Bayesian calibration of the mixing length parameter $α_{ML}$ and of the helium-to-metal enrichment ratio $ΔY/ΔZ$ with open clusters: the Hyades test-bed
我们测试了贝叶斯程序校准氦丰度和混合长度参数（$α_{ML}$）的能力，使用精确的测光数据的主序（MS）恒星在一个集群中，可以忽略不计的红化和良好的确定的距离。该方法已被应用到第一个模拟数据集产生模仿毕宿MS星，然后真正的毕宿星团。我们测试了不同样本中恒星数量、光度误差和估计的[Fe/H]对结果的影响。合成数据集的分析表明，$α_{ML}$是恢复在所有分析的情况下，具有非常好的精度（与几个百分点的误差），而[Fe/H]和氦-金属富集比$ΔY/ΔZ$更有问题。如果[Fe/H]的光谱测定不可用，因此[Fe/H]必须与$ΔY/ΔZ$和$α_{ML}$一起回收，则[Fe/H]- $ΔY/ΔZ$ - $α_{ML}$之间众所周知的简并性可能导致回收参数的较大不确定性，具体取决于用于分析的MS部分。另一方面，准确的[Fe/H]值的先验知识对模型施加了强约束，从而导致更精确的参数恢复。使用当前的PISA模型集，最新的[Fe/H]值和盖亚测光和毕宿星团，我们得到了平均值$<α_{ML}>=2.01\pm0.05$和$<ΔY/ΔZ>=2.03\pm0.33$，灵敏地降低了这些重要参数的不确定性。
2020-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
A 3D view of the Hyades stellar and sub-stellar population
我们的科学目标是提供离太阳最近的疏散星团--毕宿星团的三维地图，结合最近发布的盖亚天体测量数据、亚恒星成员候选者的地面观测数据和覆盖该星团大面积的测量数据。我们结合了第二盖亚释放与地面的H-波段射电望远镜上的2米机器人利物浦望远镜的红外相机获得的天体测量识别恒星和亚恒星成员的毕宿星团，最近的疏散星团太阳。我们发现1764个天体在70度半径范围内的集群中心从盖亚第二次数据发布，其运动学性质是一致的毕宿星。我们将我们的研究限制在距离集群中心（47.03+/-0.20 pc）30 pc的范围内，在那里我们确定了710个候选成员，其中包括85个核心和385个潮汐半径。我们确定了八颗候选褐矮星的自行和弛豫，并确认了它们的成员资格。使用3D位置和基于模型的质量-光度关系，我们推导出在0.04至2.5 Msun范围内的光度和质量函数。我们确认了毕宿星团中质量分离的证据，并在星团的核心发现了褐矮星的缺乏。根据白矮星的成员，我们估计其年龄为640 $^{+67}_{-49}$ Myr。我们确定了毕宿星团的成员名单，从最大的恒星到褐矮星。我们第一次制作了毕宿星团在恒星和亚恒星制度的3D地图，并提供候选成员的名单。
2019-01-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Towards a complete stellar mass function of the Hyades. I. Pan-STARRS1 optical observations of the low-mass stellar content
毕宿星团是一个理想的目标，以研究一个星团的动力学演化的整个质量范围内，由于其中间的年龄和接近太阳。我们想延长毕宿星团的质量函数向低质量下降到0.1 Msol，并使用完整的三维空间信息来表征集群的动态演化。我们进行了运动学和光度选择使用PPMXL和泛STARRS 1巡天，搜索集群成员到30个PC从集群中心。我们确定了我们的检测效率和场星污染率，以获得集群的光度和质量函数下降到0.1 Msol的质量。彻底的天体测量和测光限制将污染降至最低。最小生成树算法被用来量化的质量分离。我们发现了43个新的毕宿星成员候选人，垂直于毕宿星运动的速度高达2公里/秒。它们的质量估计在0.43到0.09 Msol之间，总质量为10 Msol。这使得质量小于0.15 Msol的毕宿星团候选者的数量增加了一倍。我们提供了一个额外的11个可能的候选人与速度垂直的毕宿星运动高达4公里/秒。该集群是显着的质量隔离。质量函数向较低质量的扩展提供了比过去估计的更清晰的信号。我们还确定了一个可能是毕宿星成员的L0矮星，以前被认为是一个场矮星。最后，我们质疑一些先前公布的候选人，包括L2.5型矮星的成员资格。
2013-07-30 astro-ph.GA
Praesepe white dwarfs in Gaia DR2
