Precision Southern Hemisphere pulsar VLBI astrometry: techniques and results for PSR J1559-4438
我们描述了一个数据减少管道VLBI天体测量观测的恒星，使用ParselTongue AIPS接口实现。管道执行校准（包括电离层建模），相位参考与参考源结构的适当会计，脉冲星闪烁的幅度校正，和位置拟合产生的位置，自行和视差。最佳的数据加权方案，以最大限度地减少视差拟合的总误差预算，以及该计划如何变化与脉冲星参数，如通量密度，也进行了研究。所采用的技术的鲁棒性证明与介绍的第一个结果，从一个为期两年的天体测量计划，使用澳大利亚长基线阵列（LBA）。PSR J1559-4438的视差被确定为0.384 ± 0.081 mas（1 sigma），导致距离估计为2600 pc，这与早期的DM和HI吸收估计一致。
2008-08-12 astro-ph
Sub-milliarcsecond precision spectro-astrometry of Be stars
Be星周围的盘的起源仍然不清楚。进一步的进展需要适当的参数化的结构，空间和运动学。这是具有挑战性的，因为磁盘非常小。在这里，我们评估一种新的方法是否能够提供这些数据。我们获得了光谱天体测量周围的Pa β线的两个明亮的Be星，α Col和zeta Tau，寻找磁盘签名。该数据的质心位置的像素到像素精度为0.3。0.4毫角秒是迄今为止最精确的此类数据。数据中存在0.85 mas水平的伪影，但这些伪影很容易识别，因为它们在我们的冗余数据集中不可重复。这确实说明了需要采取多个数据，以避免虚假的检测。的数据进行了比较，由于旋转磁盘周围的恒星的光谱天体测量签名的简单模型模拟。如果旋转开普勒，我们发现的盘半径上限对应于几十个恒星半径的盘大小。这是非常接近的观测测量和理论上预期的磁盘大小，因此，本文表明，光谱天体测量，其中我们提出的第一个这样的尝试，有可能解决磁盘周围的Be星。
2008-07-23 astro-ph
Applications of precision astrometry to studies of massive YSOs
我们提出了VLBI观测的H $_2$ O脉泽发射对一个选择的大质量的年轻恒星天体（YSO）。在这些来源之一，IRAS 20126 +4104，测得的自行证实，水脉泽斑点跟踪的非常根（约100 AU）的锥形双极流出出现的位置附近的嵌入YSO，是一个很好的工具，调查的结构和运动学的流出/射流。我们还提出了初步的结果，第一个时代EVN观测的选择5个高质量的YSO，以评估在这些来源的脉泽斑点和分子外流的精确关联。
2004-12-17 astro-ph
A Mass for the Extrasolar Planet Gl 876b Determined from Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor 3 Astrometry and High-Precision Radial Velocities
我们报告的第一个天体测量确定质量的太阳系外行星，一个同伴以前发现多普勒光谱。径向速度首先提供了一个星历表，利用该星历表可以安排在伴星和远日星附近进行{ \it HST}观测的重要部分。在这些轨道阶段的天体测量残差表现出系统的偏差一致的扰动，由于行星质量的同伴。结合{ \it HST}天体测量与径向速度，我们解决了自行，视差，扰动的大小，倾角和位置角的节点线，而约束周期，速度振幅，经度的近星点，和偏心率的值确定的径向速度。我们发现扰动半长轴和倾角$α$ = 0.25 $\pm$ 0.06 mas，$i$ = 84 \arcdeg $\pm$ 6 \arcdeg，和GI 876绝对视差，$π_{abs}= 214.6 \pm$ 0.2 mas。假设主星的质量是$M_* = 0.32M_{\sun}$，我们就可以得到行星G1 876 b的质量为$M_b = 1.89\pm0.34M_{Jup}$。
2002-12-04 astro-ph
Phase Referencing and Narrow-Angle Astrometry in Current and Future Interferometers
