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
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
Trigonometric parallaxes of star forming regions in the Sagittarius spiral arm
我们报告的测量结果的弛豫和自行车的十个高质量的恒星形成区域在人马座的银河系的螺旋臂的一部分，与VLBA的BeSSeL调查。结合这些结果与其他八个文献中，我们调查的结构和运动学的臂之间的银河中心方位角约-2和65度。我们发现，螺旋桨角为7.3 +- 1.5度;臂的半宽，定义为与拟合螺旋的均方根偏差，约为0.2 kpc;人马座臂最近的部分距离太阳1.4 +- 0.2 kpc。与相邻的旋臂不同，我们没有发现人马臂中与银河系自转相反的源的显著特殊运动的证据。
2014-04-18 astro-ph.GA
Trigonometric Parallaxes of Massive Star Forming Regions: VIII. G12.89+0.49, G15.03-0.68 (M17) and G27.36-0.16
我们报告了三个大质量恒星形成区的三角视差，对应于G12.89+0.49（也称为IRAS 18089-1732）的$2.34^{+0.13}_{-0.11}$ kpc，G15.03-0.68（在M17区）的$1.98^{+0.14}_{-0.12}$ kpc和G27.36-0.16的$8.0^{+4.0}_{-2.0}$ kpc。G12.89+0.49和G15.03-0.68都位于船底座-人马座旋臂。
2011-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Trigonometric Parallaxes of 6.7 GHz Methanol Masers
从6.7 GHz的甲醇脉泽过渡的排放是非常强的，是相对稳定的，有小的内部运动，并观察到对许多大规模的恒星形成区域在银河系。我们的目标是利用这种脉泽跃迁进行高精度的天体测量，以获得到它们所在区域的精确距离。在2006年6月至2008年3月期间，欧洲VLBI网络在五个VLBI观测时期观测到了八个强脉泽。我们报告五个恒星形成区的三角函数，精度与$\sim22 \mathrmμ$一样好。到这些源的距离是ON 1的$2.57^{+0.34}_{-0.27}$ kpc、L 1206的$0.776^{+0.104}_{-0.083}$ kpc、L 1287的$0.929^{+0.034}_{-0.033}$ kpc、NGC 281-W的$2.38^{+0.13}_{-0.12}$ kpc和S 255的$1.59^{+0.07}_{-0.06}$ kpc。的距离和自行产生的恒星形成的区域托管的脉泽的全空间运动，我们发现，这些地区滞后的平均$\sim$ 17公里的$^{-1}$，值相当于最近发现的类似研究的圆周旋转。
2009-11-04 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
Trigonometric Parallaxes of Maser Sources toward the Far Side of the Milky Way
Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台射电天文与技术重点实验室）；University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院新疆天文台）
本研究通过八个脉泽源的三角视差和自行测量，确定了远侧旋臂的距离与归属，证实人马臂和英仙臂在内银河汇聚，支持银河系旋臂二分叉模型。
2026-09-29 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
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
Trigonometric parallaxes to star-forming regions within 4 kpc of the galactic center
我们报告了银河系中心4千秒差距内的高质量恒星形成区的四个三角函数。这些测量是作为BeSSeL调查的一部分使用VLBA进行的。通过将这些源与CO和HI碰撞速度图中的大尺度特征在运动学上联系起来，我们开始勾勒出银河系内部的一些主要特征：连接臂、近、远3千秒差距臂和诺玛臂。银河系第一象限的连接臂比远3千秒差距臂更靠近银河系中心，并在其前缘附近被长杆的长轴偏移，支持内部林德布拉德共振的存在。假设3 kpc的旋臂是一个连续的物理结构，其近、远侧的相对银心距离表明，旋臂周围的气体流线是高度椭圆的，旋臂的共转半径r_CR > 3.6 kpc。在银河系经度接近10°，日心距离约为5 kpc的地方，近3 kpc臂和诺玛臂在我们银河系的正面视图上相交，同时在不同的银河系纬度上通过。我们提供了W31恒星形成复合体距离太阳4.95（+0.5;-0.43）kpc的精确距离测量，这将其与属于近3 kpc臂的明亮CO特征联系起来。
2013-12-11 astro-ph.GA
Near-IR trigonometric parallaxes of nearby stars in the Galactic plane using the VVV
