The Gould's Belt Distances Survey (GOBELINS) I. Trigonometric parallax distances and depth of the Ophiuchus complex
我们提出的第一个结果的古尔德带距离调查（GOBELINS），一个项目，旨在测量自行和三角视差的大样本的年轻恒星在附近地区使用多历元甚长基线阵列（VLBA）无线电观测。现在已经获得蛇夫座16个恒星系统足够的VLBA探测，以推导它们的视差和自行。这导致单个恒星的距离测定精度为0.3%到几个百分点。此外，6个多重系统的轨道是通过将绝对位置与VLBA（在某些情况下，近红外）角距相结合来模拟的。12个恒星系统位于暗星云Lynds 1688中，该样本的各个距离彼此高度一致，并产生Lynds 1688的平均视差为$\varpi=7.28\pm0.06$ mas，对应于距离$d=137.3\pm1.2$ pc。这表示精度优于1%。可以测量天体测量元素的三个系统位于东部流光（Lynds 1689），并产生$\varpi=6.79\pm0.16$ mas的估计值，对应于距离$d=147.3\pm3.4$ pc。这表明东部流光的位置比核心远约10 pc，但这一结论需要通过对东部流光中其他来源的观测（目前正在收集）来证实。根据实测自行，我们估计Lynds 1688的一维速度弥散为2.8 $\pm$ 1.8和3.0 $\pm$ 2.0 ${\rm km~s}^{-1}$，在R. A.和DEC，这些值分别大于$1σ$中发现的值，但仍与其他研究中发现的值一致。
2016-11-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The outer rotation curve project with VERA: Trigonometric parallax of IRAS 05168+3634
本文用VERA测量了IRAS 05168+3634的三角视差。视差为0.532 +/- 0.053 mas，对应的距离为1.88 + 0.21/-0.17 kpc。这比先前基于运动学距离测量的6千秒差距的距离估计要近得多。源距离的这种剧烈变化意味着不仅需要修改IRAS 05168+3634的物理参数值，而且还意味着它在银河系中的不同位置，将其置于英仙座臂而不是外臂。将距离和自行与系统速度结合起来，得到震源位置的旋转速度Θ = 227 + 9/-11 km s^-1，假设Θ_0 = 240 km s^-1。我们的研究结果，结合以前的VLBI结果在英仙座手臂的六个来源，表明源系统旋转速度比银河系的旋转速度慢，在当地的标准休息。事实上，我们推导出了在英仙座臂上的7个源的平均值为（U_mean，V_mean）=（11 +/- 3，-17 +/- 3）km s^-1的盘中的特殊运动，这表明这7个源正在系统地向银河系中心移动，并滞后于银河系的整体旋转。
2012-11-29 astro-ph.GA
Astrometry of H$_2$O masers in the massive star--forming region IRAS 06061+2151 with VERA
用VERA测量了与大质量恒星形成区IRAS 06061+2151有关的H $_2$ O脉泽源的三角年视差。通过2007年10月至2009年9月的10期观测，获得了对应于$2.02^{+0.13}_{-0.12}$ kpc距离的$0.496\pm0.031$ mas的年视差。这个距离比以前测量的测光距离精度更高，并且将IRAS 06061+2151置于英仙座螺旋臂中。我们发现IRAS 06061+2151也有一个大于15 km s的特殊运动$^{-1}$与银河系旋转相反。这类似于英仙座旋臂中的五个来源，其松弛和自行已经被更高精度地测量。此外，这些源以平均27 km/s的速度$^{-1}$向银河系中心移动，并与银河系自转方向相反。
2010-09-29 astro-ph.GA
Outer Rotation Curve of the Galaxy with VERA II: Annual Parallax and Proper Motion of the Star-Forming Region IRAS21379+5106