大气湍流是地基干涉仪面临的一个严重问题。它严格限制了灵敏度和测量精度。相位参考是一种通过使用明亮的参考星来克服这些限制的方法。Palomar试验台干涉仪设计为使用相位参考，因此可以向第二个（科学）光束组合器提供一对相位稳定的星光光束。我们已经使用这种能力进行了几项有趣的研究，包括非常窄角天体测量。对于近距离（1角秒）的恒星对，我们能够达到20-30微角秒范围内的差分天体测量精度。
2004-07-14 astro-ph
Reference-less detection, astrometry, and photometry of faint companions with adaptive optics
我们提出了一个完整的框架检测，天体测量，测光的微弱同伴从一系列的自适应光学校正短曝光。该算法利用轴上和离轴强度之间的统计差异。使用温和的Strehl比数据获得的自然导星自适应光学系统的利克天文台的3米谢恩望远镜，我们比较这些方法的PSF拟合的标准方法。我们给舔系统的检测限，以及第一个指导预期的精度差测光和天体测量的新技术。所提出的检测方法提供了一种确定动态范围的新方法，而差分测光和天体测量的新算法对于PSF拟合失败的非常微弱和接近的同伴产生准确的结果。这三种算法都是自校准的，即它们不需要观测校准星，从而提高了观测效率。
2009-07-14 astro-ph
Impact of the Atmospheric Refraction on the Precise Astrometry with Adaptive Optics in Infrared
研究了大气差色折射对相对天体测量的影响。具体地说，我们解决的问题，测量的距离近对双星的自适应光学在J和K波段。我们调查的天气条件，天顶距离，恒星的光谱类型和观测波长上的天体测量精度的影响，并确定这些参数的准确性，这是必要的探测系外行星与现有的和计划中的大型地面望远镜与自适应光学设施。本文利用简单单色折射的解析公式和一种完整的方法，以及适当简化的程序，计算了各种观测条件下的折射改正。指出在天体测量研究中必须考虑大气折射，但在许多情况下并不一定要考虑全过程。规定了达到一定天体测量精度的要求。
2009-03-16 astro-ph
Toward High-Precision Astrometry with WFPC2. I. Deriving an Accurate PSF
进行高精度天体测量的第一步是测量单个图像中的单个恒星，当图像采样不足时，这一步充满了危险。在欠采样图像中避免系统位置误差的关键是确定极其精确的点扩散函数（PSF）。我们应用{ \it有效} PSF的概念，并表明，在图像中，由像素组成的ePSF，而不是经常使用的仪器PSF，体现了准确的恒星位置和星等的信息，可以得出。我们展示了如何，在一个丰富的星场，人们可以使用的信息，从抖动曝光，以获得一个非常准确的有效PSF之间的迭代PSF本身和我们测量的恒星位置，我们也给出了一个简单而有效的程序来表示空间变化的HST PSF。通过对点扩散函数的关注，我们发现我们能够以0.02像素的精度测量单个图像中单个相当明亮的恒星的位置（WF帧中为2 mas，PC中为1 mas），但系统精度优于0.002像素（WF中0.2 mas，PC中0.1 mas），从而可以可靠地组合多个观察结果以通过$\surd N$提高准确度。
2000-06-22 astro-ph
Probing micro-arcsec astrometry with NACO
相对天体测量的精度远优于1 mas（毫角秒）通常被认为是干涉测量的领域。Pravdo & Shaklan（1996）在光学领域的开创性工作，在直接成像中达到了150微弧秒的精度，但最终受到大气湍流和差分色折射（DCR）效应的限制。Neuhaeuser等人（2006年，2007年）证明，在近红外窄带滤光片中使用NACO进行AO辅助观测，可以在1小时内对0.6角秒的双星进行约50 μ as（微arsec）的测量，并且不受DCR效应的影响。这为太阳系外行星的天体测量探测和确定其真实质量开辟了新的可能性。我们在这里讨论如何改进测量和解决必要的校准。
2007-06-18 astro-ph
Detectability of planets in wide binaries by ground-based relative astrometry with AO
