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
A global view on star formation: The GLOSTAR Galactic plane survey III. 6.7 GHz methanol maser survey in Cygnus X
天鹅座X复合体由银河系恒星形成全球观测（GLOSTAR）调查覆盖，这是一项无偏差的无线电波长银河平面调查，采用4- 8 GHz连续辐射和几条谱线。GLOSTAR调查观察到甲醇（CH $_3$ OH）的6.7~GHz跃迁，甲醇是大质量年轻恒星物体的独家示踪剂。使用B和D配置的甚大阵列，我们观察到天鹅座~X中一个$7^{\rm o}\times3^{\rm o}$大小的区域，同时覆盖了甲醇线和连续谱，允许交叉配准。探测到13个Ⅱ类甲醇脉泽源和1个甲醇吸收源。两个甲醇脉泽源是新发现的，此外，我们发现了四个新的速度分量与已知的脉泽。5个脉泽主要集中在DR 21脊和W75 N。我们确定了检测到的脉泽的特性，并调查了与红外，（亚）毫米，和无线电连续辐射的关联。所有脉泽源都与（亚）毫米尘埃连续辐射有关，这与脉泽跟踪恒星形成活跃阶段区域的图像一致。另一方面，只有五个脉泽（$38\pm17\%$）与GLOSTAR在$\sim$ 1 $''$范围内有射电连续谱对应，证明了它们的年轻。通过比较6.7~GHz甲醇脉泽的辐射热光度和光质比的分布，确定了尘埃源对主脉泽辐射的下限$L_{\rm Bol}\sim200~L_\odot$和$L_{\rm Bol}/M_{\rm core}\sim1~L_\odot~M^{-1}_\odot$。
2021-06-10 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
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
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
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
Local spiral structure based on the Gaia EDR3 parallaxes
上下文天文测量卫星盖亚预计将大大增加我们对银河系性质的了解。盖亚早期数据发布3（盖亚EDR 3）提供了许多OB星的最精确的视差图，可以用来描绘银河系的螺旋结构。目的。我们调查了当地的螺旋结构与光谱确认的年轻OB星迄今为止最大的样本，我们比较它与跟踪的脉泽的视差测量。方法.一个由三组不同的大质量年轻恒星组成的样本，包括O-B2星，O-B 0星和O型星，视差精度优于10%，并用于我们的分析。结果在距离太阳$\approx$ 5 kpc范围内的所有四个银河象限中，局部螺旋结构都被清晰地详细描绘出来。这幅银河螺旋图清晰地勾勒出了附近旋臂的轮廓，特别是在第三和第四象限，那里仍然没有脉泽视差数据。这些O型星的存在，使单独使用甚长基线干涉仪（VLBI）脉泽数据所构建的螺旋结构更加致密和延伸。O型星的聚集分布也表明星系螺旋结构是不均匀的。
2021-01-01 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
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
Spatial and velocity offsets of Galactic masers from the centers of spiral arms
一些星系的旋臂理论预测了恒星形成的不同示踪物之间的偏移。我们在这里的目标是找到这样一个偏移之间观察到的无线电脉泽的位置和手臂的位置，使用最近的4臂模型拟合的CO 1-0气体。我们在这里的方法是比较最近的全球4臂螺旋模型（如安装到所观察到的广泛的CO 1-0气体的臂切线）与最近的结果的三角距离的射电脉泽，主臂（天鹅座，诺玛，英仙座，人马座，船底座，盾牌座，和诺玛）。我们的结果表明，大多数射电脉泽位于旋臂的内臂边缘（朝向银河系中心）附近。这些脉泽是从模型臂（宽的CO 1-0分子区域所在的位置）向内偏移0.34（± 0.06）kpc。在径向速度空间，脉泽和CO拟合模型之间的中位偏移约为10（± 1）km/s。根据这里观测到的脉泽是在天鹅座臂中沿银河子午线15 kpc处的宽CO气体径向向内的，银河系盘的共转半径距离银河系中心超过15 kpc，密度波角模式速度小于15 km/s/kpc。臂俯仰角应使用多个臂跟踪器测量，并位于银河子午线的两侧，以确保更好的精度，并避免与单个跟踪器有关的偏差。
2019-08-29 astro-ph.GA
Trigonometric Parallaxes of Star Forming Regions in the Perseus Spiral Arm