我们利用VERA对大质量恒星形成区IRAS 21379+5106进行了天体测量VLBI观测，测量了年视差和自行。年视差测量为$0.262 \pm 0.031$ mas，对应于$3.82^{+0.51}_{-0.41}$ kpc的三角距离。自行为$(μ_α\cosδ, μ_δ)=(-2.74 \pm 0.08, -2.87 \pm 0.18)$ mas yr $^{-1}$。利用这一结果，当我们采用银河系常数$R_0=8.05\pm 0.45$ kpc和$V_0=238\pm 14$ km s $^{-1}$时，在银心距$R=9.22\pm0.43$ kpc处，银河系的自转速度被估计为$V_θ=218\pm 19$ km s $^{-1}$。根据新确定的距离，{中心年轻恒星天体的热光度重新评估为$(2.15\pm 0.54)\times 10^3 L_\odot$，对应于光谱类型} B2-B3。脉泽特征从西南向东北沿直线分布。此外，一个矢量地图的内部运动的剩余自行构建意味着微波激射器功能跟踪双极流，它不能用简单的弹道运动来解释。
2015-03-25 astro-ph.GA
VLBA determination of the distance to nearby star-forming regions III. HP Tau/G2 and the three-dimensional structure of Taurus
利用多历元甚长基线列阵观测，我们测量了金牛座弱线T型星HP Tau/G2的三角视差。最好的拟合结果是161.2 $\pm$ 0.9 pc，这表明金牛座的东部（HP Tau/G2所在的地方）对应于复合体的远侧。之前的VLBA观测表明，T Tau位于复合体的南部，处于大约147 pc的中间距离，而L1495周围的区域对应于近侧，大约为130 pc。我们对四个源的观测仍然太粗糙，无法可靠地确定整个金牛座恒星形成复合体的三维结构。然而，他们确实表明，VLBA对给定恒星形成区域中多个源的观测不仅有可能提供非常准确的平均距离估计，而且还可以揭示其内部结构。与视差同时获得的自行测量使我们能够研究金牛座年轻恒星的运动学。结合迄今为止的四次观测，我们估计金牛座的奇特速度约为10.6 km s-1，几乎完全平行于银河系平面。使用我们改进的距离测量，我们已经改进了HP Tau/G2和HP Tau组的另外两个成员（HP Tau本身和HP Tau/G3）在HR图上的位置的确定。大多数前主序星演化模型预测这三颗恒星的年龄（500万年前）有很大的差异-预计是同时代的。只有在Palla & Stahler（1999）的模型中，它们才落在一个单一的等时线上（300万年）。
2009-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Bowshocks in a newly discovered maser source in IRAS 20231+3440
通过用VERA测量一年半的水脉泽年视差，给出了IRAS 20231+3440区另一个新发现的水脉泽源的三角视差和对应距离，分别为$π=0.611\pm0.022$ mas和$D=1.64\pm0.06$ kpc。我们测量了所有新探测到的脉泽斑（30个斑）的绝对自行，并给出了两幅描述水脉泽可能的空间分布的照片，因为形态标志着一个弧的脉泽，其在喷流方向上的平均自行速度为14.26 km/s $^{-1}$。正如ALLWISE合成图像所揭示的那样，并通过对光度存档数据应用YSO识别和分类的颜色-颜色方法，我们确定了北脉泽群的驱动源是一个I类年轻恒星物体。为了进一步探索祖先的性质，我们使用外流的动量率最大值（1.2 $\times$ 10 $^{-4}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$ km s $^{-1}$）来满足所研究的祖先是一个低质量的年轻恒星物体，同时与一个中等质量的YSO $\sim 60,000$ au（$\sim 37$ arcsecs）一起形成。
2017-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Astrometry of Star Forming Region IRAS 05137+3919 in the far outer Galaxy
本文介绍了用VERA对IRAS 05137+3919中的H2O脉泽源进行的天体测量观测结果。我们导出了视差π= 0.086 +/- 0.027 mas，对应于源距D=11.6+5.3-2.8 kpc。虽然视差测量只有3-sigma水平，因此距离的不确定性相当大，但我们可以强烈地限制到这个源的最小距离，在90%的置信水平下，将源定位在距离太阳大于8.3 kpc（或距离银河系中心16.7 kpc）的位置。我们的研究结果提供了一个天体测量确认，这个源位于遥远的外星系超过15千秒差距的银河系中心，表明IRAS 05137+3919是最遥远的恒星形成区域之一，从银河系中心。
