Distance and proper motion measurement of water masers in Shapless 269 IRS 2w
我们目前的天文测量分析档案数据的水脉泽在恒星形成区夏普勒斯269（S269）IRS 2 w，观察到的VLBI射电天体测量勘探。在这个区域的一个明亮的脉泽特征的年视差以前被报道为0.189+/-0.008毫弧秒（mas），使用的部分相同的档案数据，我们使用。然而，我们发现，这个脉泽功能是不是最好的代表年视差S269 IRS 2 w，因为形态是显着的东西方向拉长。在这项研究中，我们选择了另一个微波激射器的功能，显示更简单的形态。这使得新的年度视差估计更加可信。我们新获得的年视差为0.247+/-0.034 mas，相当于4.05+0.65-0.49 kpc。这一数值与使用运动学距离估计值和光度距离模数获得的3.7-3.8千秒差距非常一致。在一个径向扩张流的运动学模型拟合分析中，我们考虑了水脉泽空间分布的两种假设：双极流出和扩张环。在这个阶段，任何结论的系统自行不能得出的运动学分析。另外，我们估计的平均自行为（0.39+/-0.92，-1.27+/-0.90）mas/yr的东和北，分别从探测到的水脉泽特征的自行。根据新得到的年视差和平均自行，给出S269 IRS 2 w的特殊运动为（Us，Vs，Ws）=（8+/-6，-21+/-17，1 +/-18）km/s。
2014-04-28 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
The Parallax of W43: a Massive Star Forming Complex near the Galactic Bar
我们报告三角视差测量脉泽的大质量恒星形成复杂的W 43 VLBA观测的BeSSeL调查的一部分。根据对三个12 GHz甲醇脉泽源（G029.86-00.04、G029.95-00.01和G031.28+00.06）和一个22 GHz水脉泽源（G031.58+00.07）对W 43的测量，我们得到了W 43到$5.49^{+0.39}_{-0.34}$ kpc的距离。通过将脉泽与CO分子云相关联，并将云运动学与CO速度螺旋特征相关联，我们将W 43分配给盾牌螺旋臂，靠近银河酒吧的近端。W 43向银心方向的特殊运动速度约为20 km/s，很可能是由棒的引力引起的。
2013-12-13 astro-ph.GA
Distance to G14.33-0.64 in the Sagittarius Spiral Arm: H2O Maser Trigonometric Parallax with VERA
本文报道了银河系恒星形成区G14.33-0.64朝向人马座旋臂的三角视差测量，并利用日本VLBI台阵VERA对G14.33-0.64中的一个H2O脉泽源进行了多历元相位参考观测。我们成功地探测到了0.893+/-0.101 mas的视差，对应于1.12+/-0.13 kpc的源距离，这还不到G14.33-0.64的运动学距离的一半。我们新的距离测量表明，人马臂位于一个更近的距离~1千秒差距，而不是以前假设的~2-3千秒差距的运动学距离。之前提出的人马臂偏离对称拟合模型（Taylor & Cordes 1993）的银河系中心的现象可能是由于在低银河系半径处运动学距离的大误差。G14.33-0.64最有可能描绘了人马臂的近侧。我们尝试将臂的俯仰角与沿臂的其他视差测量值拟合，得到两个可能的俯仰角i=34.7+/-2.7度和i=11.2+/-10.5度。我们的自行测量表明，G14.33-0.64没有明显的特殊运动相对于银河系的差异旋转（假设是在一个圆形轨道），表明源运动是在很好的协议与银河系的旋转。
2010-01-14 astro-ph.GA
Distance and Proper Motion Measurement of the Red Supergiant, PZ Cas, in Very Long Baseline Interferometry H2O Maser Astrometry
介绍了2006年4月至2008年5月12个历元的红超巨星PZ Cas甚长基线干涉H2O脉泽监测观测结果。我们拟合脉泽运动的一个简单的模型组成的一个共同的年度视差和线性运动的个人脉泽。用普通恒星自行和星周包层径向膨胀运动的组合很好地模拟了减去视差后的脉泽运动。我们得到的年视差为0.356+/-0.026 mas，恒星自行向东和向北分别为μ*αcosδ=-3.7+/-0.2和μ*δ=-2.0+/-0.3 mas/yr。年视差相当于2.81+0.22-0.19 kpc的三角视差。通过使用我们的三角视差重新调整PZ Cas在任何以前的研究中的光度，我们估计了PZ Cas在Hertzsprung-Russell图上的位置，并发现它接近理论上的演化轨道，初始质量约为25 M（太阳）。天球的位置和到PZ Cas的距离与OB星协Cas OB 5一致，它位于分子气体超壳层中。PZ Cas的自行与依巴谷卫星测量的OB星和Cas OB 5中其他红超巨星的自行接近。我们导出了PZ的特殊运动：Cas = Us = 22.8+/-1.5，Vs = 7.1+/-4.4，Ws = -5.7+/-4.4km/s。这种特殊的运动有相当大的Us分量，不像那些接近高质量恒星形成区的负大Vs运动。Cas OB 5成员星的均匀自行表明，巨大的分子云在随时间变化的螺旋臂中随机运动到局部势能极小值，而不是由螺旋臂密度波引起的速度…