我们报告的三角函数的松弛和自行车的水脉泽的12个大规模的恒星形成地区的英仙座螺旋臂的银河系的酒吧和螺旋结构遗产（BeSSeL）调查的一部分。结合我们的结果与文献中的14个视差测量，我们估计英仙座臂的一部分的俯仰角为9.9 +/- 1.5度。这些源的三维银河系特有的运动表明，平均而言，他们正在向银河系中心移动，比银河系旋转慢。
2014-07-07 astro-ph.GA
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
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
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
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
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
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
A preliminary distance to W 75N in the Cygnus X star-forming region
天鹅座X是最接近的巨型分子云复合体之一，因此是一个正在进行的高质量恒星形成的广泛研究区域。然而，到这个区域的距离一直是一个长期存在的问题，因为在银河经度~80度的源可能在附近的本地臂（1-2 kpc），英仙座臂（5 kpc），甚至在外臂（~10 kpc）。我们使用EVN加上两个日本站的联合观测来测量天鹅座X中五个恒星形成区域中甲醇脉泽的非常精确的反射，以了解它们是否属于一个大型恒星形成复合体，或者它们是否是位于不同距离的独立实体。本文报道了我们对W75 N进行的6个历元VLBI观测的初步结果：发现W75 N的距离为1.32^{+0.11}-0.09} kpc，比文献报道的距离（1.5-2 kpc）近得多。
2010-12-02 astro-ph.GA
Spatio-kinematical structure of the Galactic Nuclear Stellar Disk revealed in VLBI astrometry of circumstellar masers
Kagoshima University（鹿儿岛大学）；Nagoya University（名古屋大学）；Joint Institute for VLBI ERIC（甚长基线干涉测量欧洲研究基础设施国际研究所）；Leiden University（莱顿大学）；University of Western Australia（西澳大学）
研究利用SKA-VLBI天体测量来测量银河系核恒星盘相关OH脉泽的三维运动，通过分析脉泽源自行运动数据及精确距离信息，揭示其空间运动学结构，有望展现恒星环结构及相关特性。
2026-07-21 astro-ph.GA
Trigonometric Parallaxes of Four Star-forming Regions in the Distant Inner Galaxy
我们已经测量了四个水脉泽与遥远的大质量的年轻恒星在银河系的内部区域使用VLBA作为BeSSeL调查的一部分的三角函数松弛。G026.50 $+$ 0.28。G020.77 $-$ 0.05位于银河系中心区域，可能与盾板臂的远侧延伸有关。G019.60 $-$ 0.23和G020.08 $-$ 0.13可能与之有关，并位于银河系中心之外。这些来源似乎在人马座的旋臂，但不能排除与英仙座旋臂的联系。
2021-01-06 astro-ph.GA
Corrections for the Lutz-Kelker Bias for Galactic Masers
根据已发表的数据，我们收集了有关银河脉泽源的测量距离的信息。特别是，位于恒星形成区的44个银河脉泽源具有三角形的弛豫、自行和径向速度。此外，还有10个信息不完整的射电源，但它们的松弛度已被高精度测量。对于所有54个源，我们已经计算了著名的Lutz-Kelker偏差的校正。基于44个源的样本，我们已经改进了银河系旋转曲线的参数。因此，在R_0=8 kpc时，太阳的特有速度分量为（Uo，Vo，Wo）=（7.5，17.6，8.4）+\-（1.2，1.2，1.2）km s^-1，角速度分量为ω 0 =-28.7+ 0.5 km s^-1 kpc^-1，ω '0 =+4.17+ 0.10 km s^-1 kpc^-2，而δ“_0=-0.87+ 0.06 km s^-1 kpc^-3。相应的奥尔特常数为A=16.7+ 0.6 km s^-1 kpc^-1和B=-12.0+ 1.0 km s^-1 kpc^-1;太阳邻域绕银河系中心的圆自转速度为V_0 = 230+ 16 km s^-1。我们发现，Lutz-Kelker偏差的修正对角速度ω_0的影响最大，而对其余参数的影响在统计上是不显著的。在双臂螺旋波模型中，我们确定了螺旋波的螺距角i=-6.5 \circ，太阳在螺旋波中的相位χ_0=150 \circ。
