Life Cycle of Dust in the Magellanic Clouds and the Milky Way
在很大程度上，我们对尘埃生命周期的理解是基于对银河系和麦哲伦云的观测和理论研究，这将是本文的主题。在过去的几年里，已经积累了大量的观测与前所未有的空间分辨率的银河系。它允许调查尘埃生命周期的不同阶段，从恒星源的形成到恒星形成区的破坏和超新星冲击。观测尘埃排放，消光，光的偏振，和星际元素在太阳附近的耗尽提供了最准确的约束参考尘埃模型应用于研究河外星系。然而，由于高度消光、视线上的混乱和距离的巨大不确定性，银河系盘中星周尘埃和星际尘埃的全球空间研究变得复杂。相比之下，在天空中的有利位置和麦哲伦云的接近允许详细的多波长研究尘埃形成的恒星星族和调查的变化的星际颗粒性质的整个星系。它们使理论计算的全球星尘产生率与观测结果之间的第一次比较成为可能，这证实了累积星尘质量与观测到的星际尘埃质量之间的差异--“缺失的尘埃源”问题。对大麦云星云中尘埃生命周期的模拟表明，银河系中主要的尘埃来源ISM中的地幔吸积导致的尘埃增长可能是LMC中现有尘埃质量的原因。我们将比较来自不同来源的尘埃输入到银河系和麦哲伦云的尘埃预算，这揭示了这些尘埃来源的作用如何取决于金属丰度。
2014-07-31 astro-ph.GA
Temperature asymmetry in the Milky Way's hot circumgalactic medium induced by the Magellanic Clouds
Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）
研究通过流体动力学/N体模拟探讨大麦哲伦星云通过是否导致银河系热环状介质的温度不对称性，发现星云运动使银河系盘压缩南部环状介质气体，导致温度升高，与观测一致。
2026-04-09 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
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
Mapping atomic and diffuse interstellar band absorption across the Magellanic Clouds and the Milky Way
弥漫星际带（DIB）跟踪温暖的中性和弱电离弥漫星际介质（ISM）。在这里，我们提出了一个专门的，高信号噪声光谱研究的两个最强的DIB，在5780和5797，在小和大麦云的666个早期型恒星的光谱，随着原子Na\，{ \sc i}\，D和Ca\，{ \sc ii}\，K线的测量。由此产生的地图首次显示了DIB载体在大片星系中的分布，以及前景银河系ISM。我们确认了5797 DIB与中性气体的关联，以及5780 DIB与更多半透明气体的关联，通常追踪麦哲伦星云内的恒星形成区域。同样地，Na I，{ \sc i} I，D线追踪较密集的ISM，而Ca I，{ \sc ii} I，K线追踪较扩散的较暖气体。Ca，{ \sc ii}，K线在$\sim200$处有一个额外的分量--从两个麦哲伦云的方向看，$^{-1}$为220 km s $^{-1}$;这可能与泛麦哲伦晕有关。在银河前景吸收中，原子线和DIB都显示出亚pc尺度的结构; 5780和5797的DIBs在这些小尺度上显示出非常小的相关性，Ca\，{ \sc ii}\，K和Na\，{ \sc i}\，D线也是如此。这表明，5780和5797个双斜DIBs之间，或Ca { \sc ii}\，K和Na { \sc i}\，D之间的良好相关性，来自于多个星际结构的叠加。在SMC、LMC和银河系中，DIB和Na I { \sc i}之间的行为相…
2015-09-17 astro-ph.GA
Influence of the cosmic repulsion on the MOND model of the Magellanic Cloud motion in the field of Milky Way
在冷暗物质（CDM）晕模型的框架下，最近的研究表明，宇宙斥力对银河系引力场中麦哲伦云（MC）的运动有非常重要的影响.然而，有一个替代CDM晕解释的旋转曲线在旋涡星系的外围，基于修正牛顿动力学（MOND）。因此，我们在MOND理论的框架下研究了宇宙斥力在确定MC运动中的作用。我们的结果表明，在MOND框架中的宇宙斥力的影响，无论是小的和大的MC的运动也是非常显着的，但它是一个不同的字符比在CDM晕模型的框架。此外，我们表明，在CDM晕和MOND模型的框架中的MC运动是subtantially不同的，可以作为这些根本不同的方法来解释与星系和卫星星系的运动有关的现象的测试。
2013-12-03 astro-ph.GA
A detection of H$_2$ in a high velocity cloud toward the Large Magellanic Cloud
这项工作提出了一个新的检测H $_2$吸收产生的高速云（HVC）与银河系或大麦云（LMC）。这种吸收剂是在大麦哲伦星系恒星Sk-70 $^\circ$ 32的远紫外光谱探测器档案中发现的。这是在银河系晕中发现的第五个被充分表征的H $_2$吸收体，也是在麦哲伦流和桥之外发现的第二个这样的吸收体。吸收体的静止中心速度为$+$ 140 km s $^{-1}$，H $_2$柱密度为$10^{17.5}$ cm $^{-2}$。它最有可能是在较温暖和较弥散的晕云中较冷和相对致密的包裹体（$T\approx 75$ K，$n_{\rm H}\sim 100$ cm $^{-3}$）的一部分。这个晕云可能是仍在上升的银河系喷泉流的一部分，也可能是大麦云云的外流。
