Trigonometric Parallaxes of Star Forming Regions in the Scutum Spiral Arm
作为BeSSeL调查的一部分，我们报告了银河系盾牌座螺旋臂中六个高质量恒星形成区域的三角测量结果。将我们的测量结果与BeSSeL巡天的10个先前测量结果相结合，在盾牌臂中产生了16个源的总样本，这些源在银河系经度范围从5度到32度的三角测量。假设对数螺旋模型，我们估计盾臂的俯仰角为19.8（+/-3.1）度，这比其他螺旋臂的俯仰角大。臂的高俯仰角可能是由于臂接近银河酒吧。盾板臂源显示出比银河系自转慢4 km/s，向银河系中心运动8 km/s的平均奇特运动。虽然这种非圆形运动的方向与其他旋臂中的源具有相同的符号，但盾牌臂源朝向银河系中心的运动更大。
2014-08-03 astro-ph.GA
Astrometry with the Hubble Space Telescope: Trigonometric Parallaxes of Planetary Nebula Nuclei: NGC 6853, NGC 7293, Abell 31, and DeHt 5
我们给出了行星状星云NGC 6853（哑铃星云）、NGC 7293（障碍星云）、Abell 31和DeHt 5的中心恒星的绝对自行和相对自行。本文详细介绍了我们的减少和分析使用DeHt 5作为一个例子。我们获得这些行星状星云核（PNNi）的天体测量数据精细制导传感器FGS 1 R和FGS 3，白光干涉仪的哈勃太空望远镜（HST）。自行，光谱分类和VJHKT_2 M和DDO 51测光的恒星组成的天体测量参考系提供分光光度估计的参考星绝对视差。将这些作为具有误差的观测值引入我们的模型中，我们确定每个PNN的绝对松弛。利用先前独立视差测量值的加权平均产生平均视差精度，σ_π/π= 5%。导出的距离为：d_{NGC 6853} =405^{+28}_{-25}pc、d_{NGC 7293} =216^{+14}_{-12} pc、d_{Abell 31} = 621^{+91}_{-70} pc和d_{DeHt 5} = 345^{+19}_{-17} pc。这些PNNi距离都小于以前从光谱分析的中心恒星。导出的绝对星等和先前测量的有效温度允许通过Stefan-Boltzmann关系和Eddington通量估计PNNi半径。将绝对星等与后AGB模型进行比较，可以提供质量估计。质量聚集在0.57 M（太阳）附近，接近白矮星质量分布的峰值。再加上一些距离和质量已经确定的PNNi，我们将所有的P…
2009-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Re-determining the Galactic spiral density wave parameters from data on masers with trigonometric parallaxes
银河系螺旋波的参数重新确定使用修改的周期图（频谱）分析的58个脉泽与已知的三角函数松弛，自行，和线的网站速度的银河系中心径向速度。脉泽跨越了一个广泛的银河系中心距离，$3<$ R $<14$ kpc，这与一个大的分散的位置角$θ$这些对象在银河平面XY，需要一个准确的帐户的对数依赖的螺旋波扰动的银河系中心距离和位置角。探测到对应于螺旋密度波的周期信号，其波长为$λ=2.4 \pm 0.4$ kpc，波扰动的峰值速度为$f_R=7.5 \pm 1.5$ km s $^{-1}$，太阳在密度波中的相位为$χ_\odot=-160 \pm 15^\circ$，螺距角为$-5.5 \pm 1^\circ$。
2013-04-19 astro-ph.GA
Trigonometric Parallaxes of Massive Star Forming Regions: G012.88+0.48 and W33
本文报道了利用甚长基线阵列进行的棒旋结构遗产（BeSSeL）巡天中，在G012.88+0.48区域和大质量恒星形成复合体W33（包含G012.68--0.18，G012.81--0.19，G012.90--0.24，G012.90--0.26）中水脉泽的三角视差。这些脉泽的视差距离与$2.40^{+0.17}_{-0.15}$ kpc一致，后者将W33和G012.88+0.48定位在盾座旋臂上，我们的结果表明W33是一个单星形成的复合体，其运动学距离约为3.7 kpc的三分之二。因此，基于运动学距离的这个区域的光度和质量被高估了两倍以上。W33\，Main星团的光谱类型必须改变1.5个点才能变成更晚的类型。
2013-04-07 astro-ph.GA
Trigonometric Parallaxes of Star Forming Regions Beyond the Tangent Point of the Sagittarius Spiral Arm
作为BeSSeL巡天的一部分，我们报道了与银河系人马座旋臂中13个遥远的高质量恒星形成区有关的分子脉泽源的三角函数松弛和自行。特别是，我们获得了改进的视差距离估计为三个良好的研究区域：1.9 + 0.1/-0.1 kpc的M17，5.3 + 1.3/-0.9 kpc的W51，和7.9 + 0.9/-0.7 kpc的GAL 045.5+00.0。除一个震源外，所有震源的奇异运动都小于20 km/s。我们将对数周期螺旋拟合到位置，并估计平均俯仰角为7.2 ± 1.9度。我们发现，在银河系的第一象限的切点以外的臂的部分出现在IAU定义的银河系平面以下15 pc。
2019-01-27 astro-ph.GA
Dynamical masses of YSOs with the VLBA: DYNAMO VLBA: Trigonometric parallaxes and proper motions of YSOs in Orion
Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Instituto de Radioastronomía y Astrofísica, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学射电天文学与天体物理研究所）；Departamento de Astronomía, Universidad de Guanajuato（瓜纳华托大学天文学系）；Black Hole Initiative at Harvard University（哈佛大学黑洞倡议项目）；David Rockefeller Center for Latin American Studies, Harvard University（哈佛大学大卫·洛克菲勒拉丁美洲研究中心）；Department of Physics and Astronomy, University of North Florida（北佛罗里达大学物理与天文学系）；Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica（国家天体物理学、光学和电子学研究所）；Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas, Universidade de São Paulo（圣保罗大学天文学、地球物理学和大气科学研究所）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家无线电天文台）；Departament de Física Quàntica i Astrofísica (FQA), Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学量子物理与天体物理学系）；Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）；Centre for Astrophysics Research, University of Hertfordshire（赫特福德大学天体物理研究中心）