我们使用多历元K $\rm _S$波段观测，覆盖了$\sim$ 5年基线，以获得毫米和亚毫米角秒的精度天体测量的一个样本，以前已知的高自行源，包括这些源的第一次精确的视差。在这项研究中，我们显示的VVV项目的能力，以测量高精度的三角视差的非常低质量的恒星（VLMS）的距离为$\sim$ 250\，pc达到比大多数其他地面调查或空间任务，这些类型的恒星。此外，我们使用光谱能量分布来寻找未解决的双星系统和冷次矮星的证据。我们检测到五个系统，最有可能是VLMS属于星系晕的基础上，他们的切向速度，和四个对象在60秒差距内，很可能是厚盘的成员。一个更全面的研究高自行源和VLMS和褐矮星的VVV正在进行中，包括数千个新发现的对象。
2017-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Solar Neighborhood. XXI. Parallax Results from the CTIOPI 0.9m Program: 20 New Members of the 25 Parsec White Dwarf Sample
作为DENSE项目的一部分，我们为25 pc白矮星样本中的20个新成员提供了精确的三角测量。http://www.DenseProject.com在此之前，总共有112个白矮星系统的三角视差在25 pc以内，其中99个系统的三角视差超过10%。因此，在这项工作中提出的20个新成员代表了20%的白矮星的数量增加，准确地说是在25 pc。此外，我们提出了更新的10 pc内的7个已知的白矮星，已被观察到的ASPENS倡议（天体测量搜索环绕附近恒星的行星）的一部分，以监测附近的南部红矮星和白矮星的天体测量扰动看不见的同伴。包括一些白矮星伴星和25 pc以上的白矮星，我们总共给出了33个三角星系。我们对白矮星进行大气建模，以确定物理参数（即，有效温度、log g、质量和白矮星年龄）。最后，一个新的ZZ Ceti脉动白矮星被确定和修订的约束被放置在两个混合的H/He大气冷白矮星，显示在近红外连续吸收。
2009-02-03 astro-ph.GA
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
Comparison of Hipparcos Trigonometric and Mount Wilson Spectroscopic Parallaxes for 90 Subgiants that Defined the Class in 1935
介绍了1914年至1935年间发现的介于巨星和矮星之间、光谱类型介于G0至K3之间的中等亮度恒星的历史。威尔逊山的光谱学家在他们1935年的论文中，对4179颗恒星的光谱绝对星等进行了总结，确定了大约90颗这样的恒星。这90颗恒星被斯特伦伯格称为“次巨星”，在当时被定义为这个星系群。威尔逊山次巨星在HR图中的位置，使得测量的高权重三角星系难以与罗素的主流演化论进行比较，批评者质疑威尔逊山次巨星的真实性。我们比较，逐星，威尔逊山光谱绝对星等的90颗恒星定义他们的样本对那些绝对星等来自依巴谷（HIP）的三角函数。我们解决的关注威尔逊山校准样品和偏差所采用的校准方法产生的偏差。从历史上看，这些担忧足以使威尔逊山样本中的次巨星的发现不可信。然而，如图所示，大多数被确认为次巨星的威尔逊山恒星也有可靠的HIP三角视差，它们确实位于HIP HR图中的次巨星序列中。此外，没有明显的偏移之间的M（V）的亮度从威尔逊山分光光度计和M（V）值从依巴谷三角测量误差为10%，这证实了令人印象深刻的方式的有效性，原来的威尔逊山评估。次巨星的存在证明了罗素关于恒星演化从巨星到主序星的收缩假说是不正确的。伽莫夫在1944年未发表的猜想，认为次巨星是离开主序星的后主序星，这一猜想几乎是正确的，但比它的时间早了十年。
2015-11-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Outer Rotation Curve of the Galaxy with VERA I: Trigonometric parallax of IRAS 05168+3634
本文报道用VERA测量IRAS 05168+3634的三角视差。视差为0.532 +/- 0.053 mas，对应的距离为1.88+0.21/-0.17 kpc。这一结果明显小于先前根据运动学距离估计的6 kpc的距离。源距离的这种剧烈变化不仅修改了IRAS 05168+3634的物理参数，而且还修改了源的位置，将其置于英仙座臂而不是外臂。距离和自行与系统速度的组合产生的旋转速度（Θ）为227+9/-11 km s-1，假设Θ0 = 240 km s-1。我们的研究结果与以前的VLBI结果在英仙座臂的六个来源相结合表明，源系统旋转速度慢于银河系的旋转速度在LSR。事实上，我们发现观测到的盘状特殊运动在英仙座臂的七个源上的平均值为（Umean，Vmean）=（11 +/- 3，-17 +/- 3）km s-1，表明这七个源系统地向银河系中心移动，并落后于银河系的旋转。
2012-04-21 astro-ph.GA
The outer rotation curve project with VERA: Trigonometric parallax of IRAS 05168+3634