2013-08-16 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 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
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
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
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
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
The parallax and 3D kinematics of water masers in the massive star-forming region G034.43+0.24
本文通过甚长基线阵列测量大质量恒星形成区 G034.43+0.24 中水脉泽的三角视差，确定其距离约 3.03 kpc，并揭示其位于人马座旋臂内边缘附近、具有近圆形银河系轨道及与恒星风相关的弧形脉泽分布。
2023-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Precise Distance to IRAS 00420+5530 via H2O Maser Parallax with the VLBA
我们用VLBA测量了恒星形成区IRAS 00420+5530中H2O脉泽的年视差。这一测量得到的直接距离估计值为2.17 +/- 0.05 kpc（<3%），这与标准的运动学距离估计值~4.6 kpc（根据Brand和Blitz 1993年的旋转曲线）以及文献中各种天体物理学分析中使用的大多数广泛距离（1.7-7.7 kpc）基本不一致。在这个新的、更准确的距离上，IRAS 00420+5530的三维空间速度意味着一个实质上非圆形且异常缓慢的银河轨道，与W3（OH）的类似观测结果一致（Xu等人，2006; Hachisuka等人，2006），以及Brand和Blitz（1993）旋转曲线分析中的视线速度残差。因此，银河系的英仙座旋臂比先前推测的要近两倍以上，并且其运动与旋转银河系的轴对称模型基本上不一致。
2009-01-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Outer Rotation Curve of the Galaxy with VERA II: Annual Parallax and Proper Motion of the Star-Forming Region IRAS21379+5106
我们利用VERA对大质量恒星形成区IRAS 21379+5106进行了天体测量VLBI观测，测量了年视差和自行。年视差测量为$0.262 \pm 0.031$ mas，对应于$3.82^{+0.51}_{-0.41}$ kpc的三角距离。自行为$(μ_α\cosδ, μ_δ)=(-2.74 \pm 0.08, -2.87 \pm 0.18)$ mas yr $^{-1}$。利用这一结果，当我们采用银河系常数$R_0=8.05\pm 0.45$ kpc和$V_0=238\pm 14$ km s $^{-1}$时，在银心距$R=9.22\pm0.43$ kpc处，银河系的自转速度被估计为$V_θ=218\pm 19$ km s $^{-1}$。根据新确定的距离，{中心年轻恒星天体的热光度重新评估为$(2.15\pm 0.54)\times 10^3 L_\odot$，对应于光谱类型} B2-B3。脉泽特征从西南向东北沿直线分布。此外，一个矢量地图的内部运动的剩余自行构建意味着微波激射器功能跟踪双极流，它不能用简单的弹道运动来解释。
2015-03-25 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
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
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
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
Stäckel-type dynamic model of the Galaxy based on maser kinematic data