2011-01-07 astro-ph.GA
VLBA Determination of the Distance to Nearby Star-forming Regions. VIII. The LkH$α$ 101 cluster
LkH $α$ 101星团的名字来源于它更大质量的成员LkH $α$ 101星，这是一颗$\sim15$ M $_\odot$星，其真实性质仍然未知。LkH $α$ 101星团的距离在过去几十年中一直存在争议，估计值在160到800 pc之间。我们使用甚长基线阵列观测了LkH $α$ 101星系团中有磁活动迹象的成员和候选成员，以测量它们的三角视差，从而直接测量它们的距离。一颗年轻的恒星成员，LkH $α$ 101 VLA J043001.15+351724.6，在四个历元作为一个单一的射电源被发现。最适合其在天空平面上的位移产生的距离为535 $\pm$ 29 pc。我们认为这是到LkH $α$ 101星团的距离。
2018-01-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
VLBI Observations of H2O Maser Annual Parallax and Proper Motion in IRAS 20143+3634: Reflection on the Galactic Constants
本文报道了利用射电天文VLBI探测器（VERA）对IRAS 20143+3634恒星形成区H $_{2}$ O脉泽的VLBI观测结果。通过对脉泽的两年多跟踪，我们测量了$π= 0.367 \pm 0.037$脉泽的三角视差，对应于$D = 2.72 ^{+0.31}_{-0.25}$ kpc的源距离，并将其放置在本地旋臂中，我们的三角距离仅为以前基于径向速度估计的60%，显著影响了源的天体物理学。我们测量了R. A中$-2.99 \pm 0.16$ mas yr $^{-1}$和$-4.37 \pm 0.43$ mas yr $^{-1}$的自行。和Decl。分别用这两种方法估计了震源的特殊运动：对于$R_0=8$ kpc和$Θ_0=221$ km s $^{-1}$，估计的速度分别为$(U_{s},V_{s},W_{s}) = (-0.9 \pm 2.9, -8.5 \pm 1.6, +8.0 \pm 4.3)$ km s $^{-1}$;对于$R_0=8.5$ kpc和$Θ_0=235$ km s $^{-1}$，估计的速度分别为$(U_{s},V_{s},W_{s}) = (-1.0 \pm 2.9, -9.3 \pm 1.5, +8.0 \pm 4.3)$ km s $^{-1}$。IRAS 20143+3634位于天鹅座方向的切点附近。利用我们的观测结果，我们导出了地方静…
2014-05-13 astro-ph.GA
An updated model for the Perseus Spiral Arm from Trigonometric Parallax and 3-dimensional kinematic distances of distant massive stars
University of Tasmania（塔斯马尼亚大学）；International Centre for Radio Astronomy Research, The University of Western Australia（西澳大利亚大学国际射电天文研究中心）；Nanjing University（南京大学）
通过VLBA观测的水和甲醇微波射线数据，结合三维运动距离，改进了Perseus螺旋臂在银河第一象限的位置和倾角，并发现Perseus和Sagittarius臂在银河中心外交汇。
2026-04-28 astro-ph.GA
The Gould's Belt Distances Survey (GOBELINS). V. Distances and Kinematics of the Perseus molecular cloud