本文用VERA测量了IRAS 05168+3634的三角视差。视差为0.532 +/- 0.053 mas，对应的距离为1.88 + 0.21/-0.17 kpc。这比先前基于运动学距离测量的6千秒差距的距离估计要近得多。源距离的这种剧烈变化意味着不仅需要修改IRAS 05168+3634的物理参数值，而且还意味着它在银河系中的不同位置，将其置于英仙座臂而不是外臂。将距离和自行与系统速度结合起来，得到震源位置的旋转速度Θ = 227 + 9/-11 km s^-1，假设Θ_0 = 240 km s^-1。我们的研究结果，结合以前的VLBI结果在英仙座手臂的六个来源，表明源系统旋转速度比银河系的旋转速度慢，在当地的标准休息。事实上，我们推导出了在英仙座臂上的7个源的平均值为（U_mean，V_mean）=（11 +/- 3，-17 +/- 3）km s^-1的盘中的特殊运动，这表明这7个源正在系统地向银河系中心移动，并滞后于银河系的整体旋转。
2012-11-29 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
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
Open star clusters in the Milky Way - Comparison of photometric and trigonometric distance scales based on Gaia TGAS data
银河系星团全球巡天（MWSC）是一个包含3061个天体的综合列表，其中提供了基于等时线拟合的星团距离等参数。Tycho-Gaia天体测量解决方案（TGAS）目录是Gaia数据发布1（Gaia DR 1）的一部分，为200多万颗恒星提供精确的三角视差测量，包括星团中的恒星。我们比较了疏散星团光度距离尺度与TGAS三角测量值之间的一致性。TGAS中可能星团成员的平均视差提供了疏散星团的三角距离标度，而光度标度则由MWSC公布的距离给出。64个集群适合比较，因为它们有超过16个可能的成员与视差测量TGAS。我们计算了可能成员的平均光弛度，并将其与MWSC中得出的光度光弛度进行了比较。我们发现一个很好的协议之间的三角TGAS为基础的和测光MWSC为基础的距离尺度的疏散星团，其中的距离小于2.3千秒差距符合在一个水平上约0.1 mas的距离没有依赖。如果真的存在的话，那么在$30^\circ$和$160^\circ$银经之间沿着银河系赤道有一个轻微的系统偏移。
2017-09-28 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
Astrometry with the Hubble Space Telescope: Trigonometric Parallaxes of Planetary Nebula Nuclei: NGC 6853, NGC 7293, Abell 31, and DeHt 5
我们给出了行星状星云NGC 6853（哑铃星云）、NGC 7293（障碍星云）、Abell 31和DeHt 5的中心恒星的绝对自行和相对自行。本文详细介绍了我们的减少和分析使用DeHt 5作为一个例子。我们获得这些行星状星云核（PNNi）的天体测量数据精细制导传感器FGS 1 R和FGS 3，白光干涉仪的哈勃太空望远镜（HST）。自行，光谱分类和VJHKT_2 M和DDO 51测光的恒星组成的天体测量参考系提供分光光度估计的参考星绝对视差。将这些作为具有误差的观测值引入我们的模型中，我们确定每个PNN的绝对松弛。利用先前独立视差测量值的加权平均产生平均视差精度，σ_π/π= 5%。导出的距离为：d_{NGC 6853} =405^{+28}_{-25}pc、d_{NGC 7293} =216^{+14}_{-12} pc、d_{Abell 31} = 621^{+91}_{-70} pc和d_{DeHt 5} = 345^{+19}_{-17} pc。这些PNNi距离都小于以前从光谱分析的中心恒星。导出的绝对星等和先前测量的有效温度允许通过Stefan-Boltzmann关系和Eddington通量估计PNNi半径。将绝对星等与后AGB模型进行比较，可以提供质量估计。质量聚集在0.57 M（太阳）附近，接近白矮星质量分布的峰值。再加上一些距离和质量已经确定的PNNi，我们将所有的P…
2009-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Leavitt law of Milky Way Cepheids from Gaia DR2 static companion parallaxes
经典造父变星（CC）是经验河外距离阶梯的核心。银河系CC是这类恒星中唯一可以进行三角视差测量的恒星。直到最近，银河系CC最精确的三角测量是Benedict等人收集的HST/FGS测量（2002，2007）和Riess等人收集的HST/WFC 3测量（2018）。不幸的是，第二次盖亚数据发布（GDR 2）还没有为银河系CC提供可靠的校准，未能取代HST作为银河系校准莱维特定律的基础。我们的目标是独立校准银河系CC的基础上的GDR 2目录的三角函数的莱维特定律。作为23个银河系CC样本的视差的代理，我们采用了它们的空间分辨同伴的GDR 2视差。由于后者是不饱和的，光度稳定的恒星，这种新的方法使我们能够绕过GDR 2偏差的视差的CC是由饱和度和可变性。我们提出了新的银河系校准的莱维特定律在J，H，K，V，Weseneirs WH和Weseneirs WVK波段的基础上的GDR 2的CC同伴的松弛。我们表明，所采用的值的零点的GDR 2弛豫，在一个合理的范围内，有一个有限的影响，我们的莱维特定律校准。