通过VLBA多时相观测，确定Orion星形成复合体中年轻恒星的三角视差和自行，提供高精度射电天体测量结果，校准Gaia参考系。
2026-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Planetary Nebulae distances in GAIA DR2
背景：行星状星云的距离尺度往往受到模型依赖的解决方案。与模型无关的三角函数松弛是罕见的。现在可以利用GAIA的第二次数据发布提供更大样本的天基三角测量。目的：我们的目标是获得一个高质量的方法选择标准的三角形的行星状星云，并讨论可能的警告和限制，在使用此数据发布。研究方法：由于基于坐标的匹配工作不可靠，以前距离尺度调查的几百个来源与第二次GAIA数据发布（DR 2）的数据进行了人工交叉识别。这些数据与以前的距离尺度的结果和最近的一项类似研究的结果进行了比较，该研究使用了第一次发布的数据GAIA DR 1。结果如下：虽然现有的几个以前的地面和HST三角测量与新的数据集完全匹配，但旧的统计距离尺度，达到更大的距离，确实显示出小的系统差异。仅限于这些中心恒星，盖亚的光度颜色显示出周围星云的污染可以忽略不计，对于基于无线电通量的统计距离，这种差异可以忽略不计，而那些来自H-α表面亮度的差异仍然显示出微小的差异。DR 2研究显著改善了先前使用DR 1/TGAS对统计距离尺度的重新校准。
2018-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Trigonometric parallaxes of star forming regions in the Sagittarius spiral arm
我们报告的测量结果的弛豫和自行车的十个高质量的恒星形成区域在人马座的银河系的螺旋臂的一部分，与VLBA的BeSSeL调查。结合这些结果与其他八个文献中，我们调查的结构和运动学的臂之间的银河中心方位角约-2和65度。我们发现，螺旋桨角为7.3 +- 1.5度;臂的半宽，定义为与拟合螺旋的均方根偏差，约为0.2 kpc;人马座臂最近的部分距离太阳1.4 +- 0.2 kpc。与相邻的旋臂不同，我们没有发现人马臂中与银河系自转相反的源的显著特殊运动的证据。
2014-04-18 astro-ph.GA
Trigonometric Parallaxes of 6.7 GHz Methanol Masers
从6.7 GHz的甲醇脉泽过渡的排放是非常强的，是相对稳定的，有小的内部运动，并观察到对许多大规模的恒星形成区域在银河系。我们的目标是利用这种脉泽跃迁进行高精度的天体测量，以获得到它们所在区域的精确距离。在2006年6月至2008年3月期间，欧洲VLBI网络在五个VLBI观测时期观测到了八个强脉泽。我们报告五个恒星形成区的三角函数，精度与$\sim22 \mathrmμ$一样好。到这些源的距离是ON 1的$2.57^{+0.34}_{-0.27}$ kpc、L 1206的$0.776^{+0.104}_{-0.083}$ kpc、L 1287的$0.929^{+0.034}_{-0.033}$ kpc、NGC 281-W的$2.38^{+0.13}_{-0.12}$ kpc和S 255的$1.59^{+0.07}_{-0.06}$ kpc。的距离和自行产生的恒星形成的区域托管的脉泽的全空间运动，我们发现，这些地区滞后的平均$\sim$ 17公里的$^{-1}$，值相当于最近发现的类似研究的圆周旋转。
2009-11-04 astro-ph.GA
Verification of Photometric Parallaxes with Gaia DR2 Data
本文介绍了盖亚DR 2巡天与2MASS（2微米全天空巡天）、SDSS（斯隆数字巡天）、GALEX（银河演化探测器）和UKIDSS（UKIRT红外深空巡天）在四个选定的高纬度$|b|>48^{\circ}$天区的综合分析数据的比较结果。它表明，从大型现代调查的测光数据可以用于参数化的恒星接近4400 pc和亮度比$g_{SDSS} = 19.^m6$，包括视差和星际消光值的估计。然而，恒星的光度等级应该被正确地确定。
2018-12-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Trigonometric Parallaxes of Massive Star-Forming Regions. IX. The Outer Arm in the First Quadrant
本文报道了用甚长基线列阵对遥远的大质量恒星形成区G75.30+1.32的水脉泽进行的三角视差测量。该源的日心距离为9.25+-0.45 kpc，位于银河系第一象限的外臂。它位于银河系平面上方200 pc，与一个大分子云边界处的大量HI增强有关。在银心半径为10.7 kpc的地方，G75.30+1.32位于银河系的一个区域，该区域的圆盘明显地向银河系北极弯曲。虽然恒星形成区有一个接近圆形的瞬时银河轨道，但它显示出朝向银河平面的18 km/s的显著运动。目前的结果，当结合两个以前的微波激射器的研究外臂，产生一个约12度的俯仰角的一个大部分的臂从第一象限延伸到第三。
2011-10-19 astro-ph.GA
Trigonometric Parallaxes of Maser Sources toward the Far Side of the Milky Way
Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台射电天文与技术重点实验室）；University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院新疆天文台）
本研究通过八个脉泽源的三角视差和自行测量，确定了远侧旋臂的距离与归属，证实人马臂和英仙臂在内银河汇聚，支持银河系旋臂二分叉模型。
2026-09-29 astro-ph.GA
Trigonometric Parallaxes of Massive Star-Forming Regions: VII. G9.62+0.20 and the Expanding 3 KPC-ARM