我们得出的距离和英仙座分子云的结构相结合的三角函数的超长基线阵列（VLBA）的意见，作为GOBELINS调查的一部分，和盖亚数据发布2。根据VLBA天体测量，我们得到IC 348的距离为321+/-10 pc。这与盖亚测量的平均距离320+/-26完全一致。对NGC 1333的VLBA观测不足以声称成功测量了这个星团的距离。另一方面，Gaia的平均距离为293+/-22 pc。因此，云的东部和西部边缘之间的视线距离约为30 pc，这比以前推断的要小得多。我们使用盖亚自行和公布的径向速度，以获得选定的恒星样本的空间速度。IC 348和NGC 1333相对于LSR的平均速度矢量分别为（u，v，w）=（-6.1+/-1.6，6.8 +/-1.1，-0.9+/-1.2）和（-6.4+/-1.0，2.1 +/-1.4，-2.4+/-1.0）km/s。最后，我们对恒星运动学的分析表明，没有明确的证据表明星团内存在膨胀、收缩或旋转运动。
2018-08-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Trigonometric Parallax of W51 Main/South
我们报告的三角视差测量W51主/南使用甚长基线阵列（VLBA）。我们测得的值为0.185 +/- 0.010 mas，对应于5.41（+0.31/-0.28）kpc的距离。W51 Main/South是一个著名的大质量恒星形成区，位于银河系人马座旋臂的切点附近。我们到W51的距离通过简单的几何学得到到银河系中心的距离的估计为Ro = 8.3 +/- 0.46（统计）+/- 1.0（系统）kpc。结合W51的视差和自行测量，我们获得了这个大质量恒星形成区的全空间运动。我们发现W51在银河系中心的近圆形轨道上。用于我们的视差测量跟踪四个强大的双极流出的H2O脉泽0.4 pc大小的区域内，其中一些是与尘埃分子热核心和/或超紧凑或超紧凑的HII区域。
2010-08-04 astro-ph.GA
Resolving the distance controversy for Sharpless 269: A possible kink in the outer arm
夏普勒斯269（S269）是银河系外旋臂中少数几个具有强水脉泽辐射的HII区之一。基于甚长基线干涉测量（VLBI）射电天体测量探测（VERA）阵列的数据，已经公布了两个视差测量结果，它们相差近$2σ$。每一个距离估计都支持外臂的不同结构。此外，由于S269的银心半径很大，因此它具有特殊的相关性，因为它的自行和视差已经被用来限制大半径的银河系旋转曲线。利用最近的甚长基线列阵（VLBA）观测资料，我们精确地测量了S269水脉泽的视差和自行。我们解释的位置和运动的S269的背景下，银河系的结构，和可能的光学同行。S269的22 GHz水脉泽和两个邻近的类星体在2015年至2016年期间使用VLBA观测了16个时期。通过拟合四个脉泽斑，我们测量了S269的年视差为0.241 $\pm$ 0.012 mas，对应于与太阳的距离为$4.15^{+0.22}_{-0.20}$ kpc。S269的平均自行估计为$0.16\pm0.26$ mas $\rm{yr^{-1}}$和$-0.51\pm0.26$ mas $\rm{yr^{-1}}$，分别对应于$μ_α \ cos δ$和$μ_δ$，这对应于大半径平坦银河系旋转曲线的预期运动。这个距离估计，银河系运动学模拟和观测其他大质量的年轻恒星在外部区域支持存在一个扭结外臂在$l \approx$ 140度。此外，我们在盖亚DR 2星表中发现了超过2,…
2019-03-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
VLBA astrometry of PSRs B0329+54 and B1133+16: Improved pulsar distances and comparison of global ionospheric models
本研究利用近30个历元的VLBA宽带数据提升两颗脉冲星的天体测量精度，验证了电离层为L波段VLBI系统误差主要来源，同时评估改进TEC映射函数的效果并给出两颗脉冲星的高精度视差与自行参数。
2025-06-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
The Parallax of W43: a Massive Star Forming Complex near the Galactic Bar