2022-04-19 astro-ph.GA
The Milky Way's rowdy neighbours: The effects of the Large Magellanic Cloud and Sagittarius Dwarf on the Milky Way Disc
本文通过四个10^9粒子的N-body模拟，研究大麦哲伦云和射手座矮星系对银河系星系盘的独立与综合影响，发现两者作用可分离且重现了观测到的大径向速度波，强调建模时需同时包含两者。
2024-11-14 astro-ph.GA
The effect of Large Magellanic Cloud on the satellite galaxy population in Milky Way analogous Galaxies
观测工作表明，银河系中最亮的两个卫星星系，大麦云（LMC）和小麦哲伦云（SMC），在银河系类似物中是罕见的。然后，有趣的是，知道是否存在大规模的卫星有任何影响的整个卫星人口MW类似物。在这篇文章中，我们研究这个问题，使用半分析模型结合千年II模拟。类MW星系被定义为具有与MW相似的恒星质量或暗物质晕质量。我们发现，在第一种情况下，晕质量更大，有，平均而言，在银河系类似物的卫星，如果有一个巨大的卫星星系在系统中的两倍。这主要来自于晕形成的偏差。如果使用晕质量选择MW类似物，则差异较小。我们还发现，卫星星系的分布稍有不对称性，主要集中在中央星系与大质量卫星星系的连线上。大麦哲伦星系在吸积时平均带来了14.7个具有$M_{r}<0$的卫星星系，其中4.5个卫星星系距离大麦哲伦星系仍在50kpc以内。考虑到其他卫星，我们预测LMC有7.8颗卫星具有50 kpc。通过将我们的模型与SAGA的早期数据进行比较，我们发现SAGA比我们的模型预测有更多的明亮卫星和更少的昏暗卫星。未来需要与最终SAGA数据进行比较。
2019-05-19 astro-ph.GA
The connection between the host halo and the satellite galaxies of the Milky Way
银河系的暗物质晕的许多性质，包括其质量组装历史，浓度和晕下人口，仍然缺乏约束。我们探索这些属性的银河系和它的卫星星系人口之间的联系，特别是麦哲伦云的存在的银河系晕的属性的含义。利用一套高分辨率的$N$ -体模拟方法对最终Mvir ~ 10^{12.1}Msun的银河系质量晕进行了模拟，发现类麦哲伦云卫星的存在与宿主晕的组装历史、浓度和晕下的人口数密切相关，因此具有麦哲伦云的银河系质量晕系统具有较低的浓度，更快的近期吸积，比相同质量的典型光环质量更大。使用灵活的半解析星系形成模型，调整到重现银河系的经典矮星系与马尔可夫链蒙特卡罗的恒星质量函数，我们表明，采用主机晕不同的质量组装历史和浓度，可以导致不同的最佳拟合模型的星系形成物理，特别是反馈的强度。这些偏差的出现是因为麦哲伦云的存在增加了高质量暗晕的总体数量，因此需要不同的恒星质量与晕质量比来匹配数据。这些偏见也导致显着差异的质量-金属丰度关系，低质量卫星的运动学，与麦哲伦云相关的小卫星的数量计数，以及银河系本身的恒星质量。因此，对这些星系性质的观测可以对银河系晕的性质提供有用的约束。
2016-07-27 astro-ph.GA
Proper motion separation of Be star candidates in the Magellanic Clouds and the Milky Way
我们提出了一个自行调查的样本是明星候选人对麦哲伦云，这导致了在识别不同的人群，在银河系的前景和麦哲伦背景。Be星是广义上的B型星，在它们的光谱中显示出发射线。在这项工作中，我们研究了一个样本的2446和1019被明星候选人分别对LMC和SMC，从文献中，并建议作为可能的被明星，由于他们的变化行为在OGLE-II I带。利用IRSF星表和SPM 4星表分别计算了1188颗和619颗LMC和SMC Be候选星的JHK星等和自行。颜色-颜色和矢量点图被用来确定不同的人口之间的恒星候选人。在LMC样本中，发现了两个具有不同红外颜色和运动学的种群，蓝色的样本与LMC一致，红色的样本属于银河系盘。这解决了在以前的出版物中被描述为可能是LMC中Be候选者中的未知恒星子类的红色样本的性质。在SMC样本中，获得了类似但不太明显的结果，因为在这个星系中没有看到这个明显的未知子类。我们确认，在选择的Be星的变化，虽然一般是成功的，有一个更高的风险污染的银河系物体对红B $-$ V和V $-$ I的颜色。
2017-04-27 astro-ph.GA
UGC 4703 interacting pair near to an isolated spiral galaxy NGC 2718: A Milky Way Magellanic Cloud analogue
本文分析了位于银河型螺旋星系NGC 2718附近的一对相互作用的矮星系UGC 4703的物理和形态学性质。通过与大、小麦哲伦云（LMC和SMC）的物理和形态特征的比较，我们认为UGC 4703对-NGC 2718系统可能是一个LMC-SMC-MW类似物。在距离NGC 2718 81 kpc的天空投影距离上，我们发现UGC 4703与它附近的质量较小的伴星UGC 4703 B明显地相互作用，在它们之间形成了一座恒星流的桥梁。UGC 4703及其伴星的B波段总光度分别为-17.75和-16.25等。利用GMRT获得了UGC 4703的HI 21-cm谱线数据，得到了中性氢（HI）发射的更详细的图像。HI图像显示了矮星系对之间相互作用的证据，但在NGC 2781和UGC 4703矮星系对之间没有检测到像麦哲伦流（MS）那样的扩展发射。我们还发现了沿着UGC 4703/4703 B桥的恒星形成区域，恒星质量超过10 $^{7}$ M $_{\odot}$。通过比较UGC 4703- 4703 B和LMC-SMC两个相互作用矮星对的光学和HI形貌，讨论了它们相互作用历史的可能差异。