2020-06-18 astro-ph.CO 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
Gaia-DR2 distance to the W3 Complex in the Perseus Arm
英仙座旋臂是银河系中离太阳最近的旋臂，为详细研究其恒星星族提供了绝佳的机会。然而，它的距离一直存在争议，差异为两倍。运动学距离在3.9-4.2 kpc的范围内，而分光光度计和三角测量的距离为1.9-2.3 kpc，这加强了先前的说法，即该臂具有特殊的速度。我们使用了来自恒星形成W3复合体的31颗OB星样本的天体测量信息来识别另外37颗W3成员，并以更高的精度获得了其与Gaia-DR 2星系的距离。Gaia-DR 2到W3复合体的距离为2.14 $^{+0.08}_{-0.07}$ kpc，与之前的恒星距离$\sim$ 2 kpc相吻合。Gaia-DR 2星系团初步显示了W3复合体不同部分的不同距离：W3主星系团位于东北方向，距离为2.30 $^{+0.19}_{-0.16}$ kpc，W3星团（IC 1795）位于复合体中心区域，距离为2.17 $^{+0.12}_{-0.11}$ kpc，W3（OH）距离西南方向为2.00 $^{+0.29}_{-0.23}$ kpc。W3星团是最古老的区域，这表明它触发了位于星团周围膨胀壳边缘的另外两个恒星形成区域的形成。
2019-05-21 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Dynamical masses of YSOs with the VLBA: DYNAMO VLBA: Trigonometric parallaxes and proper motions of YSOs in Orion
Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Instituto de Radioastronomía y Astrofísica, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学射电天文学与天体物理研究所）；Departamento de Astronomía, Universidad de Guanajuato（瓜纳华托大学天文学系）；Black Hole Initiative at Harvard University（哈佛大学黑洞倡议项目）；David Rockefeller Center for Latin American Studies, Harvard University（哈佛大学大卫·洛克菲勒拉丁美洲研究中心）；Department of Physics and Astronomy, University of North Florida（北佛罗里达大学物理与天文学系）；Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica（国家天体物理学、光学和电子学研究所）；Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas, Universidade de São Paulo（圣保罗大学天文学、地球物理学和大气科学研究所）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家无线电天文台）；Departament de Física Quàntica i Astrofísica (FQA), Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学量子物理与天体物理学系）；Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）；Centre for Astrophysics Research, University of Hertfordshire（赫特福德大学天体物理研究中心）
通过VLBA多时相观测，确定Orion星形成复合体中年轻恒星的三角视差和自行，提供高精度射电天体测量结果，校准Gaia参考系。
2026-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Planetary Nebulae distances in GAIA DR2
背景：行星状星云的距离尺度往往受到模型依赖的解决方案。与模型无关的三角函数松弛是罕见的。现在可以利用GAIA的第二次数据发布提供更大样本的天基三角测量。目的：我们的目标是获得一个高质量的方法选择标准的三角形的行星状星云，并讨论可能的警告和限制，在使用此数据发布。研究方法：由于基于坐标的匹配工作不可靠，以前距离尺度调查的几百个来源与第二次GAIA数据发布（DR 2）的数据进行了人工交叉识别。这些数据与以前的距离尺度的结果和最近的一项类似研究的结果进行了比较，该研究使用了第一次发布的数据GAIA DR 1。结果如下：虽然现有的几个以前的地面和HST三角测量与新的数据集完全匹配，但旧的统计距离尺度，达到更大的距离，确实显示出小的系统差异。仅限于这些中心恒星，盖亚的光度颜色显示出周围星云的污染可以忽略不计，对于基于无线电通量的统计距离，这种差异可以忽略不计，而那些来自H-α表面亮度的差异仍然显示出微小的差异。DR 2研究显著改善了先前使用DR 1/TGAS对统计距离尺度的重新校准。