我们报告三角视差测量脉泽的大质量恒星形成复杂的W 43 VLBA观测的BeSSeL调查的一部分。根据对三个12 GHz甲醇脉泽源（G029.86-00.04、G029.95-00.01和G031.28+00.06）和一个22 GHz水脉泽源（G031.58+00.07）对W 43的测量，我们得到了W 43到$5.49^{+0.39}_{-0.34}$ kpc的距离。通过将脉泽与CO分子云相关联，并将云运动学与CO速度螺旋特征相关联，我们将W 43分配给盾牌螺旋臂，靠近银河酒吧的近端。W 43向银心方向的特殊运动速度约为20 km/s，很可能是由棒的引力引起的。
2013-12-13 astro-ph.GA
Parallaxes and proper motions of interstellar masers toward the Cygnus X star-forming complex. I. Membership of the Cygnus X region
天鹅座X复合体是由一个物理上相连的恒星形成区域组成，还是由多个独立的区域组成，这些区域在天空中紧密相连，这一问题已经争论了几十年。这种令人困惑的情况的主要原因是缺乏可靠的距离测量。我们的目标是通过精确的距离和自行测量来了解天鹅座X恒星形成区域的结构和动力学。为了测量三角波，我们用欧洲VLBI网和甚长基线阵观测了6.7GHz甲醇脉泽和22 GHz水脉泽。我们测量了五个大质量恒星形成区域朝向天鹅座X复合体的三角形轨道和自行，并报告了以下距离，精度在10%以内：W 75 N为1.30 ± 0.07 kpc，DR 20为1.46^{+0.09}_{-0.08} kpc，DR 21为1.50^{+0.08}_{-0.07} kpc，IRAS 20290 +4052为1.36^{+0.12}_{-0.11} kpc，AFGL 2591为3.33 ± 0.11kpc。虽然W 75 N、DR 20、DR 21和IRAS 20290+4052的距离与天鹅座X复合体的1.40+-0.08 kpc的单一距离一致，但AFGL 2591的距离比之前假设的要大得多。天鹅座X复合体中四个恒星形成区的空间速度并不表明有一个膨胀的斯特龙格伦球。
2012-01-03 astro-ph.GA
Parallaxes for W49N and G048.60+0.02: Distant Star Forming Regions in the Perseus Spiral Arm
我们报告三角视差测量的22 GHz H $_2$ O脉泽在两个巨大的恒星形成区VLBA观测的BeSSeL调查的一部分。$11.11^{+0.79}_{-0.69}$ kpc到W 49 N（G043.16+0.01）和$10.75^{+0.61}_{-0.55}$ kpc到G048.60+0.02的距离将它们定位在英仙座臂的遥远部分，靠近银河系第一象限的太阳圈。这使我们能够第一次准确地定位英仙座臂的内部。结合目前的结果与源测量的外部部分的臂在第二和第三象限产生的全球俯仰角为9.5度+/- 1.3度的英仙座arm. We已经发现几乎没有H $_2$ O脉泽源在英仙座臂为50度$< \ell <$ 80度，这表明，这$\approx 6$千秒差距部分的臂有很少的大质量恒星形成活动。
2013-12-13 astro-ph.GA
Outer rotation curve of the Galaxy with VERA IV: Astrometry of IRAS 01123+6430 and the possibility of cloud-cloud collision
作为我们对银河系自转曲线调查的一部分，我们对恒星形成区IRAS 01123+6430进行了甚长基线干涉测量（VLBI）观测，使用VLBI射电天体测量探索（VERA）测量其年视差和自行。年视差为0.151+/-0.042 mas，对应距离D=6.61^{+2.55}-1.44} kpc，在赤道坐标系下，自行分量为（μ αcosδ，μ δ）=（-1.44+/-0.15，-0.27+/-0.16）mas yr^{-1}。假设银河系常数为（R_0，Θ_0）=（8.05+/-0.45 kpc，238+/-14 km s^{-1}），则银心距离和自转速度被测量为（R，Θ）=（13.04+/-2.24 kpc，239+/-22 km s^{-1}），这与平坦的银河系自转曲线一致。新估算的距离提供了一个更精确的中心年轻恒星天体的热光度，L_Bol=（3.11+/-2.86）\times 10^3 L_solar，对应于光谱类型B1-B2。对五学院射电天文台（FCRAO）14 m望远镜获得的12 CO（J=1-0）测量数据的分析表明，与IRAS 01123+6430相关的分子云由弧形和线性成分组成，与云-云碰撞（CCC）现象数值模拟预测的结构非常匹配。弧形和线性成分的共存意味着最初两个云的相对速度低至3-5 km s^{-1}，这符合Takahira等人提出的大质量恒星形成的预期标准，即在低相对速度…
