Hipparcos calibration of the tip of the Red Giant Branch
利用2 MASS和DIRBE星表的近红外测光方法，我们在太阳附近探测到了红巨星支（TRGB）的尖端，并对依巴谷星表进行了修正。我们证实，修改后的依巴谷肌松弛优于原来的，这种改进是必要的，以检测TRGB。我们得到了M_K=-6.85+/-0.03的尖端绝对星等，这与以前对大麦云、小麦哲伦云和膨胀云的尖端测量结果相一致。这代表了TRGB的第一次几何校准，并扩展了以前的校准，基于金属贫球状星团，太阳金属丰度。我们试图使用TRGB来确认Lutz-Kelker偏倚的存在，但结果不确定。在I波段探测尖端的尝试也产生了不一致的结果，因为这些明亮的恒星缺乏精确、均匀的测光。
2009-08-20 astro-ph.CO astro-ph.SR
Double stars and astrometric uncertainties in Gaia DR1
在盖亚数据发布1的天体测量星表中，有相当数量的双星，其间距高达2.5角秒。将我们的分析限制在一个由依巴谷分辨的1124个双星的经过充分研究的样本上，提供单独的第谷分量测光，并与TGAS目录交叉匹配，我们估计盖亚DR 1中较亮双星的比率至少为3%，这应该在未来的数据发布中得到解决。盖亚天体测量结果受到未解决的双重影响。盖亚和依巴谷自行的方差归一化二次差并不遵循预期的卡方分布，并且在与双系统轴对齐的分量中显示出强烈退化的迹象。这只涉及到间隔小于1.2 - 1.5角秒的对，这在盖亚DR 1中大多数仍然没有解决。另一方面，正交的自行分量和视差没有任何可检测的扰动，就像所有的天体测量在1.5角秒以上的分离一样。盖娅星系似乎并没有受到双重性的干扰，盖娅-依巴谷星系的差异系统性地小于预期。错误识别或交换同伴的比率估计为0.4%。
2017-04-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
SDSS Absolute Magnitudes for Thin Disc Stars based on Trigonometric Parallaxes
本文提出了一个新的基于三角函数的薄盘主序星光度-颜色关系式。通过对依巴谷星表和2 MASS全天点源星表中的恒星进行匹配，并应用相对视差差（$σ_π/π\leq0.05$）、金属丰度（$-0.30\leq[M/H]\leq0.20$ dex）、年龄（$0\leq t \leq 10$ Gyr）和表面重力（$\log g>4$）等约束条件，获得了一批薄盘主序恒星样本。然后，我们在SDSS和2 MASS光度测量之间使用我们以前的转换方程（Bilir等人，2008 a），并将$M_{g}$绝对星等校准为$(g-r)_{0}$和$(r-i)_0$颜色。2 MASS和SDSS光度测量之间的转换公式以及绝对星等校准提供了使SDSS星等饱和的亮星的空间密度。
2009-03-23 astro-ph.GA 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
Stellar twins determine the distance of the Pleiades
自从依巴谷星表在1997年发布以来，到昂宿疏散星团的距离一直是个激烈的争论。从依巴谷获得的距离和通过替代方法获得的距离相差10%至15%。由于精确的恒星距离是理解恒星结构和演化的关键，这种困境使恒星演化模型的有效性受到质疑。使用我们的模型独立的方法来确定双星的基础上，我们报告的15个FGK型恒星在昴宿星的预期的天体测量任务盖亚个别的视差。这些视差给出对应于平均聚类距离${ 134.8\pm 1.7~\mathrm{pc}}$的平均聚类视差$7.42\pm0.09~\mathrm{mas}$。这一数值与目前恒星演化模型的结果一致。
2016-07-26 astro-ph.SR
A revised moving cluster distance to the Pleiades open cluster
目的：我们提供了一个新的距离估计的昴星团的移动集群方法的基础上，这将是有用的，以进一步讨论所谓的昴星团距离的争议，并比较它与非常精确的距离从盖亚空间任务。研究方法：我们应用一个翻新的实施收敛点搜索方法更新的人口普查的昴星团恒星计算收敛点的位置，从恒星自行。然后，我们得到了64个星团成员的径向速度从文献中汇编的个人，和近似的星系团的空间速度的基础上，另外1146颗恒星的视差。这是迄今为止最大的具有单个距离的昴星团恒星样本。结果如下：在这项工作中得到的aplaxes是在良好的协议与以前的结果在不同的研究（不包括依巴谷）在集群中的个别恒星。我们报告了$7.44\pm 0.08$ ~mas的平均视差和$134.4^{+2.9}_{-2.8}$ pc的距离，这与文献中从非依巴谷结果获得的$135.0\pm 0.6$ pc的加权平均值一致。结论：我们的结果是不符合依巴谷星表的疏散星团的距离，但有利于最近和更精确的距离测定$136.2\pm 1.2$ pc从甚长基线干涉观测。这也是在很好的协议与平均距离$133\pm 5$ pc获得的第一个三角视差的盖亚卫星提供的最明亮的集群成员共同与我们的样本。
