htof: A new open-source tool for analyzing Hipparcos, Gaia, and future astrometric missions
我们提出htof，一个开源的工具，用于解释和拟合的中间天体测量数据（IAD）从1997年和2007年减少的依巴谷，盖亚的扫描法，和未来的任务，如南希格雷斯罗马太空望远镜（NGSTO）。HTOF求解任何系统的天体测量参数，用于绝对天体测量任务的任何任意组合。为了准备稍后的盖亚数据发布，htof支持任意高阶的天体测量解（例如五、七、九参数拟合）。使用htof，我们发现在Hipparcos 2007年的6617个源的IAD可能受到数据损坏问题的影响。htof集成了一个ad-hoc校正，使这些源的IAD与其发布的目录解决方案相一致。我们开发了htof来研究亚恒星伴星的质量和轨道参数，我们在一个轨道拟合代码中概述了它的实现（orvara，https：//github.com/t-brandt/orvara）。我们使用htof来预测$β$ ~Pic系统中的一系列假设的额外行星，这些行星可以通过将NGU-M天体测量与盖亚和依巴谷耦合来检测。htof是pip可安装的，并且可以在https://github.com/gmbrandt/htof上获得。
2021-09-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Astrometric Radial Velocities from the Hipparcos-Gaia Catalog of Accelerations and Implications for Astrometric Acceleration Measurements
Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
本文研究了通过Hipparcos-Gaia目录中的加速度数据获得视向速度，并探讨了其对测星加速度测量的影响。
2026-01-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Modeling and Calibration of Gaia, Hipparcos, and Tycho-2 astrometric data for the detection of dark companions
提出天体测量建模框架，结合 Gaia、Hipparcos 和 Tycho-2 星表校准参数，实现暗伴星高效探测，并提供开源管道。
2024-02-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Improving distances to nearby bright stars: Combining astrometric data from Hipparcos, Nano-JASMINE and Gaia
从2013年开始，盖亚将提供高度精确的天体测量数据，最终将在准确性和完整性方面取代大多数其他恒星目录。然而，它仅限于6到20等的观测，因此不包括最亮的恒星。日本的一颗超小型天体测量卫星Nano-JASMINE将观测这些明亮的恒星，但精度要低得多。因此，1997年的依巴谷星表很可能仍然是获得明亮的邻近恒星精确距离的主要来源。我们正在研究如何通过将所有三个任务的数据最佳地结合在一个联合天体测量解决方案中来改善这一点。这将利用每个任务的独特功能：依巴谷历史上的亮星测量，纳米茉莉的最新亮星观测，以及盖亚非常精确的参考系。任务之间的长时间基线为自行的确定和二元检测提供了额外的益处，这间接地进一步改进了视差确定。我们提出了一个定量分析的预期收益的基础上模拟数据的所有三个任务。
2014-07-16 astro-ph.IM
Combining Hipparcos and Gaia data for the study of binaries: the BINARYS tool
本研究提出 BINARYS 工具，结合 Hipparcos 和 Gaia 绝对天体测量数据与相对天体测量及径向速度测量确定双星轨道，并首次成功测定了三个双星系统与模型无关的单星质量。
2022-09-09 astro-ph.EP 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
Radial velocities for the Hipparcos-Gaia Hundred-Thousand-Proper-Motion project
十万自行（HTPM）项目将使用23年的基线确定~113500颗恒星的自行。自行将使用依巴谷数据，1991.25历元作为第一历元，第一个中期发布的盖亚天体测量，2014.5历元作为第二历元。预期HTPM自行标准误差为30-190 muas/yr，取决于恒星的星等。根据物体的特性，特别是其距离和速度，其径向速度可能对确定其自行产生重大影响。这种透视加速度的影响对于快速移动的附近恒星来说是最大的。我们的目标是确定依巴谷星表中的每颗恒星的径向速度标准误差，以保证透视加速度对HTPM自行精度的贡献可以忽略不计。我们采用两个评价标准，都基于蒙特卡罗模拟，我们确定哪些恒星需要光谱（重新）测量。这两个标准都考虑了依巴谷的测量误差。对于依巴谷星表中的每一颗恒星，我们确定的置信水平，可用的径向速度和标准误差，从XHIP汇编目录，是可以接受的。我们发现，对于97颗恒星，在文献中提供的径向速度是不够精确的68.27%的置信水平。我们还确定了109颗恒星的径向速度是目前未知的，但需要收购，以满足68.27%的置信水平。为了满足我们的研究对径向速度的要求，将是一项艰巨的任务，需要消耗大量的光谱望远镜时间。幸运的是，后续光谱不是时间关键的，因为一旦（改进的）径向速度变得可用，HTPM自行可以被后验校正。
2012-08-15 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
A multi-band map of the natural night sky brightness including Gaia and Hipparcos integrated starlight
自然夜空亮度是监测观测点光污染演变的相关输入，方法是从直接测量确定的整体天空亮度中减去自然夜空亮度。它也有助于评估原始夜空的预期黑暗程度。夜空的自然亮度是由来自天体物理源的光谱辐射之和决定的，包括黄道光和大气气辉。所产生的辐射在到达观察者之前通过吸收和散射进行修改。因此，自然夜空亮度是位置、时间和大气条件的函数。我们在这部作品中展示了GAMBONS（盖亚自然天空亮度地图），这是一个用于绘制无云和无月夜晚天空自然夜间亮度的模型。与以前的地图不同，GAMBONS是基于从盖亚目录中获得的大气层外恒星辐射。Gaia-DR 2档案汇编了超过16亿颗G = 21等恒星的天体测量和光度信息。对于最亮的恒星，不包括在盖亚-DR 2中，我们使用依巴谷星表代替。在将漫射的银河光和河外光、黄道光和气辉的贡献加到恒星辐射中之后，并考虑大气衰减和散射的影响，可以估计地面观测者检测到的辐射。这种方法可以适用于任何光度带，如果适当的转换从盖亚波段可用。特别是，我们提出了预期的天空亮度为V（约翰逊），和视觉明视和暗视通带。