2019-09-22 astro-ph.GA
SiO maser astrometry of the red transient V838 Monocerotis
利用VLBA方法对红新星V838 Mon的v=1，J=1-0跃迁进行了多历元观测。我们模拟了脉泽斑点的位置，得到了0.166+/-0.060 mas的视差。将该视差与其他距离信息相结合，得到5.6+/-0.5 kpc的距离，这与V838 Mon的光回波的建模偏振测量图像的6.1+/-0.6 kpc的独立几何距离一致。结合这些结果，并包括弱约束盖亚DR 2视差，产生距离的最佳估计为5.9+/-0.4 kpc。脉泽斑点位于ALMA探测到的SiOJ =5-4的热辐射峰附近。V838 Mon的自行证实了它是银河系外旋臂中一个小型疏散星团的成员。
2020-04-03 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The extremely collimated bipolar H_2O jet from the NGC 1333-IRAS 4B protostar
我们对低质量原恒星样品进行了水脉泽发射观测，以研究与恒星形成的最早阶段及其与周围介质相互作用相关的喷流特性。主要目的是测量H_2O斑点的绝对位置和自行，以便研究喷流发射区域的运动学。利用VLBA相位参考模式，在22.2GHz的水脉泽谱线上，对NGC 1333-IRAS 4附近区域的原恒星进行了4个历元的毫角秒尺度的成像，测量了它们的自行，时间间隔为1个月。在一个高度可变的H_2O脉泽发射中探测到两颗原恒星（A2和B），活动期短于四周。H_2O图使我们能够追踪由B原恒星驱动的快速喷流：我们观察到红移和蓝移的叶瓣非常接近原恒星，=< 35 AU，以约10-50 km/s的投影速度移动。与在较大尺度上观察到的分子外流相比，表明喷流进动速率为18 '/yr。通过测量H_2O斑点的位置扩展，我们估计在距驱动原恒星约12天文单位处，喷流宽度约为2天文单位。
2009-03-16 astro-ph.GA
IRAS03063+5735: A Bowshock Nebula Powered by an Early B Star
来自斯皮策太空望远镜银河遗产红外线中面巡天计划的中红外图像显示，红外源IRAS 03063 + 5735是由早期B星2MASS 03101044 + 5747035产生的弓形激波星云。我们给出了这颗恒星的新光谱，将其分类为B1.5V，并确定它可能与银河系外l = 140.59 degr，b =-0.250 degr附近的分子云复合体（VLSR =-38--42 km/s）成协。根据光谱视差，我们估计弓形激波星云和分子复合体的距离为4.0 +/-1千秒差距。一种可能的情况是，这是一颗高速逃逸的恒星撞击在分子云上。我们确定的HII区和星团与IRAS 03064 + 5638在一个合理的诞生网站的投影距离为64 pc。分光光度计的距离和与分子特征的联系提供了另一个数据，有助于确保外星系不确定的旋转曲线。作为一个副产品的光谱分型这颗星，我们提出了经验光谱诊断图适用于近似光谱分类的O和B星使用他的线在很少使用的黄红部分的光谱。
2011-12-26 astro-ph.GA
Trigonometric parallaxes to star-forming regions within 4 kpc of the galactic center
我们报告了银河系中心4千秒差距内的高质量恒星形成区的四个三角函数。这些测量是作为BeSSeL调查的一部分使用VLBA进行的。通过将这些源与CO和HI碰撞速度图中的大尺度特征在运动学上联系起来，我们开始勾勒出银河系内部的一些主要特征：连接臂、近、远3千秒差距臂和诺玛臂。银河系第一象限的连接臂比远3千秒差距臂更靠近银河系中心，并在其前缘附近被长杆的长轴偏移，支持内部林德布拉德共振的存在。假设3 kpc的旋臂是一个连续的物理结构，其近、远侧的相对银心距离表明，旋臂周围的气体流线是高度椭圆的，旋臂的共转半径r_CR > 3.6 kpc。在银河系经度接近10°，日心距离约为5 kpc的地方，近3 kpc臂和诺玛臂在我们银河系的正面视图上相交，同时在不同的银河系纬度上通过。我们提供了W31恒星形成复合体距离太阳4.95（+0.5;-0.43）kpc的精确距离测量，这将其与属于近3 kpc臂的明亮CO特征联系起来。
