这项工作使用档案HST/COS和FUSE Spectra展示了麦哲伦电晕的证据。在这里，我们描述了我们的数据减少，VOIGT配置拟合和电离建模方法。在整个工作中，除非另有说明，否则所有报告的价值和不确定性都是中值和68％的置信区间。
与CGM的研究外层流系统不同，这项工作集中在LMC周围的CGM上，距离仅为d = 50 kpc（参考文献31）。这种接近意味着与LMCθ的大角分离处的背景类星体对应于相对较小的物理分离。使用ρlmc= dSIN（θ）发现撞击参数ρlmc。在θ> 45°时，此假设不再导致逼真的影响参数估计，我们将需要一个真实的3D模型，以计算气体吸收剂和LMC之间的物理分离。此外，对于大θ的视线，很难将吸收线与LMC和银河系区分开。只有更依赖模型和仿真来识别气体吸收剂的3D位置，才有可能对麦哲伦电晕和多相CGM进行更大的了解。为了使这项工作更加集中于观察结果，因此我们的分析严格限于LMC 45°之内的视线，对应于影响参数的35 kpc。
我们将样品设计为由HST/COS远的紫外线观测，使用G130M和G160M光栅，涵盖了大约1,150–150-1,450Å和约1,405–1,775Å的波长范围。The combination of these gratings enable us to examine the following absorption lines: O I λ 1302, N I λλ 1199, 1200, 1200.7, C II λ 1334, Al II λ 1670, Si II λλ 1260, 1193, 1190, 1526, 1304, Si II λλ 1250, 1253, 1259, Fe II λλ 1608, 1144,SIIIIλ1206，C IVλλ1548，1550和Si IVλλ1393，1402。在先前开发的基于Carcos33数据还原数据的原始产物的自定义还原和波长校准方法10,32之后，对COS光谱进行处理。为了去除OIλ1302和SIIIλ1304中的地理隆气门污染，我们仅使用轨道夜间时进行观测来使用第二张钙调降低数据。
cos远的紫外线观测值的天然像素大小为2.5 km s -1，光谱分辨率（最大宽度为一半）约为20 km s -1和G130m和G160m光谱的频谱分别约为20 km s -1和约15 km s -1。我们将所有光谱汇编，以便将所得的光谱用每个分辨率元件用两个像素采样。
对于我们的样品中的15个视线，还可以提供档案保险丝光谱，并分析以搜索O VIλ1031，1037吸收。但是，只有六个视线具有足够高的S/N比来进行测量。这些波长落在保险丝LIF1通道上，光谱分辨率约为20 km s -1，而天然像素大小为2 km s -1，我们将其固定在每个分辨率元件的Nyquist样品上，有两个像素。按照自定义方法类似于HST/COS Spectra34,35的定制方法，这些保险丝数据被减少和对齐。OVIλ1031在λ1032.356处的分子H2吸收可能会受到污染，该污染物在O VI框架中大约对应于130 km s -1。然而，由于视线的银河纬度很高，而且在大多数情况下，这种污染的预期贡献很小。
我们使用开源Python软件VoigtFit36在使用HST/COS观察到的G130M和G160M光栅的几种离子中对吸收的VOIGT配置文件拟合。该过程使用了最小二乘优化器37，其中最新的原子数据为38,39,40，并以近似宽度的高斯构图，其最大宽度的最大宽度与观察到的光栅分辨率相对应。尽管这种仪器剖面的高斯近似并不是一个精确的表示，但已证明它对弱高速分量的拟合结果几乎可以忽略不计21。对于所有离子拟合，我们使用三阶多项式拟合到感兴趣的吸收线的连续体进行归一化光谱。然后标记被高红移吸收成分污染的吸收光谱区域以避免配合。
