Distribution of Cataclysmic Variables in our Galaxy and Their Position in the HR Diagram in the Gaia Era
本研究利用Bailer-Jones等人（2021）的距离数据测定激变变星的距离，得到其在日心银道坐标系的空间分布，并讨论其在盖亚颜色构建的赫罗图中的位置。
2025-02-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Standard and Truncated Luminosity Functions for stars in the Gaia Era
恒星的光度函数（LF）在这里由Schechter函数和Gamma概率密度函数拟合。无论是在低光度区还是在高光度区，恒星数量对距离的依赖性都要求在谢克特和伽玛LF中包含一个上边界和下边界。三个天体物理应用的恒星：推导的参数在低距离，行为的平均绝对星等与距离，和光度最大值的位置作为一个功能的选择通量。截断的LF的使用允许对Malmquist偏差进行建模。
2017-12-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Predicted Space Motions for Hypervelocity and Runaway Stars: Proper Motions and Radial Velocities for the GAIA Era
我们预测了超高速星（HVS）和逃逸星在现实银河势中独特的三维空间运动。对于距离小于10 kpc的邻近恒星，未束缚的恒星是罕见的;自行本身很少将束缚的HVS和逃逸恒星从本地晕星中分离出来。在20-100 kpc的大距离上，未结合的HVS比逃逸的HVS更常见;径向速度很容易将两者与本地的晕星区分开来。预测与现有观测的比较令人鼓舞。虽然这些模型未能与SEGUE的太阳型HVS候选者的观测结果相匹配，但它们与其他调查的B型HVS和失控的数据吻合得很好。带有GAIA的g <= 20恒星的完整样本应该提供对HVS和失控恒星形成模型的明确测试，并将使对银河系势形状的精确探测成为可能。
2014-08-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
RR Lyrae stars as standard candles in the Gaia Data Release 2 Era
我们目前的结果，从401 RR天琴座恒星（RRL）属于银河系（MW）领域的分析。对于其中的一部分，多波段（$V$，$K_{\rm s}$，$W1$）测光，金属丰度，消光值和脉动周期可在文献中获得，并且Gaia任务测量的精确三角测量值以及Gaia $G$ -波段时间序列测光已在2018年4月25日的Gaia第二次数据发布（DR 2）中可用。使用贝叶斯拟合的方法，我们得到新的近，中红外周期的绝对星等金属丰度（$PMZ$）的关系和新的绝对星等金属丰度的关系，在视觉（$M_V - {\rm [Fe/H]}$）和$G$波段（$M_G - {\rm [Fe/H]}$），盖亚DR 2的基础上，松弛。我们发现，光度对金属丰度的依赖性高于通常在文献中发现的，无论考虑的通带。在模拟数据集上运行所采用的贝叶斯模型，我们表明高金属丰度依赖性不是由该方法引起的，而是可能来自数据的实际分布和盖亚星系中零点偏移的存在。我们推断零点偏移量为$-0.057$ mas，盖亚DR 2的弛豫系统较小。在金属丰度[Fe/H]= $-1.5$ dex和周期P = 0.5238天时，我们发现$V$、$G$、$K_{\rm s}$和$W1$带的RR天球绝对星等分别为$M_V = 0.66\pm0.06$等、$M_G = 0.63\pm0.08$等、$M_{K_{\rm s}} = -0.37\pm0.11$等和$M_{W1} =…
2018-08-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactoseismology in the GAIA Era
GAIA卫星将为我们的银河系提供前所未有的相空间信息，并使银河系动力学的新时代成为可能。我们可能很快就会看到银河地震学的成功实现，即，从对银河系气体或恒星盘中观测到的扰动的动力学分析中推断银河系势和子结构的特征。在这里，我们认为，最大限度地利用GAIA数据和其他补充调查，有必要建立全面的模型，恒星和气体。我们概述了银河系盘的几个关键形态难题，并提出了可能很快就会被测试的解决方案。
2016-08-14 astro-ph.GA
Classical Cepheids in open clusters in the era of Gaia DR2