本文报道了与大质量恒星形成区G9.62+0.20有关的12 GHz甲醇脉泽的三角视差，对应于5.2 ± 0.6kpc的距离。与当地标准的静止速度约2公里/秒，该地区的运动距离0.5和16千秒差距很大，从这里推导的距离。我们对恒星形成区的特殊运动的测量表明，它与圆形银河系轨道有很大的偏差：从银河系中心向外径向速度为41 km/s，与银河系自转方向相反的速度为60 km/s。它的径向速度和距离的组合将G9.62+0.20置于银河系的内部区域，靠近膨胀的近3 kpc臂，在那里凸起/棒势有很强的引力影响。我们还映射12 GHz甲醇脉泽的分布，定位它们相对于超紧凑H II区域，并比较我们的数据与以前报道的周期性耀斑现象，这个源。
2009-09-21 astro-ph.GA
Galactic Parameters from Masers with Trigonometric Parallaxes
本文用Bottlinger方程重新分析了目前已知的28个具有三角函数、自行和位置线速度的脉泽的空间速度。这些脉泽与25个活跃的恒星形成区有关，位于银河系中心距离3<R<14 kpc的范围内。为了确定银河系的自转参数，我们使用了在太阳的银河中心距离R 0 =8 kpc处的角自转速度Ω的前三个泰勒展开项。我们得到了以下解：Ωo=-31.0 +/- 1.2 km/s/kpc，Ω o '= 4.46 +/- 0.21 km/s/kpc ^2，Ωo”=-0.876 +/- 0.067 km/s/kpc ^3，奥尔特常数：A=17.8 +/- 0.8 km/s/kpc，B=-13.2 +/- 1.5 km/s/kpc，太阳邻域自转的圆速度Vo=248 +/- 14 km/s。对脉泽VR的银河系中心径向速度的傅立叶分析，使我们能够从太阳附近的密度波和扰动速度4 +/-1 km/s估算出周期扰动的波长λ=2.0 +/-0.2 kpc和峰值速度fR =6.5 +/-2 km/s。太阳在密度波中的位相估计为χo ~ -130^o +/-10^o。考虑螺旋密度波引起的扰动，我们得到了太阳特有速度相对于局部静止标准（LSR）的非扰动分量（Uo，Vo，Wo）LSR=（5.5，11，8.5）+/-（2.2，1.7，1.2）km/s。
2010-06-26 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
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 Carnegie RR Lyrae Program: Mid-infrared Period-Luminosity relations of RR Lyrae stars in Reticulum
我们分析了位于大麦云（LMC）球状星团网室中的30颗RR型天琴座星（RRL），它们是用斯皮策太空望远镜上的红外阵列相机（IRAC）在3.6和4.5 $μ$ m通带观测到的。我们推导了新的中红外（MIR）周期光度PL关系。PL关系的零点是使用哈勃太空望远镜（HST）测量的五个明亮银河系（MW）RRL的三角函数估计的，作为替代，我们使用了在第一次盖亚数据发布（DR 1）中发布的三角视差，这些视差是作为第谷-盖亚天体测量解决方案（TGAS）的一部分获得的，以及第二次盖亚数据发布时发布的相同恒星的视差（DR2）。我们使用我们新的MIR PL关系确定了到网状物的距离，并发现在TGAS和DR 2视差上校准的距离具有良好的一致性，并且通常小于基于HST视差的距离，尽管它们在各自的误差范围内仍然是一致的。我们的结论是，网室位于约3千秒差距更接近我们比LMC的重心。
2018-07-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Solar Neighborhood. XXI. Parallax Results from the CTIOPI 0.9m Program: 20 New Members of the 25 Parsec White Dwarf Sample
作为DENSE项目的一部分，我们为25 pc白矮星样本中的20个新成员提供了精确的三角测量。http://www.DenseProject.com在此之前，总共有112个白矮星系统的三角视差在25 pc以内，其中99个系统的三角视差超过10%。因此，在这项工作中提出的20个新成员代表了20%的白矮星的数量增加，准确地说是在25 pc。此外，我们提出了更新的10 pc内的7个已知的白矮星，已被观察到的ASPENS倡议（天体测量搜索环绕附近恒星的行星）的一部分，以监测附近的南部红矮星和白矮星的天体测量扰动看不见的同伴。包括一些白矮星伴星和25 pc以上的白矮星，我们总共给出了33个三角星系。我们对白矮星进行大气建模，以确定物理参数（即，有效温度、log g、质量和白矮星年龄）。最后，一个新的ZZ Ceti脉动白矮星被确定和修订的约束被放置在两个混合的H/He大气冷白矮星，显示在近红外连续吸收。
2009-02-03 astro-ph.GA
New LZ and PW(Z) relations of RR Lyrae stars calibrated with Gaia EDR3 parallaxes
我们提出了新的光度金属（LZ; MV-[Fe/H]和MG-[Fe/H]）的关系，并首次，经验，盖亚三带（G，GBP，GRP）周期Wesenlavirus金属（PWZ）的RR天琴座星（RRL）的关系，使用分层贝叶斯方法和新的准确的公布这些变量在盖亚早期数据发布3（EDR 3）。在之前的一项研究中，我们使用V平均星等、金属丰度、吸收和脉动周期，从盖亚数据发布2（DR 2）中发布的大约四百个银河系场RRL样本中获得了贝叶斯分层推导的LZ关系。我们现在从两个方向扩展这项研究。首先，我们更新了我们以前的结果，使用来自盖亚EDR 3的三角函数，并将贝叶斯分析的第一个经验PWZ关系，使用这些领域的RRLs与G，GBP和GRP时间序列测光盖亚DR 2。其次，我们使用贝叶斯推断法推导了来自15个银河系球状星团的385个RRL的LZ关系和经验PW Gaia三带关系，其光谱金属丰度范围为-0.36到-2.39 dex，先验距离为2.2到41.2 kpc。从本文分析的RRL样本中，我们推断Gaia EDR 3的平均零点偏移为-0.028 mas，中值范围为-0.033（LZ和PWZ模型的场星）至-0.024 mas（LZ模型的V波段GC RRL）。
2022-03-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Astrometry of OH/IR stars using 1612 MHz hydroxyl masers. I. Annual parallaxes of WX Psc and OH138.0+7.2
本文报道了用NRAO甚长基线阵测量1612 MHz氢氧脉泽在两颗渐近巨星分支星WX Psc和OH 138.0 +7.2周围的三角视差。我们得到了WX Psc视差的3-sigma上限<=5.3 mas，对应于>~190 pc的下限距离估计。获得的OH 138.0 +7.2的视差为0.52+/-0.09 mas（+/-18%），对应的距离为1.9（+0.4，-0.3）kpc，使其成为第一个低于1毫角秒的羟基脉泽视差。本文还介绍了一种新的误差分析方法，用以检测天体测量中的系统误差。最后，我们比较了我们的三角距离公布的相位滞后距离对这些恒星，并找到一个很好的协议之间的两种方法。