我们首先拟合所有低和中间离子的吸收（O I，N I，C II，C II*，SI II，Si III，Al II，Fe II），同时允许在显示一般一致时将组件线中心绑在离子之间。C II*线始终污染C II在+250 km s -1中的吸收测量。当在此速度下有混合C II分量时，我们根据以前的Work41的平均测量值将C II*柱密度固定在1013.8 cm -2的恒定值时，但是在这些情况下，在我们的分析中未使用+250 km s -1接近+250 km的C II柱。SiIIIλ1206过渡经常饱和，要求将线宽绑定以匹配拟合的SI II线宽。最小允许的线宽为9 km S -1的基础是根据仪器分辨率应用，最大线宽仅作为高度混合组件的约束，如果需要将它们收敛至最佳拟合。
然后按照相同的步骤同时拟合C IV和SI IV，但是与低离子结果无关以避免偏向我们的分析，因为高离子成分结构可能不同。当数据可用并确定合理的连续体时，从保险丝吸收的O VI吸收也可以独立拟合。如果低离子和高离子的组件结构匹配，则在拟合过程后标记它们，以便可以在随后的步骤中比较它们的列密度，线宽和线中心。此外，我们计算了任何过渡的上限，在观察到的光谱42,43的S/N比没有看到吸收的任何过渡中。最后，归因于银河系或已知中间速度或高速云的拟合组件，以避免污染我们的分析。我们注意到，固定图案噪声的某些污染仍然存在于我们的降低光谱中，这可能会影响我们测得的柱密度，并且在我们的估计误差中不考虑。
总共在28个视线范围内，我们最初识别了可能归因于麦哲伦系统的112个独特的速度组件。然后，我们强加了速度阈值，仅在VLSR> 150 km S -1上考虑吸收器，以避免与银河系相关的吸收器受到污染44。使用观察到的成分速度和麦哲伦系统的模拟的组合确定150 km S -1的速度阈值7；它代表了最好分开银河系和麦哲伦成分的值，并且与以前对麦芽素吸收的运动学研究一致12,14。此外，该速度阈值受动力学论证的支持：鉴于LMC质量，病毒定理预测，麦芽岩气体的速度分散速度为50 km S -1，以LMC速度为中心为280 km s -1的LMC速度为280 km s -1，这意味着95％的岩岩气体为180 km s -s -s -s -s -s -1和380 km 1和380 km 1和380 km 1和380 km 1和380 km 1和380 km 1和380 km。结果，我们的最终样本具有52个独特的麦哲伦速度成分，这些速度成分基于它们的运动学和光电离模型进一步分析。在扩展数据表1中给出了这52个C IV的VOIGT剖面模型参数，而SI IV组件给出了，并且在扩展数据表2中显示了十个独特的麦芽岩O VI吸收成分。扩展数据图1显示了我们所测量的CIVλ1548和OVIλ1031吸收线对我们的样品进行样品。扩展数据图2a显示了从VLSR> 150 km s -1处的几个低离子和高离子中测得的HST/COS色谱柱密度作为LMC冲击参数的函数。所有低离子均显示径向剖面的下降，类似于高离子中所示的关系（图2）。
在扩展数据中显示了我们观察到的径向轮廓与COS-DWARFS Survey23和M31（参考文献24）中所见的比较。我们基于围绕临界密度R200的200倍的平均过度密度的半径范围，将影响参数测量标准化，这通常用作CGM研究中病毒半径的度量。在这些调查与我们的工作之间重叠的径向区域中，LMC的曲线下降更加集中，可能会截断。由于LMC光环已经在银河系的病毒半径之内，因此预计将被潮湿，因此预计会有这种截断的轮廓。但是，估计R200的不确定性在COS-DWARF和M31调查中为50％，我们使用的LMC值为R200 = 115±15 kpc。
我们的光谱可以在Barbara A. Mikulski档案馆公开访问太空望远镜（MAST）。可以在https://github.com/deech08/hst_magellaniccorona上访问我们的拟合参数的完整表，以及我们最佳拟合的摘要。
我们使用1D Cloudy45辐射转移模型来模拟吸收气体的物理条件。我们的多云模型需要四个关键输入才能运行：（1）外部辐射场，（2）观察到的柱密度测量值，（3）指定的停止条件以达到收敛性和（4）气相金属性。所有模型都假设平行的几何形状和恒定气体密度。
