Optical interferometry and Gaia parallaxes for a robust calibration of the Cepheid distance scale
我们提出了我们开发的建模工具，将造父变星的多技术观测在一个单一的脉动模型：脉动恒星的光谱干涉测量（SPIPS）。将来自光学干涉测量的角直径、径向速度和测光与即将到来的附近银河系造父变星的盖亚DR2视差相结合，将很快使我们能够校准经典的脉动视差方法的投影因子。这将使它的适用性扩展到造父变星太远，无法精确测量盖亚视差，并允许我们精确校准莱维特定律的零点。作为一个应用实例，我们提出了长周期造父变星RS Pup的SPIPS模型，该模型使用从其光回波估计的独立距离来测量其投影因子。
2018-08-11 astro-ph.SR
Evaluating Cepheid Metallicity Effect Determinations via IC1613 and Gaia-independent Parallaxes
Mount Saint Vincent University（蒙特圣文森特大学）
利用18个HST视差统一建立独立于Gaia的IC1613距离，并基准测试三种造父变星金属丰度校正，发现较大校正不被支持，需更广泛金属丰度基线和更多非Gaia视差来检验较小校正。
2026-06-01 astro-ph.SR
Comparison of Gaia DR2 Parallaxes of Stars with VLBI Astrometry
我们比较了文献中VLBI天体测量的恒星的视差与Gaia DR2星表中的恒星视差。我们的完整样本包含年轻的恒星，演化的AGB星，恒星和其他射电星。排除AGB星，这表明盖亚和VLBI视差之间的显着差异，并在二进制系统的恒星，我们得到一个平均的，系统的，视差偏移$-75 \pm 29~μ$为盖亚DR 2，一致的视差零点之间的估计$-100$和0 $μ$作为。
2019-03-14 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The Tycho-Gaia astrometric solution. How to get 2.5 million parallaxes with less than one year of Gaia data
上下文来自盖亚的天体测量数据的首次发布将包含第一年观测的平均恒星位置和星等，以及盖亚数据与依巴谷先验信息（HTPM）相结合的自行。目的。我们研究了使用的位置从第谷-2星表作为额外的信息与早期盖亚数据的联合解决方案的潜力。我们称之为Tycho-Gaia天体测量解决方案（TGAS）。方法.我们适应盖亚的天体测量全球迭代解决方案（AGIS），将第谷信息，并使用模拟盖亚观测，以证明TGAS的可行性，并估计其性能。结果使用6到12个月的盖亚数据，TGAS可以提供250万颗第谷-2恒星的位置，视差和年度自行，精度为毫弧秒。TGAS克服了HTPM项目的一些限制，并允许其提前半年执行。此外，如果Hipparcos的Ablaxes没有包含在解决方案中，它们可以用作TGAS/HTPM解决方案的一致性检查。
2014-12-30 astro-ph.IM astro-ph.SR
Analysis of the Gaia Data Release 3 parallax bias at bright magnitudes
该研究利用双星系统的轨道视差检验盖亚DR3在亮星等（G<13）下的视差零点偏移，通过筛选样本得出亮星存在显著偏差且形式不确定度被低估的结论，为未来盖亚数据验证提供资源。
2025-02-14 astro-ph.SR
Gaia-DR2 confirms VLBA parallaxes in Ophiuchus, Serpens and Aquila
我们目前的Gaia-DR 2天体测量的样本YSO候选人在蛇夫座，巨蛇座主和巨蛇座南/W 40在天鹰座裂谷，这主要是通过他们的红外过剩与斯皮策确定。我们比较了盖亚-DR 2的松弛对公布的和新的松弛从我们的甚长基线阵列（VLBA）程序GOBELINS。我们在这里分析的每个地区的平均视差盖亚和VLBA之间获得一致的结果。当比较平均值时，我们看到小的偏移量，几十个微弧秒，这要么是由盖亚零点误差引入的，要么是由于盖亚对最亮的选择效应，较少被遮挡的恒星。仅Gaia-DR 2数据就决定性地将Serpens Main和Serpens South置于相同的距离，正如我们在之前的出版物中首次仅从VLBA数据推断的那样。因此，巨蛇座主星、巨蛇座南星和W 40都是同一分子云复合体的一部分，位于平均距离436+/-9 pc处。在蛇夫座中，盖亚和VLBA都表明云上有一个小的视差梯度，从L1689到L1688，距离从144.2+/-1.3 pc变化到138.4+/-2.6 pc。
2018-12-06 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
Parallax Systematics and Photocenter Motions of Benchmark Eclipsing Binaries in Gaia EDR3
以前对盖亚卫星观测到的各种标准烛光的分析报告了在统计上显著的星群系统学，从第一次数据发布（DR 1）的$\sim$ 250 $μ$提高到第二次数据发布（DR 2）的50- 80 $μ$。在这里，我们使用我们用来评估DR 1和DR 2日食的基准日食二进制（EB）的相同样本来检查盖亚早期第三次数据发布（EDR 3）中新报告的日食。我们发现$-37\pm20$ $μ$的平均偏移量为（盖亚$-$ EB），在应用盖亚任务小组建议的修正后，它减少到$-15\pm18$ $μ$;盖亚星系的全球系统学已经明显改善，对于EB样本来说不再具有统计学意义，它的亮度跨越了$5\lesssim{G}\lesssim12$，距离为0.03- 3千秒差距。我们还发现，在盖亚EDR 3报告的RUWE拟合优度统计是高度敏感的未解决的同伴（在我们的EB样本的情况下，第三）以及二进制本身的光心运动。RUWE与光心运动几乎完全相关（$r^2=0.82$），最低可达$\lesssim$ 0.1质量，令人惊讶的是，这种相关性完全存在于1.0- 1.4的标称“良好”RUWE范围内。这表明，RUWE值甚至略大于1.0可能意味着盖亚中未解析的双星，并且RUWE值可以作为感光中心运动的定量预测。
2021-01-09 astro-ph.SR
Distances to the globular clusters 47 Tucanae and NGC 362 using Gaia DR2 parallaxes