2017-01-18 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
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
Parallaxes for star forming regions in the inner Perseus spiral arm
我们报告三角视差和自行测量的6.7 GHz的CH 3OH和22 GHz的H2O脉泽在8个高质量恒星形成区（HMSFR）的VLBA观测的基础上的BeSSeL调查的一部分。这些HMSFR的距离结合它们的银河系坐标，径向速度和自行，使我们能够将它们分配到英仙座臂的一部分，< 70度。这些HMSFR聚集在银河经度从~30度到~50度，邻近一个这样的源的dirth之间的纬度~50度到~90度。
2019-03-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
A new estimate of the zero-point shift of the Gaia DR3 parallaxes obtained from a comparison with VLBI measurements of masers and radio stars
Central (Pulkovo) Astronomical Observatory, Russian Academy of Sciences（普尔科沃中央天文台，俄罗斯科学院）
本文基于与VLBI测量的射电星和激微波源比较，给出了Gaia DR3视差零点位移的新估计，发现其相对于惯性坐标系的系统位移为Δπ=-0.038±0.011 mas。
2026-01-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
A preliminary comparison of photometric (MWSC) and trigonometric (TGAS) distances of open cluster stars
我们的目标是比较银河系星团全球巡天（MWSC）的疏散星团光度距离尺度与来自盖亚DR 1/TGAS目录的三角视差的距离，并调查在何种程度上和程度上两个尺度同意。我们比较了5743个星团恒星的基于视差和基于光度的距离，这些恒星被选为1118个星团的成员，基于它们的运动学和光度MWSC成员概率。我们发现疏散星团恒星的三角距离和光度距离总体上是一致的。它们之间的残差很小，无偏倚，直至$\log (d,[pc]) \approx 2.8$。如果我们只考虑人口最多的集群，并使用从其MWSC成员的平均三角视差获得的集群距离，距离尺度的良好一致性持续到$\log (d,[pc]) \approx 3.3$。
2017-11-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
A VLBA Trigonometric Parallax for RR Aql and the Mira PL Relation
本文报道了22 GHz H $_{2}$ O和43 GHz SiO脉泽对Mira变星RR Aql的VLBA观测。通过将SiO脉泽辐射拟合到一个圆环上，我们估计了RR Aql的绝对恒星位置，并在$\approx1$ mas的联合不确定度范围内与Gaia天体测量相一致。利用脉泽天体测量法，我们测量到2.44 $\pm$ 0.07 mas的恒星视差，相当于410 $^{+12}_{-11}$ pc的距离。脉泽视差明显偏离盖亚EDR 3视差1.95 $\pm$ 0.11 mas，表明无线电和光学测量之间的$3.8σ$张力。这种张力很可能是由于光学照相中心的变化限制了这个米拉变量的盖亚天体测量精度。结合红外星等与RR Aql和其他Miras的视差，我们使用贝叶斯方法与MCMC采样和LMC的斜率为-3.60 $\pm$ 0.30的强先验拟合周期光度关系。我们发现一个$K$带零点（定义在logP（天）= 2.30）的-6.79 $\pm$ 0.15等使用VLBI磁松弛和-7.08 $\pm$ 0.29等使用盖亚磁松弛。盖亚零点与更精确的VLBI值在统计上是一致的。
2022-05-24 astro-ph.GA
Trigonometric Parallaxes Of High-Mass Star Forming Regions: Our View Of The Milky Way
我们编译并分析了约200个与非常年轻的大质量恒星有关的分子脉泽的三角函数和自行。这些测量结果强烈表明银河系是一个四臂螺旋。将对数周期螺旋线与脉泽的位置相匹配，使我们能够显着扩展我们对银河系结构的看法。我们提出了一个更新的模型，其螺旋结构，并将其纳入我们以前发表的基于螺旋臂的距离估计程序与螺旋臂的来源。对三维空间运动的建模得出了到银河系中心的距离Ro = 8.15 +/- 0.15 kpc，太阳位置的圆周旋转速度To = 236 +/- 7 km/s，以及旋转曲线的性质。我们的数据强烈地限制了太阳的圆周速度，To + Vsun = 247 +/- 4 km/s，以及它的角速度，（To + Vsun）/Ro = 30.32 +/- 0.27 km/s/kpc。将测得的空间运动转换到与银河系一起旋转的银河系中心坐标系，我们发现非圆形速度分量通常约为10 km/s。然而，在银河系附近的酒吧和英仙座手臂的一部分，我们发现显着更大的非圆形运动。在银河系中心7千秒差距以内的年轻大质量恒星，其标度高度只有19秒差距，因此非常适合定义银河系平面。我们发现，该平面的取向与IAU定义的平面一致，在+/-0.1度内，太阳向银河系北极偏移Zsun = 5.5 +/- 5.8 pc。考虑到这种偏移，中央的超大质量黑洞Sgr A* 位于银河系的中平面。使用我们改进的银河系参数，我们预测Hulse-Taylor双…
2019-10-08 astro-ph.GA
On the Accuracy of Three-dimensional Kinematic Distances
在过去的十年中，BeSSeL巡天和VERA项目使用VLBI技术测量了大约250颗大质量年轻恒星的三角视差。这些来源追踪了几乎一半银河系的旋臂。现在需要的是到这些恒星的精确距离，这些恒星远远超过银河系中心。在这里，我们分析了解决这一需求的潜力相结合的视线速度和自行产生三维运动距离估计。对于距离太阳10千秒差距以内的源，可能会出现显著的系统不确定性，而三角函数的不确定性通常更好。然而，对于远超过银河系中心的源，3D运动学距离是鲁棒的，并且比通常通过三角测量获得的距离更精确。
2022-05-13 astro-ph.GA astro-ph.IM
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