本文根据具有三角对称性的脉泽的运动学数据，建立了银河系的动力学模型。微波激射器数据被用来计算银河平面中的模型势。潜在的，然后推广到三维假设存在的第三个二次积分的运动。由此产生的银河系模型势是Stäckel型的。相应的空间密度函数由泊松方程确定。
2016-09-14 astro-ph.GA
The trigonometric parallax of IRAS 23385+6053 and physical properties of molecular clouds based on the VLBI astrometry
Graduate School of Science and Engineering, Kagoshima University（鹿儿岛大学理工学研究科）；Curatorial division, Nagoya City Science Museum（名古屋市科学馆策展部）；Department of Physics, Graduate School of Science, Nagoya University（名古屋大学理学研究科物理学科）；National Astronomical Research Institute of Thailand (Public Organization)（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）；Astrobiology Center（天体生物学中心）；National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ), National Institutes of Natural Sciences (NINS)（日本国立天文台（NAOJ），国立自然科学研究院（NINS））
通过VLBI观测确定IRAS 23385+6053的三角视差及分子云物理性质，发现其距离约为先前研究的一半，分子云在天鹅座和仙后座区域延伸约2kpc。
2026-03-06 astro-ph.GA
The extinction distances for over a thousand planetary nebulae with Gaia measurements
School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理学院）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与前沿科学研究院）；CAS Key Laboratory of Optical Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台光学天文重点实验室）；Department of Astronomy, China West Normal University（西华师范大学天文学系）
本文利用Gaia DR3数据改进灭绝距离方法，构建了包含1066个行星状星云距离的统一目录，提高了高银纬区域的距离估计精度，并修正了部分文献中可能的CSPN误识别。
2026-03-16 astro-ph.GA
Distance and Proper Motion Measurement of the Red Supergiant, S Persei, with VLBI H2O Maser Astrometry
我们已经进行了VLBA相位参考监测周围的红超巨星，英仙座S，六年的H2O脉泽。我们将脉泽运动拟合到一个简单的膨胀壳层模型中，得到在赤经和赤经上的年视差为0.413 ± 0.017 mas，恒星自行为（-0.49 ± 0.23 mas/yr，-1.19 ± 0.20 mas/yr）。所得到的年视差对应于2.42+0.11-0.09 kpc的三角距离。假设太阳的银心距离为8.5kpc，LSR在太阳距离处的圆自转速度为220 km/s，银河系自转曲线是平坦的，则英仙座S的运动偏离银河系的圆自转约15 km/s，主要由12.9+/-2.9km/s的反自转方向分量控制。这颗红超巨星被认为属于OB星协Per OB 1，因此这种非圆运动代表了OB星协在银河系中的运动。这种非圆形运动比标准密度波理论对螺旋星系的解释要大一些，这是由于OB星协的星团洗牌，或者是非静止螺旋臂和多相星际介质之间的非线性相互作用。后者来自于最近的大型N体/光滑粒子流体动力学数值模拟提出的银河系螺旋臂形成的新观点。
2010-07-30 astro-ph.GA
SiO maser astrometry of the red transient V838 Monocerotis
利用VLBA方法对红新星V838 Mon的v=1，J=1-0跃迁进行了多历元观测。我们模拟了脉泽斑点的位置，得到了0.166+/-0.060 mas的视差。将该视差与其他距离信息相结合，得到5.6+/-0.5 kpc的距离，这与V838 Mon的光回波的建模偏振测量图像的6.1+/-0.6 kpc的独立几何距离一致。结合这些结果，并包括弱约束盖亚DR 2视差，产生距离的最佳估计为5.9+/-0.4 kpc。脉泽斑点位于ALMA探测到的SiOJ =5-4的热辐射峰附近。V838 Mon的自行证实了它是银河系外旋臂中一个小型疏散星团的成员。