2021-01-05 astro-ph.IM
Building the cosmic distance scale: from Hipparcos to Gaia
依巴谷是有史以来第一个全球天体测量实验，由欧空局于1989年发射，其结果于1997年发表（Perryman等人，太空人。太空人。323，L49，1997; Perryman & ESA（eds），The Hipparcos and Tycho catalogues，ESA SP-1200，1997）。后来使用改进的卫星姿态重建进行了新的简化，从而提高了对亮度超过9等的恒星的精度（van Leeuwen & Fantino，Astron. Astrophys. 439，791，2005; van Leeuwen，Astron. Astrophys. 474，653，2007）。依巴谷星表提供了非常精确的天体测量数据（位置、三角视差和自行）的扩展数据集，将距离测定和光度校准的数量和质量提高了两个数量级。超过20000颗恒星的三角视差已知优于10%的可用性开辟了道路，我们的三维知识的太阳邻域的大幅修订和更新的校准许多距离指标和年龄估计。计划于2013年6月发射的欧空局下一个基石盖亚开辟了前景（Perryman等人，太空人。太空人。369，339，2001），仍然是更戏剧性的：十亿对象与系统和准同步天体测量，分光光度和光谱观测，约1.5亿颗恒星的预期距离超过10%，遍布银河系。将直接测量大量的所有恒星距离指标，直接校准其光度，并有可能详细研究与化学元素丰度、年龄或星团成员有关的各种效应的影…
2012-02-16 astro-ph.GA astro-ph.IM
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）
利用Hipparcos和Gaia数据与径向速度结合，研究长周期伴星的轨道倾角和真实质量，发现部分目标可能为行星
2026-01-14 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Hipparcos: a Retrospective
Hipparcos卫星于1989年发射。这是第一次，也是迄今为止唯一一次从太空进行大规模天体测量的尝试。依巴谷标志着天体测量领域的一种全新方法，彻底改变了我们对太阳附近恒星的位置、距离和空间运动的认识。在这次回顾中，我回顾了导致任务被接受的过程，简要总结了基本的测量原理和实验的科学成就，并以其主要遗产-盖亚任务的简要总结作为结束。
2011-09-30 astro-ph.IM
GaiaNIR: Combining optical and Near-Infra-Red (NIR) capabilities with Time-Delay-Integration (TDI) sensors for a future Gaia-like mission
欧空局最近呼吁从可行性和技术发展的角度对新的“科学构想”进行调查-因为技术还不够成熟。这些想法可能在未来成为欧空局科学计划中M或L级任务的候选者。随着2013年12月盖亚的发射，欧洲继1990年代初非常成功的依巴谷飞行任务之后，进入了空间天体测量的新时代。盖亚是依巴谷的继任者，两者都在光学波长上运行，盖亚在五个天体测量参数上精确两个数量级，并且正在银河系的巨大体积中测量四个数量级以上的恒星。依巴谷/第谷-2星表与第一个早期盖亚数据发布的结合将在长约25年的基线上提供改进的自行。最终的盖亚解决方案还将通过类星体建立一个新的光学参考系，将定义参考系方向的射电（VLBI）源的光学对应物联系起来，并使用类星体的零自行来确定非旋转系。盖亚的一个弱点是它只在光学波长下工作。然而，银河系中心和旋臂区域的大部分，对某些研究很重要，被星际灭绝所掩盖，这使得盖亚很难深入探测。传统上，这个问题可以通过切换到红外线来解决，但这对于盖亚的CCD来说是不可能的。此外，为了扫描整个天空并进行全局绝对视差测量，航天器必须有一个恒定的旋转，这需要CCD在TDI模式下工作，增加了它们的复杂性。
2020-05-22 astro-ph.IM
Combining and comparing astrometric data from different epochs: A case study with Hipparcos and Nano-JASMINE
依巴谷飞行任务（1989-1993年）产生了第一个天基恒星目录，其中包括精确到大约1毫角秒的位置、视差和年度自行测量。在不久的将来，将进行更多的空间天体测量任务。日本超小型飞行任务Nano-JASMINE（2013年底发射）将以一定的毫角秒精度确定位置和年度自行。2013年中期，欧空局下一代盖亚任务将提供数十个微弧秒的精确天体测量参数。在2020年初发布最终的盖亚目录之前，提高自行值的最佳方法是将不同任务的位置组合在一起，这些位置相隔很长时间。而不是从单独减少目录比较位置，我们提出了一个最佳的方法来结合来自不同的数据集的信息，使联合天体测量的解决方案。这允许获得良好的结果，即使当每个数据集单独不足以准确减少。我们证明了我们的方法结合依巴谷和模拟纳米茉莉花数据在一个联合解决方案。我们表现出显着的改进，传统的目录组合。
2012-01-13 astro-ph.IM
Astrometry history: Roemer and Gaia
在1992年9月的依巴谷飞行任务期间，我提出了一个概念，在一个新的和非常强大的天体测量卫星Roemer中，以扫描方式在CCD上使用直接成像。欧洲航天局开发了具有更大口径望远镜以获得更高精度的罗默概念，并于2000年批准了一项任务，预计将比依巴谷好一百万倍。该飞行任务目前的名称盖亚使人想起1993- 1997年期间也研究过的干涉测量备选方案，这一时期光学和探测的演变是本报告的主要主题。1998年1月15日，从干涉测量GAIA过渡到大Roemer。它将表明，如果没有干涉GAIA的选择，欧空局将很难在1997年为基石研究选择天体测量，因此我们将不会有罗默/盖亚任务。
2011-05-04 astro-ph.GA astro-ph.IM
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
Around the Pleiades
我们根据盖亚DR2的数据计算了到昴星团的距离。我们表明，盖亚最终解决了来自依巴谷和其他距离测定值之间的差异。演示文稿的技术水平对于感兴趣的外行来说是足够的。
2018-08-29 astro-ph.IM physics.pop-ph
The Gaia Spectroscopic Instrument (RVS): A Technical Challenge
依巴谷星表中缺乏径向速度数据被认为是一个重大缺陷，因此当盖亚被构思时，光谱仪是其有效载荷的核心组成部分。盖亚径向速度谱仪面临着许多设计挑战，特别是平衡运动学和天体物理学能力的需要。我们提出了一个概述的演变工具，以其目前的形式，确定竞争的技术，性能和方案的因素，塑造了它。
2010-10-03 astro-ph.IM
Astrometric determination of white dwarf radial velocities with Gaia?