2013-02-06 astro-ph.GA
Determination of the Solar Galactocentric distance from masers kinemics
利用VLBI测得的具有已知视线速度的脉泽数据和高精度的三角视差和自行数据，通过同时求解Bottlinger运动学方程，确定了银河系自转参数和太阳银心距$R_0$。我们的样本包括93个脉泽，范围从3到15千秒差距的银河中心距离R。得到的解为Ω_0 = 29.7+/-0.5 km s^{-1} kpc^{-1}，Ω '_0 = -4.20+/-0.11 km s^{-1} kpc^{-2}，Ω"_0 =0.730+/-0.029 km s^{-1} kpc^{-3}，R_0=8.03+/-0.12 kpc。在这种情况下，在太阳距离R_0处的线旋转速度为V_0=238+/-6 km s^{-1}。
2014-11-13 astro-ph.GA
Determination of Galactic Rotation Parameters and the Solar Galactocentric Distance Ro from 73 Masers
我们利用VLBI测量的具有已知视速度的脉泽数据和高精度的三角视差和自行，通过同时求解Bottlinger运动学方程，确定了银河系自转参数和太阳银心距R_0。我们的样本包括73个脉泽，范围从3到14千秒差距。得到的解为Ω_0 = 28.86 +/- 0.45 km/s/kpc，Ω“_0 = -3.96 +/- 0.09 km/s/kpc ^2，Ω”_0 =0.790 +/- 0.027 km/s/kpc ^3，R_0=8.3 +/- 0.2 kpc。在这种情况下，在太阳距离Ro处的线自转速度为V_0=241 +/- 7 km/s。请注意，我们首次从脉泽中获得了最令人感兴趣的Ro估计，它与最近的估计非常一致，甚至在精度上超过了最近的估计。
2014-06-03 astro-ph.GA
Parallaxes of Star Forming Regions in the Outer Spiral Arm of the Milky Way
本文报道了银河系外旋臂高质量恒星形成区三个水脉泽源的弛豫和自行。这些观察是作为条形和螺旋结构遗产调查的一部分使用甚长基线阵列进行的，并且是文献中此类测量数量的两倍。外臂的俯仰角为14.9 +/- 2.7度，距离银河系反中心14.1 +/- 0.6千秒差距。这些源朝向银河系中心的平均运动是10.7 +/- 2.1 km/s，我们没有看到旋转曲线在银河系中心15 kpc处有明显下降的迹象。这些恒星形成区域的三维位置与银河系从平面弯曲数百秒差距的情况一致。
2014-12-26 astro-ph.GA
The spiral structure of the Milky Way
银河系螺旋结构的形态学和运动学是天体物理学中一个长期存在的问题。本文首先总结了用不同示踪剂解决这一难题的各种方法。银河系源的天体测量正在逐渐缓解这种主要由大距离不确定性造成的困难局面，因为我们目前可以通过使用甚长基线干涉测量术（VLBI）获得精确的视差（几个$μ$ as）和自行（$\approx$ 1 km~s $^{-1}$）。另一方面，盖亚任务提供了整个银河系中O型恒星最大，均匀的样本。基于VLBI脉泽和盖亚O星视差测量，附近的螺旋结构：英仙座，本地，人马座和盾牌臂被确定在前所未有的细节。同时，我们还估算了银河系的基本参数，即到银河系中心的距离$R_0$为8.35 $\pm$ 0.18 kpc，在太阳处的圆周自转速度$Θ_0$为240 $\pm$ 10 km~s $^{-1}$。我们发现O型星和星际脉泽之间的运动学差异：O型星，平均而言，旋转更快，$>$ ~8~ km s $^{-1}$比脉泽跟踪的高质量恒星形成区。
2018-11-17 astro-ph.GA
Distances to Dark Clouds: Comparing Extinction Distances to Maser Parallax Distances
我们测试了两种不同的方法，使用近红外消光估计距离在银河系的第一象限使用大型近红外（2MASS和UKIDSS）调查的乌云。大质量年轻恒星周围脉泽的VLBI视差测量提供了到这些暗云的距离的最直接和无偏差的测量。我们比较这些脉泽视差距离的消光距离估计。我们还比较了这些距离的运动学距离，包括最近重新校准的银河系旋转曲线。消光距离方法与脉泽视差距离（误差范围内）在66%到100%的时间（取决于方法和输入调查）和85%到100%的时间在拥挤的银河系中心之外的时间之间一致。虽然样本量很小，消光距离方法再现脉泽视差距离比运动学距离更好，此外，消光距离方法不遭受从运动学距离的模糊性。这种验证给了我们信心，这些消光方法可以扩展到其他的暗云脉泽散射是不可用的。