许多行星候选者已经被发现的径向速度变化的主要恒星;他们是行星候选者，因为未知的轨道倾角。探测到另外两个维度的摆动，用天体测量学来测量，就会得到倾角，从而得到伴星的真实质量。我们的目标是表明，行星可以确认或发现在一个密切的视觉恒星双星系统测量的天体测量摆动的系外行星的主恒星的周期性变化的分离，甚至从地面。我们测试的可行性与HD 19994，一个视觉二进制与一个径向速度行星候选人。我们使用的自适应光学相机NACO在VLT与其最小的像素尺度（13 mas）的高精度天体测量。在一个晚上拍摄的120张图像中测量的分离度显示为遵循白噪声，因此标准偏差可以除以图像数量的平方根以获得精度。本文介绍了第一批结果，并探讨了用自适应光学进行相对天体测量所能达到的精度。通过仔细的数据处理，有可能在1小时内用VLT/NACO观测获得0.6弧秒的相对天体测量精度低至50微弧秒，这是用地面上的单台望远镜获得的最好的相对天体测量精度。在这里用AO在8米的镜面上展示的相对天体测量精度足以检测行星HD 19994 Ab的天体测量信号，作为HD 19994 A和B之间间隔的周期性变化。
2006-10-18 astro-ph
Chromaticity in all-reflective telescopes for astrometry
色差效应通常与折射光学有关，因此反射式望远镜被认为不受色差影响。我们发现，全反射光学仍然承担显着水平的这种扰动，这是特别重要的现代微弧秒天体测量实验。我们分析的图像形成和测量过程中得到一个精确的定义的图像位置的色度变化，我们评估的光学设计的关键方面的色度。与色度相关的基本要求是光学设计和波前误差的对称性。最后，我们解决了一些光学工程问题，如制造和调整，提供建议，以尽量减少退化，色度引入天体测量。
2005-12-15 astro-ph
Taking the Measure of the Universe: Precision Astrometry with SIM PlanetQuest
微弧秒精度的精密天体测量可应用于广泛的天体物理问题。本文是一项研究的科学问题，可以解决使用的仪器，提供约4微弧秒的目标，微弱的V = 20，差分精度为0.6微弧秒的明亮的目标，并与灵活的调度。科学主题主要来自2000年为空间干涉测量任务PlanetQuest（SIM PlanetQuest）选定的团队重点项目。我们利用这次任务的能力来说明现代天体物理学中下一级天体测量精度的重要性。SIM PlanetQuest目前正处于详细设计阶段，已于2005年完成了飞行仪器所需的所有使能技术。这将是为精密天体测量而设计的第一台天基长基线迈克耳孙干涉仪。SIM将对许多天文学领域做出巨大贡献，包括恒星和银河系天体物理学，邻近恒星周围的行星系统，以及类星体和活动星系核的研究。SIM将使用差分天体测量法在最近恒星周围的“宜居带”中搜索质量与地球一样小的行星，如果类地行星很常见，它可能会发现几十颗。它将是探测年轻恒星周围行星的最有能力的仪器，从而提供有关行星系统如何诞生以及它们如何随时间演变的见解。SIM将观测大量的非常高质量和低质量的恒星，提供1%的恒星质量，这是挑战物理模型所需的精度。利用精确的自行测量，SIM将探测银河系质量分布以及星系晕的形成和演变。（节略）
2007-11-07 astro-ph
Search for extrasolar planets with high-precision relative astrometry
我们提出了我们的搜索程序，使用高精度相对天文学的亚恒星同伴。由于它围绕恒星的轨道运动，一个看不见的亚恒星伴星会产生主恒星的周期性“摆动”，这是看不见的伴星的天体测量信号。通过测量双星系统和三星系统组成部分之间的距离，我们希望间接地测量一个可能看不见的伴星的天体测量信号，作为这些距离的相对和周期性变化。使用新的观察模式（“立方体模式”）其中帧直接保存在立方体中而在读出期间几乎没有时间损失，一个自适应光学系统来校正大气噪声，一个红外窄带滤波器在近红外线来抑制差分色折射（DCR）效应，我们实现了我们的第一个目标（双星HD 19994）的分离测量的相对精度约为100... 150微阿秒/时为了达到微弧秒制度的精度，我们使用统计方法。我们每个目标和历元取几千帧，并且在高斯分布的验证之后，测量精度可以计算为我们的测量的标准偏差除以高斯分布测量的数量的平方根。我们观测到的第一个目标是恒星双星HD 19994 A & B，其中A分量有一个已知的径向速度行星候选者。
2008-03-28 astro-ph
Extremely high precision VLBI astrometry of PSR J0437-4715 and implications for theories of gravity