利用来自盖亚DR 2的视差，我们估计了到球状星团47 Tuc和NGC 362的距离，利用小麦哲伦云和类星体中的背景恒星来解释各种视差系统。我们发现视差是依赖于盖亚DR 2 G视星等的恒星与$13<\textrm{G}<18$，其中较亮的恒星有一个较低的视差零点比暗淡的恒星。发现到47 Tuc的距离为$4.45\pm0.01\pm0.12$ kpc，而对于NGC362 $8.54\pm0.20\pm0.44$ kpc，分别列出了随机误差和系统误差。这是第一次直接使用视差对这两个球状星团进行精确的距离测量。
2018-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for a systematic offset of -80 micro-arcseconds in the Gaia DR2 parallaxes
我们重复Stassun & Torres（2016）的分析，将该论文中报告的食双星的弛豫与盖亚第二次数据发布（DR 2）中新报告的弛豫进行比较。我们发现了$-82 \pm 33$微弧秒系统偏移的证据，在盖亚的视差太小的意义上，亮度$(G \lesssim 12)$和距离（0.03--3千秒差距）的范围内的食双星样本。在此范围内，偏移量似乎并不强烈依赖于距离，尽管有边缘证据表明，对于距离$\gtrsim 1$ kpc，偏移量增加（变得稍微更负），直到测试样品探测的3 kpc距离。这里报告的偏移量与盖亚DR 2星系的全球系统学低于100微弧秒的预期一致。
2018-06-05 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Surface gravities for 15,000 Kepler stars measured from stellar granulation and validated with Gaia DR2 parallaxes
我们开发了一种通过测量颗粒背景从光变曲线估计表面重力（log g）的方法，类似于Bastien等人（2016）的“闪烁”方法，但在傅立叶功率谱中工作。我们校准的方法，使用开普勒恒星的asteroseismology已可能与短节奏的数据，证明了约0.05 dex的精度在log g。我们还通过直接从观测中测量白噪声，导出了作为开普勒星等函数的白噪声修正。然后，我们将该方法应用于相同的样本的长节奏的恒星Bastien等人。我们发现，大约一半的恒星太微弱的颗粒背景以上的白噪声被可靠地检测到。我们提供了一个目录的log g值约15,000颗恒星的不确定性优于0.5 dex。我们使用Gaia DR 2激光器来验证造粒是一种从光变曲线测量log g的强大方法。我们的方法也可以应用于K2和TESS收集的大量光变曲线。
2018-07-12 astro-ph.SR
Evidence for spatially-correlated ${\it Gaia}$ parallax errors in the ${\it Kepler}$ field
我们提出的证据，在第一次数据发布的${\it Gaia}$ flaxes比较的基础上，在${\it Kepler}$领域的asteroseic flaxes空间相关的系统误差，并提出了这些系统的角度依赖性的参数化模型。我们报告了0.3度刻度上的误差为$0.059^{+0.004}_{-0.004}$ mas，在8度刻度上，该误差减小为$0.011^{+0.006}_{-0.004}$ mas。这与Huber等人讨论的整个样品的$\sim2\%$零点偏移一致，并且与${\it Gaia}$团队预测的效果一致。我们的研究结果是强大的尘埃处方和选择的温度尺度用于计算asteroseismic flaxes。我们也没有发现证据表明，当使用红团与红巨星时，信号有显着差异。我们的方法使我们能够量化和映射的相关性在一个天体物理学有趣的领域，从而在一个参数化的模型的空间系统，可用于构建一个协方差矩阵的任何工作，依赖于TGAS的松弛。
2017-06-28 astro-ph.SR
Empirical Bolometric Fluxes and Angular Diameters of 1.6 Million Tycho-2 Stars and Radii of 350,000 Stars with \emph{Gaia} DR1 Parallaxes
我们目前的热通量和角直径超过160万颗恒星的{ \it第谷-2}目录，确定使用先前确定的经验色温和色通量关系。我们审查这些关系，通过完全适合的基准恒星的一个子集的全宽带光谱能量分布，并执行质量检查对大的恒星光谱确定的参数可从LAMOST，RAVE，和/或APOGEE。然后，我们估计样本中355，502颗{ \it Tycho-2}恒星的半径，这些恒星的\emph{Gaia} DR 1视差精确到$\lesssim$ 10\%。对于64，960颗具有外部光谱信息的恒星，我们分别获得了$1.0\%$、$1.4\%$、$2.4\%$和$7.5\%$的有效温度、热辐射通量、角直径和半径的中值不确定度。对于剩下的290,542颗恒星，我们分别获得了$0.9\%$、$1.3\%$、$2.2\%$和$7.5\%$的中值不确定度。这些恒星参数对于$T_{\rm eff}\lesssim$ 7000~K的恒星是可靠的。这里提供的超过50万的热辐射通量和角直径将作为{ \it Gaia\/}第二次数据发布的经验恒星半径的直接宝库，在这一点上，有效温度的不确定性将主导半径的不确定性。在我们纯经验的光度-有效温度（理论）赫兹-罗素图中，已经可以很容易地识别出矮、次巨星和巨星。
2017-08-16 astro-ph.SR
On the discrepancy between asteroseismic and Gaia DR1 TGAS parallaxes
最近，从行星地震的巨人的盖亚TGAS的弛豫偏差被发现。我们表明，对于弛豫$\varpi<1.5$ mas，它可以解释为有利于明亮和发光的巨星在第谷2和TGAS目录的选择效应。对这种偏差的另一种解释似乎是有效的$\varpi>1.5$ mas的基础上最好的灭绝估计：偏差可能不是由视差的偏差，而是由低估的灭绝（因此，高估了计算的绝对震级）在asteroseismic结果。我们证明，可靠的估计的变红和灭绝（约0.22等的开普勒领域的视觉消光）更好地适合巨人和主序星的PARSEC，MIST和YaPSI等时线。
2017-05-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Asteroseismic versus Gaia distances: a first comparison