云层中的入射辐射场需要形状和强度。假设来自LMC和SMC的辐射场具有相同的光谱形状10,46,47，我们采用银河系逃脱辐射场模型来设置辐射场的形状。辐射场向每种视线的强度是由从已发表的电离模型确定的氢离子化光子通量φH设置的，该电离模型包括LMC，SMC和Milky Way20的贡献。我们在3D空间中重建此模型，以插值任何指定位置的初始值。在我们的模型中，我们允许φH成为一个自由参数，因为尚不清楚与吸收材料的精确距离。我们还包括来自乳突外紫外线背景48和宇宙射线背景49的持续贡献。
我们使用Cloudy的内置“优化”命令来改变我们的免费参数并找到最佳参数来解释我们观察到的列密度和上限45,50。优化模型最多使用三个可能的游离参数：（1）上述氢离子化光子通量，φH，（2）总氢数密度NH，即等离子，原子和分子氢的总和，该等值质量的氢密度和（3）中性水柱d密度（NH i）停止了中性氢柱digess（3）中性水的氢气密度。对于具有H i或o检测的视线，观察到的H I或O I柱密度测量可作为停车条件，模型仅使用前两个自由参数（φH和NH）。对于没有H I或O I的视线，我们使用所有三个自由参数（φH，NH和NH I）。一旦Cloudy的优化方法找到了可能的参数解决方案，我们将在指定的最佳参数上运行一个最终的多云模型，以产生离子柱密度和气体温度的预测，包括高离子（SI IV，C IV，O VI，O VI）柱密度的预测。To ensure Cloudy does not settle at local minima in the optimization process, we use a broad range of initial densities from log10(nH/cm−3) = −3 to 1 and ionizing fluxes ΦH in a range of 3 dex around the model prediction at D = 50 kpc, but still find a resulting narrow range of total hydrogen densities (nH), ionized gas temperatures (Te), neutral atomic hydrogen columns（NH I）在所有视线和速度成分中均和离子化原子氢比N（H II）/N（H I）。此外，我们还在较大的自由参数范围内运行一个粗网格，以帮助确认我们的解决方案确实是最佳的，而不是本地的最小值。
尽管已经在LMC，SMC，Magellanic Bridge51和Magellanic流中测量了星际中型气相金属度，但麦芽素CGM的金属性高度不确定。为了估计气体金属性，我们将样品中的视线用于HE 0226–4110，与最近发表的Fuse光谱分析重叠，以测量中性氢柱密度56。对此视线的两个吸收成分可能属于VLSR = +174 km s -1和+202 km S -1的麦芽岩电晕，提供了测得的中性氢柱密度，以将其设置为云状的停止条件。不幸的是，在COS或FUSE数据中尚未检测到O I的吸收，因此使用云层优化模型（如上所述）计算金属性，从而使总氢密度，氢离子化的光子通量和金属性变化。根据所有可用金属离子的测得的COS柱密度和未检测到吸收时的任何上限，多云模型是根据测量的COS柱密度进行了优化的。这两个组件的结果是log10（φh/photons s -1）= 5.06，log10（nh/cm -3）= -1.58和[z/h] = -0.72，VLSR = +174 km s -1组件和log10（φh/photons s -1）和logh/photos s -1 = 4.95，log10（nh/log10（nh/potons）= +174 km s -1组件[z/h] = -0.62 vlsr = +202 km s -1组件。根据这些结果，我们采用平均[z/h] = -0.67作为光电离气体的气相金属性。对于界面和电晕中的热气体，我们假设[z/h] = -1的气相金属性，因为我们期望这种更原始的气体的金属性较低。