疏散星团中的经典造父变星是恒星星族研究和变星表征的关键成分，因为它们是年轻和大质量恒星族以及最近恒星形成事件的示踪剂。造父变星星团是特别重要的，因为它们可以通过使用星团的恒星星族来确定年龄，从而获得造父变星的周期-光度-年龄关系。在这方面的贡献，我们提出了一个全天空搜索银河系疏散星团的经典造父变星的初步结果，利用前所未有的天体测量精度的第二次数据发布的盖亚卫星。为此，我们通过基于造父变星和星团的空间分布及其运动学进行贝叶斯分析来确定成员概率。在这里，我们描述了我们采用的方法。
2020-12-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic Surveys in the Gaia Era
来自盖亚任务的最终天体测量数据将改变我们对银河系恒星内容的看法，特别是当与提供恒星参数，视线运动学和元素丰度的光谱测量相补充时。对Gaia DR1的分析已经展示了所获得的洞察力以及未来Gaia版本的承诺。我将简要介绍最近银河考古学调查的结果和谜题，重点放在银河圆盘上。
2017-11-05 astro-ph.GA
Isochrone fitting in the Gaia era
上下文目前，银河系的探索正因一系列新数据而发生革命性的变化：盖亚提供了恒星距离和运动学的测量数据;越来越多的光谱测量提供了恒星大气参数和元素丰度的数值;开普勒和K2飞行任务提供了越来越多恒星的星震信息。目的。在这项工作中，我们的目标是确定恒星的距离和年龄使用盖亚和分光光度数据在一个一致的方式。我们用盖亚任务结束和TGAS视差精度估计年龄和距离的精度。方法.为此，我们将视差和消光数据纳入统一工具中使用的等时线拟合方法，以估计距离，年龄和质量（UniDAM）。我们准备了数据集，使我们能够研究在等时线拟合中包含TGAS和盖亚任务结束视差精度的距离和年龄估计的改进。结果在等时线拟合中使用TGAS弛豫，与仅基于分光光度数据的结果相比，我们能够减少TGAS恒星距离1千秒差距的距离和年龄估计的不确定性超过三分之一。在等时线拟合中使用盖亚任务结束时的不确定性，我们将能够进一步将距离不确定性降低约20倍，将距离太阳10 kpc的恒星的年龄不确定性降低2倍。结论.我们证明，我们将能够提高我们的距离估计约三分之一的恒星在光谱调查，并减少日志（年龄）的不确定性约为两个因素超过80%的恒星相比，没有视差先验使用盖亚任务结束的视差一致的等时线拟合分光光度法获得的不确定性。
2018-04-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
MINESweeper: Spectrophotometric Modeling of Stars in the Gaia Era
我们提出MINESweeper，一个测量恒星参数的工具，通过联合拟合观测到的光谱和宽带测光模型等时线和光谱库。这种方法能够测量分光光度距离，除了恒星参数，如Teff，log（g），[Fe/H]，[a/Fe]和径向速度。扫雷器采用贝叶斯框架，可以很容易地结合各种先验知识，包括盖亚的经验。模拟数据拟合，以证明如何推导出的参数的精度取决于进化相位和信噪比。然后，我们拟合了一系列数据，以验证模型输出。适合于各种基准恒星，包括南河三，大角星，和太阳的结果推导出的恒星参数，是在良好的协议与文献。然后，我们拟合了疏散星团和球状星团M92，M13，M3，M107，M71和M67中恒星的光谱和光度学。导出的距离，[Fe/H]，[a/Fe]，和log（g）-Teff，关系与文献值总体上吻合良好，虽然有金属丰度和log（g）之间的趋势，在集群内，指向系统的不确定性在~0.1 dex水平。最后，我们适合从H3光谱调查，其中高质量的盖亚星系也可大样本的恒星。这些恒星在没有盖亚视差的情况下是合适的，因此几何视差可以作为分光光度距离的独立测试。两者之间的比较表明，在考虑盖亚零点不确定性后，它们的形式不确定性之间存在良好的一致性。
2020-07-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Kinematics of Star Formation: Theory and Observation in the Gaia Era
欧洲航天局的盖亚太空望远镜于2013年发射升空，旨在测量银河系和整个本星系群中10亿颗恒星的位置、视差和自行。在这样做的过程中，它将包括恒星形成区，星团和OB协会中的数十万颗年轻恒星。这将为我们提供一个前所未有的观点，动力学在恒星形成过程中的作用和年轻星团的演化。预计这一雄心勃勃的任务将很快获得数据，第一次数据发布定于2016年。这篇评论讨论了我们对恒星形成运动学的理解的现状，以及社区如何为盖亚数据做好最好的准备。
2015-12-21 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Hypervelocity stars in the Gaia era: Runaway B stars beyond the velocity limit of classical ejection mechanisms