2013-12-11 astro-ph.GA
Outer Rotation Curve of the Galaxy with VERA III: Astrometry of IRAS 07427-2400 and Test of the Density-Wave Theory
我们报告IRAS 07427-2400与VERA的三角视差为0.185 $\pm$ 0.027 mas，对应于5.41 $^{+0.92}_{-0.69}$ kpc的距离。该结果在误差范围内与Choi等人（2014）获得的5.32 $^{+0.49}_{-0.42}$ kpc的先前结果一致。为了消除内部脉泽运动的影响（例如，随机运动），我们观察到与IRAS 07427-2400相关的六个脉泽特征，并通过平均六个脉泽特征的自行来确定源的系统自行。得到的自行是（$μ_α$ cos $δ$，$μ_δ$）=（$-$ 1.79 $\pm$ 0.32，2.60 $\pm$ 0.17）mas yr $^{-1}$（赤道坐标），而Choi等人（2014年）显示（$μ_α$ cos $δ$，$μ_δ$）=（$-$ 2.43 $\pm$ 0.02，2.49 $\pm$ 0.09）mas yr $^{-1}$，具有一个微波激射器特征。我们的天体测量结果将源定位在英仙座臂，银河系中最近的主臂。使用我们的结果与以前的天体测量结果从观测的英仙座手臂，我们进行了直接（定量）比较27天体测量结果和分析气体动力学模型的基础上密度波理论，并得到两个结果。首先是VLBI天体测量确定的英仙座臂的俯仰角，11.1 $\pm$ 1.4度，不同于螺旋势模型（可能由恒星跟踪）确定的俯仰角，$\sim$ 20度。第二种是稠密气体区…
2015-05-13 astro-ph.GA
First Trigonometric Parallax Measurements with the KVN and VERA Array (KaVA)
National Astronomical Research Institute of Thailand（泰国国家天文研究所）；Mizusawa VLBI Observatory, National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台水泽VLBI观测站）；Tokyo Electron Ltd.（东京电子株式会社）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）
本文通过KaVA阵列对W3(OH)的22 GHz水脉泽进行六历元观测，成功测量三角视差0.497毫角秒，对应距离2.01千秒差距，验证了KaVA联合阵列在天体测量中的能力。
2026-09-23 astro-ph.GA
Trigonometric Parallaxes of Massive Star Forming Regions: VI. Galactic Structure, Fundamental Parameters and Non-Circular Motions
我们正在使用VLBA和日本的VERA项目来测量在银河系高质量恒星形成区域中发现的脉泽的三角视差和自行。18个来源的早期结果定位了几个旋臂。英仙座螺旋臂的螺旋角为16 +/- 3度，这有利于银河系的四个而不是两个螺旋臂。将位置、距离、自行和径向速度结合起来，可以得到完整的三维运动学信息。我们发现，恒星形成区的平均轨道银河系~15公里/秒比预期的圆形轨道慢。通过对银河系模型的拟合，我们估计出银河系到中心的距离R_o = 8.4 +/- 0.6 kpc，圆自转速度θ_o = 254 +/- 16 km/s。比θ_o/R_o的测定精度比任何一个参数单独测定的精度都高，我们发现它为30.3 +/-0.9 km/s/kpc，与由Sgr A* 自行测定的角旋转速率很好地一致。这些数据支持银河系的旋转曲线，它几乎是平的，或者随着银心距离的增加而略微上升。运动学距离通常太大，有时系数大于2;通过将Theta_o/R_o从国际天文学联合会的建议值25.9 km/s/kpc增加到接近30 km/s/kpc的值，可以使它们与三角函数更好地吻合。我们提供了一个“修订”的处方计算运动学距离和它们的不确定性，以及一个新的方法来定义银河系坐标。最后，我们对Theta_o和To/R_o的估计，结合对R_o的直接估计，证明银河系的自转曲线与仙女座星系的自转曲线相似，这表明这两个占主导地位的本群星系的暗物质晕都是100…