2018-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
The Gaia Data Release 1 parallaxes and the distance scale of Galactic planetary nebulae
在本文中，我们衡量盖亚的潜力在行星状星云（PNe）的距离刻度校准通过评估银河系PNe（CSPNe）的中心恒星的DR 1视差对已知的物理关系的影响。对于选定的PNe目标与国家的最先进的数据的角度大小和通量，我们推导出距离依赖的参数的经典距离尺度，即，物理半径和电离质量，从DR 1视差;我们传播的估计量的不确定性，并评估其统计特性存在较大的相对视差误差;我们填充统计距离比例图与此样本，并讨论其意义，在现有的数据和当前的校准。我们从DR 1中收集到8个CSPNe，S/N $>$ 1。我们发现，这一组潜在的校准品的数量翻了一番现存的三角函数的flaxes（从HST和地面），并增加了两个数量级的物理参数的域以前探测。然后，我们使用合适的三角函数的组合样本来拟合物理半径到表面亮度的关系。这种距离尺度的校准虽然是初步的，但在统计学上看起来是可靠的，并暗示了新的PNe物理学。随着未来盖亚发布的PNe数统计和天体测量精度的十倍改进，已经非常有趣的新距离尺度将受到明确的限制。
2017-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Accuracy of Three-dimensional Kinematic Distances
在过去的十年中，BeSSeL巡天和VERA项目使用VLBI技术测量了大约250颗大质量年轻恒星的三角视差。这些来源追踪了几乎一半银河系的旋臂。现在需要的是到这些恒星的精确距离，这些恒星远远超过银河系中心。在这里，我们分析了解决这一需求的潜力相结合的视线速度和自行产生三维运动距离估计。对于距离太阳10千秒差距以内的源，可能会出现显著的系统不确定性，而三角函数的不确定性通常更好。然而，对于远超过银河系中心的源，3D运动学距离是鲁棒的，并且比通常通过三角测量获得的距离更精确。
2022-05-13 astro-ph.GA astro-ph.IM
Distance scale for high-luminosity stars in OB associations and in field with Gaia DR2. Spurious systematic motions
我们计算了47个OB协会的中位数，其中包括至少10颗已知的盖亚DR 2星系。OB星协的三角和测光视差之间的比较揭示了delta_pi=-0.11 +\- 0.04 mas的零点偏移，表明盖亚DR 2视差平均被低估，并且从它们导出的距离被高估。delta_pi=-0.11 mas的修正值与Arenou等人（2018）对明亮恒星的估计一致。通过对OB星协和高光度场星的分析，证实了我们以前的结论（Dambis et al.2001），即Blaha和Humphreys（1989）建立的OB星距离标度必须缩小10- 20%。在距太阳2- 3 kpc的距离上，我们发现10- 20 kms-1的假系统运动是由于使用了未改正的Gaia DR-2射电望远镜而产生的。
2020-06-25 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 Gould's Belt Distances Survey (GOBELINS). V. Distances and Kinematics of the Perseus molecular cloud
我们得出的距离和英仙座分子云的结构相结合的三角函数的超长基线阵列（VLBA）的意见，作为GOBELINS调查的一部分，和盖亚数据发布2。根据VLBA天体测量，我们得到IC 348的距离为321+/-10 pc。这与盖亚测量的平均距离320+/-26完全一致。对NGC 1333的VLBA观测不足以声称成功测量了这个星团的距离。另一方面，Gaia的平均距离为293+/-22 pc。因此，云的东部和西部边缘之间的视线距离约为30 pc，这比以前推断的要小得多。我们使用盖亚自行和公布的径向速度，以获得选定的恒星样本的空间速度。IC 348和NGC 1333相对于LSR的平均速度矢量分别为（u，v，w）=（-6.1+/-1.6，6.8 +/-1.1，-0.9+/-1.2）和（-6.4+/-1.0，2.1 +/-1.4，-2.4+/-1.0）km/s。最后，我们对恒星运动学的分析表明，没有明确的证据表明星团内存在膨胀、收缩或旋转运动。
2018-08-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Analysis of the Distance Scales by Cepheids from the Gaia EDR3 Catalogue Data
我们研究的经典造父变星样本的运动学年龄小于1.2亿年。对于这些恒星，Skowron等人对距离的估计，它们是基于周期-光度关系的，而视线速度和自行来自盖亚目录。还有一些距离估计来自盖亚ERD 3星表中的三角函数。一种依赖于银河系自转角速度的一阶导数的比较的方法表明，需要将Skowron等人确定的距离尺度延长约10%。这一结论通过与使用三角函数预测的距离进行直接比较得到了证实。考虑到这一结果，我们得到了新的估计银河系的旋转参数和螺旋密度波的参数。
