比银河系中低得多的尘气比。我们通过将Ti/Ca与其他可观测量（例如，金属丰度，速度分量结构），并通过模拟不同环境中的单电离Ca和Ti的电离特性。我们得出结论，钙和钛轴承吸收线系统跟踪主要是中性气体的磁盘和内晕区的星系，其中丰富的钙和钛反映了当地的金属和尘埃含量的气体。我们的研究表明，Ti/Ca比是一个有用的措施，干预吸收线系统中的气体粉尘比和总金属含量。
2016-05-10 astro-ph.GA
The Quasar-associated 2175 Å Dust Absorbers in the SDSS DR16 Quasar Catalog
本研究利用SDSS DR16数据首次系统识别843个与类星体相关的2175 Å尘埃吸收体，发现其隆起强度与红移呈负相关，暗示尘埃性质随宇宙演化的可能变化。
2025-05-27 astro-ph.GA
The TRAPUM Small Magellanic Cloud pulsar survey with MeerKAT: I. Discovery of seven new pulsars and two Pulsar Wind Nebula associations
TRAPUM合作组利用MeerKAT开展小麦哲伦云脉冲星巡天，发现7颗新脉冲星与2个脉冲星-脉冲星风星云系统，大幅提升河外脉冲星探测数量与相关观测上限。
2024-05-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Supernova Remnants and Star Formation in the Large Magellanic Cloud
经常有人认为超新星遗迹（SNRs）可以触发恒星的形成。为了研究信噪比与恒星形成的关系，我们对大麦云星云中已知的45个信噪比样本进行了研究，以寻找相关的年轻恒星和分子云。我们发现7个SNR与YSO和分子云，3个SNR与YSO，但不与分子云，和8个SNR附近的分子云，但不与YSO。在与YSO相关的10个SNR中，对于8个病例，YSO和SNR之间的关联可以被拒绝或不能令人信服地建立。只有两个SNR有YSO沿着它们的边缘紧密排列;然而，SNR开始与YSO的出生云相互作用的时间比YSO的收缩时间尺度短得多，因此我们没有看到任何证据表明SNR触发了LMC中的恒星形成。在分子云附近的15个SNR可能会在未来当SNR冲击减缓到<45 km/s时触发恒星形成。我们讨论了信噪比如何改变YSO的物理性质和丰度。
2010-06-16 astro-ph.GA
Mapping the z>=5 SiIV Column Density Distribution onto the Galaxy Stellar Mass Function Using the Cumulative Absorption Cross Section
New Mexico State University（新墨西哥州立大学）；Cosmic Dawn Center (DAWN), Niels Bohr Institute, University of Copenhagen / DTU-Space, Technical University of Denmark（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所宇宙黎明中心(DAWN)/丹麦技术大学DTU空间）；Vanderbilt University（范德堡大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
该研究针对低质量星系活动探测的灵敏度问题，构建六参数累积吸收截面模型，结合星系恒星质量函数预测z≥5的Si IV柱密度分布，揭示不同质量星系与Si IV吸收体的关联，为相关观测提供理论框架。
2026-08-24 astro-ph.GA
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。
2021-01-26 astro-ph.GA
Formation of High-Mass stars in an isolated environment in the Large Magellanic Cloud
本研究的目的是描述大麦云云（LMC）中孤立环境中与大质量年轻恒星天体（YSO）相关的出生气体的分布和基本性质。大质量恒星通常形成于巨分子云（GMC）中，是年轻星团的一部分，但也有一些OB星被观测到远离GMC。通过检查NANTEN和Mopra观测到的高质量YSO和12 CO（J = 1-0）发射之间的空间重合，我们选择了1 - 0个远离任何NANTEN云但被Mopra观测到的高质量YSO。ALMA的观测结果显示，一个质量为几千太阳质量或更小的致密分子云与高质量的YSO有关，这表明这些致密云是高质量恒星形成的场所。整个云的高密度和高温的解释是由于较低的金属丰度比在银河系中的CO的严重的光解。恒星形成的效率从几个到高达~ 40%不等，这表明在这些环境中恒星的形成效率很高。从气体速度信息和与低密度气体的关联判断，增强的湍流可能是其中有效恒星形成的原因。
2019-01-24 astro-ph.GA