2020-04-03 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
A `Water Spout' Maser Jet in S235AB-MIR
本文报道了英仙座臂中的一个巨大的年轻天体S235 AB-MIR的水脉泽的年视差和自行观测结果。利用多历元VLBI天体测量，我们测量了它的视差为π = 0.63 ± 0.03 mas，对应的三角距离为D = 1.56 ± 0.09 kpc，源自行为（u α cos d，u d）=（0.79 +- 0.12，-2.41 +- 0.14）mas/yr。水脉泽跟踪一个直径为15天文单位的喷流，喷流在垂直于其轴的方向上具有一定的径向速度梯度。三维脉泽运动学模型采用旋转圆柱体，物理参数分别为出射速度vout = 45 ± 2 km/s，vrot = 22 ± 3 km/s，i = 12 ± 2 °。一个脉泽特征表现出稳定的加速度，这可能与喷流旋转有关。在我们15个月的VLBI计划中，有三个“脉泽爆发”事件被“当场”捕获，这是由于脉泽沿视线重叠造成的。
2015-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
H2O maser motions and the distance of the star forming region G192.16-3.84
本文介绍了利用VLBI射电天体测量探测（VERA）对G192.16-3.84恒星形成区的H_2O脉泽进行的天体测量结果。H2O脉泽似乎与两个年轻恒星天体（YSO）有关，它们之间的距离为\sim 1200 AU。在目前的观测中，我们成功地探测到了H2 O脉泽的年视差为0.66 \pm 0.04 mas，这对应于距离太阳D = 1.52 \pm 0.08 kpc的G192.16-3.84。所确定的距离短于所估计的运动学距离。利用年视差距离和毫米波连续辐射参数，我们估算了南方年轻天体的盘状云和星周云的质量为10.0+4.3M \cdot。我们还估计了银河系的中心距离和G192.16-3.84相对于银河系圆自转的特殊运动-3.6：R \star = 9.99 \pm 0.08 kpc，Z \star = -0.10 \pm 0.01 kpc，和（U \star，V \star，W \star）=（-2.8 \pm 1.0，-10.5 \pm 0.3，4.9 \pm 2.7）[kms-1]。G192.16-3.84的特殊运动在最近的VLBI天体测量结果中所发现的典型运动范围之内。与YSO北部相关联的H2O脉泽特征的角分布和三维速度场表明，存在一个双极外流，其主轴沿东北-西南方向。
2011-09-12 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
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
A revised distance to IRAS 16293$-$2422 from VLBA astrometry of associated water masers
IRAS 16293-2422是一个被研究得很好的年轻恒星系统，在蛇夫座复合体中的L1689 N云投影中可以看到。然而，它的距离仍然不确定，数值范围从120 pc到180 pc。我们的目标是利用H $_2$ O脉泽辐射测量这颗年轻恒星的三角视差。我们使用档案数据从15个时代的VLBA观测的22.2 GHz水脉泽线。通过模拟H $_2$ O脉泽斑在天空的位移，我们导出了$7.1\pm1.3$ mas的三角视差，对应于$141_{-21}^{+30}$ pc的距离。这一新的距离与L1689星云中其他磁性活跃的年轻恒星最近获得的值非常一致。我们与这些脉泽的流出和最近的喷射源A在系统中供电的运动学。
2018-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Bowshocks in a newly discovered maser source in IRAS 20231+3440
通过用VERA测量一年半的水脉泽年视差，给出了IRAS 20231+3440区另一个新发现的水脉泽源的三角视差和对应距离，分别为$π=0.611\pm0.022$ mas和$D=1.64\pm0.06$ kpc。我们测量了所有新探测到的脉泽斑（30个斑）的绝对自行，并给出了两幅描述水脉泽可能的空间分布的照片，因为形态标志着一个弧的脉泽，其在喷流方向上的平均自行速度为14.26 km/s $^{-1}$。正如ALLWISE合成图像所揭示的那样，并通过对光度存档数据应用YSO识别和分类的颜色-颜色方法，我们确定了北脉泽群的驱动源是一个I类年轻恒星物体。为了进一步探索祖先的性质，我们使用外流的动量率最大值（1.2 $\times$ 10 $^{-4}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$ km s $^{-1}$）来满足所研究的祖先是一个低质量的年轻恒星物体，同时与一个中等质量的YSO $\sim 60,000$ au（$\sim 37$ arcsecs）一起形成。
