Distances and absolute magnitudes from trigonometric parallaxes
我们首先回顾目前的知识依巴谷系统和随机误差，特别是小规模的相关性。然后，假设高斯视差误差和使用的例子，从最近的Hipparcos文献，我们展示了如何随机误差可能被误解为系统误差，或转化为系统误差。最后，我们总结了如何得到无偏估计的绝对幅度和距离，使用贝叶斯或非参数化方法。这些方法可用于获得平均数量或个体估计值。特别是，我们强调的概念，基于天体测量的光度，避免截断偏差，并允许充分利用依巴谷样本。
1998-12-04 astro-ph
Trigonometric parallaxes of ten ultracool subdwarfs
我们测量了十个超冷次矮星样本相对于许多背景星系的绝对三角视差和自行。这些观测是在西班牙Calar Alto的3.5米望远镜上用OMEGA 2000相机在H波段进行的，时间为3.5年。这是第一次直接对背景星系进行天体测量的简化。我们得到了绝对的平均误差在1和3 mas之间。有了六个全新的超冷（> sdM 7）次矮星，我们的基准超冷（> sdM 7）次矮星数量增加了一倍多。M_{K_s}与J-K_s图中的6颗恒星完全符合M7至L4的亚矮星序列模型，[M/H]在-1.0至-1.5之间，而4颗恒星符合M7至T6的中等低金属丰度（[M/H]=-0.5）。除了一个外，我们所有的天体都有很大的切向速度，在200到320公里/秒之间，这是典型的星系晕种群。我们的结果与最近对我们的三个目标的独立测量结果非常一致，并以更高的精度确认了先前测量的最近和最冷（T型）亚矮星2 MASS 0937+29的视差和绝对星等M_{K_s}。对于所有目标，我们还获得了相对于2 MASS标准的几个毫量级的红外J，H，K_s测光。
2008-11-25 astro-ph
Trigonometric Parallaxes of Massive Star Forming Regions: V. G23.01-0.41 and G23.44-0.18
我们报告了大质量恒星形成区G23.01-0.41和G23.44-0.18的三角视差，分别对应于4.59 [+0.38/-0.33] kpc和5.88 [+1.37/-0.93] kpc的距离。到G23.01-0.41的距离小于银河系标准模型假设的近运动学距离，也小于通常假设的远运动学距离的一半。这使它位于Crux-Scutum旋臂中，G23.44-0.18的距离接近其近运动学距离，很可能位于银河棒末端附近的Norma旋臂中。将距离和自行与观测到的径向速度相结合，给出了恒星形成区的位置和全空间运动。我们发现这些来源的圆形银河系轨道的大偏差：这两个来源显示出20至30公里/秒的特殊运动，对银河系的旋转和对银河系的中心。这些巨大的奇特运动可能是银河棒引力扰动的结果。
2008-11-05 astro-ph
Bias Properties of Extragalactic Distance Indicators.XI. Methods to Correct for Observational Selection Bias for RR Lyrae Absolute Magnitudes from Trigonometric Parallaxes Expected from the FAME Astrometric Satellite
请注意，本摘要已从论文中找到的摘要缩短。本文简要介绍了利用三角函数改正绝对星等中观测选择偏差的发展过程。作为一个教程，以获得一个直观的理解几个复杂的三角偏差问题，我们研究了一个玩具偏差模型的视差目录，其中包括假设的视差测量误差的各种严重程度。偏差误差对绝对星等的两个影响是：（1）取决于分数视差误差和空间分布的Lutz-Kelker校正本身，以及（2）由于各种视星等截止值逐渐施加在星表上，导致的类似Malmquist的“不完整性”校正。模拟涉及300万颗恒星，它们以不同的密度分布分布在半径为50，000 pc的体积内。用一个固定的绝对星等M_V = +0.6来模拟RR型天琴座变星的平均值。证明了各种假设的空间密度和视差模型，包括一个预计的FAME卫星的偏见。显示了对“观察者”误差施加幅值限制和限制的效果。我们对比的方法直接计算平均绝对星等的偏差校正是强制性的，与逆方法使用极大似然，这是免费的Lutz-Kelker偏见，虽然Malmquist偏见是存在的。我们讨论的精度水平，可以预期在校准RR天琴座绝对幅度从FAME数据的金属丰度范围[Fe/H]从0到-2，给定的已知频率的本地RR天琴座接近1.5千秒差距。