我们的最佳云模型集为单相光电离气体的高离子Si IV，C IV和O VI的预期色谱柱密度提供了预测。但是，观察到的高离子柱比光电离预测更大（按数量级）要大得多。在所有可能与麦哲伦系统相关的视线和吸收成分中，我们发现72％的Si IV和84％的C IV吸收成分小于10％的光电离。我们使用此10％（1-DEX）阈值来定义未光电离世的麦芽素吸收器样品（请参见图2中的阴影成分）。这些C IV和SI IV吸收器可能出现在T = 104.3–4.9 K的界面中。
使用平衡或时间依赖性的非平衡碰撞电离模型16，可以很好地描述观察到的三个离子化麦芽素化吸收。在这两种情况下，我们都可以根据C IV和SI IV柱密度的比率来推断电子温度，因为C IV和Si IV线的近距离表明两个离子是共同空间的。对于平衡模型的温度和温度的建模关系，对于等值的时间依赖性模型，在扩展数据中显示了一系列金属率的扩展数据。然后，推断的温度用于确定C IV电离部分，可以从中计算总电离氢（H II）柱密度，从而导致图3B所示的测量值。总共，在扩展数据中显示了光电离和碰撞电离气体的温度分布。在测量O VI吸收的视线中，我们发现吸收OVI的气体需要比C IV和Si IV吸收气体更高的温度，这表明O VI在一个单独的，更热的相中出现。在高金属性下，对于我们观察到的柱密度比的低温溶液是可能的，但在麦芽岩冠状气体预期的较低金属度（低于0.1太阳能）下，情况并非如此。
我们还考虑了最新的碰撞电离模型，其中包括来自外层次背景的光电离子57。但是，这些模型不包括在银河系和LMC附近建模云所必需的非异向辐射场，并且仅使用一般背景辐射场提供近似的预测。取而代之的是，我们仅考虑两种完全光电离或完全碰撞电离的情况，但是请注意，全图需要考虑从银河系和麦哲伦云一起考虑碰撞电离和光电离。
在这里，我们描述了我们用来支持意义主张的统计检验。在整个工作中，我们采用了p = 0.05的显着性阈值p值。
在我们的VOIGT剖面拟合过程中，基于其近似质心速度，单个组件最初是在低离子和高离子上配对的。这种配对过程固有地存在偏见，因为它假设各个离子的组件是物理绑扎的，并且导致速度质心的可能差异最低，以进行我们的分析。但是，对于低离子和高离子，速度结构在质量上彼此良好，两种情况下的吸收成分在相似的速度下。对于O VI吸收系质心而言，这种对应关系不太清楚，因此以相同方式匹配O VI成分的对应关系更不确定。结合相对较低的S/N比（≈10）和光谱的中等速度分辨率（20 km S -1），我们无法完全解析所有吸收成分。因此，我们发现低离子和高离子的运动学特性的比较通常尚无定论。但是，运动学仍然与我们的主要结论一致，即C IV和Si IV在凉云与麦哲伦电晕之间的接口中出现，因为在接口模型中，低离子的速度结构应链接到高离子和高离子的速度结构。在考虑O VI时，我们计算了其他离子（SI III或C IV）中最接近的吸收成分的速度偏移，并发现速度偏移分布的宽度分别具有和标准偏差。这在低离子和C IV之间的速度差异分布的宽度更大，以相同的方式匹配，从而支持OVI在不同阶段存在的结果。
我们显示了配对（根据voigt配置文件拟合过程中的速度匹配）在扩展数据中的组件宽度差异图5a。配对线宽的差异不会显示出统计学意义。但是，在考虑我们的线宽测量群体时，我们确实发现与三位离子化的C和Si相比，单电离C和Si的线宽分布之间存在统计学上的显着差异（请参见其在扩展数据中的分布图4C，D）。对零假设的统计检验的统计检验，即通常在C和SI的p值阈值0.05处拒绝单一和三个电离的线宽。我们对10,000个自举样品进行测试，以说明线宽的测量误差。C IV和C II线宽返回P值（68％置信区间），其中78％的自举样品低于我们的p值阈值0.05。同样，SI IV和SI II线宽返回p值，其中93％的自举样品低于我们的显着性阈值。
我们使用Kendall的τ秩相关系数与审查相关系数与LMC冲击参数在C IV和SI IV之间的统计学意义与审查相关系数，这提供了对两个变量之间的单调关系的强大度量58,59。麦芽素化的电晕显示出对C IV和SI IV均为阴性的系数的分布，平均值为τ= -0.4±0.1和τ= -0.3±0.1，如图6所示，C IV的P量允许p-values的p量。而SI IV的P值只能在考虑我们所有数据时以73％的限制拒绝。当仅考虑在ρlmc> 7 kpc处的吸收器时，Si IV抗相关的显着性变得更强，在10,000个Bootstrap样品中89％的P <0.05，平均值为τ= -0.4.4±0.1，但是C IV的变化是可忽略的。使用Markov链蒙特卡洛分析（Monte Carlo Analysis）发现了抗相关线的最佳拟合线，并检查了上限和测量误差60。对于O VI测量值，Kendall的τ等级相关系数不太可靠，因为我们只有六个数据点，并且不是结论性的。