上下文开普勒太空任务产生了大量高精度的类太阳振荡器时间序列。使用贝叶斯分析，结合了星震技术和额外的地面观测，这些恒星的质量，半径，光度和距离可以很好地估计精度。这给银河系考古学的研究领域带来了新的动力。目的。盖亚太空任务的第一个数据发布包含TGAS目录，其中包括超过200万颗恒星的视差估计，其中包括许多开普勒目标。我们的目标是对开普勒观测到的一系列矮星、次巨星和红巨星的星震和天体测量数据进行第一次适当的比较。方法.我们使用适当的统计误差变量模型的线性以及对数尺度上的太阳能类反射器的asteroseismic和天体测量距离进行比较。结果对于22个矮星和次巨星类太阳振子的样本，TGAS的弛豫时间大大改善了依巴谷的弛豫时间，但星震距离和天体测量距离之间的良好一致性仍然存在。对于938颗开普勒脉动红巨星的样本，TGAS的不确定性要比星震的不确定性大得多，因此值得用后者来验证前者。从变量误差模型，我们发现一个显着的差异之间的TGAS的flaxes和asterosephic的。结论.对于矮星和次巨星的样本，天体测量和星震学的对比不需要在TGAS的基础上对恒星模型进行修正。对于红巨星的样本，我们确定了差异的可能原因，我们将有可能通过即将发布的更精确的盖亚数据来解决。
2016-10-18 astro-ph.SR
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
Dynamical masses of Cepheids from the GAIA parallaxes
造父变星的质量是研究中等质量恒星脉动和演化的基本参数。但是，确定这个变量几十年来一直是一个长期存在的问题。由于造父变星的亮度和组成部分的轨道接近，探测伴星（通过光谱学或成像）是一项艰巨的任务。因此，大多数造父变星的质量都是通过恒星演化或脉动模型得出的，但它们之间有10- 20%的差异。动态质量的测量为解决这种质量差异提供了独特的机会。研究造父变星双星的第一个问题是波长大于0.5 μm的组分之间的高对比度，这使它们成为单线光谱双星。此外，伴星的近轨道（< 40 mas）使我们无法用单碟8米级望远镜对系统进行空间分辨。一种能够达到高空间分辨率和高动态范围的技术是长基线干涉测量法。我们已经开始了一项长期计划，旨在探测、监测和表征造父变星的物理参数。盖亚望远镜将使我们能够将干涉测量与单线速度相结合，以提供造父变星独特的动态质量测量。
2017-07-03 astro-ph.SR
The Gaia Data Release 1 parallaxes and the distance scale of Galactic planetary nebulae
在本文中，我们衡量盖亚的潜力在行星状星云（PNe）的距离刻度校准通过评估银河系PNe（CSPNe）的中心恒星的DR 1视差对已知的物理关系的影响。对于选定的PNe目标与国家的最先进的数据的角度大小和通量，我们推导出距离依赖的参数的经典距离尺度，即，物理半径和电离质量，从DR 1视差;我们传播的估计量的不确定性，并评估其统计特性存在较大的相对视差误差;我们填充统计距离比例图与此样本，并讨论其意义，在现有的数据和当前的校准。我们从DR 1中收集到8个CSPNe，S/N $>$ 1。我们发现，这一组潜在的校准品的数量翻了一番现存的三角函数的flaxes（从HST和地面），并增加了两个数量级的物理参数的域以前探测。然后，我们使用合适的三角函数的组合样本来拟合物理半径到表面亮度的关系。这种距离尺度的校准虽然是初步的，但在统计学上看起来是可靠的，并暗示了新的PNe物理学。随着未来盖亚发布的PNe数统计和天体测量精度的十倍改进，已经非常有趣的新距离尺度将受到明确的限制。
2017-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gaia DR1 Mass-Radius Relation for White Dwarfs
给出了盖亚数据发布1号（DR 1）白矮星双星样本，包括6颗直接观测的简并白矮星和46颗宽双星中的白矮星。将该数据集与光谱大气参数相结合，研究了白矮星的质量-半径关系（MRR）。盖亚的弛豫和G星等被用来推导出模型大气依赖的白矮星半径，然后可以与理论MRR的预测进行比较。我们发现一个很好的协议之间的盖亚DR 1弛豫，公布的有效温度（Teff）和表面重力（log g），和理论MRR。正如依巴谷的情况一样，数据的精确度不允许表征氢包层质量。光谱大气参数的不确定性被发现占主导地位的误差预算和目前的误差估计为著名的和明亮的白矮星可能会稍微乐观。有了更大的盖亚DR 2白矮星样本，就有可能在更宽的质量、Teff和光谱类型范围内探索MRR。
2016-11-02 astro-ph.SR
Spectroscopic classification and Gaia DR2 parallaxes of new nearby white dwarfs among selected blue proper motion stars
目标：通过对蓝自行星的低分辨率光谱观测计划，我们试图在太阳附近发现新的白矮星。方法：我们使用LSPM目录与自行下限为150 mas/yr和UCAC 2自行下降到约90 mas/yr。LSPM和UCAC 2测光与2微米全天巡天（2 MASS）近红外（NIR）测光相结合。根据蓝色光学-近红外和近红外颜色选择的目标主要在Calar Alto观测。通过与大量已知的比较对象（包括WD）进行比较，对光谱进行分类，同时在我们的程序中观察到。盖亚DR 2的弛豫和颜色被用来确认或拒绝光谱WD候选人，并获得改善的有效温度。研究结果：我们在24.4pc和79.8pc之间发现了10个新的WD，包括6个热DA WD：GD 221（DA2.0）、HD 166435 B（DA2.2）、GD 277（DA2.2）、2MASS J19293865+1117523（DA2.4）、2MASS J05280449+4105253（DA3.6）和2MASS J05005185-0930549（DA4.2）。后者相当明亮（G~12.6），其盖亚DR 2视差约为14等，与盖亚DR 2色星等图中的WD序列相比，它显得过亮约3等。它可能是最接近太阳的极低质量（ELM）WD。我们进一步将2 MASS J 07035743 +2534184分类为DB4.1。它的距离为25.6pc，是第二个最近的同类代表。在GD 28（DA6.1），L…
2018-08-06 astro-ph.SR