通常，恒星径向速度的测定依赖于多普勒效应引起的谱线的移动。Russel & Atkinson（1931）和Oort（1932）已经注意到，由于白矮星（WD）van Maanen 2的大自行和视差，自行的透视加速度的确定将提供与引力红移无关的径向速度的直接天体测量确定。如果Halpha和Hbeta NLTE核心的光谱红移测量存在，一个纯粹的天体测量的确定将允许从多普勒频移中解开引力红移。测量微小透视加速度的最佳仪器是欧洲航天局的盖亚卫星，旨在以前所未有的精度对10亿颗恒星进行绝对天体测量，最低可达20等。在15等时，盖亚的预测角精度约为20微弧秒。在这篇文章中，我们估计是否有可能通过在卫星的5年任务期间将自行转换为径向速度来测量WD的径向速度，或者通过将依巴谷数据与盖亚任务开始时的位置测量相结合来测量WD的径向速度。
2012-10-15 astro-ph.IM astro-ph.SR
A catalog of nearby accelerating star candidates in Gaia DR3
本文基于监督机器学习构建了Gaia邻近加速恒星星表GNASC，包含29,684个邻近加速候选体，覆盖Gaia DR3高置信度加速源的96%以上，并扩展了HGCA，展示了机器学习发现邻近恒星隐藏伴星的潜力。
2023-03-17 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Bright Star Astrometry with URAT
自2012年4月以来，美国海军天文台机器人天体测量望远镜（URAT）正在观测北方天空进行天体测量调查。使用“红透镜”20厘米孔径天体照相仪和大型CCD镶嵌图，每年在单个带通（680 $-$ 750 nm）中进行多次重叠。除了常规的，深入的调查，以18.5等，短期曝光与物镜光栅采取访问恒星亮度为3等。简要概述了该计划，观察和减少。获得了66，202颗依巴谷星在8 - 20质量水平上的位置。这些都是比较依巴谷目录，以调查其准确性。约20%的依巴谷恒星的位置与依巴谷星表的预测在3 σ或以上的水平上不一致（约75 mas或以上的位置偏差）。有些恒星现在在依巴谷星表预测位置的一个角秒（或25 sigma）处被看到。
2015-06-18 astro-ph.IM
Interviews about modern astrometry
Michael Perryman采访了Hipparcos和Gaia任务的一些科学家和项目负责人，这些人的照片在他的网站上给出：https://www.michaelperryman.co.uk。迈克尔还写了散文--到目前为止有84篇！--关于盖亚任务的结果，它们被放置在他的网站上。其中三个采访是与我和与迈克尔共同撰写的transmittance，下面提供了标题：#1。关于天文学和天体测量的采访，直到1980年。#2.关于1980年后天体测量学复兴的采访。#3. 1990年后的亿万星天体测量。第三次面试开始于1990年，当时我对依巴谷的继任者有了最初的想法。1992年，我在一个名为Roemer的卫星方案中，对CCD探测器直接成像进行了详细设计。1993年，一个据说更好的选择被提出，缩写为GAIA，其中大写的“I”代表干涉仪。然而，在1998年，干涉测量被证明不适合于该目的，我们回到了1992年的原始想法，以进一步发展。这个名字后来被改为盖亚-为了连续性。
2022-08-19 astro-ph.IM physics.hist-ph
Gaia: on the road to DR2
第二次盖亚数据发布（DR 2）定于2018年4月。虽然盖亚DR 1相对于依巴谷目录增加了20倍的恒星数量，但盖亚DR 2将带来另一个500倍的增加，超过10亿颗恒星的自转（和自行）。此外，盖亚DR 2将提供更高的准确性和精度的天体测量和测光数据，$G$，$G_\mathrm{BP}$，$G_\mathrm{RP}$大小，径向速度，识别和描述变星和小行星以及恒星参数的恒星下降到$G = 17$马格。代表盖亚-DPAC财团的团队，这些诉讼给予了盖亚DR 2的预览，6个月前发布。
2017-11-03 astro-ph.GA astro-ph.IM
Model Independent Periodogram for Scanning Astrometry
本文提出一种模型无关的非参数周期图，扩展相位距离相关方法，用于在Hipparcos和Gaia等扫描天体测量数据中检测各类周期现象，并通过实测与模拟数据验证其性能。
2023-06-08 astro-ph.IM
Australian participation in the Gaia Follow-Up Network for Solar System Objects
盖亚卫星计划于2013年由欧洲空间局（欧空局）发射，是继依巴谷之后的下一代天体测量任务。盖亚的主要科学目标是确定银河系的运动学，化学结构和演化。除了这个核心科学目标，盖亚太空任务预计将发现数千个太阳系天体。由于轨道限制，盖亚将只有有限的机会对这些发现进行天体测量。2010年，盖亚联合体DPAC启动了一个方案，为太阳系天体的盖亚后续网络确定地面光学望远镜，以执行以下关键任务：确认发现，识别天体，跟踪天体以限制轨道。到目前为止，该网络包括37个观测点（代表53台仪器）。位于西澳大利亚州的扎德科望远镜由于其位置、经度和自动调度系统而被强调为一个重要的网络节点。我们描述了第一次后续测试使用快速移动的潜在危险小行星2005 YU55作为目标。
2012-08-29 astro-ph.IM
Astrometry during the past 2000 years