2022-07-14 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
The Carnegie RR Lyrae Program: Mid-infrared Period-Luminosity relations of RR Lyrae stars in Reticulum
我们分析了位于大麦云（LMC）球状星团网室中的30颗RR型天琴座星（RRL），它们是用斯皮策太空望远镜上的红外阵列相机（IRAC）在3.6和4.5 $μ$ m通带观测到的。我们推导了新的中红外（MIR）周期光度PL关系。PL关系的零点是使用哈勃太空望远镜（HST）测量的五个明亮银河系（MW）RRL的三角函数估计的，作为替代，我们使用了在第一次盖亚数据发布（DR 1）中发布的三角视差，这些视差是作为第谷-盖亚天体测量解决方案（TGAS）的一部分获得的，以及第二次盖亚数据发布时发布的相同恒星的视差（DR2）。我们使用我们新的MIR PL关系确定了到网状物的距离，并发现在TGAS和DR 2视差上校准的距离具有良好的一致性，并且通常小于基于HST视差的距离，尽管它们在各自的误差范围内仍然是一致的。我们的结论是，网室位于约3千秒差距更接近我们比LMC的重心。
2018-07-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
New LZ and PW(Z) relations of RR Lyrae stars calibrated with Gaia EDR3 parallaxes
我们提出了新的光度金属（LZ; MV-[Fe/H]和MG-[Fe/H]）的关系，并首次，经验，盖亚三带（G，GBP，GRP）周期Wesenlavirus金属（PWZ）的RR天琴座星（RRL）的关系，使用分层贝叶斯方法和新的准确的公布这些变量在盖亚早期数据发布3（EDR 3）。在之前的一项研究中，我们使用V平均星等、金属丰度、吸收和脉动周期，从盖亚数据发布2（DR 2）中发布的大约四百个银河系场RRL样本中获得了贝叶斯分层推导的LZ关系。我们现在从两个方向扩展这项研究。首先，我们更新了我们以前的结果，使用来自盖亚EDR 3的三角函数，并将贝叶斯分析的第一个经验PWZ关系，使用这些领域的RRLs与G，GBP和GRP时间序列测光盖亚DR 2。其次，我们使用贝叶斯推断法推导了来自15个银河系球状星团的385个RRL的LZ关系和经验PW Gaia三带关系，其光谱金属丰度范围为-0.36到-2.39 dex，先验距离为2.2到41.2 kpc。从本文分析的RRL样本中，我们推断Gaia EDR 3的平均零点偏移为-0.028 mas，中值范围为-0.033（LZ和PWZ模型的场星）至-0.024 mas（LZ模型的V波段GC RRL）。
2022-03-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
VERA astrometry toward the Perseus arm gap
英仙座的臂在银河系中有一个50到80度之间的间隙（以下称为英仙座臂间隙），在那里臂几乎没有恒星形成活动。为了更好地了解差距，我们进行了天体测量观测VERA和分析档案H I数据。我们报告了四个恒星形成区的视差和自行结果，其中G050.28-00.39和G070.33+01.59可能与间隙有关。对于G050.28-00.39、G053.14+00.07、G070.33+01.59和G079.08+01.33，测得的弛豫分别为0.140+/-0.018（mas）、0.726+/-0.038（mas）、0.074+/-0.037（mas）和0.118+/-0.035（mas）。由于G070.33+01.59的分数视差误差很大（0.5），我们使用LSR速度（VLSR）和测量的自行估计了源的3D运动学距离为7.7+/-1.0 kpc。英仙座臂源G049.41+00.32和G050.28-00.39相对于银河系自转分别滞后77+/-17 km/s和31+/-10 km/s。G049.41+00.32的非圆运动不能用英仙座臂的引力势来解释，我们发现了积分亮度温度小于30 K弧度的矩形洞，与H I数据的VLSR比较。其中一个洞的中心位于（l，VLSR）=（47度，-15公里/秒）附近，G049.41+00.32与洞的边缘有关。然而，G050.28-00.39与孔无关。当在覆盖黑洞的速度范围内对H I…
2021-11-29 astro-ph.GA
A Novel Survey for Young Substellar Objects with the W band Filter.V. IC 348 and Barnard 5 in the Perseus Cloud
我们报告了在英仙座恒星形成复合体东端的年轻星团IC 348和邻近的巴纳德5暗云中发现的亚恒星物体。亚恒星候选者是使用窄带成像选择的，即，使用以1.45微米吸水特征为中心的滤光片的开关光度测量技术，这种技术被证明在探测含水亚恒星物体方面是有效的。我们的光谱观测证实了IC 348中的三颗褐矮星。此外，在这项工作中报告的源WBIS 03492858+3258064是第一个被证实的巴纳德5的褐矮星。连同年轻的恒星星族选择通过近和中红外颜色使用2微米全天巡天和宽视场红外巡天探测器，我们诊断恒星与亚恒星物体与相关的分子云之间的关系。通过分析盖亚EDR3的恒星松弛和英仙座地区的云成员的运动学，我们提出了附近的OB协会的影响下，复杂的恒星形成的情况。