2012-04-24 astro-ph.GA
Distance estimates for AGB stars from parallax measurements
使用光学测量的恒星的光弛来估计渐近巨星分支（AGB）恒星的距离并不简单，因为它们的尘埃包层、大的角尺寸和表面亮度的变化带来了很大的不确定性。我们比较了从盖亚DR 3与脉泽观测甚长基线干涉测量（VLBI）测量到的反射光，以确定一个统计校正因子DR 3反射光使用的子样本33脉泽发射富氧附近的AGB星。我们发现，盖亚DR 3的标称误差被低估了5.44倍的最亮的来源（$G<8$等）。较暗的光源（$8\leq G<12$）需要较低的视差误差膨胀因子2.74。我们获得了明亮的AGB星的盖亚DR 3视差零点偏移为-0.077 mas。对于较暗的AGB星，偏移变得更负。我们计算了大约200个AGB星的距离在死亡之星项目中使用贝叶斯统计方法的校正DR 3视差和先验的基础上先前确定的银河系分布的AGB星。我们发现，导出的盖亚距离与我们样本中超过40%的源的显着，不对称的错误。我们进行了辐射转移建模的恒星和尘埃的排放，以确定在VLBI子样本中的源的光度的基础上的距离来自微波激射器散射，并推导出一个新的热周期光度关系银河富氧米拉变量。一个新的距离目录的基础上，这些结果提供了源的死亡之星样本。我们发现，低于1.4的RUWE（重新归一化的单位重量误差）不能保证可靠的距离估计，我们建议不要只使用RUWE来测量单个AGB恒星的盖亚DR 3天体测量数据的质量。
2022-11-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
The z Distribution of Hydrogen Clouds and Masers with Kinematic Distances
HII区、分子云和甲醇脉泽的数据已被用来估计太阳到对称面zo的距离和垂直盘标度高度h。运动学距离估计可用于这些样本中的所有对象。局部臂（Orion-arm）对象显示为显著影响z分布的图案。从分布对称性的偏差是特别明显的样品的脉泽与测得的三角函数的松弛，局部臂脉泽的分数是大的。在太阳附近的HII区域的样本的情况是类似的。我们的结论是，最好将当地部门排除在考虑之外。基于自引力等温盘模型，我们从位于银河系内部区域（R<= Ro）的物体获得了以下估计：639个甲醇脉泽样品的z 0 = -5.7+/-0.5pc和h2=24.1+/-0.9pc，878个HII区的z 0 =-7.6+/-0.4pc和h2=28.6+/-0.5pc，538个巨分子云的z 0 =-10.1+/-0.5pc和h2=28.2+/-0.6pc。
2016-01-25 astro-ph.GA
Analysis of Galactic Rotation from Masers based on a Nonlinear Oort Model
本文根据银河脉泽的三角视差测量数据，用广义奥尔特公式检验了一个非线性的银河自转模型。这个模型显示出相当好的结果，日心距离3- 4千秒差距。该方法的主要特点是估计太阳银心距离Ro的可能性。通过分析大约60个脉泽发现这个距离为Ro=8.3+/-0.4 kpc。我们的研究的三维运动学的100多个脉泽的基础上Ogorodnikov-Milne模型表明，显着的非线性只存在于xy平面（围绕银河系z轴旋转）由于银河系旋转曲线的特性。在xz和yz平面中没有发现显著的线性依赖性。我们表明存在一个波的速度w作为坐标x或距离R的函数，波长为3千秒差距和振幅为10公里/秒。该波在Local和Perseus臂中尤其突出。
2014-11-10 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
Parameters of the Galactic Spiral Density Wave from Masers with Parallax Errors Less Than 10%
本文用VLBI测量的三角视差和自行研究了银河系脉泽和射电星的运动学。我们考虑了相对三角视差误差小于10%的脉泽，并由此确定了银河系的自转参数。特别是，银河系在太阳距离$R_0$处的线旋转速度已被发现为$244.4\pm4.3$ km s $^{-1}$（对于采用的$R_0=8.1\pm0.1$ kpc）。我们已经进行了联合和单独的径向，剩余的切向和垂直脉泽速度的频谱分析。例如，我们从垂直脉泽速度估算了速度扰动幅度$f_W=5.2\pm1.5$ km s $^{-1}$，波长为$λ_W=2.6\pm0.7$ kpc，讨论了螺旋密度波对垂直恒星速度的影响。基于104个距太阳3 kpc以内的脉泽，作为联合解的结果，我们估算了银河系螺旋密度波$f_R=6.7\pm1.1$的径向、切向速度扰动、扰动波长和太阳相位.我们已经证实了拉德克利夫波的存在，属于本地臂的脉泽和射电星的空间分布。