欧洲航天局的依巴谷和盖亚卫星任务将使天体测量误差减少10000倍，即四个数量级，比前500年所取得的还要多。天体测量学的这种现代发展最初是通过光电天体测量学获得的。1925年对这种技术进行的一次试验导致了1989- 1993年的依巴谷卫星任务，如以下报告所述。1和10。第11号报告是关于在扫描卫星中使用CCD进行空间天体测量的后续阶段。这一时期始于1992年，当时我提出了一项名为Roemer的任务，这导致了盖亚任务定于2013年发射。我对天体测量和光学历史的贡献是基于50年来在天体测量领域的工作，但报告涵盖了过去2000年的时间跨度，例如，400年的天体测量学，650年的光学，以及1980年几个月内“奇迹般”批准的依巴谷卫星任务。
2011-05-03 astro-ph.GA astro-ph.IM
Radiative hydrodynamics simulations of red supergiant stars. III. Spectro-photocentric variability, photometric variability, and consequences on Gaia measurements
上下文研究表明，红超巨星中的对流会产生大颗粒，导致表面不均匀性以及光球层中的冲击波。由此产生的光心运动（从数月到数年不等的时间尺度）可能会对盖亚的视差测定产生不利影响。目标。我们探讨的影响颗粒的光心和光度的变化。我们量化这些影响，以便更好地描述可能改变视差的错误。方法.我们使用三维辐射流体动力学模拟对流与CO 5 BOLD和后处理辐射转移代码OPTIM 3D计算强度图和光谱在盖亚G波段[325-1030 nm]。结果我们提供天体测量和测光预测从3D模拟的RSG，用于评估退化的演化恒星的天体测量参数的盖亚。我们从RHD模拟表明，像参宿四的超巨星表现出光心噪声的标准偏差的顺序为0.1 AU。明亮的巨星和超巨星的盖亚弛豫将被光心噪声改变的数量从几十分之一到几千分之一不等。对于最亮的超巨星来说，由于这种光心噪声的存在，天体测量拟合的退化将在大约5 kpc的范围内是明显的。此外，超巨星的视差也会受到几个视差的误差的影响。我们表明，光心噪声，如预测的3D模拟，占相当大的一部分，影响依巴谷测量参宿四和北斗星的补充“宇宙噪声”。
2010-12-23 astro-ph.IM astro-ph.SR
Gaia Data Release 1: Astrometry - one billion positions, two million proper motions and parallaxes
盖亚数据发布1（盖亚DR 1）包含超过10亿颗亮度超过20.7等的恒星的天体测量结果，这些结果是基于盖亚卫星在其运行阶段的前14个月收集的观测结果。我们给出了一个简短的概述的天体测量内容的数据发布和模型的假设，数据处理和验证的结果。对于与依巴谷和第谷-2星表相同的恒星，通过合并早期星表的位置信息，可以得到完整的天体测量单星解。对于其他恒星，只有它们的位置是通过忽略它们的自行和自转得到的。通过残差分析、特殊验证运行以及与外部数据进行比较，对结果进行验证。结果对于大约200万颗较亮的恒星（低至11.5等），我们获得了依巴谷型精度或更高的位置、视差和自行。对于这些恒星，取决于例如位置和颜色的系统误差处于0.3毫弧秒（mas）的水平。对于其余的恒星，我们获得的位置在历元J2015.0精确到~10 mas。位置和自行在与国际天体参考系（ICRF）对齐的参考系中给出，在历元J2015.0优于0.1 mas，并且相对于ICRF不旋转，在0.03 mas/年以内。依巴谷参考系相对于盖亚DR 1参考系以0.24 mas/yr的速率旋转。基于不到四分之一的标称任务长度和非常临时和不完整的校准，盖亚DR 1中天体测量数据的质量和完整性远远低于对最终任务产品的预期。然而，这些结果代表了现有基本恒星数据和光学参考系实际定义的巨大改进。
2016-09-14 astro-ph.GA astro-ph.IM
Using radio stars to link the Gaia and VLBI reference frames
将光学盖亚天体参考系（GCRF）与基于VLBI的国际天体参考系（ICRF）联系起来的一种可能方法是使用射电星，其方式类似于将依巴谷天体参考系（HCRF）与ICRF联系起来的方式。本文通过蒙特卡罗模拟估计了GCRF和ICRF坐标系之间的方位角的可达精度。当VLBI测得的射电星位置的不确定度在0.1 ~ 4 mas范围内，Gaia测得的射电星位置的不确定度在0.005- 0.4mas范围内时，方位角的不确定度在46颗射电星时为0.018- 0.72mas，在92颗射电星时为0.013- 0.51mas，若用138颗射电星，则为0.010-0.41~mas。从这项研究的一般结论是，一个适当组织的VLBI计划的射电星观测与VLBI网络上的合理的负载可以允许实现GCRF-ICRF链接的误差约为0.1 mas。
2016-06-17 astro-ph.IM
Gaia and VLT astrometry of faint stars: Precision of Gaia DR1 positions and updated VLT parallaxes of ultracool dwarfs