Comparison of Gaia and Hipparcos parallaxes of close visual binary stars and the impact on determinations of their masses
恒星系统的基本参数，包括质量和半径的精确测量，关键取决于恒星距离的已知程度。从空间进行的天体测量提供了前所未有的精确度视差测量，由此可以得出距离，最初来自依巴谷飞行任务，2007年由van Leeuwen进一步完善了该分析。盖亚DR2星表的出版有望使现有数据得到显著改善。利用Gaia DR2重新计算了1 700颗近距离可见双星的动力学质量，并将计算结果与依巴谷原始数据和增强后的数据进行了比较。我们表明，van Leeuwen分析产生的结果接近盖亚DR2，但后者更准确。我们认为，盖亚DR2的影响，我们理解的样本的视觉二进制文件。
2021-11-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Using Galactic Cepheids to verify Gaia parallaxes
上下文盖亚卫星将通过比较光学仪器两个视场中的视差位移来测量数亿颗恒星的高精度绝对视差。对两个场之间的“基本角度”的稳定性的要求相应地严格，并且因此通过机载计量系统来监测可能的变化（在微弧秒水平上）。然而，由于即使是非常小的基本角度的周期性变化可能会导致全球偏移的测量松弛，重要的是找到独立的验证方法。目标。我们调查银河造父变星的潜在用途作为标准蜡烛验证盖亚视差零点。方法.我们模拟银河造父变星的完整人口和他们的观测盖亚。使用模拟数据，同时拟合的周期光度关系和全局视差零点的参数。结果银河系造父变星的总数估计约为2万颗，其中近一半可以被盖亚观测到。在最有利的情况下，包括可忽略的固有散射和消光误差，确定的视差零点具有0.2微弧秒的不确定性。在更现实的假设下，不确定性要大几倍，并且结果对所应用的消光校正中的误差非常敏感。结论.单独使用银河造父变星不足以确定可能的视差零点误差，以达到盖亚的全部潜在系统精度。全球对盖亚星系的验证很可能取决于许多不同方法的组合，包括这一种。
2011-04-12 astro-ph.IM astro-ph.SR
Evidence for a systematic offset of $-$0.25 mas in the Gaia DR1 parallaxes
我们使用来自Stassun \& Torres（2016）的具有准确经验距离的食双星样本来测试Gaia首次数据发布中报告的食双星。我们发现在盖亚弛豫太小的意义上，$-$ 0.25 $\pm$ 0.05 mas的平均偏移（即，距离太长）。偏移量并不强烈依赖于明显的参数，如颜色或亮度。然而，我们发现与高置信度的偏移可能取决于黄道纬度：平均偏移$-$ 0.38 $\pm$ 0.06 mas在黄道北部和$-$ 0.05 $\pm$ 0.09 mas在黄道南部。黄道纬度依赖性也可以用线性关系$Δπ\approx -0.22(\pm0.05) -0.003(\pm0.001)\timesβ$ mas（$β$以度为单位）表示。最后，有一个可能的依赖视差偏移的距离，与偏移变得可以忽略不计的$π\lesssim 1$ mas，我们讨论这是否可能是由一个系统误差在食二进制距离尺度，并拒绝这种解释不太可能。
2016-10-13 astro-ph.IM astro-ph.SR
A reevaluation of the 2MASS zero points using CALSPEC spectrophotometry complemented with Gaia Data Release 2 parallaxes
上下文2 MASS是近红外光谱部分的参考测量，因为它覆盖了整个天空，动态范围大，校准均匀。然而，以前的研究不同意的零点（ZPs）的值为它的三个波段JHK在百分之一的震级水平。这种分歧应该变得更加明显，现在盖亚提供全天空光学测光校准低于该水平。目标。我们希望建立基于NICMOS/HST分光光度法的CALSPEC标准星的2 MASS ZPs值，并借助Gaia DR 2望远镜进行检验。方法.我们已经计算了合成JHK测光的恒星样本使用HST CALSPEC光谱标准，并将其与2 MASS的星等进行比较，以评估ZPs。我们已经通过分析一个FGK矮星样本来测试我们的结果，该样本具有出色的2 MASS测光和准确的Gaia DR 2视差。结果2 MASS J、H和K的Vega ZP分别为-0.025 $\pm$ 0.005 mag、0.004 $\pm$ 0.005 mag和-0.015 $\pm$ 0.005 mag。对FGK样本的分析表明，新的ZP比以前的ZP更准确。
2018-07-31 astro-ph.IM astro-ph.SR
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
Isochrone fitting in the Gaia era. II. Distances, ages and masses from UniDAM using Gaia DR2 data
我们目前估计的距离，年龄和质量超过350万颗恒星。这些估计值来自分光光度数据和盖亚DR2弛豫的组合。为此，我们使用之前发布的统一工具来估计距离，年龄和质量（UniDAM）。
2018-05-04 astro-ph.SR
Stellar ages and masses in the solar neighbourhood: Bayesian analysis using spectroscopy and Gaia DR1 parallaxes
我们提出了一个贝叶斯实现的等时线拟合在推导恒星年龄和质量，结合绝对K星等（$\rm M_K$）来自2 MASS测光和盖亚DR 1视差和差异之间的初始散装金属丰度和现今的表面金属丰度，并允许纳入进一步的约束（例如，天文学）。作为一个测试，我们重新计算恒星年龄和质量的$\sim 4000$恒星在太阳附近的六个充分研究的文献样本，使用依巴谷和TGAS天体。我们的年龄被认为是兼容的文献价值，但减少一般的不确定性。包含基于视差的$\rm M_K$作为对导出量的额外约束，特别是当恒星参数中的系统误差被低估时。我们重建的年龄金属丰度的关系，在太阳附近的重新分析日内瓦-哥本哈根调查，包括TGAS-EQUILLAXES和初始散装金属丰度采样。我们发现一个平坦的趋势盘星的年龄$<$ 11\，陀螺仪，但较小的分散在所有年龄的文献相比。
2018-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Validation of the accuracy and precision of Gaia EDR3 parallaxes with globular clusters