先前的模拟能够通过潮汐剥离来解释与麦哲伦流有关的许多电离气体，而不会存在电晕61。如果是这种情况，并且流是电离气体的主要来源，那么我们希望看到C IV柱密度与距Magellanic流的距离（绝对麦哲伦流纬度）的函数更强的相关性，而不是LMC Impact参数的函数。我们使用部分Spearman等级相关测试来评估我们测量的离子柱密度与LMC冲击参数或绝对麦哲伦河流纬度之间相关性的强度，同时消除了对方的效果。我们注意到，对于此测试，我们仅考虑碰撞电离的C IV和Si IV柱，但考虑了低离子的所有观察到的列。在扩展数据表3中给出了测试的相关系数和无相关性假设的相关系数和p值。对于大多数离子，在消除绝对麦芽岩的影响后，与LMC撞击参数相关性与LMC撞击参数的相关性明显更强。但是，Fe II的部分相关测试尚无定论，O i的测试表明与绝对麦哲伦的纬度有更强的相关性。这些测试与我们测量的气体吸收剂的麦哲伦电晕和CGM起源是一致的，除O I外，这可能更偏向于追踪冷却器，潮湿的气体在麦哲伦流中。
在扩展数据图7中，我们显示了麦哲伦坐标中麦芽岩系统图上对碰撞电离C IV柱的测量，以及从先前对麦哲伦流的调查中吸收所有C IV吸收的测量结果。当考虑所有C IV时，表面密度曲线沿着麦哲伦流的方向扩展得多，但是随着我们采用的速度阈值和去除光电离气体的去除，以LMC为中心的径向剖面很明显，尤其是在考虑在我们的样品上重叠的视线和前一个样品。
在先前的工作中，大部分观察到的C IV吸收被解释为来自潮汐剥离的，较冷的气体周围的界面，其热量大约106 k milky Way Corona。该结论的基本前提在我们的样本中仍然有效，但是以LMC为中心的强径向剖面表明，形成界面的更热的气体相互作用也应集中在LMC上，而不是银河系。因此，大约105.5 K处的麦哲伦电晕可以解释我们观察到的径向谱和观察到的C IV吸收。
我们对麦哲伦CGM每个阶段质量的估计是从电离氢柱密度与LMC冲击参数之间的关系得出的。对于每个相（约104 K，大约104.9 K和约105.5 K），最佳拟合线性回归模型适合与ρLMC的函数离子化的氢柱。然后，使用
其中MP是质子质量，而FCOV是覆盖部分。
对于大约104 K气体，每个方向的离子化氢柱密度直接从多云模型得出，覆盖分数FCOV = 0.82，因为在我们样品中的23/28个方向上检测到低离子。但是，我们注意到，低离子的覆盖分数往往会随着LMC冲击参数的函数而减小，但使用恒定覆盖分数作为近似值。
对于104.9 K的气体，使用C IV柱密度和最佳拟合温度得出每个视线中的总电离氢柱密度，并使用碰撞电离模型16使用最佳拟合温度。
其中FC IV = C3+/C是在最佳拟合温度下三位离子化碳的比例，而[z/h] = 0.21 [z/h]是金属性。对于C IV，基于我们样品中观察到的C IV吸收的检测率，ρLMC<30 kpc的覆盖部分设置为ρLMC<30 kpc的FCOV = 0.78，而FCOV = 0.3。派生的色谱柱密度与LMC冲击参数之间的关系允许我们的质量计算大约104 K和大约104.9 K的气体收敛，如果我们集成到500 kpc，则最多会变化0.1 DEX。
对于大约105.5 K的气体，使用碰撞模型中的O VI吸收柱再次发现质量，并使用
并使用用于大约104.9 K气体的相同覆盖分数校正。在这里，我们使用每个碰撞模型的最大FO VI值，在FOVI≈0.2时峰值接近105.5 K。该阶段的最佳拟合线不会收敛，因此集成径向轮廓在很大程度上取决于所考虑的径向范围。取而代之的是，我们仅在观测值的边界（6.7 kpc <ρlmc<32.5 kpc）之间进行整合，并仅在该区域呈现近似的电晕质量。