Inverse MultiView II: Microarcsecond Trigonometric Parallaxes for Southern Hemisphere 6.7~GHz Methanol Masers G232.62+00.99 and G323.74$-$00.26
本文利用逆向 MultiView 校准方法在南半球首次获得两个 6.7 GHz 甲醇脉泽的微角秒级三角视差，精度较此前提高 3 倍以上，并据此确定其旋臂归属及内部动力学。
2023-05-17 astro-ph.GA astro-ph.IM
A new compact young moving group around V1062 Sco
目标。我们正在寻找新的疏散星团或太阳附近的移动集团。方法.我们使用盖亚-TGAS目录，将其切割成狭窄的自行和视差切片，并在每个切片中寻找显着的恒星空间超密度。然后，我们研究了恒星形成的光学和近红外色星等图，以确定它们是否与星团的等时线兼容。结果我们检测到一个迄今未知的移动集团或集群在上半人马座狼疮（UCL）部分的天蝎座-Cen OB-协会在距离太阳175秒差距。它由63颗共同运动的恒星组成，年龄在1000万年到2500万年之间。对于最亮的恒星，这是目前在盖亚-TGAS目录的运动学和三角距离模量之间的平均差异约为0：01等，标准差为0.11等。较弱的集群候选人中发现的HSOY目录，没有三角视差。对于我们的候选恒星的一个子集，我们获得了径向速度测量在MPG/ESO 2.2米望远镜在拉西拉。总共我们发现了12个成员确认径向速度和松弛，31松弛或径向速度，和20个候选人从收敛点方法。我们的63个成员的等时线质量范围从2.6 M_Sun到0.7 M_Sun。
2017-12-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Estimation of the Vertical Disk Scale Height Using Young Galactic Objects
我们已经收集了文献数据的年轻的银河系天体，如脉泽VLBI测量三角函数，OB协会，HII地区和造父变星。我们最近发现，垂直盘刻度高度受到局部臂中物体的强烈影响。在目前的工作中，我们使用了不包含该臂中物体的样本。基于密度分布的自引力等温盘模型，我们发现了以下垂直盘刻度高度：69个三角形脉泽的h=46+/-5 pc，59个OB星协的h=36+/-3 pc，147个HII区的h=35.6+/-2.7 pc，195个年轻造父变星的h=52.1+/-1.9 pc，h=72.0 ± 2.3pc。
2016-09-06 astro-ph.GA
Distance scale for high-luminosity stars in OB associations and in field with Gaia DR2. Spurious systematic motions
我们计算了47个OB协会的中位数，其中包括至少10颗已知的盖亚DR 2星系。OB星协的三角和测光视差之间的比较揭示了delta_pi=-0.11 +\- 0.04 mas的零点偏移，表明盖亚DR 2视差平均被低估，并且从它们导出的距离被高估。delta_pi=-0.11 mas的修正值与Arenou等人（2018）对明亮恒星的估计一致。通过对OB星协和高光度场星的分析，证实了我们以前的结论（Dambis et al.2001），即Blaha和Humphreys（1989）建立的OB星距离标度必须缩小10- 20%。在距太阳2- 3 kpc的距离上，我们发现10- 20 kms-1的假系统运动是由于使用了未改正的Gaia DR-2射电望远镜而产生的。
2020-06-25 astro-ph.GA
Study of the structure and kinematics of the Galaxy according to VLBI astrometry of masers and radio stars
近年来，射电干涉观测在确定脉泽辐射源和射电星的三角视差和自行的绝对值方面取得了很高的精度。在确定这些物体的三角视差时，误差平均约为10微弧秒，这使我们能够自信地研究距离太阳很远的恒星分布的几何和运动学特性，直到银河系的中心。本文概述了各科学小组利用VLBI对脉泽和射电星的观测研究银河系结构和运动学的主要结果。主要的注意力是支付的研究银河系的作者所获得的这项工作的结果。
2022-12-06 astro-ph.GA
Validation of the Gaia Early Data Release 3 parallax zero-point model with asteroseismology
盖亚早期数据发布3（EDR 3）提供了15亿颗恒星的三角测量，与盖亚数据发布2相比，系统分类减少，报告的精度提高了两倍。EDR 3的新内容是一个尝试性的模型，用于校正五参数和六参数天体测量解$Z_5$和$Z_6$的星等、位置和颜色相关系统学的偏差。使用超过2,000个第一次上升的红巨星分支星的样本与星震的松弛，我执行一个独立的检查的$Z_5$模型在盖亚的$9 \lesssim G \lesssim 13$星等范围和颜色范围的$1.4μ\mathrm{m} ^{-1} \lesssim ν_{\mathrm{eff}} \lesssim 1.5 μ\mathrm{m} ^{-1}$。因此，该分析桥接了Gaia团队对$G > 13$的$Z_5$的一致性检查，以及使用Cepheids对$G < 11$进行$\approx 15 μ\mathrm{as}$过度校正的独立分析的指示。我发现在$G \lesssim 10.8$处有一个过校正，这样$Z_5$校正的EDR 3的视差比星震视差大$15 \pm 3 μ\mathrm{as}$。对于$G \gtrsim 10.8$，EDR 3和开普勒领域的asteroseic的视差同意一个常数与预期的空间变化EDR 3视差后，线性，颜色相关的调整。我还推断，在$22 \pm 6\%$的样本中，EDR 3视差不确定性的平均低估，与盖亚团队在类似量级和使用…
2021-04-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Analysis of the Distance Scales by Cepheids from the Gaia EDR3 Catalogue Data
我们研究的经典造父变星样本的运动学年龄小于1.2亿年。对于这些恒星，Skowron等人对距离的估计，它们是基于周期-光度关系的，而视线速度和自行来自盖亚目录。还有一些距离估计来自盖亚ERD 3星表中的三角函数。一种依赖于银河系自转角速度的一阶导数的比较的方法表明，需要将Skowron等人确定的距离尺度延长约10%。这一结论通过与使用三角函数预测的距离进行直接比较得到了证实。考虑到这一结果，我们得到了新的估计银河系的旋转参数和螺旋密度波的参数。
2022-07-14 astro-ph.GA
The Milky Way Cepheid Leavitt law based on Gaia DR2 parallaxes of companion stars and host open cluster populations