2016-10-18 astro-ph.SR
On the distances of planetary nebulae
我们重新考虑校准行星状星云的统计距离尺度，检查精度和系统误差的各种距离的方法，以及规模本身。一种不同的校准策略，一种基于Harris等人（2007; Benedict等人2009）的精确三角函数的校准策略。大多数统计尺度都有一个整体的尺度误差;此外，所有四个测试显示距离比[尺度/实际]对星云半径的依赖性。然而，Frew的H-alpha标度（2008;在Frew et al. 2014中略有修订）在大R时只有很小的半径依赖性，总体上与这些松弛一致。一些用于校准的方法存在系统误差，并且发现消光法大多不可靠。比较依巴谷的一些大行星与我们的“最佳估计”的距离证实了哈里斯等人发现的高估2.5。我们认为这可能与Melis等人（2014）在测试依巴谷天体的一些昴星团时发现的较小高估有关。
2014-10-14 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
USNO Bright Star Catalog, version 1
USNO亮星目录（UBSC）是一个新的天体测量目录，包含1423颗最亮的恒星，覆盖整个天空，在线发布。除了三个恒星系统外，它几乎完全达到$V=3$等。依巴谷中间天体测量数据和2013 - 2020年两次专门的地面活动的综合天体测量解决方案是该目录的基础。每个恒星的天体测量参数包括位置坐标、视差、自行分量及其在依巴谷平均历元1991.25上的协方差。64%的星表被标记为已知或疑似双星或双星。UBSC列出了盖亚EDR 3中缺失的68颗恒星和另外114颗没有盖亚轨道或自行的恒星。自行所达到的形式精确度可以与盖亚的相媲美。
2022-04-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Alessi 95 and the short period Cepheid SU Cassiopeiae
新发现的疏散星团Alessi 95的参数是根据现有的光度学和光谱学数据，结合新的观测结果确定的。光谱观测到的SU Cas附近的B型和A型恒星的颜色过剩遵循E（U-B）/E（B-V）=0.83+0.02*E（B-V）的红化关系，这意味着相关尘埃的R值=Av/E（B-V）~2.8。Alessi 95的平均红化E（B-V）_（B 0）=0.35 ± 0.02 s.e.，内禀距离模量Vo-Mv=8.16 ± 0.04 s.e.（+-0.21标准差），d=429+-8 pc，根据ZAMS拟合现有的UBV、CCD BV、NOMAD和2 MASS JHKs观测的星团恒星，估计年龄为10^8.2年。SU Cas是一个可能的星团成员，推测空间红化E（B-V）=0.33+-0.02，光度<Mv>=-3.15+-0.07 s.e.，与泛音脉动（P_FM=2.75 d）相一致，这也与造父变星的光变曲线参数、周期增长率和星团恒星的依巴谷周期一致。有很好的协议的距离估计SU Cas推断集群ZAMS拟合，其脉动视差来自红外表面亮度技术，依巴谷天体，都同意在百分之几。
2012-02-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Distance and Kinematics of the TW Hydrae Association from Parallaxes
从常见的自行和年轻人的签名，研究人员已经确定了大约30个假定的TW Hydrae协会成员。其中只有四个与依巴谷有视差距离。我们测量了14个主要成员的松弛度和自行。我们结合这些文献值的径向速度表明，银河系的空间运动的恒星，TWA 9和22除外，是平行的，并不表明收敛在一个共同的形成点在过去的几百万年的某个时候。TWA 9和22的空间运动与其他卫星的空间运动不一致，表明它们不是TWA成员。平均视差为18 mas或56 pc。我们进一步分析了恒星的绝对星等的前主序星演化轨迹，并发现一个年龄范围的中位数为10.1百万年，年龄和银河系的位置之间没有相关性。TWA星可能是由一个扩展的、不规则的分子云形成的，但不一定是精确的同时代恒星。