晕中的年轻大质量恒星被认为是来自银河系盘的逃逸恒星。可能的喷射场景是双星超新星喷射（BSE）或星团动力学喷射（DE）。超高速恒星（Hypervelocity stars，HVS）是一种极端的失控恒星，可能与银河系无关。产生它们需要强大的加速机制，如超大质量黑洞（SMBH）对双星系统的潮汐破坏。因此，HVS被认为起源于银河系中心（GC），这是已知唯一拥有SMBH的地方。第二次盖亚数据发布（DR2）提供了以前所未有的方式研究HVS的机会。我们重新审视了一些最有趣的高速恒星，也就是在前盖亚时代用哈勃太空望远镜获得的15颗自行恒星，以解开它们的起源。通过进行运动学分析的基础上修订的分光光度距离和自行从盖亚DR2，运动学特性，有助于限制这些恒星的空间起源。以前被认为是（非）束缚的恒星仍然（非）束缚在盖亚DR2天体测量所青睐的银河系势中。对于9颗恒星（5颗候选HVS加上所有4个径向速度异常值），GC至少在$2σ$置信水平上可以被排除为空间原点，这表明大部分已知的HVS是接近或超过银河系逃逸速度发射的盘状失控星。样本中最快的恒星HVS3被证实起源于大麦云云。由于我们的五颗非GC恒星的喷射速度接近或高于BSE和DE预测的上限，另一个强大的动力学喷射机制（例如，涉及中等质量黑洞等大质量微扰者）可能会在上述三种经典情况之外运行。
2018-10-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Open clusters and associations in the Gaia era
疏散星团和星协是由年轻恒星组成的群体，分别是束缚和非束缚的，它们具有相同的起源，并随着时间的推移分散到银河系中。因此，它们的形成和演化是理解星系恒星星族起源和性质的关键。而且，由于它们的成员年龄大致相同，它们是研究年轻恒星性质和约束恒星演化理论的理想实验室。在这篇文章中，我介绍了我们目前对疏散星团和星协的认识。我专注于用于获得年轻恒星的统计特性（IMF，空间分布，IMF）的方法，并简要讨论它们如何依赖于环境。然后，我描述了如何疏散星团可以作为探针，调查银河系的结构，动力学和化学成分。最后，我将介绍盖亚任务，并讨论它将如何彻底改变这一研究领域。
2016-06-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Isochrone fitting to the open cluster M67 in the era of Gaia and improved model physics
本文利用盖亚高精度测光数据为疏散星团M67构建了改进核心对流超射和混合长参数的新恒星模型与专用等龄线，并通过食双星质量检验和卡方拟合确定其年龄约为39.5亿年。
2024-07-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The simplest way to get a cluster's parameters in the Gaia era (Dolidze 41)
利用Gaia-ESO DR 2大巡天与近红外2微米全天巡天2 MASS数据库的合并，对天鹅座疏散星团Dolidze 41的测光参数进行了研究。给出了Dolidze 41的径向密度分布（极限、核半径和潮汐半径）、色星等图、银河系质心坐标、距离、色余和年龄。多亏了盖亚DR 2天体测量，它帮助我们很容易地定义了星团恒星的成员。同时还估算了星系团的光度和质量函数、整体光度和质量以及静止时间。
2018-08-05 astro-ph.GA
Homogeneous photometry VII. Globular clusters in the Gaia era
我们提出了宽视场，地面约翰逊-费因斯UBVRI测光48银河系球状星团的基础上近90000公共和专有的图像。测光校准的最新转换中获得的框架，我们的二级标准项目，典型的内部和外部的不确定性的顺序为几个毫米。这些数据为现有的小区域、高精度HST测光和来自盖亚、SDSS或LSST等大型调查的所有天空目录之间提供了桥梁。对于许多集群，我们提出了第一个公开可用的测光在一些五个波段（通常是U和R）。我们用表面密度和亮度分布图以及颜色星等图的例子说明了光度学的科学潜力，重点是：（i）我们研究了NGC 5904的形态，发现椭圆率和位置角随径向距离的变化;（ii）我们给出了基于U的色星等图，并证明了在我们的样本中没有一个星团是没有多个恒星星族的，可能只有少数几个具有高度和差异性发红或实地污染的集群例外，对这些集群需要进行更复杂的调查。即使是NGC 5694和Terzan 8也是如此，它们以前被认为是（大多数）单一人口候选者。
2019-02-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
3D Reddening and Extinction Maps at the Beginning of the Gaia Era