上下文盖亚EDR 3已经产生了1.468x10^9源的辐射，但存在校准问题，需要对公布的值和不确定性进行校正。目标。我们想描述盖亚EDR 3不确定性的行为。我们的目标也是提供一个计算恒星和星团距离的程序。方法.我们重新分析了一些数据的校准文件中的类星体和大麦哲伦星云，并结合这些结果与测量六个明亮的GC。我们计算的角度协方差的EDR 3星群在小的分离的基础上的LMC的结果，并结合它的结果，为更大的角度使用类星体，以获得一个分析公式的角度协方差在整个天空。六个GC的结果用于验证视差偏差校正作为星等，颜色和黄道纬度的函数，并确定用于将内部不确定性转换为外部不确定性的常数。结果在零距离处的角协方差为106.2 μ as ^[2]，从而得出EDR 3单颗恒星的视差的最小不确定度为10.3 μ as。在考虑了小间距时双折射角协方差的行为后，对于GC，该值只能略微降低。Lindegren等人的视差偏差校正工作得很好，除了较亮的星等，这表明可能有改进的可能。k的取值范围为1.1-1.7，并与G有关。具有中等大RUWE值的恒星仍然可以提供有用的反射光，尽管k值更大。我们给出了盖亚EDR 3到六个GC的准确和精确的距离，对于47 Tuc的特定情况，我们能够击败角协方差限制，并得出4.53+-0.06 kpc的高精度距离。最后，给出了用盖亚EDR 3望远镜计算恒星和星团距离的方法。[删节]
2021-03-03 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Systematic Error of the Gaia DR1 TGAS Parallaxes from Data for the Red Giant Clump
基于Tycho-2、Gaia、2 MASS和WISE星表中的Gaia DR 1 TGAS星表和测光，我们已经产生了一个大约100000个团簇红巨星的样本，其距离太阳约800 pc。分析了绝对星等模随距离、星等等参数的系统变化。我们表明，这些变化达到0.7等，不能解释的星际消光或恒星的内在属性和选择的变化。唯一的解释似乎是盖亚DR 1 TGAS视差的系统误差，它取决于观测距离的平方，单位为kpc：$0.18R^2$ mas。允许这种误差大大降低了绝对星等模式对所有参数的系统依赖性。这个误差在太阳800秒差距内达到0.1质量，并允许TGAS视差的精度上限估计为0.2质量。要把簇状红巨星当作“标准烛光”，就需要仔细考虑这些误差。这就消除了这些恒星特征的理论估计和经验估计之间的所有差异，并使我们能够从盖亚星系获得它们绝对星等的模式的第一次估计：$mode(M_H)=-1.49^m\pm0.04^m$，$mode(M_{K_s})=-1.63^m\pm0.03^m$，$mode(M_{W1})=-1.67^m\pm0.05^m$，$mode(M_{W2})=-1.67^m\pm0.05^m$，$mode(M_{W3})=-1.66^m\pm0.02^m$，$mode(M_{W4})=-1.73^m\pm0.03^m$，以及它们去红颜色的相应估计。
2017-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Araucaria project: High-precision orbital parallaxes and masses of binary stars. I. VLTI/GRAVITY observations of ten double-lined spectroscopic binaries
本研究结合视向速度与 VLTI/GRAVITY 干涉观测，对十个双线光谱双星系统进行高精度动力学质量和轨道视差测量，精度最高达 0.03%，并证明这些分离双星可作为校准恒星演化模型和检验 Gaia 视差的基准星。
2023-02-25 astro-ph.SR
Gaia's Cepheids and RR Lyrae Stars and Luminosity Calibrations Based on Tycho-Gaia Astrometric Solution
盖亚数据发布1包含超过700颗银河系造父变星和RR型天琴座恒星的星表，作为第谷-盖亚天体测量解决方案（TGAS）的一部分进行计算。我们利用TGAS光度计，结合文献（$V, I, J, {K_\mathrm{s}}, W_1$）光度学和光谱学，标定了经典造父变星和II型造父变星的周期-光度和周期-韦森关系的零点，以及近红外周期-光度、周期-光度-金属丰度和光学光度-金属丰度关系。在这方面的贡献，我们简要地总结了通过拟合这些基本关系，采用不同的技术，无论是在视差或距离（绝对星等）空间。
2017-04-28 astro-ph.SR
Visual binary stars with known orbits in Gaia EDR3
对第六期可见双星轨道表（ORB 6）中的3350个天体进行了研究，以验证盖亚EDR 3的质量，并提供系统的质量估计。我们发现，2/3的二进制与0.2 - 0.5弧秒的分离没有视差的解决方案EDR 3。一个特别注意的是521对已知的视差分别为两个组件。我们发现16个条目被认为是不相关的恒星的机会对齐。在一次，我们展示了高置信度的二进制系统的例子，其组件的报告中的显着差异。接下来，我们得出结论，报告的盖亚EDR 3视差误差被低估了，对于具有大RUWE的源，至少被低估了3倍。视差是估算恒星质量所必需的。由于EDR 3中近30%的ORB 6条目缺少5或6参数解，我们试图丰富天体测量数据。EDR 3通过分析恒星自行和依巴谷天体运动揭示了ORB 6条目的遥远伴星。值得注意的是，在28个案例中，内在EDR 3视差的二进制组件似乎是不太可靠的视差的外部同伴。当EDR 3数据不可用时，使用Gaia DR 2、TGAS和依巴谷松弛。合成的质量-光度关系，在G波段的主序星提供质量估计，以及通过开普勒第三定律计算的动力学质量。
2022-10-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Using red clump stars to correct the Gaia DR1 parallaxes
最近的结果表明，盖亚DR1 TGAS距离与通过食双星或红巨星上的星震学确定的光度所获得的距离之间存在紧张关系。我们使用红团星的$K_s$波段光度，通过星震学确定和表征，进行独立的距离估计。我们的研究结果表明，盖亚TGAS距离包含一个系统误差，随着距离的增加而减少。我们提出了一个校正，以减轻这种偏移作为一个函数的视差是有效的开普勒领域和视差值小于${\sim} 1.6 \rm \, mas$。对于比这更大的松弛，我们发现协议与以前公布的值。我们注意到，TGAS到疏散星团M67的红团恒星的距离显示出很高的不一致性，这是很难纠正的。