使用最近升级的长基线阵列，我们测量了PSR J 0437 -4715的三角视差，精度超过1%，这是迄今为止最精确的脉冲星距离测定。将VLBI距离测量结果与脉冲星计时获得的运动学距离进行比较，后者是根据脉冲星的自行和轨道周期的表观变化率计算的，给出了太阳系和PSR J 0437 -4715之间未建模的相对加速度的精确限制，可用于各种应用。首先，它表明牛顿引力常量G随时间变化是稳定的（\dot{G} /G =（-5 +-26）x 10^{-13} yr^{-1}，95%置信度）。其次，如果在当前引用的极限下存在随机引力波背景，则该零结果将在约50%的时间内失败。第三，它排除了50%天空中距离太阳226 AU以内的行星（95%置信度）。最后，视差和轨道周期导数距离的~1%的一致性为所有天文距离所依据的视差距离方法提供了基本的确认。
2008-08-12 astro-ph
Limits of ultra-high-precision optical astrometry: Stellar surface structures
我们调查的天体测量影响的恒星表面结构作为一个实际的限制，超高精度天体测量，例如在系外行星搜索的背景下，并量化的HR图的不同区域的预期效果。恒星表面的结构很可能会产生恒星的综合通量和径向速度的波动，以及观测到的光心的变化，即天体测量抖动和闭合相位。我们使用支持蒙特卡罗模拟的理论考虑，以获得相应的天体测量，测光，径向速度的影响之间的统计关系。对于大多数恒星类型，由于恒星表面结构的天体测量抖动预计将在10微天文单位或更大。这超过了通常由地球大小的系外行星在宜居带引起的天体测量位移，对于长寿的主序星来说，这大约是1-4微天文单位。只有光度变化极低（<0.5毫等）和磁活动极低的恒星（与太阳相当），天体测量抖动才能达到1微天文单位的量级，足以让天体测量探测到宜居带中地球大小的行星。虽然恒星表面结构可能因此严重损害小型系外行星的天体测量探测，但它对大型（天文学大小）行星的探测以及对恒星视差和自行的确定的影响通常可以忽略不计。从星点模型，我们还得出结论，常用的斑点填充因子是不是最相关的参数量化斑点的天体测量，光度和径向速度的变化。
2007-06-12 astro-ph
Precise Astrometry of Visual Binaries with Adaptive Optics. A Way for Finding Exoplanets?
本文介绍了200英寸Hale（Mt. Palomar）和10米Keck II（Mauna Kea）望远镜，两者都带有自适应光学设施。在近红外波段观测到一组近距离可见双星和多次双星，测量了它们的相对间隔和位置角。还检验了某些系统效应（如大气折射、变化的板块尺度因子）对天体测量结果和精度的影响。我们的结论是，在目视双星天体测量观测，有可能达到更好的精度比1毫角秒，这在许多情况下允许检测的天体测量信号产生的行星质量的对象。
2008-07-25 astro-ph
The Mass of the Candidate Exoplanet Companion to HD 33636 from Hubble Space Telescope Astrometry and High-Precision Radial Velocities
我们已经确定了HD 33636的伴星的动力学质量，这表明它是一颗低质量恒星，而不是系外行星。我们的结果是基于哈勃太空望远镜（HST）天体测量和地面径向速度数据的分析。我们已经获得了高节奏的径向速度测量跨越1.3年的HD 33636与Hobby-Eberly望远镜在麦当劳天文台。我们将这些数据与之前公布的速度相结合，创建了一个跨越九年的数据集。我们使用这个数据集来搜索，并对HD 33636系统中其他伴星的存在进行质量限制。我们使用HST Fine Guidance Sensor 1 r对该系统进行的高精度天体测量观测跨度为1.2年。我们同时模拟径向速度和天体测量数据，以确定视差，自行和摄动轨道参数的HD 33636。我们推导出的视差，π = 35.6 +/- 0.2 mas，与依巴谷值的不确定性一致。我们发现扰动周期P = 2117.3 ± 0.8天，半长轴a_A = 14.2 ± 0.2质量，系统倾角i = 4.1 ± 0.1度。假设主星的质量M_A = 1.02 +/- 0.03 M_sun，我们得到伴星的质量M_B = 142 +/- 11 M_jup = 0.14 +/- 0.01 M_sun。伴星的真实质量相对于根据光谱轨道参数估计的最小质量（M sin i = 9.3 M_jup）要大得多，这是由于近面对面的轨道取向。这一结果表明，后续天体测量观测对于确定用径向速度方法探…