我们比较了盖亚的第一次数据发布（DR 1）的二级数据集在其微弱的限制与CCD的位置，在20个领域的VLT/FORS 2相机观察到的恒星。FORS 2的位置不确定度小于1毫角秒（mas），使我们能够对DR 1的天体测量精度进行独立验证。在我们用FORS 2观测的区域中，我们将盖亚DR 1的位置投影到CCD平面上，在两组匹配的恒星之间进行多项式拟合，并对位置的残差进行统计分析。残差RMS大致符合Gaia DR 1不确定性给出的预期，其中我们在Gaia DR 1精度方面确定了三种机制：对于G = 17-20的恒星，我们发现，在DR 1精度为0.5-5 mas范围内的恒星的形式DR 1位置不确定度被低估了63 +/-5%，而在7-10质量范围内的恒星的DR 1不确定度被高估了2倍。对于最好的测量和一般较亮的G = 16-18星，DR 1位置不确定度<0.5质量，我们在剩余RMS中检测到0.44 +/- 0.13质量的过量噪声，其来源可能是FORS 2和盖亚DR 1。通过采用Gaia DR 1作为绝对参考系，我们改进了FORS 2的像素尺度确定，从而对我们之前发布的20个超冷矮星的视差进行了微小更新。我们还更新了Luhman 16双星褐矮星系统的FORS 2绝对视差为501.42 +/- 0.11 mas
2017-08-02 astro-ph.IM
The star catalogues of Ptolemaios and Ulugh Beg: Machine-readable versions and comparison with the modern Hipparcos Catalogue
在古代晚期和整个中世纪，恒星在天球上的位置是从托勒密的星表中获得的。1437年，一份基于新测量的星表出现了，其中包括Ulugh Beg的位置和10世纪天文学家al-Sufi的星等。我们根据图默（1998）和诺贝尔（1917）的版本提供了这两个星表的机器可读版本，并通过与现代依巴谷星表的比较来确定其精度。星表中的星等与现代视觉星等有很好的相关性;托勒密的“微弱”指示被发现对应于他的星等5和6。对经度/纬度中的误差分布的高斯拟合给出了范围内的宽度sigma ~ 27 arcmin / 23 arcmin| Delta lambda，Delta beta| Ptolemaios <50弧分，Ulugh Beg的sigma约为22弧分/18弧分。符合范围|Delta lambda，Delta beta| <100弧分的宽度大10- 15%，表明误差分布比高斯分布更宽。位置误差超过150弧分的恒星比例，托勒密约为2%，乌卢贝格约为0.1%;未识别恒星的数量，托勒密约为1颗，乌卢贝格约为3颗。这些数字证明了这两个星表（由图默和诺贝尔编辑）的优秀质量。
2012-06-04 astro-ph.IM
Comparison of dynamical and kinematic reference frames via pulsar positions from timing, Gaia, and interferometric astrometry
脉冲星是一种特殊的天体，其位置可以独立于计时、射电干涉和盖亚天体测量以亚毫角秒（mas）的精度确定;因此，它们提供了一种独特的方法来监测动力学和运动学参考系之间的联系。我们的目的是评估由行星星历所代表的动力学参考系与由盖亚和VLBI通过脉冲星位置构建的运动学参考系之间的定向一致性。我们在Gaia数据发布3中确定了49颗恒星，在PSR $π$和MSPSR $π$项目中确定了62颗具有超长基线干涉测量（VLBI）位置的恒星，并搜索了这些恒星的已发表的时间解决方案。然后，我们比较了脉冲星的位置测量的定时，VLBI，和盖亚估计的星历框架相对于盖亚和VLBI参考系的迭代拟合的方向偏移。我们发现$\sim$ 10 mas的定向偏移在DE 200框架相对于盖亚和VLBI框架。我们的结果强烈依赖于在比较中使用的子集，并可能被低估的错误，在档案定时数据，反映了使用文献定时解决方案，以确定帧旋转的局限性偏见。
2022-12-14 astro-ph.IM
The Fifth Catalogue of Nearby Stars (CNS5)
我们提出的第五个目录附近的恒星（CNS 5）的汇编，从盖亚EDR 3和依巴谷天体测量和光度数据的基础上，并补充了从地面进行的天体测量调查在红外线的补充。CNS 5的目的是提供最完整的太阳附近天体样本。对于所有已知的恒星和棕矮星在25秒差距球围绕太阳，基本的天体测量和光度参数。此外，我们还提供了太阳附近恒星内容的色星等图和各种光度函数，并对CNS 5星表的完整性进行了验证。我们编制了一个恒星和褐矮星的样本，这些恒星和褐矮星最有可能位于太阳的25 pc范围内，考虑了来自盖亚EDR 3和依巴谷的天基超新星以及来自Best等人（2021），Kirkpatrick等人（2021）和CNS 4的地基超新星。我们开发了一套选择标准，以清除虚假来源的样品。此外，我们表明，在盖亚测光，这主要影响盖亚的微弱和红色的来源，混合的影响，可以减轻，可靠地将这些对象的颜色星等图。我们还评估了使用Kolmogorov-Smirnov测试的CNS 5的完整性，并推导出观测光学和中红外光度函数的主序星和白矮星在太阳附近。CNS 5包含5931个天体，包括5230颗恒星（4946颗主序星，20颗红巨星和264颗白矮星）和701颗褐矮星。我们发现CNS 5星表在统计上是完整的，G波段绝对星等为19.7等，W1波段绝对星等为11.8等，对应的光谱类型为L 8。
2022-11-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Astrometric Accelerations of Provisional Targets for the Habitable Worlds Observatory
本研究利用Hipparcos和Gaia EDR3天体测量数据，识别HWO临时目标中表现出星测量加速度的恒星，发现54个目标有显著加速度，并评估了伴星对宜居带行星动力学稳定性的潜在影响。