2017-10-25 astro-ph.GA
Cosmic Ray Accelerators in the Large Magellanic Cloud
我指出的伽马射线发射率和历史上的恒星形成率之间的相关性在大麦云云~12.5百万年前。这种相关性支持了LMC中的CR被超新星遗迹的聚集加速的观点：即超级气泡和超巨星壳。
2010-02-25 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 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。
2013-03-12 astro-ph.GA
The Large Magellanic Cloud and the Distance Scale
麦哲伦云，特别是大麦云云，是多个距离指标可以以相当精确的方式相互比较的地方。本文回顾了造父变星、红变星、天琴座RR型星、红丛星和双星的距离，结果表明，这些距离指标的结果在误差范围内基本一致，到大麦云云的距离模数被定义为3%，平均值为18.48等，相当于49.7千秒差距。麦哲伦云在构建和测试距离尺度方面的效用将在我们进入盖亚时代时保留下来。
2011-12-14 astro-ph.GA
Swift Ultraviolet Survey of the Magellanic Clouds (SUMaC). I. Shape of the Ultraviolet Dust Extinction Law and Recent Star Formation History of the Small Magellanic Cloud
我们目前的第一个结果，从麦哲伦云（SUMaC）的快速紫外线调查，最高分辨率的紫外线（UV）调查麦哲伦云尚未完成。在本文中，我们专注于小麦哲伦云（SMC）。当结合多波长光学和红外观测时，雨燕紫外/光学望远镜上的三个近紫外滤光片有助于测量尘埃消光曲线的形状和2175光年尘埃碰撞的强度。我们将SMC分为紫外检测到的恒星形成区域和大的200”（58 pc）像素，然后使用马尔可夫链蒙特卡罗方法来约束年龄，质量和尘埃曲线属性的光谱能量分布模型。我们发现大部分SMC都有一个2175光年的尘埃隆起，东北方向较大，西南方向较小，灭绝曲线普遍比银河系曲线更陡。我们还得出了恒星形成的历史，并发现在6-10万年，30-80万年，和400万年，其中后两个是与以前的工作相一致的恒星形成率的峰值的证据。
2017-01-12 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
Could the Magellanic Clouds be tidal dwarves expelled from a past-merger event occurring in Andromeda?
麦哲伦云通常被认为是银河系卫星系统中的异常值，因为它们是不规则的和富含气体的星系。从它们大的相对运动来看，它们很可能是第一次经过银河系附近，可能来自本星系群的另一个区域或其外围。M31在过去可能处于合并阶段，我们调查大麦云云是否可能是在这次事件中被驱逐的潮汐矮星。这种假设是测试的框架下，目前的测量和不确定性的相对运动的LMC和M31。我们的方法是使用数千种不同的配置来跟踪LMC轨迹，这些配置对相应的参数空间进行采样。我们发现了几种配置，让LMC在50千秒差距从M31，4.3至8 Gyrs前，根据所采用的银河系晕的形状。对于所有的构型，在这样一个位置的LMC速度总是略大于在这样一个半径的逃逸速度。最好的解决方案对应于一个球形到扁长的银河系晕，预测M31的横向运动小于107公里/秒，并下降到接近零的值。我们的结论是，从目前的测量，麦哲伦云很可能是潮汐矮星驱逐前合并事件发生在M31。
2010-10-19 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
And yet it moves: The dangers of artificially fixing the Milky Way center of mass in the presence of a massive Large Magellanic Cloud
最近的研究表明，大麦云云（LMC）的质量可能比以前认为的要大得多，我们探讨了惯性银心参考系的近似是否仍然有效，在这样一个大规模的LMC的存在。我们发现，以前的估计LMC的轨道周期和远心点距离推导出假设一个固定的银河系显着缩短模型，银河系被允许自由移动，以响应LMC的引力。保持其他参数不变，有利于第一次下降的模型的比例减少。由于这种相互作用，银河系内部50 kpc的质心可以在很短的时间内在相空间中发生显著的位移，范围从0.3到0.5 Gyr，位移量高达30 kpc和75 km/s。此外，我们表明，大麦哲伦星系的引力和银河系的响应可能会显着影响人马座矮星系（Sgr）的潮汐碎片的轨道和相空间分布。这种影响大于先前基于LMC单独扭矩的估计。因此，Sgr将碎片沉积在与现在的Sgr轨道平面不一致的天空区域。此外，我们发现，适当占银河系围绕其共同的质心与大麦哲伦星系的运动显着修改远心点之间的角距离和倾斜的轨道极点，减轻以前的模型和观测之间的紧张关系。虽然这些模型在性质上是初步的，但它们突出了在对银河系和本星系群中的物体进行运动学建模时，考虑MW和LMC之间的相互引力相互作用的重要性。
2015-02-13 astro-ph.GA
All-Sky Dynamical Response of the Galactic Halo to the Large Magellanic Cloud