2007-05-21 astro-ph
High-precision astrometry on the VLT/FORS1 at time scales of few days
我们调查的天体测量的精度与VLT/FORS 1相机，并考虑潜在的应用。这项研究是基于两个时代（2000年和2002/2003年）的框架系列的观测选定的银河隆起的天空区域，获得了与FORS 1在连续四个晚上。减少进行了一种新的技术，消除大气图像运动，不需要目标和参考对象之间的区别。天文测量的位置精度被发现只受到恒星光心测定精度的限制，对于明亮的不饱和恒星B=18-19，通常每次测量的光心为200-300微弧秒。几个统计测试表明，在1-4夜的时间尺度上，测量位置的残余噪声基本上是白噪声，没有系统的仪器特征，也没有明显偏离高斯分布。我们的数据表明，配备FORS 1/2相机的VLT可以有效地用于行星微透镜事件的天体测量观测和其他需要高精度的应用，预计50帧（R滤光片1小时）的VLT可以达到30-40微弧秒。
2007-04-30 astro-ph
The orbits of the quadruple star system 88 Tau A from PHASES differential astrometry and radial velocity
我们使用了Palomar高精度天体测量搜索系外行星系统项目的高精度差分天体测量和涵盖20年时间跨度的径向速度测量来确定88 Tau A系统的轨道参数。金牛座88是一个复杂的多星系统，共有6颗恒星;我们研究了其中最亮的4颗，由两对短周期恒星组成，它们的轨道周期为18年。我们提出的第一个轨道解的短周期对之一，并确定组件的质量和距离系统的百分之几的水平。此外，我们的天体测量使我们能够首次确定轨道的相互倾斜。我们发现子系统是不共面的。
2007-10-16 astro-ph
High Precision Astrometry with VLBI: from the Triangle 1803+784/1928+738/2007+777 to the Complete S5 Polar Cap Sample
VLBI技术能以毫角秒的分辨率对致密射电源成像，并能以亚毫角秒的精度确定天体相对位置。我们从微分相位的加权最小二乘分析中确定了三角形1803+784/1928+738/2007+777中射电源之间的角间距，精度为毫弧秒。将1928+738/2007+777对的估计分离与先前从不同时期的数据中获得的此类估计进行比较，使我们能够将1928+738在不同时期的地图与2007+777的地图进行比对，表明1928+738的喷流分量显示出自行，并建议对该射电源的核心位置的识别。我们还对S5极冠的完整样品进行了天体测量，在距天北极20度以内的13个源中包括上述3个。这些观测是在长期天体测量计划的框架内进行的，以确定S5完整样本中射电源的绝对运动学。
1999-01-20 astro-ph
High precision difference astrometry applied to the triplet of S5 radio sources B1803+784/Q1928+738/B2007+777
我们确定了由BL Lac天体1803+784和2007+777以及类星体1928+738形成的三角形中的射电源的分离，这些射电源来自于1991年11月在2.3和8.4 GHz频率上同时进行的洲际干涉观测。我们成功地在8.4 GHz的天空中连接了7^o以上的差分相位延迟，这是太阳活动最大的时期。电离层对这些VLBI数据的影响主要是通过GPS卫星观测的总电子含量估计来消除的。将类星体1928+738和BL 2007+777的估计距离与以前从不同历元的数据中获得的此类估计进行比较，使我们能够将类星体1928+738在不同历元的地图与BL 2007+777的地图进行特定的对齐，尽管存在很大的不确定性。对于这条直线，类星体1928+738的喷流分量显示出0.32+/-0.10质量/年的平均自行，也表明了这个射电源的核心位置的识别。
1999-07-05 astro-ph
Star-Cluster Astrometry with Ground-Based Wide Field Imagers
我们展示了MPI-ESO 2.2米望远镜焦点处宽视场成像仪的天体测量潜力。目前，我们能够测量一颗曝光良好的恒星的位置，在每个坐标上的精度为$\sim$ 4 mas/帧（在0.8角秒的视宁度条件下）。我们在这里提出了一些初步的结果。