2002-01-23 astro-ph
The Distance to the Hyades Cluster Based on HST Fine Guidance Sensor Parallaxes
利用哈勃空间望远镜的精细制导传感器#3（HST FGS）在六个视场中对七个毕星团成员进行了三角视差观测，并分析了它们的自行，以确定到星团的距离。集群的收敛点和平均自行的知识是至关重要的推导到集群中心的距离。根据自行系统的选择，导出的聚类中心距离变化9%。采用1995年版《三角恒星视差总表》中的地基视差推算出的46.1秒差距或m-M=3.32的参考距离，FK 5/PPM自行系统的距离大4%，而Hanson（1975）系统的距离小2%。这里报告的HST FGS双松弛产生14%或5%的更大的距离，这取决于选择的适当运动系统。轨道松弛（Torres等人，1997 a，1997 b，1997 c）产生的平均距离比参考距离大4%。由HST数据推导出的距离变化说明了自行系统和个体自行对于推导毕宿星团中心距离的重要性，因此充分利用HST FGS视差有待建立准确且一致的自行系统。
1997-07-11 astro-ph
Trigonometric Parallaxes for Two Late-Type Subdwarfs: LSR1425+71 (sdM8.0) and the Binary LSR1610-00 (sd?M6pec)
本文介绍了两颗晚型亚矮星LSR 1425 +71（sdM8.0）和LSR 1610 -00（sdM8.0）的三角视差天体测量和BVI测光。M6pec）。对于前者，我们测量的绝对视差为13.37+/-0.51 mas，得到Mv=15.25+/-0.09。对LSR 1610 -00的天体测量表明，该天体是一个周期为1.66+/-0.01年的天体测量双星。根据我们测量的绝对视差31.02+/-0.26 mas，它有一个中等的离心率（e ~ 0.44+/-0.02）和一个0.28+/-0.01 AU的半长轴。我们对LSR 1610 -00在2006.179历元的径向速度测量值为-108.1+/-1.6 km/s，与Reiners和Basri在2005.167历元的观测值-95+/-1 km/s相结合，表明LSR 1610 - 00 AB对的系统径向速度为-101+/-1 km/s。LSR 1425 +71和LSR 1610 - 00 AB的星系速度分量--（U，V，W）=（84+/-6，-202+/-13，66 +/-14）km/s和（U，V，W）=（36+/-2，-232+/-2，-61+/-2）km/s。对于这两颗恒星，速度是晕人口运动学的特征。然而，模型显示，这两颗恒星都有高偏心率的轨道，非常接近银河系中心。LSR 1425 +71的光度和颜色与其贫金属亚矮星光谱分类一致，而LSR …
2008-06-13 astro-ph
The Solar Neighborhood XIII: Parallax Results from the CTIOPI 0.9-m Program -- Stars with mu >= 1"/year (MOTION Sample)