2012-11-09 astro-ph.SR
Long-term photometry and periods for 261 nearby pulsating M giants
我们提出了一个5.5年的CCD测光活动，监测261明亮，南部，半定期变量与相对精确的依巴谷天体。这些数据补充了34颗最亮恒星的独立光电观测，包括11颗不属于CCD调查的恒星，以及以前未发表的VZ Cam长时间序列。其中247颗恒星的脉动周期和振幅已经确定，其中大部分以前没有确定过。所有具有足够观测值的M巨星都是可变的，87%的样本（S/N >= 7.5）表现出多周期行为。本地SRVs的周期比与大麦云云的周期比非常一致。从多个近红外目录中提取K波段表观星等，并进行分析，以确定最可靠的数值。我们回顾了星际和拱星消光的影响，并使用修订的依巴谷星等计算绝对K波段星等。
2009-08-22 astro-ph.SR
Gaia Parallax Zero Point From RR Lyrae Stars
像依巴谷一样，盖亚也被设计成提供绝对的视差，独立于任何天体物理参考系。事实上，盖亚内部的零点误差很可能比任何单个视差都要小。然而，部分由于未知原因的力学问题，有许多天体物理问题，视差零点误差$σ(π_0)$将是根本限制约束。其中包括到大麦云云和银河系中心的距离。我们表明，通过使用光度视差估计RR天琴座星（RRL）在8kpc内，通过超精确的红外周期光度关系，可以独立地确定一个超精确的值$π_{0}$。尽管它们相对于明亮的类星体缺乏，我们表明，RRL是有竞争力的，因为它们的数量级改善视差精度为每个单独的对象相对于明亮的类星体。我们表明，这种方法在数学上是强大的，以及近似的解析公式在很宽的范围内的相关距离。
2016-09-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spatial Variations of the Interstellar Polarization and Interstellar Extinction
对于超过5000颗恒星，从依巴谷和盖亚DR 1第谷-盖亚天体测量解决方案（TGAS），第谷-2测光，星际偏振从八个目录和星际消光从八个三维地图的最大的最新比较偏振和消光。消光图给出了不同的估计消光和偏振效率的偏振分为消光$P/A_V$以及偏振效率高于Serkowski $P/A_V>0.03$的限制的恒星的百分比。利用依巴谷星群，我们发现大约200颗恒星（4%，主要是OB星）的亮度下降到高于我们使用任何灭绝图时的极限。然而，使用更精确的TGAS松弛将它们减少到只有17颗星（0.3%）。在距离太阳80 pc以内的局域泡内，偏振和消光可以忽略不计。在距太阳80- 118秒差距处的巨大气泡壳层中，偏振和消光随距离迅速增长，而偏振的位置角主要沿气泡壳层取向。在气泡外，偏振和消光随距离的增加而缓慢增长。此外，在太阳半径80- 300秒差距内，还观测到一个由一些尘埃云（包括著名的Markkanen云）组成的圆盘，如Schlegel等人的红化图所示。在这个圆盘中，偏振的位置角最好沿圆盘的平面定向。对于大于300 pc的区域，偏振的位置角优选地沿着局部螺旋臂（即Y坐标轴）取向。在古尔德带尘埃层中的偏振及其效率比赤道尘埃层中的低。这可能意味着这两层中灰尘的性质不同。
2017-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hubble Space Telescope Trigonometric Parallax of Polaris B, Companion of the Nearest Cepheid
北极星是离我们最近且最明亮的造父变星，是莱维特周期光度关系的潜在锚点。然而，它的距离是一个有争议的问题，最近主张视差约为10 mas，而依巴谷的测量值为7.54+/-0.11 mas。我们报告了一个独立的三角视差测定，使用哈勃太空望远镜上的精细制导传感器（FGS）。北极星本身对于FGS来说太亮了，所以我们测量了它的8等伴星北极星B，相对于背景参考星的网络。我们将FGS相对视差转换为绝对视差，使用从地面测光和光谱分类估计的参考星距离。我们的结果是6.26+/-0.24 mas，甚至比依巴谷发现的还要小。我们注意到依巴谷似乎高估了其他天体的视差，包括已经确定的昂宿星团。我们认为可能的来源，系统误差的FGS视差，但没有发现任何证据，他们是显着的。如果我们的“长”距离是正确的，北极星的高光度表明它是在其基本模式的第二泛音脉动。我们的结果提出了几个难题，包括与麦哲伦云中的二次泛音振荡器相比，北极星的脉动周期较长，以及北极星B的等时线年龄（~2.1 Gyr）和北极星A的年龄之间的冲突。我们讨论的可能性，B是不是一个物理伴星的A，尽管有强有力的证据表明，它是，或其中一颗恒星是合并残留物。这些问题可能会在盖亚为两颗恒星提供照明时得到解决。