Absorption-Line Detections of $10^{5-6}$ K Gas in Spiral-Rich Groups of Galaxies
利用哈勃太空望远镜（HST）上的宇宙起源光谱仪（COS），COS科学小组对14个明亮的类星体进行了高信噪比的调查。在之前的一篇论文（Savage等人，2014）中，这些远紫外光谱被用于发现14种“温”（$T > 10^5$ K）吸收剂，使用宽Lyα和O VI吸收剂的组合。使用稍微放松的拟合标准对这种新类型的吸收体中的一些进行重新分析，发现在该样品中可能存在多达20个暖吸收体。在这些视线周围进行了一次浅的、宽的光谱星系红移巡天，以研究温暖的吸收体环境，发现这是富含螺旋的星系群或星系团外围，径向速度色散为σ = 250-750 km/s。虽然2σ证据支持这一假设，即这些星系团与星系群有关，而不是与个别最近的星系有关，但这一证据具有相当大的系统不确定性，并且基于小样本量，因此并不完全是结论性的。如果这些星协是与星系群有关，那么观测到的暖吸收体的频率（dN/dz = 3.5-5每单位红移）要求它们非常大（在高覆盖因子下，半径约为1 Mpc）。这些温暖的吸收体很可能是界面气体云，其存在意味着存在一种更热的（$T \sim 10^{6.5}$ K）、扩散的和可能非常大的（$>10^{11}~M_{\odot}$）组内介质，这种介质尚未被直接探测到。
2014-07-02 astro-ph.GA
The Complete Initial Mass Function Down to the Sub-Solar Regime in the Large Magellanic Cloud with Hubble Space Telescope ACS Observations
在对大麦云星云（LMC）中LH 95星协的光度学研究中，我们首次以主序前星群（PMS）为研究对象，构造了LMC中的亚太阳初始质量函数（IMF）。我们使用哈勃太空望远镜（HST）上的高级巡天相机（ACS）在LMC中进行的最深测光。我们进行了蒙特卡罗技术，以减去LMC的一般领域的贡献，我们隔离的中心区域的协会的观察区域。我们研究了它的减场布居的质量函数。为此，我们引入了一套新的演化模型，来自Siess等人对PMS星演化的计算。我们使用这些模型与我们的观测LH 95的系统，这是可靠地构建到0.43 Msun，有史以来在合理的完整的麦哲伦云观测到的最低质量的IMF。因此，它的建设提供了一个突出的改善，我们的理解低质量恒星形成的大麦哲伦星云。LH 95的系统IMF在1 Msun处的斜率显示出一定的变化，在那里它变得更浅。总的来说，这个IMF的形状与银河系的平均IMF非常一致，直到太阳系下的区域。就这个系统IMF的斜率而言，它被发现比亚太阳系中相应的经典银河系IMF稍微浅一些，可能是由于未解决的双星性，而对于M>1M_sun的恒星，它变得稍微陡峭。我们没有发现显着差异的形状的整体IMF的LH 95从每个三个单独的子集群，这表明IMF的LH 95是不受局部变异。
2009-02-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Observations of HCO+ and HCN Emission in a massive star forming region N55 of the Large Magellanic Cloud
本文介绍了利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波阵列（ALMA）对大麦云云（LMC）中N55南部区域（N55-S）进行高空间分辨率HCO $^{+}$（$1-0$）和HCN（$1-0$）观测的结果。N55-S是大麦哲伦星云中一个相对不那么极端的恒星形成区，其特征是低辐射场。我们对N55-S的分子发射进行了详细的分析，以研究在静止环境中致密分子团与恒星形成之间的关系。我们检测到10个分子团具有显着的HCO $^{+}(1-0)$发射和8个显着的HCN（$1-0$）发射，并估计分子团质量的维里和局部热力学平衡分析。发现N55-S中所有已识别的年轻恒星天体（YSO）都位于HCO $^{+}$和HCN发射峰附近，表明这些团块与最近的恒星形成活动有关。与YSO相关联的分子团显示出比没有YSO的分子团相对更大的线宽和质量。我们比较了N55-S与大麦哲伦星云中其他巨分子云的团簇性质，发现N55-S团簇具有相似的尺寸，但线宽较低，HCN/HCO $^{+}$（1 $-$ 0）通量比较大。这些结果可以归因于N55-S的低辐射场，这是由于与其他活跃的恒星形成区（如剑鱼座30 -10和N159）相比，其恒星形成活动相对较低。N55-S的致密气体分数为$\sim$ 0.025，低于大麦哲伦星云的其他巨星系团，这支持了该区域恒星形成效率较低。
2020-09-01 astro-ph.GA
Galaxies Probing Galaxies at High Resolution: Co-Rotating Gas Associated with a Milky Way Analog at z=0.4