2009-05-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Trigonometric Parallaxes of High Mass Star Forming Regions: the Structure and Kinematics of the Milky Way
在VLBA重点科学计划BeSSeL巡天、EVN和日本VERA计划中，已经测量了100多个与年轻大质量恒星有关的脉泽三角弛豫和自行。这些测量为银河系中存在旋臂提供了强有力的证据，精确地定位了许多臂段，并产生了7至20度的螺旋螺距角。旋臂的宽度随着离银河系中心的距离而增加。利用银河系的三维位置和速度信息以及太阳和平均源特有运动的保守先验，拟合银河系的轴对称模型，我们估计银河系到银河系中心的距离Ro为8.34 ± 0.16 kpc，太阳处的圆自转速度To为240 ± 8 km/s，在银心半径5和16 kpc之间，自转曲线几乎是平的（斜率为-0.2 +/- 0.4 km/s/kpc）。假设旋转曲线是一个“普遍的”螺旋星系形式，我们估计薄盘尺度长度为2.44 +/- 0.16 kpc。参数Ro和To不是高度相关的，并且对不同形式的旋转曲线相对不敏感。采用一个理论上的动机之前，高质量的恒星形成区是在近圆形的银河系轨道，我们估计在银河系旋转的方向，Vsun = 14.6 +/- 5.0公里/秒的全球太阳运动分量。虽然To和Vsun有显著的相关性，但这些参数的总和受到很好的约束，To + Vsun = 255.2 +/- 5.1 km/s，太阳在银河系中心轨道上的角速度也是如此，（To + Vsun）/Ro = 30.57 +/- 0.43 km/s/kpc。这些参数提高了对太阳和赫尔斯-泰勒双星…
2014-01-28 astro-ph.GA
Distance and Proper Motion Measurement of the Red Supergiant, S Persei, with VLBI H2O Maser Astrometry
我们已经进行了VLBA相位参考监测周围的红超巨星，英仙座S，六年的H2O脉泽。我们将脉泽运动拟合到一个简单的膨胀壳层模型中，得到在赤经和赤经上的年视差为0.413 ± 0.017 mas，恒星自行为（-0.49 ± 0.23 mas/yr，-1.19 ± 0.20 mas/yr）。所得到的年视差对应于2.42+0.11-0.09 kpc的三角距离。假设太阳的银心距离为8.5kpc，LSR在太阳距离处的圆自转速度为220 km/s，银河系自转曲线是平坦的，则英仙座S的运动偏离银河系的圆自转约15 km/s，主要由12.9+/-2.9km/s的反自转方向分量控制。这颗红超巨星被认为属于OB星协Per OB 1，因此这种非圆运动代表了OB星协在银河系中的运动。这种非圆形运动比标准密度波理论对螺旋星系的解释要大一些，这是由于OB星协的星团洗牌，或者是非静止螺旋臂和多相星际介质之间的非线性相互作用。后者来自于最近的大型N体/光滑粒子流体动力学数值模拟提出的银河系螺旋臂形成的新观点。
2010-07-30 astro-ph.GA
The distance to a star forming region in the Outer arm of the Galaxy
我们用WB 89 -437的VLBA进行了天体测量观测，WB 89 -437是银河系外旋臂中的一个H2O脉泽源。我们测量的年视差为0.167 +/- 0.006 mas，对应于日心距离为6.0 +/- 0.2 kpc或银心距离为13.4 +/- 0.2 kpc。这个日心距离的值比8.6千秒差距的运动学距离小得多。这证实了朝向l = 135度的微弱外臂的存在。我们还测量了该物体的全空间运动，发现了一个大约20 km/s的巨大的奇特运动，朝向银河系中心。这种特殊的运动解释了运动学距离估计中的大误差。我们还发现WB 89 -437与LSR具有相同的旋转速度，这为平坦的旋转曲线以及外银河系中存在暗物质提供了更多证据。
2009-01-16 astro-ph.GA