2017-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
The Cepheid distance to the maser-host galaxy NGC 4258: Studying systematics with the Large Binocular Telescope
我们确定和阶段的样本81造父变星在脉泽主星系NGC 4258使用大双筒望远镜（LBT），并获得校准的平均星等在4个过滤器的子集43造父变星使用档案HST数据。我们采用3个模型来研究灭绝的系统性影响，假设的灭绝定律，和金属丰度的造父变星距离NGC 4258。我们发现，与银河系（$R_V =4.9$）相比，NGC 4258中的造父变星颜色与更灰色的消光定律相一致，尽管我们认为这表明了其他系统效应。如果我们将我们的造父变星样本与先前已知的造父变星相结合，我们发现Zaritsky等人（1994）的金属丰度尺度对$γ_1 = -0.61 \pm 0.21$ mag/dex的距离模量有显著的调整，造父变星颜色与金属丰度的趋势也很弱。关于金属丰度对造父变星平均星等的绝对影响的结论似乎受到NGC 4258中金属丰度梯度的可用数据的限制，但我们的造父变星数据至少需要一些金属丰度调整，以使造父变星距离与LMC和NGC 4258的独立距离一致。根据我们的模型系综和NGC 4258的脉泽几何距离（$μ_{N4258} = 29.40 \pm 0.06$等），我们估计了$μ_{LMC} = 18.57 \pm 0.14$等（$51.82 \pm 3.23$ kpc）。
2015-05-05 astro-ph.GA
Long-period maser-bearing Miras in the Galactic center: period-luminosity relations and extinction estimates
本文构建370颗银心附近带脉泽米拉变星样本，区分星际与星周消光，并比较LMC红化定律及WISE、MSX中红外周光关系。
2023-08-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Trigonometric Parallax of W51 Main/South
我们报告的三角视差测量W51主/南使用甚长基线阵列（VLBA）。我们测得的值为0.185 +/- 0.010 mas，对应于5.41（+0.31/-0.28）kpc的距离。W51 Main/South是一个著名的大质量恒星形成区，位于银河系人马座旋臂的切点附近。我们到W51的距离通过简单的几何学得到到银河系中心的距离的估计为Ro = 8.3 +/- 0.46（统计）+/- 1.0（系统）kpc。结合W51的视差和自行测量，我们获得了这个大质量恒星形成区的全空间运动。我们发现W51在银河系中心的近圆形轨道上。用于我们的视差测量跟踪四个强大的双极流出的H2O脉泽0.4 pc大小的区域内，其中一些是与尘埃分子热核心和/或超紧凑或超紧凑的HII区域。
2010-08-04 astro-ph.GA
Resolving the distance controversy for Sharpless 269: A possible kink in the outer arm
夏普勒斯269（S269）是银河系外旋臂中少数几个具有强水脉泽辐射的HII区之一。基于甚长基线干涉测量（VLBI）射电天体测量探测（VERA）阵列的数据，已经公布了两个视差测量结果，它们相差近$2σ$。每一个距离估计都支持外臂的不同结构。此外，由于S269的银心半径很大，因此它具有特殊的相关性，因为它的自行和视差已经被用来限制大半径的银河系旋转曲线。利用最近的甚长基线列阵（VLBA）观测资料，我们精确地测量了S269水脉泽的视差和自行。我们解释的位置和运动的S269的背景下，银河系的结构，和可能的光学同行。S269的22 GHz水脉泽和两个邻近的类星体在2015年至2016年期间使用VLBA观测了16个时期。通过拟合四个脉泽斑，我们测量了S269的年视差为0.241 $\pm$ 0.012 mas，对应于与太阳的距离为$4.15^{+0.22}_{-0.20}$ kpc。S269的平均自行估计为$0.16\pm0.26$ mas $\rm{yr^{-1}}$和$-0.51\pm0.26$ mas $\rm{yr^{-1}}$，分别对应于$μ_α \ cos δ$和$μ_δ$，这对应于大半径平坦银河系旋转曲线的预期运动。这个距离估计，银河系运动学模拟和观测其他大质量的年轻恒星在外部区域支持存在一个扭结外臂在$l \approx$ 140度。此外，我们在盖亚DR 2星表中发现了超过2,…
2019-03-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