2005-03-30 astro-ph
Masses, Luminosities, and Orbital Coplanarities of the mu Orionis Quadruple Star System from PHASES Differential Astrometry
猎户座μ经光谱学研究确定为一个四重恒星系统。帕洛玛系外行星系统高精度天体测量搜索（PHASES）收集了17个高精度差分天体测量测量数据。这些图显示了长周期双星轨道的运动和叠加在长周期系统中的每个组成部分本身就是双星所引起的短周期摄动。新的测量使长周期的二进制和短周期子系统的方向被确定。最近的理论工作预测，分层系统的内外轨道之间的相对倾角分布在40度和140度附近达到峰值。确定了这个复杂系统的共面度，发现A-B和Aa-Ab轨道平面之间的夹角为136.7 +/- 8.3度，接近预测的分布峰值140度;这一结果在少数具有既定相互倾斜的系统的背景下进行了讨论。系统的距离和每个组件的质量是从相天体测量和档案径向速度观测的组合拟合。组分质量的相对精密度为5%（组分Aa）、15%（Ab）和1.4%（Ba和Bb）。新测量的不确定性椭圆短轴的中值大小为20微弧秒。还提供了马座delta、飞马座kappa和武仙座V819的更新轨道。
2007-10-10 astro-ph
Constraints on the massive graviton dark matter from pulsar timing and precision astrometry
研究了窄带各向同性随机GW背景对脉冲星定时和天体测量的影响。这样的背景出现在一些引力理论中。我们发现，现有的毫秒脉冲星定时精度（$\sim 0.2 \rm{μs}$）强烈约束可能的观测结果的大质量引力理论与自发洛伦兹制动\cite{dtt:2005}，基本上排除了显着的贡献，本地暗晕密度的大质量引力子。现今天体测量的精确度（$\sim 100 \rm{μas}$）对这一理论的限制不那么严格。
2008-11-18 astro-ph gr-qc hep-ph
Differential Astrometry of Sub-arcsecond Scale Binaries at the Palomar Testbed Interferometer
我们使用Palomar试验台干涉仪对0.25角秒间隔的双星HD 171779进行了非常高精度的差分天体测量。在70分钟的观测中，我们在一个轴上实现了约9微弧秒的测量不确定度，与理论预期一致。四个夜晚的夜间重复性为16微弧秒。这种极窄角天体测量方法对于寻找质量小至0.5木星质量的行星可能非常有用，这些行星围绕着一个以前被忽视的恒星类别-所谓的"斑点双星“。它还将提供恒星参数的测量，如质量和距离，这对于将恒星模型约束在10^-3水平上很有用。
2003-10-01 astro-ph
Astrometric Methods and Instrumentation to Identify and Characterize Extrasolar Planets: A Review
我提出了一个天体测量技术和仪器用于搜索，检测和表征太阳系外行星的评论。首先，我简要地总结了目前太阳系外行星样本的性质，并结合行星形成和演化的理论模型的预测。接下来，一般的方法，行星探测与天体测量的描述，与各种技术，统计和天体物理问题的重要讨论，将面临的未来地面以及空间的努力，以达到所需的测量精度。在简要总结了过去和现在通过毫角秒天体测量探测行星的努力之后，我讨论了未来天体测量天文台的行星探测能力，目标是微角秒精度。最后，我概述了一些实验，可以通过高精度天体测量在未来十年内进行，以说明其潜在的重要贡献的行星科学，与其他间接和直接的方法相比，探测和表征的行星系统。
2005-07-05 astro-ph
Direct Detection of Gravity Waves through High-Precision Astrometry
人们普遍认为，首次直接探测到重力波将预示着天文学和基础物理学的新时代。自60年代初以来，越来越多的人力和物力投入到侦查工作中。不幸的是，到目前为止，人们不得不利用的重力波效应非常小，通常比所涉及的噪声小很多个数量级。目前处于最先进发展阶段的探测器希望能记录到极其罕见的瞬时纵向位移，其数量级预计将小于一个费米。然而，最近的研究表明，重力波可以通过比以前设想的更大的影响来表现自己。这些新的效应之一是由于前景的重力波源，恒星的角位置会出现周期性的明显偏移。这种效应的相对巨大性源于它不是与重力波源到地球的距离的倒数成正比，而是与它到恒星视线的距离的倒数成正比。在某些最佳但并非不切实际的情况下，这种效应的幅度可达到1微弧秒的临界值，从而提高了人们期待已久的首次直接探测重力波的前景，即通过高精度天体测量空间飞行任务，如GAIA，可以实现这一目标。