我们提出了第一套明确的三角视差和自行从Cerro Tololo美洲天文台视差调查（CTIOPI）。全面的天体测量方案进行了讨论，包括参考星的选择方法，差分颜色折射校正，相对绝对视差的转换。利用CTIO 0.9 m观测数据，给出了36个自行速度大于1 \farcs 0/yr的红矮星和白矮星系统的天体测量全解和$VRIJHK_s$测光结果。其中，33个系统首次出现三角松弛，其中包括$δ$ $=$ 0以南没有松弛的41%的运动系统（自行大于1 \farcs 0/年的系统）。其中四个系统是RECONS 10 pc样本的新成员，其第一个精确的三角函数在这里发布：DENIS J1048-3956（4.04 $\pm$ 0.03 pc），GJ 1128（LHS 271，6.53 $\pm$ 0.10 pc）、GJ 1068（LHS 22，6.97 $\pm$ 0.09 pc）和GJ 1123（LHS 263，9.02 $\pm$ 0.16 pc）。此外，还发现了两对红亚矮星-白矮星对LHS 193 AB和LHS 300 AB。这颗白矮星第二次坠落在HR图上一个以前未知的区域。
2005-02-15 astro-ph
The Solar Neighborhood XVII: Parallax Results from the CTIOPI 0.9m Program -- Twenty New Members of the RECONS 10 Parsec Sample
本文介绍了25个红矮星系统的天体测量结果，其中包括在RECONS样品的视界处，距太阳10秒差距以内的20个系统的第一次确定性三角测量结果。最近的三个系统没有三角学上的突破（除了粗略的初步努力）是SO 0253 + 1652（3.84 +/-0.04 pc，第23个最近的系统），SCR 1845 - 6357 AB（3.85 +/-0.02 pc，第24个）和LHS 1723（5.32 +/-0.04 pc，第56个）。总共有七个系统在最近的100个恒星系统中排名。已经进行了支持性的光度和光谱观测，以提供系统的全面表征，包括完整的VRIJHK光度和光谱类型。27个目标的变化的研究揭示了6个明显的变星，包括GJ 1207，我们观察到的耀斑事件，在V波段，导致它的亮度由1.7 mag.Improved为GJ 54 AB和GJ 1061，10 pc样本的重要成员，也报道了改进的耀斑。GJ 1001 A、GJ 633和GJ 2130 ABC的连续松弛都在10个百分点之内，表明它们超过了10个百分点。从（以前）高三角视差误差的系统分析，我们得出结论，误差超过10 MAS的视差是不够可靠的，包括在RECONS样本。自2000年以来，10个PC样本的累计新增系统总数现在是34个系统--28个由RECONS团队提供，6个由其他团队提供。这个总数代表了16%的净增长，在可靠地已知的恒星系统的数量接近1…
2006-08-10 astro-ph
Parallax and Distance Estimates for Fourteen Cataclysmic Variable Stars
我用MDM天文台的2.4米Hiltner望远镜试图测量14颗激变变星的三角视差。详细描述了技术。在最好的情况下，视差的不确定性低于1 mas，和显着的视差被发现的大多数程序的明星。贝叶斯方法，它结合了自行和绝对震级的限制，并用于推导距离估计和置信区间。这里得出的最精确的距离是WZ Sge，我发现它是43.3（+1.6，-1.5）pc。六个Luyten半秒星与以前精确的视差测量重新测量，以测试技术，并发现良好的一致性。
2003-08-28 astro-ph
Hipparcos Parallaxes and Proper Motions of Cepheids and their Implications
本文总结了依巴谷三角引力和经典造父变星自行的分析。这是第一次有可能单独从周期光度和周期光度色关系导出零点，避免了不太直接的方法的问题。结果意味着基于造父变星的河外距离尺度增加了8%到10%。自行被用来推导银河系自转常数。通过与径向速度数据的比较，我们确认了造父变星的距离尺度，并指出它到银河系中心的运动学距离为8.5 +/- 0.5 kpc。根据新的造父变星到大麦哲伦星系和M31的距离，计算了贫金属球状星团中的天琴座RR型变星的绝对星等。将此应用于我们银河系中贫金属星系团的数据，导致这些星系团的年龄约为11 Gyr，比以前认为的要小得多。其他证据从依巴谷对这些问题进行了简要审查，并建议造父变星的结果目前提供了最可靠的尺度上的基础距离和年龄。
1997-06-10 astro-ph
Spectroscopic investigation of old planetaries V. Distance scales