我们已经利用盖亚数据发布2来研究Praesepe星团的白矮星成员。我们恢复了11个已知的白矮星成员（所有DA光谱类型）加上一个新的集群WD以前从未发现过。在11个已知的DA天体中，有两个没有满足数据发布中的所有质量指标。其余9个已知光谱类型的天体，然后通过将冷却轨迹与它们的色星等图拟合，确定它们的质量（平均误差为3-5%）和冷却时间（平均不确定性为5- 7%）。假设最近的盖亚数据发布2红化和主序列关闭年龄估计来自等时线拟合，我们推导出祖质量，并建立了集群的初始-最终质量关系。我们发现了与我们建立的八颗毕宿白矮星的初始-最终质量关系的一致性，也采用了盖亚数据。我们还研究了使用自洽不同的恒星模型和等时线来确定星团年龄和白矮星祖星寿命对导出的初始质量的影响。根据我们建立的Hyades+Praesepe初始-最终质量关系，最近几组恒星演化计算模型的完整渐近巨星分支阶段平均低估最终白矮星质量，在Praesepe和Hyades观察到的冷却序列所覆盖的初始质量范围内。这些结果在很大程度上取决于假设的红化集群。为此，我们还讨论了考虑Praesepe传统的零红化，而不是从等时线拟合到盖亚色星等图得到的E（B-V）=0.027的情况。
2018-11-30 astro-ph.GA
Astrometric and photometric initial mass functions from the UKIDSS Galactic Clusters Survey: III Praesepe
在过去的几十年里，疏散星团一直是许多研究的主题。考虑到初始质量函数的普适性仍然是当前研究的主题，这样的研究是至关重要的。Praesepe是一个有趣的疏散星团，可以用来研究恒星和亚恒星的质量函数（MF），考虑到它的中间年龄和附近的距离。在这里，我们提出了一个广泛的领域，近红外研究的Praesepe使用数据发布9（DR 9）的UKIRT红外深空调查（UKIDSS）星系团调查（GCS）的结果。我们获得了集群候选人的Praesepe基于3sigma天体测量和5波段光度选择。我们推导出Praesepe在0.2-0.45Msol质量范围内的二进制频率为25.6+/-3.0%，0.1-0.2Msol为19.6+/-3.0%，0.07-0.1Msol为23.2+/-5.6%。我们还研究了Praesepe的集群候选人的可变性，我们得出结论，七个对象可以是可变的。我们推导了Praesepe在Z-和J-波段的光度函数，并导出了它的MF.我们观察到，我们确定的MF Praesepe不同于以前的研究：虽然以前的MF呈现从0.6到0.1Msol的增加，我们的MF显示出下降。我们在星团的两个不同区域，即1.25度以内和1.25度以外，观察了Praesepe的MF，我们观察到这两个区域的MF都降低到较低的质量。在0.072-0.6Msol的质量范围内，我们将我们的结果与毕宿星、昴宿星和α Per MF进行了比较，…
2012-08-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
PPMXL and Gaia Morphological Analysis of Melotte 22 (Pleaides) and 25 (Hyades)
在这篇文章中，我们提出了一个著名的扩展大小的疏散星团在天空中，Melotte 22（昴星团）和Melotte 25（毕星团）与J，H，Ks地区由于盖亚DR2和PPMXL目录的形态学研究。根据这些星系团的自行，我们提取我们的候选人，从而构建拟合等时线与太阳金属丰度Z = 0.019，log（年龄）= 8.2 +-0.05的Melotte 22，和金属丰度Z = 0.024，log（年龄）= 8.9 +-0.10的Melotte 25。估算了一些光度参数，如星团的日心距分别为135 ± 3.6和47.51 ± 2.15pc，光度和质量函数的质光关系MLR为二次多项式，我们估计Melotte 22和Melotte 25的质量分别为662.476 +-25.73 Msun和513.819 +-22.65 Msun。这些团簇的弛豫时间小于估计的团簇年龄，这表明这些团簇是动态松弛的。第二部分研究了这些星系团由于内部和/或成员运动而产生的一些运动学，Melotte 22的顶点位置为95.60 ± 0.10，-48.21 ± 0.14，Melotte 25的顶点位置为96.72 ± 1.15，5.66 ± 0.12。我们还确定了pc中的空间速度分量和星团中心以及太阳运动的要素。计算结果与文献值吻合较好。
2018-12-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Astrophysical properties of 600 bonafide single stars in the Hyades open cluster
本文利用盖亚数据筛选出毕宿星团600颗真实单星，通过PARSEC等龄线拟合确定其质量、温度、光度和表面重力，为恒星演化模型和系外行星研究提供基准。
2023-01-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Benchmarking Gaia DR3 Apsis with the Hyades and Pleiades open clusters