2022-08-30 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
Galactic Rotation Curve and Spiral Density Wave Parameters from 73 Masers
根据已知三角函数的脉泽运动学数据和内银河系中HI云在切点处的速度测量结果，我们改进了Allen-Schillan模型的银河系势参数，并构造了银心距从0到20 kpc范围内的银河系自转曲线。对于采用的银心距离$R_0=8$ kpc，太阳的圆周自转速度为$V_0=239\pm16$ km s $^{-1}$。我们得到了73个脉泽的剩余切向速度$ΔV_θ$和径向速度$ΔV_R,$。在此基础上，利用我们提出的周期图分析方法，确定了满足线性Lin，Shu模型的银河系螺旋密度波的参数。切向和径向扰动幅度分别为$f_θ=7.0\pm1.2$ km s $^{-1}$和$f_R=7.8\pm0.7$ km s $^{-1}$，扰动波长为$λ=2.3\pm0.4$ kpc，双臂模型中螺旋图案的螺距角为$i=-5.2^\circ\pm0.7^\circ$。螺旋密度波中太阳$χ_\odot$的相位分别是剩余切向和径向速度的$-50^\circ\pm15^\circ$和$-160^\circ\pm15^\circ$。
2013-10-27 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
Offsets of masers with respect to the middle of the Perseus arm, and the co-rotation radius in the Milky Way
到共旋半径Rcoro的径向距离（在这里，气体和恒星在银河系中心轨道上的角速度等于旋臂图案的角速度）经常被预测（在不同的地方），但没有以高精度测量。在这里，我们测试脉泽相对于英仙座臂的位置（表1）。我们对英仙座臂附近的脉泽和HII区域（主要位于臂内侧，距离冷CO中臂约0.4 kpc）的分析表明，同旋Rcoro距离银河系中心必须> 10.8 kpc（图1）。这意味着螺旋图案的角旋转速度< 21.3 km/s/kpc。另一个在银河象限II的测试显示，脉泽的径向速度通常比CO中臂的径向速度更负（图2），表明相对于CO中臂的减速，约为9 km/s。这意味着螺旋图案角旋转< 20.7 km/s/kpc，因此Rcoro > 11.1 kpc。最后，将我们的结果与其他已发表的结果（表2）进行比较，我们发现统计平均共旋半径Rcoro预测为距离银河系中心（英仙座臂之外;天鹅座臂之前）近12 kpc，平均角螺旋模式角旋转预测为近19 km/s/kpc。
2018-08-03 astro-ph.GA
Predicting Gaia's Parallax Distance to the Cygnus OB2 Association with Eclipsing Binaries
天鹅座OB 2协会是银河系中距离最近和最大的大质量恒星集合之一。它位于恒星形成区和分子云的“天鹅座X”复合体的中心，由于沿$\ell\simeq80$度视线的运动学距离的模糊性和严重的斑块状灭绝，它的距离已经被证明是难以捉摸的。为了精确研究天鹅座~X的三维几何结构，我们测量了四个可能是天鹅座~ OB 2成员的食双线OB型光谱双星的距离。我们发现$1.33\pm0.17$、$1.32\pm0.07$、$1.44\pm0.18$和$1.32\pm0.13$ kpc分别与MT 91 ~372、MT 91 ~696、CPR 2002 ~A36和Schulte~3的距离。我们采用的加权平均距离为1.33 $\pm$ 0.06~kpc。这与整个星协的分光光度估计以及周围星际云中原恒星脉泽的视差测量结果一致，从而将这些云中正在进行的恒星形成与天鹅座OB 2联系起来。我们还确认了4.75天双星Schulte~3（A+B）的4”伴星Schulte 3C（O9.5V）是以前未被识别的星协成员。
2015-08-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Gaia view of the two OB associations Cygnus OB2 and Carina OB1: The signature of their formation process