我们使用我们最近的NLTE模型的大气分析结果的老行星状星云（PN）的中心恒星来计算距离。我们进行了比较与其他三种方法（三角函数，星际NaD线，Shklovsky距离），并讨论了问题的PNE距离尺度。我们的光谱距离与三角距离的比较结果是光谱距离大55%。由于使用具有较大相对测量误差的三角函数会引入系统误差，因此我们对选择效应和测量误差引入的偏差进行了蒙特卡罗模拟。事实证明，如果基本的距离尺度是相同的，那么对于目前的数据，预计观察到的大小的两个距离尺度之间存在差异。因此，我们的发现实质上是对光谱距离尺度的确认！很好的协议之间的光谱距离和距离来自星际NaD线。所有三种独立的距离测量方法都表明，广泛使用的什克洛夫斯基类型的“统计”距离尺度对于旧的PNe来说太短了。与星云半径存在相关性。最可能的解释是低估了大PN的星云质量。星云质量的影响进行了讨论。因此，基于什克洛夫斯基型距离的PNe空间密度和出生率的估计值太大。
2001-01-08 astro-ph
Sloan/Johnson-Cousins/2MASS Color Transformations for Cool-Stars
我们提出了多色变换和光度计的样本40个低质量的矮星从斯隆数字巡天（SDSS）和三角恒星视差的总目录中选择。我们的样品在Manastash Ridge天文台（MRO）使用Sloan和Johnson-Cousin滤波器重新观察，并导出了两个测光系统之间的颜色转换。样本的一个子集先前已经测量了约翰逊-费洛蒙光度法和散射光以及2 MASS光度法。我们观察这些恒星在MRO使用斯隆过滤器，并使用这些数据来获得光度视差关系以及SDSS/Johnson-Brachins/2 MASS颜色转换。我们提出的数据和衍生的转换用于未来的低质量恒星的研究。
2006-11-02 astro-ph
Distances and Absolute Ages of Galactic Globular Clusters from Hipparcos Parallaxes of Local Subdwarfs
利用来自HIPPARCOS卫星的高精度三角测量和来自30个次矮星的高分辨率光谱的精确金属丰度（[Fe/H]、[O/Fe]和[alpha/Fe]），对一个精心挑选的9个球状星团的样本进行了距离和年龄的计算。我们发现，依巴谷星的星距小于相应的地面测量结果，导致更长的距离尺度（~ 0.2等）和年龄~ 2.8 Gyr年轻。9个星团的零年水平支（ZAHB）绝对星等与金属丰度的关系为：Mv（ZAHB）=（0.22 +/- 0.09）（[Fe/H]+1.5）+（0.48 +/- 0.04）对应的大麦云云距离模为（m-M）o=18.61 +/- 0.07。真正古老的球状星团（奥斯特霍夫II和蓝色水平分支）的年龄是：年龄= 11.8（+2.1/-2.5）Gyr球状星团现在的年龄不再与宇宙的标准暴胀模型相冲突。
1997-07-09 astro-ph
Two Boehm-Vitense gaps in the main sequence of the Hyades
依巴谷自行和三角视差可以推导出长期视差，它可以将毕宿星团中单个恒星的距离固定在\sim 2%的精度上。由此得到的星团92个高保真单成员的颜色绝对星等图显示了一个非常狭窄的主序，有两个关闭和相关的间隙。这些现象发生在地面对流开始影响B-V颜色的位置，正如Boehm-Vitense在30年前所预测的那样。新的距离对颜色和绝对星等到有效温度和光度的转换以及恒星内部模型提供了严格的约束。
2000-11-08 astro-ph
Confirmation of Errors in Hipparcos Parallaxes from HST/FGS Astrometry of the Pleiades