大麦云云（LMC）与银河系的恒星晕和暗物质晕之间的引力相互作用将引起外银河系的不平衡现象。据预测，一个局部的尾流将跟踪LMC的轨道，而大规模的超密度预计将存在于银河系北半球的大面积区域。在这里，我们提出的检测本地尾流和北超密度（以下简称“集体响应”）的银河系的全天星图的基础上，1301颗恒星在60<R_gal<100 kpc。尾流的位置是在良好的协议与N体模拟，包括银河系晕上的LMC的动力学效应。尾流的密度对比度和集体响应在数据中都比在模拟中强。探测到强烈的局部尾流是麦哲伦云第一次绕银河系运行的独立证据。尾流跟踪LMC的路径，这将提供对LMC轨道的洞察，这反过来又是对LMC和银河系质量的敏感探测器。这些数据表明，外晕并不像人们通常认为的那样处于动力学平衡状态。尾流的形态和强度可以用来测试暗物质和重力的性质。
2021-04-19 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
The Formation of Binary Star Clusters in the Milky Way and Large Magellanic Cloud
最近对年轻的嵌入星团的观测和双星星团的统计鉴定为星团的形成过程和随后的动力学演化提供了新的见解。早期星团结构的动力学演化为双星团的形成提供了条件。在这里，我们进行$N$体模拟，以调查在银河系和大麦云（LMC）的双星星团的形成。我们发现，双星星团可以形成从恒星聚集与各种初始条件。对于一个给定的初始维里比，较高程度的初始子结构的结果在一个较高的分数的双星星团。由于双星系统的合并或解体，双星星团的数量会随着时间的推移而减少。通常，聚集体的$\sim 45\%$在银河系环境中演化成$t=20$ ~Myr内的二元/多星系团，而只有$\sim30\%$在$t=50$ ~Myr之外存活，分离为$\lesssim 50$ ~pc。另一方面，在LMC中，二元/多元团簇的$\sim 90\%$存活超过$t=20$ ~Myr，并且在$t=50$ ~Myr时分数减少到$\sim 80\%$，分离为$\lesssim 35~$ pc。对于高度子结构化和扩展的集群，也快速形成多个集群。其他的组成部分倾向于分离，剩下的双星团合并。合并过程可以产生快速旋转的星团，其旋转曲线大多是平坦的，在外围加速。
2021-07-07 astro-ph.GA
Interstellar Ti II in the Milky Way and Magellanic Clouds
我们讨论了几套钛II吸收线数据，探测各种星际环境中，我们的银河系和麦哲伦云。高分辨率（FWHM ~ 1.3-1.5 km/s）的Ti II光谱的银河系目标与相应的高分辨率光谱的Na I，K I，和Ca II的比较揭示了相似性和差异的详细结构的吸收线轮廓-反映组件到组件的差异，这些物种的电离和耗尽行为。中等分辨率（FWHM ~ 3.4-4.5 km/s）光谱的更严重的红色银河系恒星提供了更广泛的信息钛耗尽在寒冷，密度云-其中超过99.9%的钛可能是在尘埃阶段。麦哲伦星云中恒星的中分辨率（FWHM ~ 4.5-8.7 km/s）光谱表明，在给定的N（H_tot）、E（B-V）或分子分数f（H_2）的情况下，大麦哲伦星云和小麦哲伦星云中的钛贫化一般比我们银河系中的要轻得多，这为这两个低金属丰度星系中钛贫化模式的差异提供了额外的证据。我们简要地讨论了这些结果的解释气相丰度在类星体吸收线系统和本地银河ISM的D/H比的变化可能产生的影响。
2010-01-20 astro-ph.GA
The Milky Way Tomography with Subaru Hyper Suprime-Cam: Implications for the past orbit of the Large Magellanic Cloud
Astronomical Institute, Tohoku University（东北大学天文学研究所）；The William H. Miller III, Dept. of Physics & Astronomy, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学物理与天文系威廉·H·米勒三世中心）
利用 Subaru/Hyper Suprime-Cam 数据发现银河系外晕中存在 diffuse 星状结构，通过模拟大麦哲伦星云潮汐碎片分析其起源，发现第二通过模型能解释该结构，而第一通过模型无法解释。
2026-04-11 astro-ph.GA
Modeling the recent interactions between the Magellanic Clouds and Milky Way
Montana State University（蒙大拿州立大学）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（计算天体物理中心，富尔顿研究所）；University of Lancashire（兰开夏大学）；Queen’s University（女王大学）
通过N体模拟和遗传算法，研究了大麦哲伦云与银河系过去25亿年的相互作用，揭示了LMC盘扭曲和SMC潮汐扩展等观测特征。
2026-02-04 astro-ph.GA
The Orbits and Total Mass of the Magellanic Clouds
这篇论文概述了我们目前对大麦哲伦云和小麦哲伦云的轨道历史和质量的理解。具体来说，我将论证云是第一次落入我们的银河系，它们的总质量必然比传统估计的大10倍。这一结论是基于最近修订的HST云自行和关于LMC-SMC对及其重子分数的二元状态的争论