2017-12-21 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
Testing Metal Poor Stellar Models and Isochrones with HST Parallaxes of Metal Poor Stars
利用哈勃空间望远镜（HST）精密制导传感器的观测数据，获得了8颗贫金属（[Fe/H] < -1.4）星的视差图。这些恒星的视差由修正后的依巴谷还原法确定，平均精度为17%，而我们新的HST视差平均精度为1%，每个视差的误差范围从85到144微弧秒。这些视差数据与HST ACS测光在F606 W和F814 W滤波器中相结合，以获得恒星的绝对星等，精度为0.02至0.03等。其中6颗恒星位于主序星上（-2.7 < [Fe/H] < -1.8），适合于检验贫金属恒星演化模型和确定到贫金属球状星团的距离。使用O 'Malley等人（2017）获得的丰度，我们发现使用Vandenberg & Clem（2003）颜色变换的标准恒星模型可以合理地匹配五颗主序星，HD 54639（[Fe/H] = -2.5）在颜色-星等图中的位置异常。恒星模型和等时线是使用蒙特卡罗分析生成的，以考虑模型中的不确定性。用拟合视差星的等时线测定了9个球状星团（-2.4 <= [Fe/H] <=-1.9 $）的距离和年龄。将所有9个星团的年龄平均，得出最古老、最贫金属的球状星团的绝对年龄为12.7+/- 1.0 Gyr，其中引用的不确定性考虑了恒星模型和等时线中已知的不确定性，以及星团距离和变红的不确定性。
2017-02-02 astro-ph.SR
RR Lyrae-based Distances for 39 Nearby Dwarf Galaxies Calibrated to Gaia eDR3
我们提供统一的RR天琴座为基础的距离39矮星系和周围的本集团。我们确定的贝叶斯层次模型的基础上的距离，使用期间和发布的RR天琴座矮星系的幅度，并锚定到研究充分的银河系（MW）RR天琴座光谱金属丰度和盖亚eDR3的laxes。锚样本的盖亚eDR3弛豫系数平均为2，比DR2弛豫系数更精确，并且允许更好地约束周期-光度-金属丰度关系。虽然我们的距离中有$\sim75$ %在最近文献RR Lyrics距离的1-$σ$范围内，但我们的距离平均比文献距离精确$\sim2$-$3$倍。平均而言，我们的距离是$\sim0.05$等接近文献距离，以及$\sim0.06$等接近使用理论周期光度金属丰度关系得出的距离。这些差异主要是由于我们的eDR3视差锚。我们发现Carretta等人（2000年）的依巴谷锚定RR天琴座距离尺度通过$\sim0.05$ mag过度预测了MW RR天琴座的距离。我们距离中最大的不确定性是（i）缺乏RR天琴座的直接金属丰度测量和（ii）已发表的RR天琴座光度测量的异质性。我们提供了简单的公式，把新的矮星系与RR天琴座在一个共同的距离尺度与这项工作。我们提供了公共代码，可以很容易地将更多的星系和数据从未来的调查，提供了一个通用的框架与RR天琴座的本地宇宙制图。
2022-06-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
Period-luminosity relations of pulsating M giants in the solar neighbourhood and the Magellanic Clouds
我们分析了一个5.5年的测光活动的结果，监测247个南部，半定期变量与相对精确的依巴谷天体，以证明一个明确的检测红巨星分支（RGB）脉动在太阳附近。我们表明，序列A'包含AGB和RGB星的混合物，如在TRGB的温度相关的位移所示。比较了大麦云（LMC）和银河系的P-L序列零点的几种方法，表明它们对金属丰度的依赖可以忽略不计。本文介绍了一种新的方法，从脉动周期确定绝对星等，并利用依巴谷磁共振仪校准LMC距离模，得到μ（LMC）= 18.54 +-0.03 ma。讨论了几种系统误差的来源，以解释LMC中的OGLE序列和ARO序列之间的差异。我们推导出小麦哲伦云（SMC）相对于大麦哲伦云（LMC）的相对距离模为Δμ= 0.41 ± 0.02ma，并与其他脉动特性（包括周期-振幅和亮度-振幅关系）进行了比较，证实了RGB脉动特性的一致性和普遍性，表明RGB序列适合作为高精度的距离指示器。具有最短周期的M巨星桥接了G和K巨星类太阳振荡与M巨星脉动之间的间隙，揭示了我们沿着巨星分支向上的平滑连续性。