我们目前的绝对三角视差和相对自行的三个成员的昴星团，获得与HST的精细指导传感器1 r，白光干涉仪。我们从R \approx 2，000光谱、VJHK测光和约化自行中估计了组成天体测量参考系的恒星的光谱类型和光度类。从这些，我们得到的估计，绝对松弛，并将它们引入到我们的模型作为误差的观察。我们约束三个集群成员具有小于6.4 pc的1 sigma距离分散，并发现平均pi_{abs} =7.43+-0.17+-0.20毫秒弧，其中第二个误差是系统性的，由于集群内的成员位置。这个视差对应于134.6 ± 3.1秒差距的距离，或者说这三颗昴宿星的距离模数为（m-M）=5.65 ± 0.05，假设它们位于中心位置。这个结果与其他三个独立测定的昴星团距离一致。假设星团深度的系统误差可以因为星团内这么多成员的随机分布而显著减小，这四个独立的测量值得出最佳估计的昴星团距离为pi_{abs} =7.49+-0.07弧毫秒，对应的距离为133.5+-1.2秒差距或距离模数（m-M）=5.63+-0.02。这解决了主序拟合与依巴谷距离模量之间的争议，有利于主序拟合。
2004-12-03 astro-ph
Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor Parallaxes of Galactic Cepheid Variable Stars: Period-Luminosity Relations
本文给出了九颗银河系造父变星的新的绝对三角视差和相对自行：l Car，zeta Gem，beta Dor，W Sgr，X Sgr，Y Sgr，FF Aql，T Vul和RT Aur。我们得到这些结果与天体测量数据从精细制导传感器1 r，一个白光干涉仪的哈勃太空望远镜。我们发现平均sigma_pi/pi = 8%的绝对松弛。两颗恒星（FF Aql和W Sgr）需要包含双星天体测量摄动，提供造父变星的质量估计。利用这些视差，我们计算了V、I、K和Weseneirs W_{VI}带通中的绝对星等，并对星际消光和Lutz-Kelker-Hanson偏置进行了校正。加上我们以前的绝对星等测定的δ Cep，我们构建了十个银河系造父变星的周期光度关系。我们比较了我们的新的周期亮度的关系与最近的几个调查，包括弗里德曼和Sandage H_0项目。采用我们的周期-亮度关系会增加Sandage H_$值，但保持Freedman H_0不变。比较我们的银河系造父变星PLR与LMC造父变星的PLR，我们发现K和W_{VI}的斜率在两个星系中在各自的误差范围内是相同的。我们的数据导致大麦云的W_{VI}距离模量，m-M = 18.50 \pm 0.03，未校正任何金属丰度的影响。应用最近导出的金属性校正产生校正的LMC距离模量（m-M）_0=18.40 \pm 0.05。将我们的周期-光度关系与NGC 42…
2006-12-16 astro-ph
A Hipparcos study of the Hyades open cluster: Improved colour-absolute magnitude and Hertzsprung-Russell diagrams
依巴谷双星系统以6%的精度确定毕宿星团中单个恒星的距离。我们使用依巴谷（和第谷-2）自行，它有一个更大的相对精度比三角函数的松弛，推导出~3倍更精确的距离估计，通过假设所有成员共享相同的空间运动。改进的膝关节松弛作为一组与依巴谷膝关节松弛在统计学上一致。新的观测结果证实，依巴谷卫星的测量结果在小角度尺度上是相关的，与依巴谷星表中规定的极限一致，尽管“振幅”比纳拉亚南和古尔德声称的要小得多。根据新的视差图，星系团的颜色-绝对星等图显示了一个明确的主序，有两个缺口/关闭。这些特徴为Boehm-Vitense的预测提供了第一个直接的观测支持，即恒星表面对流（的开始）会影响它们的B-V颜色。我们提出并讨论了一组客观定义的88个高保真成员的理论HRD，以及盾牌座δ星θ ^2 Tau，巨星δ ^1、θ ^1、θ ^2和γ Tau，以及白矮星V471 Tau和HD 27483（它们也都是成员）。在赫兹-斯普朗-罗素图中，新的毕宿星团的精确度受到（系统的）不确定性的限制，这些不确定性与从观测到的颜色和绝对星等到有效温度和光度的转换有关。当结合理论恒星演化模型，根据毕宿星团的化学成分和年龄，在依巴谷探测的大恒星质量范围内，新的天体模型提供了对这种转换校准的严格限制。
2000-11-30 astro-ph
