Stellar mass plays a central role in our understanding of star formation and aging. Stellar astronomy is largely based on two maps, both dependent on mass, either indirectly or directly: the Hertzprung-Russell Diagram (HRD) and the Mass-Luminosity Relation (MLR). The extremes of both maps, while not terra incognita, are characterized by large uncertainties. A precise HRD requires precise distance obtained by direct measurement of parallax. A precise MLR requires precise measurement of binary orbital parameters, with the ultimate goal the critical test of theoretical stellar models. Such tests require mass accuracies of ~1%. Substantial improvement in both maps requires astrometry with microsecond of arc measurement precision. Why? First, the 'tops' of both stellar maps contain relatively rare objects, for which large populations are not found until the observing horizon reaches hundreds or thousands of parsecs. Second, the 'bottoms' and 'sides' of both maps contain stars, either intrinsically faint, or whose rarity guarantees great distance, hence apparent faintness. With an extensive collection of high accuracy masses that can only be provided by astrometry with microsecond of arc measurement precision, astronomers will be able to stress test theoretical models of stars at any mass and at every stage in their aging processes.
Using Astrometry to Break Degeneracies in Stellar Surface Mapping
Michigan Institute for Data Science, University of Michigan（密歇根大学数据科学研究所）；Department of Astronomy, University of Michigan（密歇根大学天文学系）；Department of Electrical Engineering and Computer Science, University of Michigan（密歇根大学电气与计算机工程系）
Modeling Multi-Wavelength Stellar Astrometry. II. Determining Absolute Inclinations, Gravity Darkening Coefficients, and Spot Parameters of Single Stars with SIM Lite
A VLBA Survey of radio stars in the Orion Nebula Cluster: II. Astrometry
从甚长基线阵列（VLBA）的观测，我们以前确定了一个人口的123个年轻的恒星系统的非热无线电发射朝向猎户座星云团（ONC）的核心。我们在Gaia DR2星表中找到了34个在0.2”射电位置内的光源。大多数射电源都可能是盖亚探测到的同伴。然而，有11颗恒星的VLBA位置与盖亚相差$<1.6$ mas，其中一些射电源可能是光学星的直接对应物。我们能够获得23颗恒星的射电自行。结合VLBA和Gaia的恒星自行数据，我们得到ONC的整体运动和速度色散为（$μ_α*,μ_δ$）=（$1.20\pm0.09,0.18\pm0.09$）mas yr $^{-1}$和（$σ_{μ_α*},σ_{μ_δ}$）=（$0.84\pm0.09,1.30\pm0.09$）mas yr $^{-1}$ .最后，我们通过估计标量和矢量积的平均值来寻找有序运动，这导致$\mathbf{\overline{v\cdot\hat{r}}}=-0.61\pm1.00$ km s $^{-1}$和$\mathbf{\overline{v\times\hat{r}}}=0.57\pm0.95$ km s $^{-1}$。这些数据并没有显示年轻的星团处于膨胀、收缩或旋转状态。