2010-07-18 astro-ph.SR
AKARI's infrared view on nearby stars : Using AKARI Infrared Camera All-Sky Survey, 2MASS, and Hipparcos catalog
结果：（B-V）v.s.（V-S9 W）色-色图对于识别星周包层/盘中红外过剩的恒星是有用的。在这张图中，红外线过剩的Be星与其他类型的星很好地分开了。而（J-L18W）v.s.（S9 W-L18 W）图是一种有效的分类工具。富碳的渐近巨星分支（AGB）星和OH/IR星在这张色图中形成了不同的序列。年轻恒星天体、主序前星、AGB后星和行星状星云具有最大的中红外色余，可以在红外星表中识别。最后，我们绘制L18 W与（S9 W-L18 W）色星等图，使用AKARI数据和依巴谷彗星。这张图可以用来识别低质量的YSO，以及AGB星。我们发现这张图与使用斯皮策太空望远镜数据的大麦云源的[24] vs（[8.0]-[24]）图相当。我们对银河系天体的理解将用于解释斯皮策空间望远镜观测到的邻近星系中恒星星族的色星等图。结论：我们对AKARI色-色和色-星等的研究将在未来用于探索未知物体的性质。此外，我们的分析强调了未来的关键项目，以了解恒星演化与拱星包络，一旦即将到来的天文数据与GAIA可用。
2010-03-09 astro-ph.SR
AKARI's infrared view on nearby stars : Using AKARI Infrared Camera All-Sky Survey, 2MASS, and Hipparcos catalog
结果：（B-V）v.s.（V-S9 W）色-色图对于识别星周包层/盘中红外过剩的恒星是有用的。在这张图中，红外线过剩的Be星与其他类型的星很好地分开了。而（J-L18W）v.s.（S9 W-L18 W）图是一种有效的分类工具。富碳的渐近巨星分支（AGB）星和OH/IR星在这张色图中形成了不同的序列。年轻恒星天体、主序前星、AGB后星和行星状星云具有最大的中红外色余，可以在红外星表中识别。最后，我们绘制L18 W与（S9 W-L18 W）色星等图，使用AKARI数据和依巴谷彗星。这张图可以用来识别低质量的YSO，以及AGB星。我们发现这张图与使用斯皮策太空望远镜数据的大麦云源的[24] vs（[8.0]-[24]）图相当。我们对银河系天体的理解将用于解释斯皮策空间望远镜观测到的邻近星系中恒星星族的色星等图。--结论--我们对AKARI色-色和色-星等的研究将在未来用于探索未知天体的性质。此外，我们的分析强调了未来的关键项目，以了解恒星演化与拱星包络，一旦即将到来的天文数据与GAIA可用。
2010-03-05 astro-ph.SR
Stellar physical parameters from Str ömgren photometry. Application to the young stars in the Galactic anticenter survey
目的。其目的是使用斯特伦格伦测光系统，在银河系反中心方向上，为我们的巡天中的年轻恒星获得精确的恒星距离和距离。这将允许对英仙座臂的恒星密度和吸收进行详细的映射。我们开发了一种新的方法来从Strömgren测光中获得物理参数，并对其进行了实施和测试。这是一种基于模型的方法，使用最新的恒星大气模型和演化轨迹来插值未红化指数[m1]，[c1]和Hbeta的3D网格。从这种方法和经典的前依巴谷校准的距离进行了测试，对依巴谷的flaxes，发现是准确的。结果从经验校准中得出的恒星光度距离的系统趋势被检测和量化。此外，在Teff=[7000，9000]K的范围内的大气网格的移动被检测到，并提出了一个修正。这两种方法被用来计算距离和红化约12000 OBA型恒星在我们的Strömgren anticenter调查。来自IPHAS和2MASS星表的数据被用来补充发射线星的探测，并打破早期和晚期光度区域之间的简并。我们注意到，测光距离可以相差超过20%，那些来自经验校准小于那些来自新的方法，更好地同意依巴谷数据。
2014-07-31 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
Angular Diameters and Fundamental Parameters of Forty-Four Stars from the Navy Precision Optical Interferometer