Ages of Globular Clusters from Hipparcos Parallaxes of Local Subdwarfs
我们在这里报告的初始，但仍然强烈的结论性结果的绝对年龄的银河系球状星团（GGC）。这项研究是基于来自HIPPARCOS卫星的高精度三角测量，以及来自大约30颗次矮星的高分辨率光谱的精确金属丰度（[Fe/H]，[O/Fe]和[α/Fe]）。系统的影响，由于恒星的选择（Lutz-Kelker校正，以flaxes）和可能存在的未检测到的双星在样本中的真正的单星进行检查，并估计适当的校正。他们被发现是小的，我们的样本。新的数据使我们能够可靠地确定主序列（MS）的绝对位置作为金属丰度的函数。然后，这些结果被用来推导距离和年龄的一个精心挑选的样本的9个球状星团具有金属丰度确定的高色散光谱的个别巨人根据一个程序完全一致的领域亚矮星。非常精确和均匀的红化值也已独立确定这些集群。我们发现，HIPPARCOS松弛小于相应的地面测量导致，反过来，更长的距离模量（$\sim 0.2$马格）和年轻的年龄（$\sim 2.8$陀螺仪）。9个星团的零年龄HB（ZAHB）绝对星等与金属丰度的关系为：$M_V(ZAHB) = (0.22\pm 0.09)([Fe/H]+1.5) + (0.49\pm 0.04)$。相应的LMC距离模数是$(m-M)_0=18.60\pm 0.07$。根据理论上的可靠指标-
1997-07-16 astro-ph
A new absolute magnitude calibration with 2MASS for cataclysmic variables
利用可靠的三角测量，我们发现激变变星的绝对星等依赖于{ \em 2 MASS}测光系统的轨道周期和去红的$(J-H)_{0}$和$(H-K_{s})_{0}$色。校准方程涵盖范围为$0.032^{d} < P_{orb} \leq 0.454^{d}$、$-0.08 < (J-H)_{0} \leq 1.54$、$-0.03 <(H-K_{s})_{0} \leq 0.56$和$2.0 < M_{J} < 11.7$ ;它基于相对误差为$(σ_π/π) \leq 0.4$的三角函数。利用周期-光度-颜色（PLC）关系，估算了激变变星与轨道周期和{ \em 2 MASS}观测的距离，并与其它方法计算的距离进行了比较。我们认为，PLCs关系可以是一个有用的统计工具，估计激变变量的距离。
2007-01-18 astro-ph
The Geneva-Copenhagen Survey of the Solar neighbourhood III. Improved distances, ages, and kinematics
太阳附近恒星的年龄、化学成分、速度矢量和银河系轨道是星系演化模型的基本检验数据。我们的目标是通过实施最近修订的依巴谷海平面图来提高日内瓦-哥本哈根调查数据的准确性。新的天体测量仪改进了GCS中12，506颗恒星的天体测量距离。我们还检查了GCS II量表的T_eff和[Fe/H]，发现没有必要改变。引入新的距离，我们重新计算了16,086颗恒星的M_V，以及13,520颗恒星的U，V，W和银河系轨道参数。我们还使用新的M_V值从GCS I-II中使用的Padova恒星演化模型中重新计算了恒星年龄，并将它们与Yale-Yonsei模型和Yaka-Regina模型的年龄进行了比较。最后，我们比较观察到的年龄-速度关系在W与三个模拟磁盘加热的情况下，显示数据的潜力。通过这些修订，GCS恒星的基本数据现在应该尽可能可靠。进一步的改进必须等待由角直径和通量的T_eff标度以及盖亚三角松弛的合并。我们讨论的条件，以提高计算恒星年龄从新的输入数据，并区分不同的磁盘加热的情况下，从数据集的大小和精度的GCS。
2008-11-24 astro-ph
Accurate fundamental parameters of eclipsing binary stars
对分离食双星的研究是研究单个恒星和恒星系统性质的最有力的方法之一。本文给出了御夫座WW型食双星的初步质量、半径和有效温度。我们还重新分析了HD 23642的数据，它是一个有金属衬线的A型昴星团疏散星团的食双星成员，并确定它的距离为139 +/- 4 pc。这与传统的昂宿星团距离一致，但与从依巴谷三角函数推导出的到昂宿星团和HD 23642本身的距离不一致。