2015-11-11 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
Kinematic complexity around NGC$\,$419: resolving the proper motion of the cluster, the Small Magellanic Cloud and the Magellanic Bridge
本文给出了小麦哲伦星云中星团NGC $\,$ 419方向的$\it{Hubble}$ $\it{Space}$ $\it{Telescope}$自行。由于我们测量的高精度，第一次有可能解决位于该领域的恒星种群的复杂运动学，甚至沿切线方向。事实上，我们测量的自行使我们能够将星团恒星从小麦哲伦云的恒星和属于第三种运动学特征的恒星中分离出来，这些恒星的平均运动速度为（$μ_α\cosδ^{\rm NGC\,419}, μ_δ^{\rm NGC\,419}$）=（$+0.878\pm0.055$，$-1.246\pm0.048$）mas yr $^{-1}$。解决这样一个运动学的复杂性，使建设净化的颜色星等图，以及测量的绝对自行的三个单独的组件。因此，我们的研究设置了第一步的可能性，动态调查麦哲伦系统，利用解决运动学的恒星集群。
2020-11-06 astro-ph.GA
Hydra II: a faint and compact Milky Way dwarf galaxy found in the Survey of the Magellanic Stellar History
我们目前发现的一个新的矮星系，长蛇座II，偶然发现的数据从正在进行的调查的麦哲伦恒星史（SMASH）进行的暗能量相机的布兰科4米望远镜。这颗新卫星结构紧凑（r_h = 68 +/- 11 pc），亮度较低（M_V = -4.8 +/- 0.3），但仍属于矮星系的范畴。HydraII在色星等图中的恒星分布被贫金属（[Fe/H] = -2.2）和古老（13 Gyr）的等时线很好地描述，并显示出一个明显的蓝色水平分支，一些可能的红色团块星，以及暗示蓝色离散星的暗淡恒星。在日心距离134 +/- 10千秒差距处，九头蛇II位于星系晕的一个区域，模型认为该区域可能含有来自麦哲伦流的主要臂的物质。与N体模拟的比较表明，新的矮星系可能是或可能已经是麦哲伦云的卫星。
2015-04-02 astro-ph.GA
A search for star clusters in the outskirts of the Large Magellanic Cloud: indication of clusters in the age gap
YMCA（Yes，Magellanic Clouds Again）和STEP（The SMC in Time：Evolution of a Prototype interacting late type dwarf galaxy）计划是利用VLT巡天望远镜（VST）进行的深度g，i测光调查，致力于研究麦哲伦星系的外围。YMCA和STEP的一个主要目标是确定候选星团，并完成对麦哲伦星云最外层区域的普查。我们采用了一种特定的过密度搜索技术，再加上目视检查的颜色震级图（CMD），以选择最佳的候选人，并估计他们的年龄。到目前为止，我们分析了一个23平方米的区域。°的在大麦云云的外围，探测到85个候选星团，其中16个的估计年龄落在所谓的“年龄差距”内。我们使用这些对象与文献数据一起深入了解麦哲伦云的形成和相互作用的历史。
2020-10-07 astro-ph.GA
Stellar dust production and composition in the Magellanic Clouds
星系星际介质中的尘埃库不断地被演化恒星的恒星风中形成的尘埃补充。由于它们的邻近，附近的不规则矮星系麦哲伦云提供了一个机会，以获得星系中尘埃生产的全球图片。斯皮策空间望远镜已在3.6 - 160 μm波段对小麦哲伦云和大麦云进行了测绘，这些波段特别适合研究热尘埃发射。此外，大量的个别演化恒星已被瞄准用于5-40 μm光谱学，揭示了这些来源的矿物学。在这里，我提出了一个概述所做的工作，确定总的尘埃生产率在大麦哲伦云和小麦哲伦云，以及首次尝试揭示全球组成的新鲜产生的星尘。
2012-12-17 astro-ph.GA
Shared star formation in the Milky Way and Magellanic Clouds
Leiden University（莱顿大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
通过比较银河系和麦哲伦星系致密团块，研究不同环境恒星形成模式异同。分析发现两者团块表现类似，确定温热团块为开放星团前身，还校准了团块恒星形成率。
2026-07-07 astro-ph.GA
Constraining the Milky Way halo kinematics via its Linear Response to the Large Magellanic Cloud
利用线性响应理论的矩阵方法模拟了球形、非旋转的银河系暗物质和恒星晕对大麦云云的响应。我们的计算再现了模拟暗晕响应的主要特征。我们发现，这些功能可以很好地分离的谐波分解：大规模的过/欠密度的晕（与其反射运动）对应的$\ell=1$条款，和局部的密度过高的$\ell\geq2$多极。此外，暗晕的响应主要是由一阶“强迫”项，与自引力的影响很小。这使得它很难约束的暗晕使用所观察到的恒星晕的响应的基础速度分布，但它允许我们调查的各种速度各向异性的恒星晕模型的响应：一个切向（分别径向）晕产生一个浅（分别强）的响应。我们还表明，只有当地的唤醒是负责这些变化，反射运动是完全依赖于MW潜力。因此，我们确定的结构（取向和绕组）的平面内四极（$m=2$）的响应作为一个潜在的好探针的恒星晕各向异性。最后，我们的方法允许我们尝试性地将尾流强度和形状与共振效应联系起来：强径向响应可能与内部Lindblad共振有关，弱切向响应与共转有关。