该研究利用毕星团和昴星团约1500颗单星及 PARSEC 等时线检验 Gaia DR3 Apsis，发现其年龄、金属丰度和表面重力存在系统偏差，仅部分参数适合统计用途。
2023-08-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Bimodal Mass Ratio Distribution of the Hyades
European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
研究发现毕星团光谱双星的质量比分布与轨道倾角随机分布不一致，经Richardson-Lucy反卷积推导后证实其双峰分布，且与主星质量相关，凸显测光质量比推导的潜在陷阱。
2026-08-05 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
A deep all-sky census of the Hyades
在PPMXL星表的基础上，我们在距离星团中心30 pc的区域内对质量约为0.2 m太阳的毕星团进行了全天普查。我们使用PPMXL的自行收敛点方法来确定可能的运动成员。从2 MASS测光和CMC 14 r '-波段测光，我们得出经验的颜色绝对星等图，最后，确定光度成员的所有运动学候选人。这是第一次对毕宿星团进行深度（r' < 17）全天空观测，可以对星团进行完整的三维分析。测量完成，至少达到M_{K_s} = 7.3或0.25 m_sun。我们发现724个恒星系统与毕宿星的空间速度共同运动，它们的总质量为435 m太阳。潮汐半径约为9秒差距，275米太阳（364个系统）受到引力束缚。这是集群本身。它的质量密度分布完全符合Plummer模型，中心密度为2.21 m_sun*pc^-3，核心半径r_co = 3.10 pc，半质量半径r_h = 4.1 pc。在一个和两个潮汐半径之间的体积中还有另一个100 m_太阳（晕），另一个60 m_太阳距离中心30 pc。强烈的质量分离是集群中固有的。现今的光度和质量函数在星团的不同部分（核心、日冕、晕和共同运动者）有明显的不同。它们是强烈的演变相比，目前青睐的初始质量函数。对星系团速度色散的分析表明，其中约20%的成员是双星。作为一个副产品，我们发现，目前可用的理论等时线是不能够充分描述的近红外颜色的绝对星等关系，这些集群恒星的质量小于约0.6…
2011-05-30 astro-ph.GA
Astrometric and photometric verification of faint blue white dwarfs in the Gaia catalogue of nearby stars
盖亚邻近恒星星表（GCNS）将所有视差为$>$ 10 mas的天体分为GCNS选择的和GCNS拒绝的100 pc样本。在完整的GCNS色星等图（CMD）中，白矮星（WD）序列的下方，在$Gabs>14.7+4.7(G-RP)$，出现了60颗GCNS选择的淡蓝白矮星（FBWD）。然而，这个CMD区域也有411个GCNS拒绝的物体，主要来自银河系中心和麦哲伦云的拥挤区域。Gentile Fusillo等人（2021）的WD星表只列出了47个GCNS选择的天体，但也有8个GCNS拒绝的天体。我确认59个GCNS选择的，但没有GCNS拒绝的对象作为FBWD从目视检查和自行检查使用额外的光学天空调查。因此，FBWD在CMD中形成了一个额外的分支。与完整的GCNS选择的100pc样本相比，FBWD具有相对较高的自行和切向速度。它们代表了研究超冷或红外微弱的有趣目标，也可能是超大质量的WD。
2022-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The origin of ultramassive white dwarfs: hints from Gaia EDR3
本研究利用Gaia EDR3数据分析了200 pc内超大质量白矮星的动力学，发现一群测光年轻但运动异常快的白矮星无法用冷却延迟解释，推测其可能源于星晕或恒星三体系统的动力学效应。
2023-04-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Phases of Mass Transfer from Hot Subdwarfs to White Dwarf Companions and Their Photometric Properties