经典造父变星为经验的河外距离阶梯提供了基础。银河系造父变星是这类恒星中唯一可以用三角视差测量的。然而，第二次盖亚数据发布（GDR 2）的造父变星的亮度受到系统学的影响，因为没有色度校正，偶尔也会受到饱和度的影响。作为银河系36颗造父变星视差的替代，我们采用了它们空间分辨同伴的GDR 2视差或它们宿主疏散星团的GDR 2视差。这种新的方法使我们能够绕过饱和和变异引起的GDR 2造父变星的系统学。我们采用GDR 2视差零点（ZP）为-0.046 mas，不确定性为0.015 mas，涵盖了大多数最近的估计。我们提出了在V、J、H、K_S和Wesenwirt W_H波段对莱维特定律的新的银河校准。我们比较我们的结果与以前的校准的基础上非盖亚测量和计算修正值的哈勃常数锚定银河系造父变星。从初始哈勃常数76.18 +/- 2.37 km/s/Mpc的视差测量的基础上没有盖亚，我们推导出一个修订的值，采用同伴和平均集群的直接造父变星的位置，H_0 = 72.8 +/- 1.9（统计+系统学）+/- 1.9（ZP）km/s/Mpc，考虑所有造父变星，H 0 = 73.0 +/- 1.9（统计+系统学）+/- 1.9（ZP）km/s/Mpc，仅适用于基模衰减器。
2020-09-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Searching for Low-mass Population III Stars Disguised as White Dwarfs
目前还不确定是否存在低质量的第三星族恒星。虽然拥有$M_{\ast} \approx 0.8~M_{\odot}$的第三星族恒星的数量密度的极限已经由斯隆数字巡天（SDSS）的数据得出，但对于第三星族恒星在较低质量下的存在却知之甚少。在缺乏可靠的光谱数据的情况下，具有$M_{\ast} \lesssim 0.8~M_{\odot}$的贫金属主序星（MPMS）的光谱很容易与冷白矮星混淆。为了解决这种模糊性，我们提出了一个分类器，区分MPMS恒星和白矮星的光度和/或光谱学的基础上，而不使用视差信息。我们使用最先进的理论光谱构建和训练我们的分类器，并在现有的基于SDS的分类上对具有可靠的Gaia DR 2视差的对象进行评估。然后，我们将我们的分类器应用于一个大型的SDSS光度和光谱的对象目录，以搜索MPMS候选人。我们发现了几个以前未知的候选人极贫金属（EMP）的明星，并恢复了许多确认EMP星已经在文献中。我们的结论是，档案SDSS光谱已经被彻底搜索EMP星。我们预测，在恒定的有效温度下，由于表面引力依赖的碰撞诱导的分子氢吸收，质量最低的原始成分恒星将具有比冷白矮星更红的光学到红外颜色。我们建议，我们的分类器的应用程序产生的下一代光谱调查的数据将设置更强的限制在银河系中的低质量人口III恒星的数量密度。
2021-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
RR Lyrae stars as standard candles in the Gaia Data Release 2 Era
我们目前的结果，从401 RR天琴座恒星（RRL）属于银河系（MW）领域的分析。对于其中的一部分，多波段（$V$，$K_{\rm s}$，$W1$）测光，金属丰度，消光值和脉动周期可在文献中获得，并且Gaia任务测量的精确三角测量值以及Gaia $G$ -波段时间序列测光已在2018年4月25日的Gaia第二次数据发布（DR 2）中可用。使用贝叶斯拟合的方法，我们得到新的近，中红外周期的绝对星等金属丰度（$PMZ$）的关系和新的绝对星等金属丰度的关系，在视觉（$M_V - {\rm [Fe/H]}$）和$G$波段（$M_G - {\rm [Fe/H]}$），盖亚DR 2的基础上，松弛。我们发现，光度对金属丰度的依赖性高于通常在文献中发现的，无论考虑的通带。在模拟数据集上运行所采用的贝叶斯模型，我们表明高金属丰度依赖性不是由该方法引起的，而是可能来自数据的实际分布和盖亚星系中零点偏移的存在。我们推断零点偏移量为$-0.057$ mas，盖亚DR 2的弛豫系统较小。在金属丰度[Fe/H]= $-1.5$ dex和周期P = 0.5238天时，我们发现$V$、$G$、$K_{\rm s}$和$W1$带的RR天球绝对星等分别为$M_V = 0.66\pm0.06$等、$M_G = 0.63\pm0.08$等、$M_{K_{\rm s}} = -0.37\pm0.11$等和$M_{W1} =…
2018-08-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Tests of the Galactic planetary nebula distance scale with the initial Gaia parallax distances of their central stars
我们使用盖亚数据发布1（DR1）的“主要数据集”来搜索银河系行星状星云（PNe）中心恒星（CS）的视差测量，以确定PN距离。我们发现，三角视差是可用的16个CS，其中7个相对不确定性低于80%。这些三角距离与其他可靠的个体测定的有限比较揭示了两组之间的良好相关性，其中盖亚视差距离在对数距离中低约0.1倍。我们测试了盖亚星系的最流行的银河PN距离尺度，即物理半径与表面亮度，电离质量与逆光学厚度尺度。虽然可用的校准器的数量可能仍然太少，而且它们的相对不确定性太高，无法得出一个工作距离尺度，但我们能够评估当前的样本，并揭示未来盖亚释放的非常有希望的潜力，用于重新校准银河PNE的距离尺度。
2017-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Study of the Galactic Rotation Based on Masers and Radio Stars with VLBI Measurements of Their Parallaxes
根据已发表的资料，我们制作了256个射电源的样本，用VLBI测量了它们的三角视差和自行。这个样本包含与活跃恒星形成区的大质量原恒星和恒星有关的银河脉泽。它还包括来自古尔德带地区的年轻低质量恒星，其射电观测是连续进行的。在这个迄今为止最完整的源样本的基础上，我们估计了速度$(U,V,W)_\odot$和银河系自转角速度参数$Ω_0, Ω^{(1)}_0, ... , Ω^{(4)}_0$，并得到了太阳到银河系中心距离的新估计值$R_0=8.15^{+0.04}_{-0.20}$ kpc。银河系螺旋密度波的参数已经从恒星的径向速度$V_R$和剩余切向速度$ΔV_{circ}$中找到。径向和切向速度扰动的振幅分别为$f_R=7.0\pm0.9$ km s $^{-1}$和$f_θ=3.8\pm1.1$ km s $^{-1}$，扰动波长分别为$λ_R=2.3\pm0.2$ kpc和$λ_θ=2.0\pm0.4$ kpc，对于所采用的四臂螺旋模式，螺旋密度波中太阳的相位分别为$(χ_\odot)_R=-163^\circ\pm9^\circ$和$(χ_\odot)_θ=-137^\circ\pm10^\circ$.