2017-01-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaia's view of the $λ$ Boo star puzzle
化学性质特殊的$λ$ Boo星的演化地位一直存在激烈的争论。现在人们一致认为，$λ$ Boo现象影响所有年龄的A星，从恒星形成到终龄主序，但化学特性的原因仍然是一个谜。我们重新讨论了它们的年龄和温度，以阐明这一现象，使用盖亚数据发布1中的新视差与现有的依巴谷视差和多色测光。我们发现，没有一个单一的形成机制是能够解释所有的观察，并建议有多个渠道产生$λ$布光谱。这些通道的相对重要性随年龄、温度和环境而变化。
2016-12-05 astro-ph.SR
New catalog of distances to planetary nebulae based on Gaia parallaxes and statistical distances
Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学天文学研究所）；Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica（国家天体物理学、光学和电子学研究所）
本文基于Gaia视差和统计距离为2211个行星状星云建立可靠距离星表，并发现[WR]中心星的银河高度分布显著不同于其他中心星，对现有贫氢中心星演化序列提出质疑。
2026-10-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
The Leavitt law of Milky Way Cepheids from Gaia DR2 static companion parallaxes
经典造父变星（CC）是经验河外距离阶梯的核心。银河系CC是这类恒星中唯一可以进行三角视差测量的恒星。直到最近，银河系CC最精确的三角测量是Benedict等人收集的HST/FGS测量（2002，2007）和Riess等人收集的HST/WFC 3测量（2018）。不幸的是，第二次盖亚数据发布（GDR 2）还没有为银河系CC提供可靠的校准，未能取代HST作为银河系校准莱维特定律的基础。我们的目标是独立校准银河系CC的基础上的GDR 2目录的三角函数的莱维特定律。作为23个银河系CC样本的视差的代理，我们采用了它们的空间分辨同伴的GDR 2视差。由于后者是不饱和的，光度稳定的恒星，这种新的方法使我们能够绕过GDR 2偏差的视差的CC是由饱和度和可变性。我们提出了新的银河系校准的莱维特定律在J，H，K，V，Weseneirs WH和Weseneirs WVK波段的基础上的GDR 2的CC同伴的松弛。我们表明，所采用的值的零点的GDR 2弛豫，在一个合理的范围内，有一个有限的影响，我们的莱维特定律校准。
2020-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaia, Trumpler 16, and Eta Carinae
星团Tr 16的盖亚视差显示了经常被引用的Eta Carinae距离的差异。它可能更遥远，更明亮。此外，许多推定的成员可能不属于Tr 16。
2018-08-06 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
Estimating distances from parallaxes. V: Geometric and photogeometric distances to 1.47 billion stars in Gaia Early Data Release 3
恒星距离是天体物理学的一个基本支柱。来自盖亚的14.7亿颗恒星的公布是对此的重大贡献。然而，尽管盖亚的精度，这些恒星中的大多数是如此遥远或暗淡，他们的分数视差不确定性很大，从而排除了简单的视差反演提供距离。在这里，我们采取概率方法来估计恒星的距离，使用从我们的银河系的三维模型构建的先验。这个模型包括星际灭绝和盖亚的可变星等极限。我们推断出两种类型的距离。第一种是几何的，它使用视差和依赖于方向的距离先验。第二种是照相地理测量法，它还利用了恒星的颜色和视星等，利用了这样一个事实，即给定颜色的恒星有一个有限的可能绝对星等范围（加上消光）。对模拟数据和外部验证结果的检验表明，对于视差较差的恒星，光测估计一般具有较高的精度和准确度。我们提供了一个目录的14.7亿几何和13.5亿photogeometric距离连同不对称的不确定性措施。我们的估计是后验概率分布的分位数，因此它们总是变换，因此也可以直接用于距离模（5log 10（r）-5）。该目录可以下载，也可以在各个网站上使用ADQL查询（见http：//www.mpia.de/homes/calj/gedr3_distances.html），在这些网站上也可以与盖亚目录进行交叉比对。
2021-01-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
How to use Gaia parallaxes for stars with poor astrometric fits
针对高RUWE源的Gaia视差不确定性被低估1-4倍的问题，提出基于RUWE、视星等和视差的解析修正公式，经模拟和实测验证，可恢复稳健距离估计，适用于双星、三星及混合源。
2025-05-21 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Three-dimensional structure of the Upper Scorpius association with the Gaia first data release
使用新的自行数据从最近出版的目录，我们重新审视以前确定的成员上天蝎座协会的成员。我们确认其中750个是基于收敛点方法的集群成员，计算它们的运动学松弛，并将它们与Gaia松弛相结合，使用鲁棒协方差方法来研究该协会的3D结构和几何形状。我们发现一个平均距离$146\pm 3\pm 6$ ~pc，并表明，由最明亮的（和最大质量的）恒星定义的协会的形态产生一个长椭圆体的尺寸为$74\times38\times32$ ~pc $^{3}$，而最暗的集群成员定义一个更细长的结构，尺寸为$98\times24\times18$ ~pc $^{3}$。我们认为，这两个人口的不同属性是在这个地区的恒星形成历史的印记。