2004-08-12 astro-ph
A kinematic study of the Taurus-Auriga T association
目的：这是一系列致力于研究年轻恒星天体附近协会的运动学特性的论文中的第一篇。在这里，我们研究金牛座-御夫座协会，推导出这个低质量恒星形成区的个别成员的运动学的主要目标。研究方法：我们利用了最近发表的前主序星自行目录，我们补充了来自CDS数据库中各种来源的径向速度。我们用一种改进的收敛点方法寻找金牛座-御夫座区域中具有相同空间速度的恒星，我们用广泛的蒙特卡罗模拟进行了测试。结果如下：在217金牛座-御夫座已知自行的恒星样本中，我们确定了94个前主序星，它们可能是同一运动群的成员，还有几个额外的候选者，它们的前主序星演化状态需要确认。我们推导出67个已知径向速度的移动群成员的个体松弛，并根据群的平均空间速度给出其他成员的试探性松弛。运动群成员的赫兹-罗素图以及它们的质量和年龄的讨论在另一篇论文中给出。
2006-10-17 astro-ph
The Absolute Magnitude of RR Lyrae Stars Derived from the Hipparcos Catalogue
目前对天琴座RR型星绝对星等$M_V(RR)$的测定是双重的，分别依赖依巴谷自行和三角视差。首先，应用统计视差法对自行进行了计算，得到了99个晕型天琴座RR星的自行$<M_V(RR)>=0.69\pm0.10$，其$<$ $<$ [Fe/H] $>$ = 1.58。第二，将Lutz-Kelker校正应用于具有最精确测量的视差的RR Lyrics HIP 95497，我们在[Fe/H]=-1.6处获得$M_V(RR)$ =（0.58--0.68）$^{+0.28}_{-0.31}$。此外，对于125个RR型天琴座（$\leq$ [Fe/H]= 0.07，2.49），允许充分利用低准确度和负相关性，最大似然估计产生的关系式为：$M_V(RR)$ =（0.59 $\pm$ 0.37）+（0.20 $\pm$ 0.63）（[Fe/H]+1.60），这在形式上与最近的优选关系式一致。同样的估算结果再次为99个光环型天琴座RR的$<M_V(RR)>$ = $0.65\pm0.33$。虽然后三个视差估计的形式误差相当大，但所有四个结果都表明在[Fe/H]=-1.6时的绝对星等较暗，$M_V(RR)$ $\approx$为0.6--0.7。目前的结果仍然提供了宇宙年龄的下限，这与平坦的，物质主导的宇宙和目前对哈勃常数的估计不一致。
1997-11-04 astro-ph
Astrometric radial velocities III. Hipparcos measurements of nearby star clusters and associations
附近运动星团中恒星的径向运动是由精确的自行和三角函数确定的，而不需要使用任何光谱学。假设集群成员共享相同的速度矢量（除了随机分散），我们应用最大似然法从依巴谷天体测量数据计算径向和空间速度（和他们的分散）在大熊座，毕宿星，后发座，昴星团，Praesepe集群，和α英仙座，天蝎座-半人马座，和'HIP 98321'协会。毕宿星团的径向运动被确定在0.47公里/秒（标准误差）以内，其单个恒星的径向运动在0.6公里/秒以内。对于其他星团，依巴谷的数据产生的天体测量径向速度的典型精度为几公里/秒。这些天体测量值与文献中的光谱径向速度的比较显示出良好的一般协议，并在最好的确定毕宿星团的情况下，也允许搜索微妙的天体物理差异，如增强对流的F-矮星光谱蓝移的证据，并减少在巨人的引力红移。对天蝎座OB 2复合体的类似比较表明其关联的一些扩展，尽管比它们的年龄预期的要慢。作为径向速度解的副产品，获得了单个恒星的运动学改进的视差，使赫兹-罗素图在光度上具有前所未有的精度。对于毕宿星团（视差精度0.3 mas），它的主序类似于一条细线，可能有摆动。
2001-10-29 astro-ph