一颗热亚矮星B（sdB）和一颗轨道周期小于2-3小时的白矮星（WD）组成的双星系统可以在引力波的作用下接触，并在sdB停止核燃烧并收缩成为WD之前将质量从sdB星转移到WD。在这一类别中观察到的系统的不断增长的类的动机，我们研究在这些系统中的传质阶段。我们发现，由于剩余的外部氢信封占了一个sdB星的半径的很大一部分，sdB星可以花大量的时间（$\sim$ 10亿年）转移这少量的材料在低速率（$\sim 10^{-10}$ - $10^{-9}\ M_\odot\,\rm yr^{-1}$）过渡到一个阶段，其中大部分的他转移在更快的速率（$\gtrsim 10^{-8}\ M_\odot\,\rm yr^{-1}$）之前。因此，这些系统花费了令人惊讶的时间与罗奇填充sdB捐助者在轨道周期长于与他的明星模型没有信封的范围。我们预测，包络转移阶段应该是可检测的椭圆形调制的罗奇填充对象与$P_{\rm orb}=30$ - $100$ min和$T_{\rm eff}=20{,}000$ - $30{,}000$ K搜索，许多（$\geq$ 10）这样的系统可能会被发现在银河系平面后，占红。我们还认为，这些系统中的许多可能会经历一个阶段，他的转让相匹配的签名AM CVn系统，一些AM CVn系统与年轻的恒星人口可能从这个通道下降。
2021-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Multi-dimensional Analysis of the Open Clusters NGC 2423 and NGC 2482 with Gaia DR3
National Research Institute of Astronomy & Geophysics (NRIAG)（国家天文与地球物理研究所）；Institute of Graduate Studies in Science, Istanbul University（伊斯坦布尔大学理学院研究生研究所）；Faculty of Science, Cairo University（开罗大学理学院）
本研究基于Gaia DR3数据，利用UPMASK算法等方法分析类毕星团NGC 2423和NGC 2482的多维度参数，得出其基本参数与运动学特性，探讨其与毕星团的关联。
2026-10-09 astro-ph.GA
Detection of a white dwarf orbiting a Carbon-Oxygen depleted blue straggler in 47 Tucanae
本研究利用哈勃望远镜深场远紫外观测，在杜鹃座47的碳氧贫化蓝离散星中首次同时发现质量转移形成的化学与光度特征，证实一颗蓝离散星拥有高温白矮星伴星且形成于1200万年内，其余样本无热伴星符合特征短暂性的预期。
2025-08-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
A determination of the space density and birth rate of hydrogen-line (DA) white dwarfs in the Galactic Plane, based on the UVEX survey
根据北银道面紫外线过量巡天（UVEX）中选取的360颗g<19.5，（g-r）<0.4的候选白矮星的观测样本，计算了太阳周围半径为1 kpc的氢线白矮星的平均空间密度和诞生率。结合一个理论上的白矮星种群，该种群已被构建来模拟观测，包括变红效应和观测选择效应。在推导白矮星空间密度和当前出生率的过程中，主要的不确定性在于观测数据的绝对光度定标和光度散射，它影响了分类方法的颜色、完整性和污染。对这些影响进行了校正。我们得出T_eff > 10，000 K（M_V<12.2）的氢线（DA）白矮星的平均空间密度为（3.8 +/- 1.1）x 1 e-4 pc^-3，过去7 e7年中DA白矮星的平均出生率为（5.4 + 1.5）x 1 e-13 pc^-3 yr^-1。此外，我们表明，许多估计的白矮星空间密度从不同的研究是相互一致的，并与我们的决心在这里。
2013-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
PHR1315-6555: a bipolar planetary nebula in the compact Hyades-age open cluster ESO96-SC04
我们详细研究了一个可能是I型的双极行星状星云（PN），PHR 1315 -6555（PN G305.3-03.1），它是作为Macquarie/AAO/Strasbourg H-alpha行星状星云计划（MASH）的一部分被发现的，我们当时认为它是遥远的、紧凑的、中等年龄的疏散星团ESO 96-SC 04成员的绝佳候选者。强有力的证据表明，这种关联在这里提出的唯一已知的例子，一个PN物理上与银河系疏散星团。集群成员是非常重要的，因为它允许非常精确的估计的基本属性的PN集群是在一个已知的距离。这个PN是我们中的一个（QAP）在AAO/UKST H-alpha巡天的系统MASH搜索新的银河系PNe时发现的，在早期的宽带巡天（包括对主星团的特定CCD研究）中被遗漏了。我们目前的原始发现图像和CTIO 4 m MOSAIC-II相机后续窄带图像，揭示其双极形态。我们还介绍：（i）低分辨率的光谱，光谱确认PN;（ii）准确的径向速度的PN和集群明星从高分辨率光谱，显示他们是一致的;和（iii）一个可靠的，独立的距离估计PN使用一个强大的PN距离指标，同意与公布的集群距离的误差。我们还提供了基本PN性质的初步估计和来自更深光谱的丰度估计，表明它可能属于I型化学物质。这也与其估计的关断质量一致。总之，这些研究结果提出了一个强有力的情况下，明确的物理之间的联系PN和主机集群。这个关联的结果将引起不…