2018-03-05 astro-ph.SR
The Magnetic Early B-type Stars II: stellar atmospheric parameters in the era of Gaia
通过光谱模型确定的大气参数对于许多已知的磁性早期B型恒星是不可用的。我们利用高分辨率的光谱与NLTE模型来测量有效温度$T_{\rm eff}$和表面重力$\log{g}$的恒星，这些测量还没有。我们发现我们的$T_{\rm eff}$测量和以前的结果获得光度和光谱之间有很好的协议。对于$\log{g}$，我们的结果与以前的光谱测量是兼容的，但是，以前确定的光度恒星的表面重力已大幅修订。我们还发现，用HARPSpol获得的$\log{g}$测量值通常比来自可比仪器的测量值低约0.1 dex。使用Gaia Data Release 2光通量测定光度。我们发现，对于明亮的恒星（$V<6$等）和双星，盖娅的视差是不可靠的;在这些情况下，我们恢复依巴谷的视差。在一般情况下，我们发现系统的光度低于以前报道的。将$\log{g}$和$\log{L}$与现有的旋转和磁性测量结果进行比较，结果表明，这两个参数与磁性数据之间没有相关性，但随着$\log{g}$的减少和$\log{L}$的增加，旋转明显减慢，这一结果与磁制动应导致快速磁自旋下降的预期一致，该自旋下降随着质量损失的增加而加速。
2019-02-07 astro-ph.SR
The nearest extreme velocity stars among Gaia DR2 high proper motion stars
在大约180万颗具有$μ>60$质量/年和中等显著松弛（$\varpi>3σ_{\varpi}$）的盖亚DR 2高自行恒星中，我们选择了109颗具有银河系静止帧切向速度（校正太阳运动）$v_{t,g}$ $>$ 700 km/s的高速恒星候选者，远高于当地的银河系逃逸速度。在应用各种盖亚DR 2天体测量质量标准后，只剩下39个候选者，包括Shen等人（2018）发现的所有三个超高速逃逸白矮星（HVR WD），但没有其他这样的候选者（落在颜色星等图的同一区域）。仅考虑具有高度显著松弛（$\varpi>5σ_{\varpi}$）的候选者作为可靠的极端切向速度候选者（参见Bromley et al. 2018），我们的最终列表由六个天体组成，其弛豫为0.17 mas $\lesssim \varpi \lesssim$ 1.05 mas，切向速度为730 km/s $\lesssim v_{t,g} \lesssim$ 1600 km/s，包括Bromley et al.（2018）的两个候选者。Shen等人（2018）的三个HVR WD中只有一个D 6 -2（= NLTT 51732）属于该列表，但由于其相对较大的天体测量质量参数，可以被认为是可疑的高速候选者。在我们的名单中，三个新的极端速度候选者之一，盖亚DR 2 6097052289696317952，相对明亮（$G\approx…
2018-11-10 astro-ph.SR
Planetary Nebulae distances in GAIA DR2
背景：行星状星云的距离尺度往往受到模型依赖的解决方案。与模型无关的三角函数松弛是罕见的。现在可以利用GAIA的第二次数据发布提供更大样本的天基三角测量。目的：我们的目标是获得一个高质量的方法选择标准的三角形的行星状星云，并讨论可能的警告和限制，在使用此数据发布。研究方法：由于基于坐标的匹配工作不可靠，以前距离尺度调查的几百个来源与第二次GAIA数据发布（DR 2）的数据进行了人工交叉识别。这些数据与以前的距离尺度的结果和最近的一项类似研究的结果进行了比较，该研究使用了第一次发布的数据GAIA DR 1。结果如下：虽然现有的几个以前的地面和HST三角测量与新的数据集完全匹配，但旧的统计距离尺度，达到更大的距离，确实显示出小的系统差异。仅限于这些中心恒星，盖亚的光度颜色显示出周围星云的污染可以忽略不计，对于基于无线电通量的统计距离，这种差异可以忽略不计，而那些来自H-α表面亮度的差异仍然显示出微小的差异。DR 2研究显著改善了先前使用DR 1/TGAS对统计距离尺度的重新校准。
2018-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The model fitting of Gaia DR3 Classical Cepheid light and radial velocity curves
本研究利用非线性对流脉动模型拟合Gaia DR3经典造父变星的光变与视向速度曲线，估算其结构参数和距离，检验视差一致性、约束质量-光度关系并探究投影因子周期依赖性，为恒星演化和宇宙距离尺度校准提供支持。
2025-06-27 astro-ph.SR
Astrometry of brown dwarfs with Gaia
欧洲的盖亚航天器将很快开始其为期五年的任务，测量10亿个物体的完整样本的绝对视差，最小可达20 mag.It预计，数以千计的附近的褐矮星将有他们的天体测量确定与亚毫弧秒的标准误差。虽然这种精确度水平与现在从地面常规获得的相对误差的标准误差相当，但盖亚天体测量的绝对性质，加上已知距离的样本从一百个增加到几千个亚恒星物体，确保了盖亚在未来十年的棕矮星科学遗产的独特性。我们很快探讨了棕矮星科学的收益，可以通过降低盖亚的暗端限制从20到21等，并得出结论，两个光谱类型的子类可以获得与四倍增加的太阳邻域体积盖亚采样，因此在盖亚目录中的棕矮星的数量。
2014-04-15 astro-ph.SR
Masses of the components of SB2 binaries observed with Gaia. II. Masses derived from PIONIER interferometric observations for Gaia validation
为了迎接盖亚天体测量任务，自2010年以来，在上普罗旺斯天文台用索菲摄谱仪观测了一个光谱双星样本。我们的目标是推导出双线光谱双星（SB 2）的轨道根数，其精度足以最终获得组件的质量，当与盖亚天体测量相结合时，相对误差小至1%。为了验证来自盖亚的质量，干涉观测获得了我们的样品中的三个SB 2的F-K分量：HIP 14157，HIP 20601和HIP 117186。导出了六个恒星分量的质量。由于HIP 14157是侧对的，它可能是一颗食双星。我们注意到，几乎所有导出的质量都比标准光谱型质量校准和质量-光度关系的预期值大百分之几。我们的计算也导致了准确的双星系统，并证实了依巴谷双星系统。