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 Nearby Star-Forming Regions with VERA --- IV. L1448C
利用VERA（VLBI Exploration of Radio Astrometry）对英仙座分子云中的0级原恒星L1448 C的22~GHz H $_{2}$ O脉泽进行了多历元VLBI观测。脉泽特征跟踪准直双极喷流的底部，该喷流由L1448 C（N）或L1448-mm A的红外计数器驱动。根据三维速度结构，我们发现了喷流视加速和进动的可能证据。利用相位参考VLBI天体测量技术，我们成功地探测到L1448 C中H $_{2}$ O脉泽的年视差为4.31 $\pm$ 0.33毫角秒（mas），相当于距太阳232 $\pm$ 18秒差距。与英仙座分子云235秒差距的另一个H $_{2}$ O脉泽源NGC 1333 SVS 13 A的结果符合得很好。这也与测光距离一致，220~pc。因此，到英仙座分子云复合体西部的距离将被限制在235秒差距左右，而不是之前报道的300秒差距。
2010-07-26 astro-ph.GA
Luminosity distance and extinction by submicrometer-sized grains
本研究比较33颗早型星的视差与光度距离，发现光度距离在80%案例中高估视差距离，通过在尘埃模型中引入亚微米大颗粒提供灰消光可消除此差异。
2024-12-27 astro-ph.GA
Distance Estimates to Five Bok Globules Using Gaia DR3 Parallaxes and Near-Infrared Photometry: Validation with 3D Dust Maps
Karimganj College（克里曼杰学院）；Assam University（阿萨姆大学）
研究利用近红外消光技术结合盖亚DR3视差估计五个博克球状体距离，通过消光 -距离剖面图得出各球状体中值距离，加权平均值相符，经三维尘埃图验证，为相关研究提供改进基础。
2026-07-14 astro-ph.GA
Trigonometric distance and proper motions of H2O maser bowshocks in AFGL 5142
本文介绍AGFL 5142大质量恒星形成区水脉泽的多历元VLBI观测结果。我们测量的$π=0.467 \pm 0.010$ mas的年视差，对应于$D=2.14^{+0.051}_{-0.049}$ kpc的源距离。自行和视线速度揭示了该地区脉泽的三维运动学，其中大部分与毫米波源的文献。特别是，我们发现显着的双极弓激波扩大从最大的成员，AFGL 5142 MM1，这是用来调查其原恒星喷流的物理性质。我们试图联系已知的外流在这一地区可能的祖先考虑旋进射流的情况下，我们讨论了在AFGL 5142喷射的情节性质。
2017-01-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
SiO Masers in the Galactic Bulge and Disk: Kinematics from the BAaDE Survey
我们目前的第一个结果从BAaDE（膨胀不对称性和动态演化）调查。虽然只是一个完整的调查（$\sim$ 2700出$\sim$ 20000最终来源）的子集，我们的数据包括最大的无线电运动学调查迄今为止的恒星SiO脉泽观测到的银河系的隆起和平面从$-15^\circ < l < +12^\circ$和$-6^\circ < b < +6^\circ$。我们的资料来源包括银河平面内$\pm 1^\circ$高消光区的大量视线（LoS）速度。当与2 MASS测光相匹配时，我们的无线电探测样品明显比第一个红巨星分支尖端更亮，更红，达到了$(J-Ks)_0 > 8$的极端，颜色与Mira变量和质量损失的AGB星一致。我们看到一个干净的划分成两个运动学人口：一个运动学冷（$σ\sim 50\rm\ km\ sec^{-1}$）人口，我们建议是在前景盘，包括巨人与2质量$Ks<5.5$，和运动学热（$σ\sim 100\rm\ km\ sec^{-1}$）候选人隆起/酒吧人口的大多数巨人与$Ks>5.5$。只有运动学上的热巨星与$Ks>5.5$包括最红的恒星。采用8.3千秒差距的银河系中心，并校正前景消光，我们发现，大多数的来源有$M_{bol} \sim -5$，符合他们是明亮的，可能是中间年龄，AGB星。我们注意到一些紧张局势之间的可能中间年龄的运动学热人口，其高速分散相比，磁盘。
2018-05-11 astro-ph.GA
Star Formation Sites toward the Galactic Center Region: The Correlation of CH3OH Masers, H2O Masers, and Near-IR Green Sources