2025-06-26 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Improvements to Pan-STARRS1 Astrometry Using Gaia
我们使用盖亚DR 2目录来提高Pan-STARRS 1数据发布2（PS1 DR 2）中约17亿个天体的天体测量精度。我们还获得了这些PS1对象的自行。盖亚和PS1之间的交叉匹配揭示了在大约1弧分的尺度上相关的残差。我们应用空间自适应校正算法的所有PS1对象具有两个以上的检测，以减少这些残差和对准盖亚的对象位置。对于与盖亚交叉匹配的点状PS1对象，该算法将PS1/盖亚残差在位置上减少了33%（中位数从13.5 mas减少到9.0 mas），在自行上减少了24%（中位数从6.3 mas/yr减少到4.8 mas/yr）。修正后的位置的残差是最小的对象与最点状的形态和中间的大小约17马格。在decliter的残留误差系统大于那些在赤经; decliter的错误增加与天顶角成比例的空气质量的意见。在一个给定的decaplets的decaplets位置残差通常随颜色而变化，并与差分大气折射的影响是一致的。原则上，这些残差可以通过考虑对象颜色来进一步减少。
2020-10-19 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Gaia Data Release 2: The Celestial reference frame (Gaia-CRF2)
第二次发布的盖亚数据（盖亚DR 2）包含了超过50万个类星体的天体测量参数。该集合定义了被称为Gaia-CRF 2的光学域中的运动学非旋转参考系。Gaia-CRF 2是第一个实现非旋转全球光学参考系，符合ICRS的规定，这意味着它只建立在河外源上。它由556 869个源在盖亚DR 2中的样本位置组成，这些源是通过与ICRF 3原型和AllWISE AGN目录的位置交叉匹配获得的。样本构成了一个干净，密集，和均匀的一组河外点源的星等范围G从16至21等，准确地知道光学位置。中位位置的不确定性为0.12马斯G < 18等和0.5马斯G = 20等。大规模的系统学估计是在20至30 μ。准确性声明得到了盖亚DR 2中类星体的自行和自行的支持。与ICRF 3原型相同的2820个源的子集的光学位置显示出与无线电位置非常好的总体一致性，但几十个源的位置存在显著差异。
2018-04-25 astro-ph.GA astro-ph.IM
SCExAO/CHARIS Direct Imaging Discovery of a 20 au Separation, Low-Mass Ratio Brown Dwarf Companion to an Accelerating Sun-like Star
我们提出了直接成像发现的一个亚恒星的同伴附近的太阳类恒星，HD 33632 Aa，在一个投影分离$\sim$ 20 au，获得SCExAO/CHARIS积分场光谱补充凯克/NIRC 2热红外成像。伴星HD 33632 Ab在恒星上产生了10.5 $σ$的天体测量加速度，这是由$Gaia$和$Hipparcos$卫星探测到的。SCExAO/CHARIS $JHK$（1.1- 2.4 $μ$ m）光谱和Keck/NIRC 2 $L_{\rm p}$（3.78 $μ$ m）光度测量与一个场L/T转换天体最匹配：一个更老、更高重力和更少尘埃的HR 8799 cde对应物。结合我们的天体测量与$Gaia/Hipparcos$数据和档案利克天文台径向速度，我们测量的动力学质量为46.4 $\pm$ 8 $M_{\rm J}$和$e$ $<$ 0.46在95%的置信度。HD 33632 Ab的质量和质量比（4.0\% $\pm$ 0.7\%）与低质量的棕矮星GJ 758 B相当，介于质量更大的棕矮星HD 19467 B和HR 2562和GJ 504的（近）行星质量伴星之间。使用$Gaia$选择最新的极端自适应光学系统进行直接成像观测，与盲测相比，可以以更高的频率揭示太阳系尺度上的亚恒星甚至行星质量伴星。
2020-11-17 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Completeness of the Gaia-verse IV: The Astrometry Spread Function of Gaia DR2
盖亚DR2公布了前所未有的1，331，909，727个来源的位置，松弛和自行，彻底改变了银河动力学领域。我们补充这个数据与天体测量扩散函数（ASF），预期的不确定性测量的位置，自行和视差的非加速点源。ASF是一个高斯函数，我们使用盖亚DR2扫描定律构建了5D天体测量协方差矩阵作为天空位置和视星等的函数，并与观测数据表现出良好的一致性。这可以用来回答这样一个问题：“如果我的恒星是一个非加速的点源，盖亚会发表什么样的天体测量协方差？”'. ASF将能够表征二元系统，系外行星轨道，天体测量微透镜事件和扩展源，这些扩展源为预期的天体测量不确定性增加了过量的天体测量噪声。通过使用ASF估计盖亚DR2源的单位重量误差（UWE），我们证明ASF确实提供了一个直接的探针的多余的源噪声。我们使用ASF估计的选择功能的盖亚天体测量样本的贡献，从一个削减astrometric_sigma5d_max显示高完整性的$G<20$下降到$<1\%$在欠扫描区域的天空$G=21$。我们在Python包SCANNINGLAW（https：//github.com/gaiaverse/scanninglaw）中添加了一个ASF模块，用户可以通过该模块访问ASF。