我们目前的结果气体流动的晕的银河系类星系在z=0.413的基础上的高分辨率光谱的背景星系。这是第一次以高光谱分辨率对扩展背景源（即，星系而不是类星体）。利用前景星系的长缝光谱，我们观测到了圆自转速度v=270 km/s的空间扩展H α辐射。使用阶梯光谱的背景星系，我们检测到Mg II和Fe II的吸收线在碰撞参量rho=27千秒差距的蓝移从系统的意义上的前景星系的旋转。最强的吸收体EW（2796）= 0.90 A的柱密度（NH>10^19 cm-2）和视向速度色散（σ =17 km/s）的估计值与局部宇宙中扩展的H I盘的观测特性一致。我们对自转曲线的分析还表明，这个r=30 kpc的气体盘相对于恒星盘是翘曲的。此外，我们检测到两个弱的Mg II吸收晕的速度分散小（西格玛<10公里/秒）。虽然确切的几何形状尚不清楚，但其中一个组成部分与盘-晕界面附近的面外气体云一致，与盘共同旋转，另一个组成部分与类似于麦哲伦流的潮汐特征一致。考虑到背景源的扩展性质，我们可以对这些吸收体的云大小设置较低的限制（l>0.4 kpc）。我们讨论了这些结果的影响模型的几何形状和运动学的气体在环星系介质。
2015-07-07 astro-ph.GA
Stellar Population near NGC 2021: Procession of Star Formation in the South Rim of Supergiant Shell LMC 4
本文利用大麦哲伦云测光巡天数据研究LMC 4南缘NGC 2021及其附近OB星协的恒星形成历史，发现大质量恒星形成呈径向进程，并估计约4次超新星爆发为LMC 4内部注入至少4×10^51尔格动能。
2024-05-07 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
The Warm Circum-Galactic Medium: 10^5-6 K Gas Associated with a Single Galaxy Halo or with an Entire Group of Galaxies?
在准备哈勃太空望远镜（HST）使用宇宙起源摄谱仪（COS）的观测项目时，所有具有高信噪比远紫外G130 M光谱的活动星系核目标的位置与从斯隆数字巡天（SDSS）光谱样本中均匀选择的大量低红移星系群的目录进行了交叉相关。仅在z = 0.1-0.2（其将OVI双峰置于峰值COS灵敏度的波长区域中）的那些组后面搜索靶标，我们仅鉴定出一个潜在S/N = 15-20靶标，FBQS 1010+3003。在其G130 M光谱z = 0.11326处发现了一个OVI吸收体，接近于z = 0.11685处的一小群明亮星系的红移。由于没有相关的Lyalpha吸收，因此这种吸收体的任何表征都必须是最小的;然而，OVI检测可能在T ~ 300，000 K的碰撞电离平衡中跟踪“温暖”气体。虽然这一发现与较冷的光电离云和较热的组内介质之间的界面气体是一致的，但它也可能是与最近的单个星系的环星系介质（CGM）相关的温暖的界面气体。在这种情况下，对星系分布的详细分析（完整到0.2 L*）强烈支持单个星系协会。这一分析强调了高S/N > 20 COS数据和该区域深星系红移调查的必要性，以便更严格地测试OVI吸收气体与星系群的关联。第23周期的HST/COS计划目前正在瞄准12个低红移星系群后面的10个紫外线明亮的活动星系核，以测试温暖的群体气体假设。
2017-02-27 astro-ph.GA
A Detailed GASKAP-HI View of Shells and Loops in the Magellanic Bridge
Laboratoire de Physique de l’École Normale Supérieure, ENS, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université, Université Paris Cité, Observatoire de Paris（巴黎高等师范学院物理实验室，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心，索邦大学，巴黎西岱大学，巴黎天文台）；SKA Observatory, Jodrell Bank（平方公里阵列射电望远镜天文台，乔德雷尔银行）；School of Mathematical and Physical Sciences and Astrophysics and Space Technologies Research Centre, Macquarie University（麦考瑞大学数理科学与天体物理及太空技术研究学院）；College of Sciences and Engineering, Universidad San Francisco de Quito（基多圣弗朗西斯科科技大学科学与工程学院）；School of Natural Sciences, University of Tasmania（塔斯马尼亚大学自然科学学院）；Department of Physics and Astronomy, Western Kentucky University（肯塔基西部大学物理与天文系）
本研究利用GASKAP-HI观测麦哲伦桥中与DEM171相关的HI壳层，通过高斯分解和傅里叶变换揭示冷气体多相结构，发现恒星反馈促进冷气体形成，并展示冷HI气体在广泛空间尺度上的存在。