2022-08-18 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
Interarm islands in the Milky Way -- the one near the Cygnus spiral arm
这项研究延伸到银河系的结构。我们的主要目标是集中在英仙座臂之外的第一个螺旋臂，通常被称为天鹅座臂或外诺玛臂，通过评估天鹅座臂附近的脉泽分布。方法是使用精确测量三角距离的脉泽。脉泽数据来自已发表的文献，已通过现有的网络（美国VLBA，日本VERA，欧洲VLBI和澳大利亚LBA）获得。天鹅座的新结果分为两组：位于最近CO拟合的全球模型旋臂附近的那些，以及聚集在英仙座臂和天鹅座臂之间的中间的臂间岛内的那些。接下来，我们将这个岛与其他旋臂附近的其他类似的臂间天体进行比较。因此，我们描绘了一个位于两个长旋臂（天鹅座旋臂和英仙座旋臂）之间的旋臂间岛（6 x 2 kpc）;这让人想起早些时候在英仙座旋臂和人马座旋臂之间发现的小猎户座旋臂（4 x 2 kpc），以及早些时候在人马座旋臂和盾牌座旋臂之间发现的旧环（2 x 0.5 kpc）。各种手臂模型进行了比较，根据观测数据（脉泽，HII地区，HI气体，年轻的恒星，CO气体）。
2020-04-05 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
A preliminary comparison of photometric (MWSC) and trigonometric (TGAS) distances of open cluster stars
我们的目标是比较银河系星团全球巡天（MWSC）的疏散星团光度距离尺度与来自盖亚DR 1/TGAS目录的三角视差的距离，并调查在何种程度上和程度上两个尺度同意。我们比较了5743个星团恒星的基于视差和基于光度的距离，这些恒星被选为1118个星团的成员，基于它们的运动学和光度MWSC成员概率。我们发现疏散星团恒星的三角距离和光度距离总体上是一致的。它们之间的残差很小，无偏倚，直至$\log (d,[pc]) \approx 2.8$。如果我们只考虑人口最多的集群，并使用从其MWSC成员的平均三角视差获得的集群距离，距离尺度的良好一致性持续到$\log (d,[pc]) \approx 3.3$。
2017-11-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
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
Galaxy Rotation Parameters from OB2 Stars with Proper Motions and Parallaxes from the Gaia EDR3 Catalog
本文分析了Xu等从Gaia EDR 3星表中选出的自行和自行不稳定的OB 2星的运动学。该样本中所有恒星的相对视差误差均不超过10%。根据9750颗恒星的样本，得到了银河系的群速度分量$(U,V,W)_\odot=(7.21,7.46,8.52)\pm(0.13,0.20,0.10)$ ~km/s和银河系自转角速度参数：$Ω_0 =29.712\pm0.062$ ~km/s/kpc，$Ω^{'}_0=-4.014\pm0.018$ ~km/s/kpc $^{2}$和$Ω^{''}_0=0.674\pm0.009$ ~km/s/kpc $^{3}$。假设太阳到银河系中心的距离为$R_0=8.1\pm0.1$ ~kpc，则太阳邻域绕银河系中心的旋转圆速度为$V_0=240.7\pm3.0$ ~km/s。结果表明，用$Δπ=-0.040$ ~mas值对Gaia EDR 3星表的三角视差作系统改正的影响，不超过模式运动学参数误差的$\sim1σ$水平。根据OB星的自行，得到了剩余速度的变化规律：$(σ_1,σ_2,σ_3)=(11.79,9.66,7.21)\pm(0.06,0.05,0.04)$ ~km/s。结果表明，该椭球的第一轴略微偏离银河系中心的方向，而第三轴几乎正好指向银河系的北极$B_3=87.7\pm0.1^\circ.$
2022-03-28 astro-ph.GA
Sixteen overlooked open clusters in the fourth Galactic quadrant. A combined analysis of UBVI photometry and Gaia DR2 with ASteCA
目的：本论文有两个主要目的：（1）测定银河系中已知度为270 $^\circ-$ 300 $^\circ$的16个微弱的、大多数未被研究的疏散星团的内禀性质，为今后的研究提供探测银河系结构的依据。(2)通过比较来自测光的星团距离与来自盖亚DR 2星团的星团距离，解决先前报道的盖亚DR 2星团的系统学问题。方法：对16个疏散星团进行深UBVI光度测量。使用ASeCA软件包以自动方式对观测结果进行简化和分析，以获得个体距离、红化、质量、年龄和金属丰度。测光距离进行了比较，从贝叶斯分析盖亚DR 2松弛。结果：16个星团中有10个是真实的或高可能的疏散星团。其中两个相当年轻，并遵循隆突臂的痕迹和已经检测到的翘曲。其余的星团被放置在英仙座臂和船底座臂之间的臂间区域，正如对较老天体的预期。我们发现范登伯格-哈根85星团的年龄为7.5 $\times$ 10 $^9$岁，成为迄今为止在银河系中发现的最古老的疏散星团之一。讨论了这10个星团与太阳附近星系结构的关系。从测光和测量数据的距离的比较，反过来，揭示了不同程度的分歧。结论：最近报道的盖亚DR 2视差数据的各种零点校正被认为是光度和视差距离之间的比较。结果往往会改善与这些修正。光度距离分析表明平均校正值为$\sim$ +0.026 mas（将添加到视差中）。校正可能具有更复杂的距离依赖性，但解决该细节水平将需要更大的聚类样本。