1995-07-28 astro-ph gr-qc
Astrometry and Photometry with Coronagraphs
我们提出了一个解决问题的天体测量和光度校准的日冕图像与一个简单的光学设备，在理论上，是易于使用的。我们的设计使用傅立叶光学的夫琅和费近似。在掩星焦平面掩模前面的光瞳平面中放置一个已知宽度和间距的周期性金属丝网格（我们使用正方形网格），在相对于恒星的已知位置产生被遮蔽恒星的基准图像。我们还推导出这些基准图像在日冕图像中的强度。这些校准图像可以用于精确的相对天体测量，通过测量共同的自行或共同的视差来建立视野中其他物体的同伴关系，确定轨道，并定量观察恒星周围的盘结构。校准点也具有已知的亮度，可由日冕仪设计者选择，允许日冕仪图像中精确的相对光度测定。这项技术能够进行精确的系外行星科学，与未来的日冕仪有关，对“极端”自适应光学和天基日冕仪特别有用。
2006-06-07 astro-ph
Ground-Based CCD Astrometry with Wide Field Imagers. I. [Observations just a few years apart allow decontamination of field objects from members in two Globular clusters.]
本文是一系列论文中的第一篇，在这些论文中，我们将把我们为哈勃太空望远镜开发的高精度天体测量（和测光）方法应用于宽视场地基图像的情况。特别是，我们适应软件最初开发的WFPC2地面，宽视场图像WFI在ESO 2.2米望远镜。在本文中，我们详细介绍了新的软件，我们的WFI几何失真的特点，讨论了采用本地转换的自行测量方法，并应用新技术的两个最近的银河系球状星团：NGC 6121（M4）和NGC 6397的两个历元档案数据。这项工作的结果非常令人鼓舞。我们发现，我们可以实现一个曝光良好的恒星，这使得一个非常好的M4和NGC 6397，只有2.8和3.1年的时间基线，分别在一个单一的曝光的精度为7质量（在每个坐标）。
2006-04-26 astro-ph
Adaptive Optics Photometry and Astrometry of Binary Stars. III. A Faint Companion Search of O-Star Systems
我们介绍了利用哈雷阿卡拉星上的先进光电系统（AEOS）3.6米望远镜对银河系O型恒星系统（V < 8）中的暗伴星进行自适应光学巡天的结果。我们在I波段对这些O型恒星系统进行了观测，在0.5至1.0角秒的预计分离范围内，通常能够探测到星等差约为6的伴星，在1.0至5.0角秒的范围内，星等差约为9.5。在巡天过程中，我们在检查的116个天体中的31个中发现了40个新的伴星，并对另外24个已知的伴星进行了天体测量和微分星等测量，其中有几个是确认探测。我们提出了两个双星BU 1032 AB（WDS 05387-0236; sig Ori AB）和SEE 322（WDS 17158-3344; HD 155889 AB）的新天体测量轨道。我们缺乏其他滤波器频带的幅度差异，因此很难从视线同伴中确定物理差异，但我们为现场污染严重的情况下的限制幅度差异提出了经验论据。
2008-05-20 astro-ph
Empirical Uncertainty Estimators for Astrometry from Digital Databases
为了了解目前几个主要的天体测量信息数据库中任意物体的位置不确定性，将在国际天体参考系（ICRF）中具有精确位置的河外射电源样本与其光学对应物的可用位置进行比较。无线电和各种光学位置之间的差异被用来推导经验的不确定性估计USNO-A2.0，USNO-A1.0，指南星选择系统（GSSS）的图像，第一和第二次数字化巡天（DSS-I和DSS-II）。此外，当USNO-A2.0目录被转移到不同的图像数据的不确定性的估计。在某些情况下，这些光学天体测量坐标系的不确定性可能是交叉识别不同波长源时的主要误差项。
1999-07-13 astro-ph