2026-09-17 astro-ph.GA
Exploring quasar evolution with proximate molecular absorbers: Insights from the kinematics of highly ionized nitrogen
通过VLT/X-shooter观测，发现邻近H₂吸收类星体中NV探测率高达70%，揭示高电离气体运动学与电离状态随速度变化，表明此类系统追踪类星体演化关键阶段及外流与内落过程。
2025-01-22 astro-ph.GA
High-excitation nebulae around Magellanic Wolf-Rayet stars
SMC拥有一类热的氮序沃尔夫-拉叶星（WNE），只显示相对较弱的宽发射线。这表明低质量损失率，使它们也难以检测。然而，这类恒星可能是强He+ Lyman连续谱的发射体，而这又可能导致可观测到的HeIII区域，即高激发的HII区域发射星云HeII 4686辐射。我们在这里报告的发现，一个罕见的HeIII区的SMC位于OB协会NGC 249周围的弱线WN星SMC WR 10。WR 10是一颗特别有趣的恒星，因为它是一颗显示大气中存在氢的恒星。在分析两个流行的WR大气模型的框架中的频谱时，我们发现对于相同的输入参数，He+ Lyman连续统的预测强烈不一致（1 dex）。这里报告的工作的第二个方面是关于美丽的MCELS图像，它清楚地揭示了一类强[OIII]5007发射（蓝色编码）星云。不出所料，大多数“蓝色”星云都是已知的沃尔夫-拉叶气泡，但也发现了一些WR周围的新气泡。此外，我们报告的蓝星云的存在没有相关的已知WR和讨论的可能性，他们揭示弱风WR星非常微弱的恒星HeII 4686发射。或者，这样的星云可能暗示了迄今为止通过大质量双星演化计算预测的相对低质量的热He星的失踪人口。这样的双星系统可能是唯一的HeII 4686发射星云N44 C电离的原因。
2009-03-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Ultraviolet Detection of Diffuse Gas in Galaxy Groups
利用哈勃太空望远镜（HST）上的宇宙起源光谱仪（COS）对12个低$z$星系群中的紫外吸收气体进行了一次小型观测。目标是从斯隆数字巡天（SDSS）中发现的大量精心挑选的群体样本中选出的。一个关键的选择标准排除了视线，通过密切（$<1.5$维里半径）的一组星系，以确保吸收体与集团作为一个整体。更深的星系红移观测既用于寻找更近的星系，也用于表征这些$10^{13.5}$到$10^{14.5} M_{\odot}$集团，其中最大的是高度维里化的许多早期类型的星系（ETG）。这个样本还包括两个螺旋丰富的群体，尚未完全男性化。在0.3-2 Mpc的组中心碰撞参量下，这些$\mathrm{S/N}=15$ -30光谱在12个组中的7个组中检测到HI吸收;高（OVI）和低（SiIII）离子金属线存在于2/3的吸收组分中。在吸收中未检测到三个最高度男性化的ETG主导组。在探测的所有碰撞参量下均观察到覆盖分数$\gtrsim50$ %，但不需要大的填充因子，尽管范围很大。与单个星系中的晕云不同，群吸收体的径向速度太低，毫无疑问无法逃离群势阱。这表明这些星系群是当前时代星系演化的“封闭盒子”。证据表明，冷，暖群吸收体是不是一个普遍的群内介质（IGRM），需要一个更热的（$T\sim10^6$到$10^7$ K）IGRM是目前关闭重子帐户。
2018-11-29 astro-ph.GA
The High A(V) Quasar Survey: Reddened quasi-stellar objects selected from optical/near-infrared photometry - II
类恒星天体（QSO）的光谱能量分布（SED）被其宿主星系或中间吸收星系中的尘埃变红，在很大程度上被像斯隆数字巡天（SDSS）所使用的光学颜色选择标准所错过。为了克服这种偏见对红色类星体，我们采用了一个组合的光学和近红外颜色选择。在本文中，我们提出了一个光谱跟踪活动的红色候选类星体的样本，这些候选类星体是从SDSS和UKIRT红外深空巡天（UKIDSS）。光谱数据和SDSS/UKIDSS光度测定由宽视场红外巡天探测器的中红外光度测定补充。在我们的159个候选样本中，154个（97%）被证实是类星体。我们使用的统计算法来识别视线与合理的干预吸收系统，并确定九个这样的情况下，假设灰尘在吸收器类似于大麦云视线。我们发现了30个类星体的吸收系统，其中2个与统计模型的最佳拟合吸收体红移一致。此外，我们观察到的类星体的SED性质的一个广泛的范围内探测的静止框架2 μm流量。在静止坐标系2 μm处，我们发现了相对于类星体模板有很强过剩的类星体和有很大亏损的类星体。这些差异的潜在解决方案进行了讨论。总的来说，我们的研究表明，红色类星体的光学/近红外选择的高效率。
2015-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