2020-09-08 astro-ph.GA
Galaxy Rotation Parameters from OB2 Stars with Proper Motions and Parallaxes from the Gaia EDR3 Catalog
本文分析了Xu等从Gaia EDR 3星表中选出的自行和自行不稳定的OB 2星的运动学。该样本中所有恒星的相对视差误差均不超过10%。根据9750颗恒星的样本，得到了银河系的群速度分量$(U,V,W)_\odot=(7.21,7.46,8.52)\pm(0.13,0.20,0.10)$ ~km/s和银河系自转角速度参数：$Ω_0 =29.712\pm0.062$ ~km/s/kpc，$Ω^{'}_0=-4.014\pm0.018$ ~km/s/kpc $^{2}$和$Ω^{''}_0=0.674\pm0.009$ ~km/s/kpc $^{3}$。假设太阳到银河系中心的距离为$R_0=8.1\pm0.1$ ~kpc，则太阳邻域绕银河系中心的旋转圆速度为$V_0=240.7\pm3.0$ ~km/s。结果表明，用$Δπ=-0.040$ ~mas值对Gaia EDR 3星表的三角视差作系统改正的影响，不超过模式运动学参数误差的$\sim1σ$水平。根据OB星的自行，得到了剩余速度的变化规律：$(σ_1,σ_2,σ_3)=(11.79,9.66,7.21)\pm(0.06,0.05,0.04)$ ~km/s。结果表明，该椭球的第一轴略微偏离银河系中心的方向，而第三轴几乎正好指向银河系的北极$B_3=87.7\pm0.1^\circ.$
2022-03-28 astro-ph.GA
TOPoS VI. The metal-weak tail of the metallicity distribution functions of the Milky Way and of the Gaia-Sausage-Enceladus structure
上下文TOPoS项目的目标是寻找和分析金属丰度极低的关闭（TO）恒星。为了选择高光谱分辨率的光谱跟踪目标，我们依赖于斯隆数字巡天的低分辨率光谱。目的。在本文中，我们使用的金属丰度估计，我们已经从我们的SDSS光谱的分析，以构建银河系的金属丰度分布函数（），特别强调其金属弱尾。目标是提供从中提取TOPoS样本的底层分布。方法.我们利用SDSS测光，盖亚测光和来自盖亚天体的距离估计，以获得超过2400万颗TO恒星的大样本的金属丰度估计。该样品用于推导可获得SDSS光谱的样品的金属丰度偏差。结果我们确定，光谱样本是强烈的偏见，有利于贫金属的恒星，正如预期的那样。与无偏光度计样本进行比较可以校正选择偏差。我们选择了一个子样本的恒星与可靠的银河系，我们结合SDSS径向速度与盖亚自行和银河系计算的行动和轨道参数的潜在的。这使我们能够动态地描述恒星的特征，特别是选择属于盖亚-香肠-土卫二（GSE）吸积事件的子样本。因此，我们也能够提供GSE的服务。结论.在我们的研究中得出的金属弱尾是非常相似的H3调查和汉堡/ESO调查。这使我们能够平均三个MDF，并为每个金属丰度箱提供误差条。由于GSE结构是与银河系碰撞的祖先星系的代表，与银河系相比，该星系似乎严重缺乏贫金属恒星，这表明后者的金属弱尾主要是由低质量星系而不是大质量星系（如GSE祖先星系）的吸积形成的。
2021-06-17 astro-ph.GA
Gaia-DR2 distance to the W3 Complex in the Perseus Arm
英仙座旋臂是银河系中离太阳最近的旋臂，为详细研究其恒星星族提供了绝佳的机会。然而，它的距离一直存在争议，差异为两倍。运动学距离在3.9-4.2 kpc的范围内，而分光光度计和三角测量的距离为1.9-2.3 kpc，这加强了先前的说法，即该臂具有特殊的速度。我们使用了来自恒星形成W3复合体的31颗OB星样本的天体测量信息来识别另外37颗W3成员，并以更高的精度获得了其与Gaia-DR 2星系的距离。Gaia-DR 2到W3复合体的距离为2.14 $^{+0.08}_{-0.07}$ kpc，与之前的恒星距离$\sim$ 2 kpc相吻合。Gaia-DR 2星系团初步显示了W3复合体不同部分的不同距离：W3主星系团位于东北方向，距离为2.30 $^{+0.19}_{-0.16}$ kpc，W3星团（IC 1795）位于复合体中心区域，距离为2.17 $^{+0.12}_{-0.11}$ kpc，W3（OH）距离西南方向为2.00 $^{+0.29}_{-0.23}$ kpc。W3星团是最古老的区域，这表明它触发了位于星团周围膨胀壳边缘的另外两个恒星形成区域的形成。
2019-05-21 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Investigating the Colour-Magnitude Relations for White Dwarf Stars in SDSS Photometry
本研究利用SDSS和Gaia DR3数据，对20,247颗DA型白矮星进行星际消光校正和视差筛选后，推导出绝对星等$M_{\rm g}$、$M_{\rm r}$和$M_{\rm i}$的颜色-星等关系，结果表明该关系具有高度可靠性。
2025-04-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Blueprint for the Milky Way's Stellar Populations. II. Improved Isochrone Calibration in the SDSS and Pan-STARRS Photometric Systems
我们改进的识别和隔离的基础上更新的一组经验校准的恒星等时线在斯隆数字巡天（SDSS）和泛STARRS 1（PS1）测光系统的银河晕中的单个恒星星族。沿着银河本初子午线（$l=0^{\circ}$和$180^{\circ}$），其中自行和从盖亚DR 2的弛豫可以用来计算在银河系的静止框架中的恒星的旋转速度，我们使用所观察到的双色星等序列的恒星具有大的横向运动，这是由于在贫金属晕和厚盘与晕状运动学，分别的恒星群。盖亚序列直接约束模型颜色的颜色-星等关系，并有助于改进我们以前使用银河系星团的校准。基于这些更新的恒星等时线，我们证实了早期的结果存在的不同群体的恒星在金属丰度与旋转速度平面，并发现，分布的最贫金属（[Fe/H] $<-2$）的恒星在我们的样本可以使用两个单独的组分别在逆行和逆行轨道。在距银道面千秒差距的$4$ - $6$处，我们发现在近距离轨道上有近似相等比例的飞溅盘、富金属晕（$\langle {\rm [Fe/H]} \rangle\sim-1.6$）和贫金属晕（$\langle {\rm [Fe/H]} \rangle\sim-2.5$）。盖亚-香肠-土卫二、金属弱的厚盘和逆行晕结构（$\langle {\rm [Fe/H]} \rangle\sim-2.2$）大约构成了这些距离上其余恒星星族的$10\%$。