2015-10-26 astro-ph.SR
Cepheid metallicity in the Leavitt law (C-MetaLL) survey -- III. Simultaneous derivation of the Gaia parallax offset and Period-Luminosity-Metallicity coefficients
经典造父变星（DCEP）是银河系外距离尺度中最重要的标准烛光，这要归功于周期-亮度（$\rm PL$）、周期-亮度-颜色（$\rm PLC$）和周期-韦森（$\rm PW$）关系。{ \it Gaia}任务的出现，特别是早期数据发布3（EDR 3），为校准这些关系提供了准确的数据。为了充分利用{ \it Gaia}测量，{ \it Gaia}弛豫的零点（ZP）应该以几个$\rm μas$的精度来确定。{ \it Gaia}团队提供的单独ZP修正取决于目标的量级和天空中的位置。在本文中，我们使用一种隐式的方法，依赖于造父变星$\rm PL$和$\rm PW$关系来评估系综{ \it Gaia}视差零点。额外校正（在{ \it Gaia}团队校正之后）当前DCEP样本的{ \it Gaia}弛豫所需的偏移值的最佳推断估计总计为$\rm -22\pm 4\, μas$。该值与最新文献值一致，并证实{ \it Gaia}团队提出的校正过度校正了松弛。作为我们的结果的进一步应用，我们得到了大麦云距离（$\rm μ_0=18.49\pm 0.06\, mag$）的估计，在非常好的协议，目前接受的值通过几何方法获得。
2023-02-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The population of Galactic planetary nebulae: a study of distance scales and central stars based on the second GAIA release
我们将光谱学证实的银河系行星状星云（PNe）的中心恒星（CS）与DR 2盖亚星系（$p$）进行了天体测量，发现了430个与$p>0$和$|σ_{\rm p}/p|<1$共同的目标。表1中列出了其CS具有DR2盖亚弛豫的PNe的目录。我们比较了DR2松弛与文献中的那些，发现两个样本之间有很好的相关性。我们使用PN轴来校准银河系PN距离尺度。将样本限制为具有20 $\%$视差精度的对象，我们推导出距离尺度${\rm log}(R_{\rm pc})=-(0.226\pm0.0155)\times{\rm log}(S_{\rm Hβ})-(3.920\pm0.215)$，这代表了相对于以前的显著改进。我们发现，银河系PNE的电离质量与光学厚度距离尺度并不受盖亚校准器的约束，但对PNE的性质提供了重要的见解，并且对于定义我们的距离尺度应用领域至关重要。我们将其距离已直接由视差确定的CS放置在HR图上，发现它们在后AGB H燃烧演化轨道上的位置是后AGB星的典型位置。
2019-10-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Testing Asteroseismic Radii of Dwarfs and Subgiants with Kepler and Gaia
我们测试了开普勒主序星和次巨星的星震半径，并将其与第一批盖亚数据进行了比较。我们计算半径的基础上的asteroseismic的比例关系，以及通过拟合观测到的振荡频率的恒星模型的一个子集的样本，并测试使用有效的温度从光谱或红外线通量方法的影响。一个偏移量为3%，没有任何恒星参数的依赖关系，发现来自频率建模和盖亚的地震波之间。对于基于半径从标度关系，一个较小的偏移量平均发现，然而，偏移量成为温度依赖性，我们解释为在高恒星温度的标度关系的问题。使用较热的红外线通量方法温标，没有迹象表明，半径的标度关系是不准确的超过约5%。以半径和质量从建模的个别频率作为参考值，我们试图纠正所观察到的温度趋势的标度关系。这个分析表明，标度关系系统地高估了高温下的半径和质量，对于温度低于6400 K的主序星，它们的半径精确到5%以内，质量精确到13%以内。然而，需要进一步的分析来测试逐星修正的有效性，以及对更进化的恒星的有效性。
2018-02-04 astro-ph.SR
Astrometry with Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensors - A Review
在过去的20年里，哈勃空间望远镜精细制导传感器干涉天体测量已经产生了精确和准确的天体物理学有趣的恒星和恒星同伴的质量估计。我们审查视差的结果，双星和系外行星的质量测定，并比较这些视差的一个子集与初步盖亚的结果。在即将到来的20- 30米望远镜时代，这里描述的单视场相对天体测量方法可能继续对比盖亚极限更暗的目标有价值。
2016-10-17 astro-ph.SR
Eclipsing Binary Stars as Benchmarks for Trigonometric Parallaxes in the Gaia Era
我们提出了适合的宽带光度光谱能量分布（SED）的158个食双星（EBs）在第谷-2目录。选择这些EB是因为它们具有高度精确的恒星半径、有效温度，在许多情况下，金属丰度在文献中已经确定，因此其热光度通常好到$\lesssim$ 10%。在大多数情况下，可用的宽带测光跨越0.4-10 $μ$ m的波长范围，并且在许多情况下跨越0.15-22 $μ$ m。由此产生的SED拟合，其中只有消光作为一个自由参数，提供了一个几乎独立于模型的测量在地球上的辐射热通量。SED拟合是令人满意的156个EB，我们实现了典型的精度在$\approx$ 3%的热通量。结合精确已知的热光度，每个EB的结果是预测的视差，通常精确到$\lesssim$ 5%。这些预测的不确定度-典型的不确定度为200 $μ$ as-比依巴谷确定的样本中99个EB的精确度高4-5倍，我们发现与之非常吻合。在这个样本中，没有证据表明依巴谷星云中有显著的系统学，而依巴谷星云中的系统学是臭名昭著地折磨着昂宿星团测量的。EB分布在整个天空中，亮度超过10等，距离超过5千秒差距，在许多情况下，我们预测的亮度也应该比盖亚第一次数据发布的预期更精确。因此，这里研究的EB可以作为这些即将到来的基本视差测量的经验，独立的基准。
2016-09-08 astro-ph.IM astro-ph.SR