HST astrometry in the Orion Nebula Cluster: census of low-mass runaways
我们提出了一个目录的猎户座星云团（ONC）的高精度自行，根据财政部计划的观测与哈勃太空望远镜（HST）的ACS/WFC相机。我们的星表包含2，454个在$14.2<m_{\rm F775W}<24.7$星等范围内的天体，因此探测了ONC的恒星质量，从$\sim$ 0.4 $M_\odot$到$\sim$ 0.02 $M_\odot$，面积为$\sim$ 550弧分$^2$。我们提供了一些内部的速度色散估计的ONC表明一个弱的恒星位置和质量的依赖。尽管几乎所有的速度色散估计（包括我们在$σ_{v,x}=0.94$和$σ_{v,y}=1.25$ mas yr $^{-1}$上的估计）都可能受到猎户座A年轻恒星星族重叠的影响，但它们与已发表的速度色散估计非常一致。我们根据HST和Gaia DR 2数据确定了4个新的ONC候选逃逸体，它们的质量都小于$\sim$ 1 $M_\odot$。已知的候选逃逸源的总数是10个-这是在银河系任何疏散星团中发现的最大样本之一。令人惊讶的是，它们中没有一个的切向速度超过20 km s $^{-1}$。如果它们中的大多数确实起源于ONC，那么可能会迫使重新检查非常年轻的星团中的动力学过程。看起来ONC的质量功能并不受丢失的失控物的显著影响。
The nearby eclipsing stellar system delta Velorum - IV. Differential astrometry with VLT/NACO at the 100 microarcsecond level
上下文delta Vel包含南部天空中最亮的食双星（delta Vel A）和附近距离约0.6英寸的第三颗星（delta Vel B）。Vel B的接近（可用作参考）使其成为特别适合探测食对光中心的天体测量位移的目标。目标。我们获得NACO天体测量观测有两个目标：（1）确认由干涉测量法确定的日食对轨道平面的方向（论文III）和（2）在具有可预测天体测量特性的简单系统上证明窄角自适应光学天体测量的能力。方法.我们测量的角分离矢量之间的食双星Δ Vel A和视觉同伴Δ Vel B从窄带图像在2.17微米获得的VLT/NACO自适应光学系统。根据这些观测结果和我们以前对宽双星delta Vel A-B轨道参数的测定，我们导出了食对在其轨道周期内11个历元的视光心位移。结果我们探测到相对于B的三角洲Vel A对光中心的天体测量摆动，典型的测量精度为每历元~50微弧秒，测量位移的总振幅为~2毫弧秒。结论.探测到的摆动与我们在论文III中提出的模型一致，并证实了Aab轨道平面在天空中的方向。与我们的模型相比，剩余的色散是110微弧秒均方根，我们暂时归因于光度变化的快速旋转的A型组件Aa和/或Ab的BrGamma线。基于这些结果，我们得出结论，在有利的条件下（亮源只有两个可分辨的分量，小的角间距），窄角天体测量与自适应光学上的8米级望远镜可以达到50至100微弧秒的精度。
Hubble Space Telescope Astrometry of the Metal-Poor Visual Binary $μ$ Cassiopeiae: Dynamical Masses, Helium Content, and Age
仙后座$μ$（英语：$μ$ Cassiopeiae）是一颗近距离、高速、贫金属（$\rm[Fe/H]=-0.81$）的目视双星。我们已经使用了高分辨率的成像与哈勃太空望远镜（HST），获得了近二十年，以确定周期（21.568年）和精确的轨道要素。结合已发表的地面和空间天体测量学，我们确定了$μ$ Cas的两个组成部分的动力学质量：$0.7440\pm0.0122\,M_\odot$为G5 V主星，$0.1728\pm0.0035\,M_\odot$为其暗淡的dM伴星。我们没有发现显着的扰动，在HST天体测量由于系统中的第三个机构。我们计划的主要目的是借助恒星模型确定缺金属主星$μ$ Cas A的氦含量和年龄。虽然我们现在有了一个精确的质量，但其他参数仍然存在不确定性，包括其有效温度。此外，重新审查档案干涉观测导致怀疑的角直径被高估了百分之几。在绝对星等与色平面上，$μ$ Cas A比球状星团47的主序星温度稍低，亮度也稍高;这可能意味着它的氦含量较低，和/或较老，和/或金属丰度较高。我们对$μ$ Cas A的氦含量和年龄的最佳估计是$Y=0.255\pm0.014$和$12.7\pm2.7$ Gyr-使$μ$ Cas可能是天空中肉眼可见的最古老的恒星。对系统的绝对视差、$μ$ Cas A的有效温度及其角直径的改进测量将提供更严格的约束。
A Seismic Technique for Obtaining White Dwarf Fundamental Parameters from Mean Period Spacings and Astrometry
Queens College（皇后学院）；City University of New York Graduate Center（纽约市立大学研究生院）；American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）；Penn State Wilkes-Barre（宾夕法尼亚州立大学威尔克斯-巴里分校）