OB星协是星系中主要的恒星形成场所。然而，这些恒星系统的详细形成过程仍然是一个谜。在这种情况下，识别子结构的存在可能有助于追踪其形成过程的足迹。在这里，我们提出了一个运动学研究的两个大规模的OB协会天鹅座OB 2和船底座OB 1使用精确的天体测量从盖亚数据发布2和径向速度。从恒星的星表可以确认这些OB星协是真正的恒星系统。天鹅座OB 2和船底座OB 1都是由几个稠密的星团和一个晕组成，它们具有不同的运动学性质：星团占据的区域直径为5-8秒差距，自行时的色散较小，而晕的自行色散则大2-3倍，直径达数十秒差距。这让人想起与湍流有关的分子云的所谓“线宽-尺寸”关系。考虑到运动学和结构特征是从它们的出生云继承的，这意味着OB星协的形成可能是由超音速湍流驱动的结构形成造成的，而不是由单个嵌入星团的动力学演化造成的。
2019-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
A map of the outer gas disk of the Galaxy with direct distances from young stars
本文提出“模式匹配”新方法，利用邻近年轻恒星和造父变星的距离在位置-速度空间绘制银河系气体图，避免运动学距离假设，精度比运动学方法高24%，并可用于恒星形成、银河系动力学和三维尘埃图研究。
2025-06-05 astro-ph.GA
Three-dimensional dust density structure of the Orion, Cygnus X,Taurus, and Perseus star-forming regions
星际尘埃通过吸收和变红影响天文观测，但这种消光也是研究星系中星际物质的有力工具。银河系中尘埃消光和密度的3D重建受到诸如上帝之指效应和负密度等人为因素的影响，并且受到大量计算成本的限制。在这里，我们的目标是克服这些问题与一种新的算法，推导出的3D消光密度的尘埃在银河系中使用的潜变量高斯过程和变分推理。我们的模型保持非负密度，因此沿所有视线单调非递减消光，并在合理的计算时间内进行推理。使用光学和近红外测光计算出的数十万颗恒星的距离，以及基于盖亚的距离，我们使用我们的算法来推断猎户座，金牛座，英仙座和天鹅座X恒星形成区域的结构。在二维消光图中叠加的一些特征在三维尘埃消光密度图中被清楚地分解。我们在猎户座的边缘发现了一个大的暗条，在金牛座和英仙座区域发现了暗条，并表明天鹅座X位于1300 - 1500pc。我们计算了这些地区的尘埃质量，发现这些质量略高于以前的估计，这可能是我们的输入数据更有效地恢复了最高的柱密度的结果。将我们的预测结果与普朗克数据进行比较，我们发现密度和尘埃加工之间的已知关系，其中高消光视线具有最多的加工颗粒，当包括密度时，在解析观测中保持不变，并且它们存在于比以前建议的更小的尺度上。这可以用来研究尘埃在分子云中处理时的大小或成分变化。（节录）
2021-11-12 astro-ph.GA
Annual parallax measurement of a Mira variable star BX Cam with VERA
本文报道了用VLBI天文台阵VERA对一颗Mira变星BX~Cam的VLBI观测结果。观察时间为2012年2月至2014年11月。获得的视差为1.73 $\pm$ 0.03 mas，对应于0.58 $\pm$ 0.01 kpc的距离。Gaia DR 2中也报告了该源的视差为4.13 $\pm$ 0.25 mas，这两个测量值之间存在240 \%的差异。VLBI天体测量结果表明，我们准确地跟踪了BX~Cam中7个脉泽斑的角运动。我们用这两种光度计计算了恒星的光度，得到了$L_{\ast}^{\mathrm{VERA}} = 4950\pm170 L_{\odot}$和$L_{\ast}^{\mathrm{Gaia}} = 870\pm110 L_{\odot}$的光度。推导出的光度也支持我们用VERA确定的视差的有效性。通过对这两个视差的评价，我们得出结论，VERA观测的1.73 $\pm$ 0.03 mas的视差对于BX~Cam是正确的。我们获得了BX~Cam的系统运动为（${μ_α}\cosδ^{\mathrm{sys}}$，$μ_δ^{\mathrm{sys}}$）$=$（13.48 $\pm$ 0.14，$-$ 34.30 $\pm$ 0.18）mas\，yr $^{-1}$。VLBI观测到73个H $_2$ O脉泽斑，其空间分布为30 au $\times$ 80 au，沿…
2020-03-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Is there an analogue of the Radcliffe wave between the Carina-Sagittarius and Scutum arms?