2011-01-20 astro-ph.GA
Photometric and Spectroscopic Properties of Novae in the Large Magellanic Cloud
本文总结和评述了43颗已知LMC新星候选者的光度和光谱性质。其中，光度数据足以建立下降率可用于29新星，而光谱数据足以建立光谱类可用于18个系统。18颗新星中有一半属于Fe II类，其余9颗属于He/N或Fe IIb类。在之前对M31和M33的研究中发现，He/N和Fe IIb型新星的光度发展平均比Fe II型新星快。总的来说，现有的测光证实了早期的研究，并最终表明，LMC新星有更快的下降速度比银河系和M31的新星。与M31相比，在大麦哲伦星系中观测到的更快的He/N和Fe IIb新星的比例增加，几乎可以肯定是两个星系之间潜在的恒星星族差异的结果。我们认为，与M31的隆起（大部分新星都在那里发现）相比，大麦哲伦星云中的年轻人口产生了平均质量更高的白矮星双星。与M31相比，较高的平均白矮星质量不仅产生了更大比例的快速He/N新星，而且还导致了相对较大的复发新星人口。
2013-03-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cool White Dwarfs Selection with Pan-STARRS Proper Motions
在识别孤立的白矮星时，约化自行的使用长期以来一直被用作具有已知运动学的人口的绝对星等的代理。然而，这在现有的光度限制之上引入了自行检测限制。Hambly等人（2012年）讨论了该额外参数如何阻碍调查体积。在这项工作中，我们讨论了一些强大的离群拒绝方法，以尽量减少自行限制，从而最大限度地提高调查量。广义的体积，纠正了太阳从银道面的距离，明确集成。
2015-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
J-PLUS: photometric calibration of large area multi-filter surveys with stellar and white dwarf loci
我们提出了由Javalambre光度本地宇宙巡天（J-PLUS）观测到的12个光学通带的光度校准。提出的定标方法包括四个步骤：（i）利用Gaia信息和可用的3D尘埃图定义一组高质量的定标星;（ii）将J-PLUS gri通带锚定到Pan-STARRS测光解，说明定标随CCD上源位置的变化;（iii）利用尘埃去红的仪器恒星轨迹在（X-r）与（g-i）颜色中对其他九个J-PLUS滤波器中的测光进行均匀化，其中X是要校准的滤波器。在这些过滤器沿CCD的零点变化估计与恒星轨迹的距离。最后，（iv）用白矮星轨迹进行了绝对色定标。我们进行了一个联合贝叶斯建模的11个J-PLUS的颜色，颜色图使用理论白矮星轨迹作为参考。这提供了将仪器星等转换为大气层外校准星等所需的偏移。J-PLUS光度校准的不确定性，根据相邻点的重复观测对象估计，并考虑绝对颜色和通量校准误差，在u、J 0378和J 0395中为~19 mmag，在J 0410和J 0430中为~11 mmag，在g、J 0515、r、J 0660、i、J 0861和z中为~8 mmag。我们提出了一种优化的校准方法，大面积多过滤器的J-PLUS项目，达到1-2%的精度在1 022平方度的区域内，而不需要长期观察校准活动或恒定的大气监测。所提出的方法将适用于J-PAS的光度校准，该校准将使用56个窄滤光片观察数千平方度。
2019-07-30 astro-ph.GA astro-ph.IM
An updated maximum likelihood approach to open cluster distance determination
本文提出了一种估算到疏散星团距离的改进方法，并应用于依巴谷的昴星团和毕星团数据。该方法适用于历史性的昂宿星距离问题的背景下，与先前的批评依巴谷的讨论。接下来是对盖亚的展望，在那里改进的方法可能特别有用。该方法基于极大似然估计，结合视差、位置、视星等、颜色、自行和径向速度等信息，精确无偏地估计出描述疏散星团的参数。我们发现到昴星团的距离是$120.3 \pm 1.5$ pc，与以前发表的工作使用相同的数据集。我们发现，错误的相关性不能负责依巴谷和测光方法之间仍然存在的差异。此外，我们还对昴星团的三维空间速度和物理结构进行了参数化，在那里我们发现了质量分离的有力证据。到毕宿星团的距离是$46.35\pm 0.35$ pc，也与以前的结果一致。通过使用模拟，我们确认，该方法是无偏的，因此将是有用的准确的疏散星团参数估计与盖亚在距离高达几千秒差距。
2014-03-31 astro-ph.GA astro-ph.IM