我们用海军精密光学干涉仪测量了44颗恒星的角直径，除了4颗恒星外，所有恒星的边缘变暗直径的不确定度都在2%或更低。然后，我们使用盖亚或依巴谷的直径来计算每颗恒星的物理半径。我们从文献中收集信息，以确定热通量和光度，并将其与我们的直径相结合，以产生有效温度。我们的样本主要由巨星组成，并且跨越了从B到M的广泛光谱类别。
2022-11-16 astro-ph.SR
The Pleiades apex and its kinematical structure
本文研究了中龄昂星团的星团特征和内部运动学结构。利用依巴谷和盖亚的观测数据，得到了单个恒星的顶点和各个星团的运动学参数，包括速度椭球参数。现代天体测量参数取自盖亚数据发布1（DR 1）和径向速度实验第五数据发布（DR 5）。利用SIMBAD数据库对Gaia DR 1 +RAVE DR 5中的n=17颗恒星和依巴谷星表中的n=19颗恒星进行了计算，得到了它们的视差、自行和径向速度等必要参数。单颗恒星被用来通过消除轨道运动来提高精度。RAVE DR 5只对径向速度误差不超过$2$ ~km/s的恒星进行了测量。对于取自盖亚的昴星团恒星，我们发现平均日心距为$136.8 \pm 6.4$ ~pc，用收敛点法计算出其顶点位置为：$A_{CP}=92^\circ.52\pm1^\circ.72$，$D_{CP}=-42^\circ.28\pm2^\circ.56$，用AD图法计算出$A_0=95^\circ.59\pm2^\circ.30$和$D_0=-50^\circ.90\pm2^\circ.04$（两种情况下n=17）。将结果与盖亚任务时代之前历史上获得的结果进行比较。
2018-02-27 astro-ph.SR
NPOI Measurements of Ten Stellar Oscillators
使用海军精密光学干涉仪，我们测量了10颗先前测量过类似太阳振荡的恒星的角直径。我们的样本涵盖了一系列的演化阶段，但重点是演化的亚巨星和巨星。我们将我们的角直径与依巴谷天体半径相结合，以确定恒星的物理半径，并使用文献中的测光来计算它们的热通量，光度和有效温度。然后，我们用我们的结果来测试的标度关系所使用的asteroseismology组计算半径，发现这里测量的半径和恒星振荡研究预测的半径之间的良好协议。对于巨恒星，关系式的精确度并不像对于进化程度较低的恒星那样受到很好的限制。
2014-01-14 astro-ph.SR
Distances of CVs and related objects derived from Gaia Data Release 1
我们考虑的视差的16个激变变量和相关的对象，包括在TGAS目录，这是盖亚的第一次数据发布的一部分，并比较这些与以前的视差测量。天鹅座矮新星SS的视差与VLBI的视差测定结果一致，但仅与HST精细制导传感器（FGS）对该系统观测的分析结果一致。相比之下，V603 Aql和RR Pic的盖亚弛豫大致一致，但不如HST/FGS测量精确。IX Vel、V3885 Sgr和AE Aqr的盖亚弛豫与依巴谷的测量结果一致，但比依巴谷的测量结果准确得多。我们采取派生的盖亚距离，发现爆发系统的绝对星等显示出弱的相关性与轨道周期。对于测量X射线通量的系统，我们发现X射线光度是吸积盘是否处于热和电离或冷和中性状态的明确指标。我们还发现了与轨道周期相关的低和高状态盘的X射线发射的证据，因此长期的平均吸积率。推导出的质量吸积速率的新星类变星和矮新星进行了比较的临界质量吸积速率的磁盘不稳定性模型预测。虽然我们发现协议是好的，对于大多数系统似乎有一些不确定性的SS Cyg的系统参数。我们的研究结果说明了未来的盖亚数据发布将是一个非常宝贵的资源，在绘制灾难性变量的演变。
2017-04-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Climbing the cosmic ladder with stellar twins
到恒星的距离是揭示银河系三维视图的关键，但它们的确定是天文学的一个重大挑战。虽然附近最亮的恒星受益于直接视差测量，但较暗的恒星则是间接测量的对象，不确定性超过30%。我们提出了一种替代方法来测量距离使用光谱确定的双星。给定一颗已知视差的恒星，到它的孪生子的距离被认为与它们的视星等之差直接相关。我们从ESO公共HARPS档案中找到了175对双胞胎，并报告与依巴谷的一致性在7.5%以内。最重要的是，我们的结果的准确性不会随着恒星距离的增加而降低。随着高分辨率恒星光谱的不断收集，我们的方法非常适合补充盖亚。
2015-09-03 astro-ph.IM astro-ph.SR