2021-03-17 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Evidence of the $Gaia$--VLBI position differences being related to radio source structure
本文报道了VLBI观测中$Gaia$ -VLBI位置差与源结构效应大小之间的关系。由于$Gaia$ -VLBI位置的差异是统计上显着的相当数量的共同来源，我们试图讨论和解释这些位置的差异的基础上VLBI观测和可用的源图像厘米波长。利用推导出的闭合振幅均方根（CARMS）来量化VLBI观测中源结构效应的大小，以建立第三代国际天球参考系，详细分析了位置差的弧长和归一化弧长。本文研究了小样本源的射电喷流方向和$Gaia$ -VLBI位置差方向。发现$Gaia$和VLBI位置的弧长和归一化弧长都随着CARMS值的增加而增加。具有统计上显著位置差异的大多数源与具有扩展结构的源相关联。射电源结构是这些位置差异的主要因素之一，它可以是一些源的主导因素。$Gaia$和VLBI位置差的矢量与射电喷流方向平行，这一点得到了更有力的证实。
2021-01-29 astro-ph.GA astro-ph.IM
Precise CCD positions of Triton in 2014-2016 using the newest Gaia DR1 star catalogue
在2014-2016年期间，755个新的CCD观测数据已经减少，以获得海王星的第一颗卫星Triton的精确位置。这些观测是在云南天文台1米望远镜上进行的，历时15个夜晚。海卫一的位置是相对于盖亚DR 1星表中的恒星测量的。海卫一的理论位置是从喷气推进实验室（JPL）的星历表nep 081 xl中获得的，而海王星的位置是从JPL的星历表DE 431 mx中获得的。我们的结果表明，在赤经和赤纬上，观测到的O-Cs平均值分别为0.042和-0.006角秒。我们观测的色散估计在每个方向上约为0.012角秒。
2017-03-10 astro-ph.EP astro-ph.IM
The Gaia reference frame for bright sources examined using VLBI observations of radio stars
盖亚源的位置和自行是在一个参考系中表达的，理想情况下，该参考系应该相对于遥远的河外天体不旋转，与国际天体参考系（ICRS）一致，并且在所有星等上都是一致的。对于比16等暗的源，这要归功于盖亚对类星体的直接观测。在较亮的幅度下，由于比较数据的稀缺，难以验证参考系的质量。本文探讨了利用射电星的VLBI观测来确定盖亚明亮参考系的自旋和方向。同时估计的六个自旋和取向参数，使VLBI数据的最佳利用，并使得它有可能包括甚至单历元VLBI观测的解决方案。该方法适用于盖亚数据发布2（DR 2）使用已公布的VLBI数据的41个射电星。26个最佳拟合源的结果表明，盖亚DR 2的明亮参考系相对于暗类星体的旋转速率约为0.1质量/年，在2-西格玛水平显着。这支持了一个类似的结论的基础上比较恒星的位置在依巴谷框架。目前的准确性受到使用的射电源数量少，盖亚DR 2自行的不确定性以及射电星的天体物理性质的限制。虽然所指示的旋转的起源是可以理解的，并且可以在未来的数据发布中避免，但通过独立观测来验证盖亚明亮的参考系仍然很重要。这可以使用VLBI天体测量来实现，这可能需要重新观测射电星的旧样本以及测量新物体。强调了位置测量的独特历史价值，并敦促VLBI观测者确保为未来保存相关的位置信息。
2020-05-14 astro-ph.IM
Science performance of Gaia, ESA's space-astrometry mission
盖亚是欧洲航天局（欧空局）的下一个天体测量任务，是继依巴谷任务成功之后的又一次任务。Gaia的焦平面包含106个CCD探测器，它将在其5年的寿命内观测整个天空，并反复观测最亮的10亿个天体，最亮的天体可达20等。盖亚的科学数据包括绝对天体测量、宽带测光和低分辨率分光光度测量。将获得分辨率为11，500的光谱数据，用于最亮的1.5亿个源，低至17等。航天器的热机械稳定性，再加上选择日地月系统L2 Lissajous点进行操作，使得恒星弛豫测量的标准误差小于10微弧秒（muas），亮度超过12等的恒星为25 muas，亮度为15等的恒星为300 muas。光度标准误差在毫量级范围内。光谱数据允许测量径向速度，误差为15公里/秒，震级为17。盖亚的主要科学目标是解开银河系的运动学，动力学和化学结构和演化。此外，盖亚的数据将触及许多其他科学领域，例如，恒星物理、太阳系天体、基础物理和系外行星。盖亚航天器目前正处于鉴定和生产阶段。随着2013年的推出，最终目录预计将于2021年发布。数据处理和分析联合会（DPAC）组织的欧洲科学界负责数据的处理。
2012-01-16 astro-ph.GA astro-ph.IM
Registering Gaia positions on VLBI images: constraining opacity-driven core shift in B 1038+528 / B 1038+529
GFZ Helmholtz Centre for Geosciences（亥姆霍兹波茨坦地学研究中心）；Max Planck Institute for Radio Astronomy（马克斯·普朗克射电天文学研究所）
本研究将Gaia光学质心配准到VLBI图像，精度约0.1毫角秒，测得B 1038+528/529的8.4 GHz核位移分别为169和293微角秒，验证了核位移由不透明度驱动，方法适用于有Gaia探测和VLBI天体测量的AGNs。