2020-11-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Optical to Mid-Infrared Extinction Law Based on the APOGEE, Gaia DR2, Pan-STARRS1, SDSS, APASS, 2MASS and WISE Surveys
精确的星际尘埃消光定律对于解释观测结果至关重要。消光有两个指标：色过量比（CER）和相对消光。与CER相比，波长相关的相对消光系数更难确定。在这项工作中，我们结合光谱，天体测量和光度数据，以获得高精度的CER和相对消光从光学到中红外（IR）波段。根据APOGEE巡天的恒星参数，选取了一组61,111颗红团簇星作为示踪星。多波段光度数据是从盖亚，APASS，SDSS，Pan-STARRS 1，2 MASS和WISE调查中收集的。本文首次在用色余图确定CERs E（GBP）/E（GBP）时，对CERs的曲率进行了标定。通过详细的不确定性分析，我们得出结论，我们的CER的精度显着提高（西格玛< 0.015）。利用Gaia DR 2的光散射，计算了5051颗RC星的相对消光A_GBP/A_GRP。通过将CER与A_GBP/A_GRP相结合，在总共21个谱带中确定了光学-中红外消光A_lambda/A_GRP。在不考虑任何特定环境的情况下，我们的消光定律代表了总消光比Rv=3.16+-0.15的平均消光定律。我们观察到的消光定律支持CCM Rv=3.1曲线参数的调整，以及近红外幂律指数α =2.07+-0.03。预测了HST和JWST近红外带通的相对消光值，精度为2.5%。由于观测到的红化/消光轨迹是弯曲的，因此在应用消光校正时需要考虑曲率校正。
2019-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
A joint 1% calibration of the RR Lyrae & type-II Cepheid Leavitt laws yields homogeneous distances to 93 Galactic globular clusters
Institute of Physics, École Polytechnique Fédérale de Lausanne (EPFL)（洛桑联邦理工学院物理研究所）
本研究通过联合校准RR星团和II型脉动变星的Leavitt定律，实现了93个银河球状星团的高精度均质距离测量。
2025-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Parameters of the Link between the Optical and Radio Frames from Gaia DR2 Data and VLBI Measurements
根据已发表的数据，我们已经组装了一个样本的88个射电星，其中既有三角视差和自行测量的盖亚DR 2目录和VLBI测量。通过对GaiaDR 2-VLBI三角视差差的分析，得到了一个新的光学和射电坐标系之间的系统偏移估计：$Δπ=-0.038\pm0.046$ mas（色散为0.156 mas）。这意味着盖亚DR 2的松弛度应该通过这种修正来增加。视差比例因子在太阳的$\sim$ 3 kpc范围内总是非常接近于1：$b=1.002\pm0.007.$我们基于固体相互旋转模型对射电星自行差异的分析表明，旋转分量与零没有显著差异：$(ω_x,ω_y,ω_z)=(-0.14,0.03,-0.33)\pm(0.15,0.22,0.16)$ mas yr $^{-1}.$
2018-12-19 astro-ph.GA
Galactic Rotation Parameters Based on Stars from Activ Star-Forming Regions with Data from the Gaia DR2 Catalogue
我们研究了Gaia DR 2星表中25000多颗具有自行和三角运动的年轻恒星样本。其相对误差不超过10%。马顿等人根据盖亚DR 2星表的数据，通过调用WISE和普朗克星表的红外测量，选择了属于活跃恒星形成区的恒星。低质量的金牛座T星构成了大多数样本星。由此得到了银河系自转角速度的下列参数：$Ω_0 =28.40\pm0.11$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$，$Ω^{'}_0=-3.933\pm0.033$ km s $^{-1}$ kpc $^{-2}$和$Ω^{''}_0=0.804\pm0.040$ km s $^{-1}$ kpc $^{-3}$。奥尔特常数为$A=15.73\pm0.32$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$和$B=-12.67\pm0.34$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$，而对于所采用的太阳银心距离$R_0=8.0\pm0.15$ kpc，太阳邻域绕银河系中心的圆周旋转速度为$V_0=227\pm4$ km s $^{-1}$。
2020-08-25 astro-ph.GA
Strange Quasar Candidates with Abnormal Astrometric Characteristics from Gaia EDR3 and SDSS (SQUAB-II): Optical Identifications
本研究从SDSS光谱证认类星体中选出143个具有多次Gaia EDR3探测的样本，通过光学证认方法识别出2个双类星体候选体和56个透镜类星体候选体，并验证了与HST观测的一致性。
2023-07-07 astro-ph.GA
Link between the Optical and Radio Frames from Gaia DR3 Data and VLBI Measurements
本研究利用126颗射电星的VLBI和盖亚DR3数据，通过分析自行和视差差异，未发现显著旋转分量，并估计光学与射电参考架的系统偏移为-0.022±0.017毫角秒，视差比例因子接近1。
2023-05-12 astro-ph.GA
A New Absolute Magnitude Calibration for Red Clump Stars
本文给出了球状星团和疏散星团中具有宽金属丰度范围的红团簇星的M_V绝对星等刻度：M_V = 0.627（0.104）（B-V）o+0.046（0.043）[Fe/H]+0.262（0.111）。校准方程在0.42<（B-V）o<1.20 mag范围内有效，-1.55<[Fe/H]<+0.40 dex和0.43<M_V<我们发现，在本研究中，从校准方程估计的距离与从三角测量和分光光度分析获得的距离的比较中的误差表明，可靠的精确绝对星等可以从定标公式中估算出团簇巨星的平均辐射强度。
2013-03-13 astro-ph.GA