基于 VLBI 脉泽数据测定银河系旋转参数，发现 Carina-Sagittarius 与 Scutum 臂间的脉泽链非 Radcliffe 波类似物，而是可能属于从棒末端延伸并作刚体旋转的喷流。
2025-03-07 astro-ph.GA
The Multilayer Nature of Molecular Gas toward the Cygnus Region
本研究结合 MWISP 和 Gaia 数据，通过高斯分解与聚类分析天鹅座方向分子云的三维分布与物理性质，揭示了多个气体层结构并精确估算了该区域的总分子质量。
2024-04-24 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
Protostellar Outflows at the EarliesT Stages (POETS). I. Radio thermal jets at high resolution nearby H$_2$O maser sources
节录。方法.我们利用了Karl G. Jansky甚大阵（VLA）在B配置K波段，A配置Ku和C波段，对25 H $_2$ O脉泽点的射电连续辐射成像，角分辨率和热均方根分别为$0.1''$和10 $_2$ Jy束$^{-1}$量级。这些目标增加了我们在Moscadelli等人（2016）中提出的11个脉泽站点的试点研究。H $_2$ O脉泽站点的样本是从那些具有精确距离测量的区域中选择的，通过脉泽三角测量获得，并且H $_2$ O脉泽亮度超过10 $^{-6}$ L $_{\odot}$。结果我们提出了属于25个恒星形成区域的33个源的高分辨率无线电连续图像。在每个区域，我们检测到无线电连续辐射在几个1000 AU的H $_2$ O脉泽的位置; 50%的无线电连续辐射源的辐射热光度超过5 $\times$ 10 $^{3}$ L $_{\odot}$，包括W33 A和G240.32 $+$ 0.07。我们提供了一个详细的光谱指数分析每个无线电连续源，在每个频率的综合通量的基础上，并产生光谱指数图与CASA的多频率合成反卷积算法。射电连续辐射跟踪（原）恒星风和喷流中的热韧致辐射，在22 GHz处的通量密度低于3 mJy，光谱指数值在$-0.1$和1.3之间。我们证明了（$\rm L_{8GHz}/mJy\times kpc^2)=10^{3.8}\times(L_{H_2O}/L_…
2018-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Techniques for Measuring Parallax and Proper Motion with VLBI
使用甚长基线干涉测量法的厘米波长天体测量，对于天空上相距<1度的目标和校准源之间的角度，精度接近~1 μ s。BeSSeL巡天和日本VERA项目正在利用这一点来绘制银河系的螺旋结构，方法是测量数百个与大质量年轻恒星有关的脉泽源的三角视差。本文概述了如何进行微弧秒天体测量，包括有关观测，数据校准和测量位置的调度细节。
2023-01-11 astro-ph.GA astro-ph.IM
Determination of the Spiral Pattern Speed in the Galaxy from Three Samples of Stars
本研究利用此前从银河脉泽、OB2星、造父变星三个恒星样本得到的旋臂密度波速度扰动振幅数据，测定银河系旋臂模式速度与共转半径，得出共转圆位于太阳与英仙臂段之间的结论。
2023-06-14 astro-ph.GA
The Gaia Catalogue of Galactic AGB Stars
本文通过将 OH 脉泽源与 Gaia DR3 交叉匹配并构建和拟合光谱能量分布，编制了包含 1172 颗 AGB 星的 Gaia OH/IR 星样本，为检验太阳邻域 AGB 星族演化模型奠定了基础。
2025-04-29 astro-ph.GA 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
Young open cluster IC 4996 and its vicinity: multicolor photometry and Gaia DR2 astrometry