PHASES Differential Astrometry and Iodine Cell Radial Velocities of the kappa Pegasi Triple Star System
飞马座κ是一个著名的邻近三星系统。它由一个半长轴为235毫角秒的“宽”双星对组成，其中一个组成部分是单线光谱双星（半长轴为2.5毫角秒）。使用高精度的差分天体测量和径向速度观测，确定了所有三个组成部分的质量，发现宽对和窄对轨道之间的相对倾角为43.8 +/- 3.0度，刚刚超过三体Kozai共振的阈值。系统距离被确定为34.60 +/- 0.21秒差距，并且与三角视差测量一致。
2005-09-14 astro-ph
From Reference Frames to Relativistic Experiments: Absolute and Relative Radio Astrometry
参考系和框架是高精度绝对天体测量工作的关键，它们的基础必须明确。目前的框架，国际天体参考系，将讨论：它的历史，使用的群延迟作为测量量，0.3毫角秒的位置精度，和未来可能的改进。另一方面，对于天体运动的确定，通过测量目标物体和附近固定源之间的差分位置，可以获得接近0.01毫角秒的精度。这种天体测量技术使用相位参考，并讨论了目前的技术和局限性，从四个实验的结果。简要评论包括对2002年9月木星重力偏转实验的解释。
2004-04-05 astro-ph
Astrometry of the globular cluster 47 Tuc and possible optical identification of X-ray sources
47 Tuc的恒星位置是通过使用照相底片和CCD框架（ESO La Silla）以及哈勃太空望远镜（HST）的数据得出的。这些位置是根据基于FK5系统的PPM确定的。我们比较了47 Tuc核心变星和蓝星的位置与Hasinger等（1994）发现的X射线源的位置。考虑到X射线位置可能有10”的恒定位移，有三种不同的解决方案可以识别出四个中心X射线源，其中包括蓝离散星和变星。我们讨论的性质的X射线源和不同的可能的识别。由于不可能根据纯粹的天体测量参数给出一个唯一的识别，我们的立场可能是未来的识别基于额外的天体物理参数或在不同波长的重合观测。在47 Tuc的外场发现了Hasinger等人（1994）的3号X射线源，它与一个星系相一致。
1997-08-25 astro-ph
Accurate Astrometry and Photometry of Saturated and Coronagraphic Point Spread Functions
饱和和日冕点扩散函数（PSF）的精确天体测量和测光是地面和空间高对比度成像项目的基础。对于地基自适应光学成像，差分大气折射和弯曲引入PSF随时间的小漂移，并且视宁度和天空透射变化修改PSF通量分布。对于天基成像，振动、热波动和指向抖动可以修改PSF核心位置和通量。需要纠正这些影响，以正确组合图像并获得最佳的信噪比、被检测物体的准确相对天体测量和测光以及精确的检测限。通常情况下，人们可以通过使用PSF核心很容易地纠正这些影响，但这是不可能的，当使用高动态范围的观测技术，如日冕与非透射掩模，或如果恒星PSF核心饱和。我们提出了一种新的技术，可以解决这些问题，通过使用离轴卫星PSF产生的周期性振幅或相位掩模共轭的光瞳平面。它将被证明，这些卫星PSF跟踪精确的PSF的位置，它的Strehl比和它的强度，因此可以被用来注册和通量归一化的PSF。最后通过实验验证了理论的正确性。这种方法可以很容易地实现在现有的自适应光学仪器，并应考虑在未来的极端自适应光学日冕仪和高对比度成像空间观测站。
2006-04-11 astro-ph
Stellar Mass Function From SIM Astrometry/Photometry
通过将SIM观测与地基测光相结合，可以完全解决朝向银河系凸起的微透镜事件。人们可以在大约500小时的SIM时间内以大约5%的精度测量大约100个透镜的质量、距离和横向速度。在众多的应用中，有1）测量球核和盘的质量函数（MF）2）测量球核和盘MF的相对归一化（以及它们对银河系势的相对贡献），3）测量球核白矮星和中子星的数量（以及初始MF远高于目前的关闭值）。SIM天体测量同时也是光度测量。SIM天体测量确定了爱因斯坦环在天空中的角度大小，SIM和地面测光的比较确定了投影到观测者平面上的爱因斯坦环的大小。只有将这两种测量方法结合起来，才有可能完全解决微透镜现象。
1999-07-07 astro-ph