我们提出了一个研究的恒星形成在中央分子区（CMZ）我们的银河系通过协会的三个恒星形成指标：6.7 GHz的CH 3OH脉泽，22 GHz的H2O脉泽，和增强4.5微米的发射（“绿色”）源。我们探讨如何在银河系中心的恒星形成（l < 1.3度，|b| <10 '，其中l和b是银河系经度和银河系纬度）相比，银河系的磁盘（6度< l < 345度，|b| < 2度）。使用自动化算法，我们寻找增强4.5微米的发射源，对6.7 GHz的甲醇脉泽检测到的帕克斯甲醇多波束调查。我们结合这些结果与我们的22 GHz的H2O脉泽调查的CMZ进行的Mopra望远镜。我们发现CH_3OH脉泽与绿源的相关性是银河系纬度的函数，最小值接近b=0，并随|b|的增大而增大（向银河系中心，6度<1度< 345度，|b| < 2度）。我们发现CH_3OH脉泽与绿源在CMZ和圆盘中的相关率没有显著差异。这表明，虽然气体的物理条件在银河系中心与银河系盘不同，但一旦引力不稳定性在足够高的密度下发生，恒星形成的特征在两个区域似乎是相似的。此外，即使在银河系中心的距离上也能探测到绿色光源，这表明我们的技术可以很容易地识别恒星形成的早期阶段，特别是在银河系的低消光区域。通过H2O和CH3OH脉泽的关联，我们在CMZ中识别出15个恒星形成点。我们发现没有一致的H2O和CH3OH脉泽CMZ外（有限的H2O脉泽调查CMZ外的覆盖范围…
2013-09-25 astro-ph.GA
Astrometry of Galactic Star-Forming Region ON2N with VERA: Estimation of the Galactic Constants
我们利用VLBI射电天体测量探测对银河系恒星形成区Onsala 2 North（ON 2N）的H_2O脉泽进行了天体测量，得到三角视差为0.261 ± 0.009mas，对应的日心距为3.83 ± 0.13kpc。ON 2N预计会在太阳圈上，因为它相对于当地静止标准（LSR）的径向速度几乎为零。利用现有的视差和脉泽自行，得到太阳的银心距为R_0 = 7.80+/-0.26kpc，银河在太阳的自转速度为Theta_0 = 213+/-5km/s。由此可以更精确地确定银河系常数之比，即LSR的角旋转速度，其值为Omega_0=Theta_0/R_0 = 27.3+/-0.8 km/s/kpc，这与最近的估计值相一致，但与国际天文学联合会（1985）推荐的Theta_0和R_0值所导出的25.9 km/s/kpc不同。
2010-12-28 astro-ph.GA
Red Stellar Populations and Dust Extinction toward W3
本研究结合光学至红外测光与 Gaia DR3，改进 RJCE 方法分析 W3 恒星族群和尘埃消光，识别 82 颗新 OB 候选体并建立红外色余与亚毫米光学深度的经验关系。
2024-10-26 astro-ph.GA
Distances to molecular clouds in the second Galactic quadrant
我们目前的距离76中等大小的分子云和一个超大规模的一个在银河系第二象限（$104.75^\circ <l<150.25^\circ $和$|b|<5.25^\circ$），其中73个是第一次精确测量。采用基于密度的噪声空间聚类算法（DBSCAN）从$l$-$b$ - $V$空间（$-95 < V_{\rm LSR}< 25$ \kms）提取分子云样本，并采用消除背景视差的方法（BEEP），利用视差和Gaia DR 2视差测量距离. 76分子云的测量距离范围为211到2631 pc，超大尺度分子云似乎是一个相干结构，约1 kpc，在银河经度上跨越约40°（$\sim$ 700 pc）。
2020-12-17 astro-ph.GA
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
VLBA determination of the distance to nearby star-forming regions VI. The distance to the young stellar object HW 9 in Cepheus A
利用甚长基线天线阵（VLBA），我们观测了仙王座A恒星形成区年轻天体HW 9在2007年2月至2009年11月的10个历元的射电连续辐射。由于其强烈的无线电变化性，该源仅在十个历元中的四个被检测到。根据这些观测结果，HW 9的三角视差被确定为$π$ = 1.43 $\pm$ 0.07 mas，与最近独立VLBA对与附近年轻恒星源HW 2相关的甲醇脉泽三角视差的测定（$π$ = 1.43 $\pm$ 0.08 mas）非常一致。这种结果的一致性，在一种情况下，从连续和其他线观测，证实了甚长基线阵列三角视差测量的可靠性。通过结合这两个结果，我们将到仙王座A的距离限制为700 $_{-28}^{+31}$ pc，不确定度为3.5%。
2011-03-22 astro-ph.GA