利用维尔纽斯七色光度系统对天鹅座及其附近的疏散星团IC 4996进行了二维光度分类研究。通过应用基于Gaia DR 2弛豫和Gaia DR 2自行的点矢量图的距离来识别集群成员。对于一些B型星，光谱MK型也可以从Asiago光谱中获得，并从文献中收集。导出了簇的新参数。星际消光$A_V$的值范围很广，从1.3到2.4等，星团中心部分的平均值为1.8等，星团距离为1915 $\pm$ 110 pc，年龄在8-10百万年之间。该星团呈现出从早期B星到G星的长序列，其中温度低于B8的恒星处于主序前阶段。消光与距离的关系图显示，在700-800秒差距时，$A_V$急剧上升到1.6等，这可能与天鹅座大裂谷边缘的尘埃云有关。接下来在$d$ $\geq$ 1.7 kpc处增加0.8等的消光可能与天鹅座OB 1和天鹅座OB 3有关。星团IC 4996不属于天鹅座OB 1星协，它位于距离太阳更近的1682 $\pm$ 116 pc。这个星团和周围的O-B星似乎与附近的天鹅座OB 3有着共同的起源，因为盖亚的数据显示这些恒星群位于相似的距离。
2019-02-06 astro-ph.GA
Gaia-2MASS 3D maps of Galactic interstellar dust within 3 kpc
盖亚数据正在彻底改变我们对银河系演化历史的认识。星际尘埃的3D地图提供了补充信息，是一种用途广泛的工具。我们的目标是在Local手臂和周围地区建立灰尘的3D地图。为此，盖亚DR 2光度数据与2 MASS测量相结合，以获得具有精确光度和DR 2视差相对不确定度小于20%的恒星的消光。我们适用于一个新的分层反演算法，适用于大型数据集和非均匀的目标分布的precautions。每一步都将沿径向方向的正则化贝叶斯反演与其结果的后续3D反演相关联。每个反转分布用作后续步骤的先验，并且空间分辨率逐渐增加。我们提出了由此产生的尘埃在太阳周围的6 x 6 x 0.8 kpc 3体积的三维分布。它的主要特征被发现是沿着不同的方向拉长，从中平面的下方到上方：船底座-人马座的外部，主要位于中平面的上方，本地臂/天鹅座裂谷周围和上方的中平面和破碎的英仙座臂接近圆周运动的方向。在本地臂和船底座-人马座之间延伸的长刺（绰号为裂缝），船底座-人马座的紧密近侧和天鹅座裂谷在平面下方的方向是l=40至55度。垂直面上的尘埃密度图像显示，在某些区域有波浪状的图案，并显示500 pc以内的太阳邻域在平面上方和下方的范围内仍然是非典型的。我们显示了几个比较的分子云，HII地区，O型星和脉泽的位置。尘埃浓度和这些示踪剂之间的联系在不同地区之间有着明显的不同。
2019-02-11 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
Seven Problems with the Claims Related to the Hubble Tension in arXiv:1810.02595
Shanks et al.（2018）arXiv：1810.02595提出了两个主张，他们认为H 0的局部测量和早期宇宙预测是一致的：A）他们声称盖亚DR 2视差测量显示用于测量H 0的造父变星距离尺度的几何校准是严重错误的，B）我们生活在一个巨大的空洞的中间附近，进一步偏离了哈勃常数的局部测量。我们发现，第一种说法是由五个错误的使用数据造成的：按重要性降序排列：1）使用距离指示器，星团恒星的主序列拟合，这与造父变星的校准无关，因此对当前的H 0测量没有影响; 2）使用盖亚的造父变星数据，使探测器完全饱和，产生不可靠的视差; 3）使用固定的视差偏移，已知该视差偏移取决于源幅度和颜色，但是该视差偏移是针对具有极其不同的颜色和幅度的源导出的; 4）忽略该偏移中的不确定性; 5）忽略造父变星定标的其他几何来源，LMC与分离食双星和NGC 4258脉泽的距离，它们独立于银河系的星系。通过不使用不相关或饱和的数据来解决前两个问题，不会导致盖亚星系与当前造父变星距离尺度之间的不一致。第二种说法可以被反驳，6）因为所谓的空洞将在哈勃流的SN测量中引起卡方的增加，7）因为它代表了局部和全球测量膨胀之间宇宙方差的6 σ波动，要求我们生活在一个非常特殊的位置。
2018-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