2020-03-26 astro-ph.GA
Fitting orbits to tidal streams with proper motions
银河系的恒星晕似乎是一团混乱的系统，它们被潮汐拉伸成溪流。每一条流都大致描绘出银河力场中的一条轨道。在本系列的第一篇论文中，我们证明了轨道上每个点的所有六个相空间坐标都可以从轨道穿过天空的路径和沿轨道的视线速度的测量值中重建出来。在本文中，我们补充这一发现表明，轨道也可以重建，如果我们知道沿轨道的自行，而不是径向速度。我们还表明，准确的自行流星将使距离被确定的流上的点是独立的任何假设银河系的引力势。这种“银河视差”与传统的三角视差一样重要，但可以测量到更远的距离~70倍。
2009-08-14 astro-ph.GA
A new compact young moving group around V1062 Sco
目标。我们正在寻找新的疏散星团或太阳附近的移动集团。方法.我们使用盖亚-TGAS目录，将其切割成狭窄的自行和视差切片，并在每个切片中寻找显着的恒星空间超密度。然后，我们研究了恒星形成的光学和近红外色星等图，以确定它们是否与星团的等时线兼容。结果我们检测到一个迄今未知的移动集团或集群在上半人马座狼疮（UCL）部分的天蝎座-Cen OB-协会在距离太阳175秒差距。它由63颗共同运动的恒星组成，年龄在1000万年到2500万年之间。对于最亮的恒星，这是目前在盖亚-TGAS目录的运动学和三角距离模量之间的平均差异约为0：01等，标准差为0.11等。较弱的集群候选人中发现的HSOY目录，没有三角视差。对于我们的候选恒星的一个子集，我们获得了径向速度测量在MPG/ESO 2.2米望远镜在拉西拉。总共我们发现了12个成员确认径向速度和松弛，31松弛或径向速度，和20个候选人从收敛点方法。我们的63个成员的等时线质量范围从2.6 M_Sun到0.7 M_Sun。
2017-12-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
A comprehensive study of 94 open clusters based on the data from IPHAS, GAIA DR2, and other sky surveys
本文测定了银河系北部94个疏散星团的色余、测光距离、年龄、天体测量弛豫和自行。利用IPHAS的r、i和H_α波段，2 MASS的J、H和K_s波段，WISE的W_1波段，Pan-STARRS的i、z和y波段的光度测量数据，用色差法计算出每个星系团的总消光比R_r=A_r/E_（r-i），并根据IPHAS的北银道面光度测量数据估算了色余和光度距离。推断的R_r值在R_r=3.1- 5.2区间内随聚类而显著变化，平均值和标准差分别等于<R_r>=3.99和σ R_r=0.34。我们利用（1）绝对自行和（2）Gaia DR 2星表中提供的绝对自行来识别星团成员，其中绝对自行是根据IPHAS、2 MASS、URAT 1、ALLWISE、UCAC 5和Gaia DR 1星表中检索到的恒星的各个历元位置和根据USNO-B1.0星表中提供的数据重建的各个Palomar巡天板上的恒星位置确定的，并计算了星系团的平均Gaia DR 2三角引力和自行。星系团的天体测量弛豫的平均形式误差约为7微弧秒，然而，我们的星系团样本的天体测量弛豫和测光弛豫的比较表明，盖亚DR 2的弛豫平均被系统地低估了45 +/-9微弧秒。这一结果与其他作者使用其他对象获得的估计一致。同时，我们发现我们的测光距离尺度在引用的误差范围内是正确的（推断的校正因子等于1，标准误差为0.025）。
2018-07-09 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 results of an H-alpha based search of classical Be stars in the Perseus Arm and beyond
我们研究了银河平面的一个区域，在120 <= l <= 140和-1 <= b <=+4之间，发现了一个适度变红的（E（B-V）\sim 1）经典Be星的种群，位于英仙座和外臂之内和之外。对从北银道面INT光度H-α巡天（IPHAS）中选出的370颗候选发射线星（13 <= r <= 16）进行了光谱跟踪。其中的一个子集，67颗恒星的性质与经典的Be星一致，已被观察到足够的光谱分辨率（Delta_lambda \sim 2 - 4埃）在蓝色波长，以缩小其光谱类型。我们确定这些精度估计为+/- 1子类型，然后我们通过SED拟合参考适当的模型大气测量红化。校正的贡献，从拱盘的颜色过剩使用一个既定的缩放H-α发射等效宽度。通过估计到具有类似红变的邻近A/F星的距离来约束光度类，从而获得光谱亮度。绝大多数情况下，样本中的恒星被证实是明亮的经典Be星，其日心距离从2 kpc到\sim 12 kpc不等。然而，目前的误差太大，使累积分布函数相对于距离，以区分模型放置的恒星只在螺旋臂，或在一个平滑的指数下降的分布。
2013-01-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