2026-10-08 astro-ph.GA astro-ph.IM
Gaia broad band photometry
科学界需要做好准备，以分析将于2012年发射的欧空局最雄心勃勃的空间任务之一盖亚的数据。本文的目的是提供数据和工具，以便提前预测盖亚测光的预期效果。要做到这一点，我们提供的颜色之间的关系，涉及盖亚的大小和颜色从其他常用的光度系统（约翰逊，SDSS，依巴谷和第谷）。来自工业合作伙伴的最新信息已被用于定义标称通带，并基于BaSeL3.1恒星光谱能量分布库，获得了具有不同红化值、温度范围、表面重力和金属丰度的恒星的关系。涉及Gaia和Johnson-Densins V-I_C和Sloan DSS g-z颜色的变换具有最低的残差。对于T > 4500 K的恒星，导出了有效温度与色G_BP-G_RP之间关系的多项式表达式。涉及两个约翰逊或两个斯隆DSS颜色的变换比仅使用一种颜色产生更低的残差。我们还计算了几个总吸收与选择吸收的比值，包括G波段的吸收A_G和色余E（G_BP-G_RP）。给出了A_G/A_V与本征色（V-I_C）的关系。导出的盖亚通带已被用来计算使用Padova和BASTI模型的轨道和等时线。最后，根据该恒星的星等和天球坐标，估计了预测的盖亚星等的性能。所提供的颜色之间的依赖关系可用于规划盖亚数据的科学利用，模拟类似盖亚的天空，规划地面补充观测，以及为盖亚数据处理和验证建立具有辅助数据的目录。
2010-10-14 astro-ph.EP astro-ph.IM
On significance of VLBI/Gaia position offsets
我们已经交叉匹配了盖亚数据发布1的二级数据集，其中包含11.4亿个物体的位置，与迄今为止最完整的11.4万个源的VLBI位置目录，几乎完全是活动星系核。我们发现了6,064个匹配，即53%的射电天体。VLBI位置的中值不确定度比光学位置的中值不确定度小4倍。我们的分析表明，归一化弧长的分布显着偏离瑞利形状与小归一化弧长和一些离群值的对象过多。我们发现6%的匹配在99%的置信水平下具有显著的无线电光学偏移。因此，我们得出结论，存在一个人口的对象与真正的偏移之间的无线电和光学发射的质心。
2017-01-08 astro-ph.GA astro-ph.IM
Gaia Data Release 1: The reference frame and the optical properties of ICRF sources
作为Gaia DR 1数据处理的一部分，计算了一个特殊的天体测量解，即所谓的辅助类星体解。这给出了选定的河外天体的位置，包括国际天体参考系（ICRF 2）第二次实现中的射电源，这些射电源具有足够明亮的光学对应物，可以与盖亚一起观察。这些位置的子集用于将Gaia DR 1的位置参考系与ICRF 2对齐。我们描述的盖亚辅助类星体的解决方案的一个子集的源匹配ICRF 2的属性，并比较它们的光学和无线电的位置在亚质量水平。50%的源的形式标准误差优于0.76毫角秒（mas），90%的源的形式标准误差优于3.35毫角秒。光学星等是在盖亚未过滤的光度G波段获得的。与定义源的无线电位置的比较表明，系统差异不大于零点几个mas。有问题的解决方案的分数，不容易占统计，是小于6%。标准化的差异延长了尾部，需要对大约100个源进行逐案调查，但我们还没有看到任何与源中的光无线电偏移有关的差异。
2016-09-23 astro-ph.GA astro-ph.IM
Parallaxes and proper motions for 20 open clusters as based on the new Hipparcos catalogue
对依巴谷飞行任务产生的天体测量数据进行的新的缩减已经公布，声称几乎所有亮于星等$\mathrm{Hp}=8$的恒星的精确度都比原始目录提高了4倍。由于基本横坐标残差之间的相关性也减少了一个数量级以上，到一个微不足道的水平，我们的能力，以确定可靠的疏散星团的自行和自行应提高。新的依巴谷天体测量星表被用来推导20个疏散星团的平均视差和自行估计。最近的集群的HR图进行了比较和组合，以提供未来的输入到一套观测等时线。星系团HR图的位置在不同的星系团中是一致的，例如毕星团和Praesepe，后发座Ber和Uma，以及昂宿星团NGC 2516和Blanco 1的序列几乎完美的对齐。当考虑到$Δc_0$的系统差异时，这些组是相互一致的，其中这些差异对绝对星等的影响已经使用场星观测进行了校准。
2009-02-06 astro-ph.GA astro-ph.IM
Precise CCD positions of Himalia using Gaia DR1 in 2015-2016
为了获得第六颗木星卫星Himalia的高精度CCD位置，在2015-2016年期间共获得了598次CCD观测。利用云南天文台的2.4米和1米望远镜进行了27个昼夜的观测。分析了影响喜玛拉雅星定位精度的几个因素，包括所用的参考星表、几何畸变和相位效应。最近公布的盖亚DR 1星表利用其前所未有的位置精确度，被选为与喜玛拉雅和疏散星团CCD框架中的参考星相匹配的参考星，这些参考星被观测用于推导几何畸变。最新版本的SOFA库被用来计算参考星的位置。喜玛拉雅的理论位置是从喷气推进实验室地平线系统中检索出来的，该系统包括卫星星历JUP 300，而木星的位置是基于行星星历DE 431。我们的结果表明，观测到的减去计算（O-C）残差的平均值在赤经和赤经上分别为0.071和-0.001角秒。它们的标准偏差在每个方向上估计约为0.03角秒。
2017-01-25 astro-ph.EP astro-ph.IM