2022-01-14 astro-ph.GA
Deflection of the hypervelocity stars by the dance of the Milky Way and Large Magellanic Cloud
被银河系中心的超大质量黑洞弹射的恒星将如此迅速地逃离银河系，以至于它们的轨迹几乎是直线。以前的工作已经表明，这些“超高速恒星”随后如何被银河系和大麦云云（LMC）的引力场偏转，但忽略了考虑银河系的反射运动，以响应飞越的LMC。这种运动的一个结果是，我们今天在银河系外围看到的超高速恒星是在数亿年前从银河系中心的地方被喷射出来的。这种视角的变化导致超高速恒星的轨道发生明显的偏转，这与银河系和大麦哲伦星系的引力引起的偏转具有相同的量级。我们量化这些偏转通过模拟生产的超高速恒星在一个孤立的银河系（球形或扁平的暗物质晕），在一个固定的地方银河系与通过LMC，并在银河系中的响应通过LMC。测量这些偏转所需的自行精度将有可能与盖亚和拟议的GaiaNIR后续任务相结合，这些测量将解锁超高速恒星作为银河系形状，LMC质量以及这两个星系舞蹈的探针。
2020-04-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Quantifying the impact of the Large Magellanic Cloud on the structure of the Milky Way's dark matter halo using Basis Function Expansions
整个银河系（MW）的不平衡的迹象突出了需要紧凑，灵活，非参数的描述相空间分布的星系。我们提出了一个新的表示目前的暗物质（DM）的分布和潜力来自银河系和大麦云（LMC）系统的N体模拟使用基函数展开（BFE）。我们采用的方法，以最大限度地提高物理信号的表示。结果，代表MW-LMC系统的$10^8$ DM粒子的模拟可以用354个系数来描述。我们发现，LMC诱导不对称扰动（奇数l，m）的MW的晕，这是没有很好地描述扁，长，或三轴晕。此外，在高阶偶模（1，m $\geq$ 2）的能量是类似的平均三轴晕中发现的宇宙学模拟。因此，必须考虑MW的光环对LMC的响应，以恢复其组装历史的印记。LMC导致外晕（$\geq$ 30 kpc）从盘质心（COM）偏移$\sim$ 15-25 kpc，在BFE和晕星的径向速度中表现为偶极子。这种偏移取决于大麦哲伦星云的质量、大麦哲伦星云晕的畸变和微波晕的响应。在30千秒差距内，无论大麦哲伦星云的质量如何，光环示踪物都将围绕着大麦哲伦星云盘的COM轨道运行。的LMC的晕也被扭曲的MW潮汐，我们讨论了其质量损失的影响和当前的麦哲伦卫星的后续影响。
2021-06-04 astro-ph.GA
Disk Destruction and (Re)-Creation in the Magellanic Clouds
与本星系群中大多数长期失去气体盘的卫星星系不同，麦哲伦云是富含气体的矮星系，最有可能是在它们的第一次近心通道上，使我们能够在最小尺度上研究盘的演化。麦哲伦星云显示了圆盘的毁灭和（再）创造。大麦云云有一个非常扩展的恒星盘，达到至少15 kpc（10径向尺度），而它的气体盘被截断在~5 kpc，主要是由于它与银河系的热气体晕的相互作用。另一方面，小麦哲伦星云的恒星盘基本上已经被摧毁了。古老的恒星星族没有显示出自转的迹象（受到压力的支撑），并且具有不规则和细长的形状。SMC因与LMC的近距离接触而受到严重干扰（最近的一次发生在2亿年前），LMC也剥离了大量的气体，形成了大部分麦哲伦流和麦哲伦桥。令人惊讶的是，SMC有一个完整的，旋转的HI盘，这表明内部的HI没有被破坏，或者更有可能的是，HI盘在最后一次与LMC近距离接触后迅速重组。
2013-10-24 astro-ph.GA
The Magellanic Mopra Assessment (MAGMA). I. The Molecular Cloud Population of the Large Magellanic Cloud
我们提出了在CO（1-0）线上以11 pc分辨率映射的大麦云（LMC）分子云的广泛样本的性质。我们确定云连接CO排放的区域，并发现云的大小，通量和质量的分布是敏感的分解参数的选择。然而，在所有情况下，CO云的光度函数都比dN/dL \propto L^{-2}陡峭，这表明相当大一部分质量是在低质量云中。尺寸和线宽之间的相关性，而明显的最大的发射结构，打破了当这些结构被分解成较小的结构。我们认为，维里质量和CO光度之间的相关性是比较两个协变量的结果，与相关性出现更紧密的尺寸线宽关系持有的较大尺度。维里参数（云的动能与自引力能的比值）显示了一个很宽的值范围，并且没有表现出与CO光度或年轻恒星天体（YSO）候选者的可能性的明显趋势，这进一步怀疑了大麦哲伦星云中分子云维里化的假设。更高的CO光度增加了云中含有YSO候选者的可能性，而更明亮的YSO更有可能与可检测到的CO发射相一致，证实了巨型分子云和大质量恒星形成之间的密切联系。
2011-08-29 astro-ph.GA
The distribution and ages of star clusters in the Small Magellanic Cloud: Constraints on the interaction history of the Magellanic Clouds