Precise dynamical masses of new directly imaged companions from combining relative astrometry, radial velocities, and Hipparcos-Gaia eDR3 accelerations
New members of the Lupus I cloud based on Gaia astrometry Physical and accretion properties from X-Shooter spectra
我们表征12个年轻的恒星物体（YSO）位于狼疮I区域，空间上重叠的上半人马座狼疮（UCL）的亚恒星协会。本研究的目的是了解是否狼疮I云有更多的成员比已经声称到目前为止在文献中，并获得更深入的了解该地区的全球属性。我们使用盖亚DR 2目录选择了我们的目标，基于它们与狼疮I真正成员一致的运动学特性。在X射手观察到的12个YSO样本中，我们确定了10个狼疮I成员。由于技术问题，我们无法确定两个目标的成员状态，即Gaia DR 2 6014269268967059840和2 MASS J15361110-3444473。我们发现我们的四个目标是吸积体，其中2 MASS J15551027-3455045，质量约为0.03 M_Sun，是迄今为止狼疮复合体中质量最小的吸积体之一。我们的几个目标（包括吸积体）是相对于狼疮I的主灯丝在原位和离云形成的，因此，我们的研究可能暗示在狼疮I主灯丝周围有扩散的M-矮星种群。在这种情况下，我们想强调的是，我们与盖亚目录的运动学分析在识别狼疮I云的新成员方面发挥了关键作用。
Gaia astrometry disfavors a binary origin for long secondary periods
California Institute of Technology（加州理工学院）；Institute for Theory & Computation, Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心理论计算研究所）；Illinois Institute of Technology（伊利诺伊理工学院）
Boyajian's Star B: The co-moving stellar companion to KIC 8462852
KIC 8462852，也就是Boyajian的恒星，经历了深度下降，其起源仍然不清楚。Boyajian等人（2016）在Keck/NIRC 2成像中发现了东边的一颗微弱恒星$\approx$ 2 \arcsec，但其双星状态以及对观测到的变化的可能贡献尚不清楚。在这里，我们使用三个时代的凯克/NIRC 2成像，跨越五年，在JHK近红外波段获得1质量的精度天体测量。我们发现，这两个对象表现出共同的自行，测量相对速度为$μ=0.14\pm0.44$ mas yr $^{-1}$（$μ=0.30\pm0.93$ km s $^{-1}$），并得出结论，他们是一个二进制对在$880\pm10$ AU投影分离。有可能的轨道运动的边缘检测，但我们的天体测量是不够的轨道的特点。我们发现，另外两个点源是不相关的KIC 8462852。我们建议，在尝试模拟KIC 8462852 A的光变曲线时，应该重新考虑这样一种可能性，即束缚的恒星伴星可能在导致不规则亮度变化方面发挥作用，例如由于双星轨道的长期轨道演化，导致主星周围天体的轨道中断。
Know The Star, Know the Planet. IV. A Stellar Companion to the Host star of the Eccentric Exoplanet HD 8673b
HD 8673拥有一颗大质量的系外行星，其轨道高度偏心（e=0.723）。基于两个时代的斑点干涉测量，以前的出版物确定了一个候选的恒星伴侣。我们用10米凯克II望远镜、5米黑尔望远镜、3.63米AEOS望远镜和1.5米帕洛马望远镜在各种滤光器中多次观测HD 8673，目的是确认和表征恒星伴星。我们没有探测到候选伴星，我们现在得出结论，这是一个错误的探测，但我们确实探测到了一个更暗的伴星。我们收集了天体测量和测光的同伴在六个时代在各种过滤器。测量的差示测光使我们能够确定伴星是一颗早期M矮星，质量估计为0.33-0.45 M？。伴星的预计距离为10天文单位，这是系外行星主双星系统中最小的预计距离之一。基于有限的天体测量收集，我们能够约束的轨道的恒星同伴的半长轴为35{60 AU，偏心率？0.5以及75{85？}的倾角。这颗恒星伴星可能强烈影响了系外行星的轨道，很可能解释了它的高偏心率。
True Masses using RV data with Hipparcos and Gaia Astrometry
INAF – Osservatorio Astronomico di Palermo（意大利国家天体物理研究所巴勒莫天文台）；Dipartimento di Fisica e Chimica, Università degli Studi di Palermo（巴勒莫大学物理与化学系）；INAF – Osservatorio Astrofisico di Torino（意大利国家天体物理研究所都灵天文台）；Dipartimento di Fisica, Università degli Studi di Torino（都灵大学物理系）