Spectrophotometric parallaxes with linear models: Accurate distances for luminous red-giant stars
通过现代的红外光谱测量，如APOGEE，红巨星可以被观察到的距离和距离，在盖亚星系的信息量并不高。然而，有效温度、表面重力、成分和年龄的组合--所有这些都可以通过光谱学获得--决定了巨星的光度。因此，光谱学加上光度学应该能够实现精确的分光光度距离估计。在这里，我们使用APOGEE-Gaia-2MASS-WISE重叠来训练一个数据驱动的模型，以预测具有$0<\log g\leq2.2$（比红色团块更明亮）的红巨星分支恒星的光。我们采用APOGEE光谱像素强度的线性函数和多波段光度学来预测视差。模型训练不涉及Gaia视差的平移或反转，并且不需要对Gaia视差信噪比进行削减。它包括一个L1正则化，以消除无信息像素的贡献。训练是用遗漏的子样本进行的，这样就没有恒星的天体测量被间接地用于其分光光度视差估计。该模型在视差预测中隐式地进行了红化和消光校正，而没有任何显式的尘埃模型。我们为样本中的每颗恒星分配了一个新的分光光度视差估计;这些视差的不确定性在几个到15%之间，取决于数据质量，对于绝大多数目标来说，这比盖亚视差更精确，当然任何恒星都超过几个kpc的距离。我们获得了10%的距离估计出的日心距离$20\,$千秒差距，并作出全球地图的银河系的磁盘。
2018-10-22 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
A Direct Stellar Metallicity Determination in the Disk of the Maser Galaxy NGC4258
本文首次对螺旋星系NGC 4258（D= 7.6Mpc）中一颗蓝超巨星的低分辨率（~ 5AE）Keck LRIS光谱进行了定量分析，并对该恒星的金属丰度进行了直接测定。在这个星系中的恒星金属丰度的测定是重要的造父变星周期的绝对校准光度关系作为一个锚的河外距离尺度和更好地表征其依赖作为丰度的函数。我们发现一个值0.2德克斯低于太阳的金属丰度在8.7千秒差距的银河中心的距离，在最近的HII地区的研究，使用弱禁极光氧线在4363 AE。我们确定的有效恒星温度，重力，光度和视线消光的蓝超巨星正在研究。我们表明，它适合通量加权重力-光度关系（FGLR），加强这种方法作为一个新的河外距离指标的潜力。
2013-11-19 astro-ph.GA
Improved Measurements of Molecular Cloud Distances Based on Global Search
背景消除视差法（BEEP）的原理是通过检测云上和云外区域的消光差异，揭示分子云引起的消光跃变，从而揭示复杂尘埃环境中的距离。BEEP方法需要高质量的分子云图像和高精度的恒星视差和消光数据，这些数据可以由银河系成像卷轴绘画（MWISP）CO巡天和盖亚DR 2目录以及补充的AV消光数据提供。在这项工作中，BEEP方法进一步改进（BEEP-II），以测量分子云的距离在一个全球性的搜索方式。将BEEP-II方法应用于MWISP CO调查绘制的三个区域，我们共同测量了234个分子云的238个距离。与以往的BEEP结果相比，BEEP-II方法能够有效地测量距离，特别适用于角尺寸较大或环境复杂的分子云，适合于大样本分子云的距离测量。
2021-08-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic masers: kinematics, spiral structure and the disk dynamic state
我们采用目前最全面的版本的视差技术，推导出运动学参数的微波激射样品与136个源。我们的运动学模型包括银河系盘的整体旋转和螺旋密度波效应。我们考虑了径向速度色散随银心距的变化。速度场的最佳描述由具有恒定径向和垂直速度弥散的模型$(σU0, σW0) \approx (9.4 \pm 0.9~, 5.9 \pm 0.8)~ km/s$提供。我们计算了银心距为3 ~ 15 kpc的平坦的银河系自转曲线，得到了银心距为3 ~ 15 kpc的局部圆自转速度为$ V_0 \approx (235-238)$ ~ km/s $\pm 7$ ~ km/s。我们还确定了四臂螺旋图案的参数（螺距角$i \approx (-10.4 \pm 0.3)^\circ$和太阳的相位$χ_0 \approx (125 \pm 10) ^\circ$）。径向和切向螺旋扰动约为$f_R \approx (-6.9 \pm 1.4)$ ~km/s，$f_Θ\approx (+2.8 \pm 1.0$）~km/s。运动学数据得出太阳银心距离为$R_0 \approx (8.24 \pm 0.12)~kpc$。根据旋转曲线参数和非对称漂移，在中等年龄盘边缘稳定的假设下，推导出指数盘尺度$H_D \approx (2.7 \pm 0.2)$ ~kpc，并估计出最小局部表面盘密度$Σ(R_0) > (26 \pm 3) ~ …
2016-11-19 astro-ph.GA