本文对小麦哲伦星云中星团的空间分布和年龄进行了新的研究。为了检测和估计星团的年龄，我们依赖于Bitsakis等人开发的新的全自动方法。我们的代码检测到1319星团在中央18度$^{2}$的SMC，我们调查（1108从来没有被报道过）。这些星团的年龄分布表明，大约在2.4亿年前，团簇形成增强。这也意味着棒星系的星团分布与星系的其他部分有很大的不同，年轻的星团主要位于棒星系中。使用相同的设置，从相同的调查数据，我们以前的研究的LMC，我们能够鲁棒地比较两个星系之间的集群属性。我们的研究结果表明，这两个星系中的大部分星系团形成于大约3亿年前，可能是在两个星系之间的直接碰撞过程中形成的。另一方面，年轻的（$\le$ 5000万年）星系团在两个麦哲伦星云的位置，发现他们的酒吧加入HI武器，表明团簇形成在这些地区是一个内部动力学过程的结果。最后，我们讨论了我们在SMC中观察到的团簇形成的明显由外向内猝灭的潜在原因。我们的研究结果与麦哲伦星云之间的相互作用构成了推动其整体演化的主要机制的进化方案是一致的。
2017-12-13 astro-ph.GA
OGLE Collection of Star Clusters. New Objects in the Outskirts of the Large Magellanic Cloud
麦哲伦星系（MS）由大麦云云（LMC）、小麦哲伦云（SMC）和麦哲伦桥（MBR）组成，包含着丰富的星团样本。它们的空间分布、年龄和化学丰度可提供整个系统形成历史的重要信息。我们使用的光学引力透镜实验（OGLE-IV）的第四阶段收集的图像中获得的深测光图构建的最完整的星表中的大麦云使用均匀的测光数据。在本文中，我们提出了在大麦哲伦星云外部区域约225平方度的区域内发现的星团集合。我们的样本包含679个目视识别的星团候选者，其中226个没有在任何先前公布的目录中列出。新星团主要是年轻的小疏散星团或类似于星协的星团。
2016-09-26 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
An ATCA Survey of HI Absorption in the Magellanic Clouds I: HI Gas Temperature Measurements in the Small Magellanic Cloud
我们提出的第一个结果，从小麦哲伦云部分的一个新的澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）HI吸收调查的麦哲伦云，包括超过800小时的观测。我们新的HI吸收线数据使我们能够在低金属量环境中测量冷中性气体的温度和分数。我们观察到22个独立的领域，针对总共55个连续源对其中37个，我们检测到HI吸收，从这个我们测量的列密度加权平均自旋温度为$<T_{s}>=150$ K。分裂成单独的吸收线功能的光谱，我们估计不同的气体成分的温度，并找到一个平均的冷气温度为$\sim{30}$ K为这个样本，低于平均值的$\sim{40}$ K在银河系。HI似乎是均匀分布在整个SMC和我们检测到的$67\%$吸收的视线在我们的样本中，包括一些以外的星系主体（$N_{\text{HI}}>2\times{10^{21}}$ cm $^{-2}$）。冷中性原子气体的光学深度和温度随着空间位置或速度的变化没有表现出强烈的趋势。尽管低金属环境中，我们发现一个平均的冷气体分数的$\sim{20\%}$，没有不同的银河系。
2019-08-13 astro-ph.GA
A near-infrared VISTA of the Small Magellanic Cloud
VISTA观测小麦哲伦云（SMC），作为VISTA麦哲伦云系统（VMC）调查的一部分，为期六年（2010-2016）。所获得的多历元YJK图像使我们能够在近红外区域前所未有的广阔区域内以特殊的细节水平探测恒星星族。这一贡献突出了最新的VMC结果上获得的SMC重点，特别是对年轻的恒星星族的集群，在星系的主体恒星的自行和空间分布的恒星形成历史。
2018-10-02 astro-ph.GA
Cold HI ejected into the Magellanic Stream
我们报告的直接检测到冷HI气体的云喷射的小麦哲伦云（SMC）朝向麦哲伦流。云是SMC外围HI气体碎片壳的一部分。这是第二次利用吸收直接探测到与麦哲伦流有关的冷HI。冷气体是用澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）对河外源PMN J0029 $-$ 7228进行的21厘米HI吸收线观测探测到的。我们发现气体的自旋（激发）温度为$68 \pm 20$ K。我们认为，从麦哲伦云中破碎的超级壳层可能是供应麦哲伦流其余部分的冷气体的来源。
2020-06-02 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
Modeling CO, CO$_2$ and H$_2$O ice abundances in the envelopes of young stellar objects in the Magellanic Clouds
麦哲伦云中的大质量年轻恒星天体显示出红外吸收特征，对应于沿视线的CO、CO $_2$和H $_2$ O冰的显著丰度，这些冰的相对丰度在麦哲伦云和银河系之间不同。在小麦哲伦云的来源中没有检测到CO冰，上限使其相对丰度远低于大麦云和银河系的来源。我们使用我们的气体颗粒化学代码MAGICKAL，具有多个晶粒尺寸和晶粒温度，并进一步扩展它，增加星际辐射场强度的处理，以模拟在MC中观察到的尘埃温度升高。我们还调整元素丰度的化学模型中使用的，在这些贫金属卫星星系的HII区域的观测指导。与网格模型，我们能够重现MC大规模年轻恒星物体（MYSO）中观察到的相对冰分数，表明金属耗尽和晶粒温度升高是MYSO信封冰成分的重要驱动因素。麦哲伦云元素丰度有一个亚银河系的C/O比，增加H $_2$ O冰丰度相对于其他冰;升高的晶粒温度有利于CO $_2$生产H $_2$ O和CO。该模型表明，辐射场强度的变化很大，需要匹配观测到的LMC丰度的范围。CH $_3$ OH丰度被发现在低金属含量模型中增强，为麦哲伦云中复杂有机分子的形成提供了种子材料。