A Determination of the Local Density of White Dwarf Stars
最新版本的光谱识别的白矮星目录列出了2249颗白矮星。在这些恒星中，有118颗白矮星具有可靠的三角视差或基于颜色的距离模数，使它们与太阳的距离在20 pc以内。大多数附近的白矮星都是孤立的恒星，但有35颗（占样本的30%）是双星系统，包括众所周知的天狼星A/B和南河三A/B。在这个本地白矮星样本中还存在三个双简并系统。局部白矮星的样本基本上完整到13 pc，白矮星的局部密度为（5.5 +/- 0.8）x 10^-3 pc^-3，相应的质量密度为（3.7 +/- 0.5）x 10 ^-3 M pc^-3。
2001-02-07 astro-ph
The distance to the nearest star-forming clouds: MBM12 and MBM20
我们目前的高分辨率光谱（R ~ 49，000）的恒星，视差测量从依巴谷卫星，并沿着视线投影到两个最近的已知恒星形成云太阳：MBM 12和MBM 20。光谱是由位于西班牙Calar Alto的2.2米望远镜上的FOCES Echelle摄谱仪获得的，波长范围被选择为包括5889.950埃和5895.924埃的星际NaI D线。由于恒星的距离在一个范围内，我们使用它们的光谱以及依巴谷的散射来确定分子气体的距离。在云前面的恒星不显示星际NaI D吸收特征，而在云后面的恒星显示星际吸收特征。我们发现，这两个云都比以前估计的要远一些。与MBM 12的距离为58 ± 5 pc < d < 90 ± 12 pc，与MBM 20的距离为112 ± 15 pc < d < 161 ± 21 pc。
2000-04-18 astro-ph
Distances to Galactic methanol masers
我们提出的第一个EVN视差测量6.7 GHz甲醇脉泽在恒星形成区的银河系。6.7GHz甲醇脉泽跃迁是一种非常有价值的天体测量工具，它具有很高的稳定性和有限的速度扩展，这使得它成为测量自行和弛豫的理想工具。在五个EVN会议期间，每个会议持续24小时，我们在这里提出了其中五个的初步结果，八个研究充分的大质量恒星形成区。我们实现的精度高达51 $μ$作为，这仍然有可能被证明更理想的观测情况。
2008-12-09 astro-ph
On the Distance to the Ophiuchus Star-Forming Region
蛇夫座分子云复合体在林德1688年产生了已知最丰富的嵌入式星团，距离太阳约300 pc。不幸的是，到Oph复合体的距离估计值相差近~40%（~120-165 pc）。在这里，我计算了一个新的独立的距离估计135 +- 8 pc的基准恒星形成区域的基础上依巴谷三角函数的恒星照明反射星云在靠近林德1688。将该值与最近来自变红研究的距离估计值相结合，表明一致的距离为139 +- 6 pc（4%误差），位于Sco OB 2的约500万年前的上Sco OB亚组（145 pc）的质心的约11 pc范围内。Oph和Upper Sco的速度矢量在每个矢量分量中在~1 km/s内统计上无法区分。Oph和Upper Sco在银河系垂直方向上的运动相对于当地静止标准可以忽略不计（<1 km/s），这与通过高速云撞击形成的年轻恒星群不一致。
2007-12-20 astro-ph
VLBA determinations of the distances to nearby star-forming regions
利用相位参考多历元甚长基线阵列观测，我们以前所未有的精度测量了金牛座和蛇夫座恒星形成区域中几颗年轻恒星的三角视差。到金牛座复合体的平均距离约为140 pc，其深度约为20 pc，与金牛座在天空平面上的线性范围相当。在蛇夫座中，到目前为止观察到4个来源。其中两个被发现在大约160 pc（传统上归因于蛇夫座的距离），而其他两个在大约120 pc。由于整个蛇夫座复合体只有几个秒差距，这种差异不太可能反映该地区的深度。相反，我们认为，两个物理上不相关的恒星形成地点位于蛇夫座的视线沿线。
2008-04-07 astro-ph