2018-01-24 astro-ph.GA
The VMC Survey - XXIV. Signatures of tidally stripped stellar populations from the inner Small Magellanic Cloud
我们研究了中等年龄的红团星的光度函数使用深，近红外测光数据覆盖$\sim$ 20度$^2$位于整个小麦哲伦云（SMC）的中心部分，包括主体和星系的东翼，根据观测获得的麦哲伦云（VMC）。我们确定的区域，显示前景人口（$\sim$ 11.8 $\pm$ 2.0千秒差距在主体的前面）的形式的距离双峰的红团分布。最有可能的解释是来自SMC的潮汐剥离，而不是麦哲伦云的扩展恒星晕和/或来自大麦云的潮汐剥离恒星。均匀和连续的VMC数据跟踪这一特点的方向麦哲伦桥，特别是，确定（第一次）内部区域（$\sim$ 2 - 2.5千秒差距从中心）的相互作用的签名开始变得明显。这一结果提供了观测证据的麦哲伦桥的形成潮汐剥离的材料从SMC。
2017-01-20 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 Galactic Center Origin for HE 0437-5439, the Hypervelocity Star near the Large Magellanic Cloud
我们利用哈勃太空望远镜成像测量了超高速恒星HE 0437-5439的绝对自行，HE 0437-5439是一颗位于大麦云（LMC）方向的短命B星。我们观察到（μ_α，μ_δ）=（+0.53+-0.25（stat）+-0.33（sys），+0.09+-0.21（stat）+-0.48（sys））mas/yr。速度矢量直接指向远离银河系中心的方向;在3-sigma水平上，从大麦哲伦星系中心的原点被排除。HVS从银河系的飞行时间超过了它的主序星寿命，因此它的恒星性质要求它是一个蓝离散星。大的空间速度排除了银河系圆盘的抛射。结合HVS观测到的轨道、恒星性质和所需的初速度，我们得出结论，HE 0437-5439很可能是由银河系中央黑洞抛出的一个紧凑的双星。
2010-07-20 astro-ph.GA
New HI views of the Galaxy and the Magellanic Clouds
本文综述银河系、麦哲伦云及NGC 6822的HI热结构观测进展，揭示CNM与消光、金属丰度的关系，并展望SKA时代的跨星系研究。
2024-12-04 astro-ph.GA
OGLE Collection of Star Clusters. New Objects in the Magellanic Bridge and the Outskirts of the Small Magellanic Cloud
麦哲伦星系（MS）包括银河系最近的邻居，大麦哲伦云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）以及麦哲伦桥（MBR）。这个系统包含了各种各样的星团样本。它们的空间分布、化学成分和年龄分布等参数提供了有关整个麦哲伦系形成情景的重要信息。利用光学引力透镜实验（OGLE-IV）第四阶段编制的深测光图，我们提出了有史以来最完整的麦哲伦星系星团目录，从均匀的，长时间尺度的测光数据。在本系列的第二篇论文中，我们展示了在MBR和SMC外部区域约360平方度的区域中发现的星团集合。我们的样本包含198个目视识别的星团候选者，其中75个没有在任何以前公布的目录中列出。新发现的星团主要是年轻的小疏散星团或类似星协的星团。
2018-01-17 astro-ph.GA
The Turbulence Velocity Power Spectrum of Neutral Hydrogen in the Small Magellanic Cloud
本文介绍了用速度坐标谱（Velocity Coordinate Spectrum）方法计算小麦哲伦云（SMC）湍流速度功率谱的结果。我们得到的速度谱指数为-3.85和2.3kpc的注入规模。谱指数比Kolmogorov指数更陡，这是预期的激波为主的湍流，这是在SMC气体动力学与过去的作品。2.3千秒差距的注入尺度表明，与大麦云云的潮汐相互作用是这个矮星系湍流的主要驱动力。这意味着星系中的湍流除了超新星注入外，还可能受到多种机制的驱动，星系-星系相互作用可能起着重要作用。
2015-06-10 astro-ph.GA
Discovering Exotic AGN behind the Magellanic Clouds
附近的麦哲伦云系统覆盖了天空中超过200平方度的区域。它的大部分已经在高角分辨率和灵敏度的电磁波谱上绘制了X射线（XMM-牛顿）、紫外线（UVIT）、光学（SMASH）、红外线（VISTA、WISE、斯皮策、赫歇尔）、无线电（ATCA、ASKAP、MeerKAT）。这为我们提供了一个很好的数据集来探索富含恒星的麦哲伦云背后的星系群。我们试图通过机器学习算法在这个精致的数据集上识别和分析AGN。我们的项目重点不在于建立常见类型星系和活动星系核（AGN）的序列和分布，而是试图确定极端的例子，建立在最近偶然发现麦哲伦云背后的独特AGN的基础上。
2020-04-09 astro-ph.GA