绝大多数盖亚DR 1 Tycho-Gaia天体测量解（TGAS）恒星位于距离太阳1200 pc的范围内，在银河平面内的距离可达600 pc。只有在知道它们的变红和星际灭绝的情况下，才有可能完全利用它们的光。我们通过比较所考虑的空间中八个最准确和最完整的红化和灭绝3D地图来获得这些结果。我们分析了在整个所考虑的空间中的$20\times20\times20$ pc的细胞中的地图的统计及其差异。在尘埃层外的单元格中的地图的比较，使我们能够获得通过尘埃半层的SFD地图的高估和最小红化的校正公式。我们指出，需要进一步研究的最低红化通过尘埃半层和高估更高的红化使用最精确的数据。根据所有正在考虑的地图的数据，我们编制了两个红化星表：在所考虑的空间中的630，109个$20\times20\times20$ pc细胞和1，758，723颗具有最精确距离的TGAS星。
2017-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamical Evolution of White Dwarfs in Triples in the Era of Gaia
本研究模拟了三星系统中白矮星超过10 Gyr的动力学演化，发现三体动力学与恒星演化耦合是形成紧密白矮星双星或并合的关键通道，结合Gaia观测数据揭示了质量损失反 kick 效应的重要性，并估算局部200秒差距内至少30%的太阳型恒星诞生于三星系统。
2023-09-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
New insights into the structure of open clusters in the Gaia era
利用Gaia的观测数据，我们发现在疏散星团的扩展区中，除了核心部分外，还有低密度的外晕部分。为了研究星团核心半径（$\sim$ 10 pc）以外的扩展结构，基于Gaia EDR 3数据，以50 pc为搜索半径，使用pyUPMASK算法重新确定了疏散星团1-2 kpc范围内的成员星。我们得到了256个疏散星团的成员星，特别是那些位于疏散星团外晕区的成员星。此外，我们还发现大部分疏散星团的外区径向密度分布偏离King分布。为了更好地描述疏散星团的内部和外部结构特征，我们提出了一个双组分模型进行描述：核心分量服从King模型分布，外晕分量服从对数高斯分布，并建议采用四个半径（$r_c$，$r_t$，$r_o$，$r_e$）用于描述星团的结构和分布轮廓，其中，$r_t$和$r_e$分别表示核心成分和外部晕圈成分的边界。最后，我们提供了一个目录的256个集群的结构参数。此外，我们的研究表明，这些半径的大小是统计线性相关的，这表明集群的内部和外部区域是相互关联的，并遵循类似的演化过程。此外，我们表明，两个组件的结构可以用来更好地跟踪集群的演化特性在不同的阶段。
2022-06-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Biases in the determination of dynamical parameters of star clusters: today and in the Gaia era
星团的结构和动力学性质一般是通过稳态解析模型与现有观测量的比较来推导的。为了研究这种方法的偏差，我们将不同的分析模型拟合到从一套直接N体模拟星团在不同演化阶段和不同潮汐应力水平下获得的模拟观测结果，以获得质量，质量函数和各向异性程度。我们发现，群众可以根据/高估高达50%，这取决于由集群，观测到的群众和径向速度的措施从集群中心和强度的潮汐场的距离所达到的松弛程度。质量函数斜率似乎是更好的约束和模型的不足之处，除非强烈动态演变的集群和非最佳位置的测量光度函数被认为是不敏感的。在N体模拟中开发的各向异性的程度和特征没有被流行的分析模型充分再现，并且只有在精确的自行可用时才能被检测到。我们展示了如何减少质量，质量函数和各向异性估计的不确定性，并提供预测的改进时，盖亚自行将在不久的将来。
2015-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Search for galactic structures and study of their kinematics in the Gaia era
Cental (Pulkovo) Astronomical Observatory RAS（中央（普尔科沃）俄罗斯科学院天文台）
利用Gaia数据研究银河系结构及运动学，揭示恒星群运动特性，发现Radcliffe波类似结构及z-Vz平面螺旋特征。
2026-04-18 astro-ph.GA
Spectroscopic and photometric surveys of the Milky Way and its stellar clusters in the Gaia era
这对星团和协会的贡献：一个关于盖亚的RIA研讨会涉及恒星的调查，特别是光谱调查，注意它们对星团研究的影响，以及它们与盖亚的联系。我回顾了我们需要大型光谱测量的一些科学原因，以及这些对仪器提出的要求。然后，我转向对当前和未来仪器的回顾，这些仪器将使我们能够用所需的地基光谱来补充盖亚的出色距离和自行，以获得额外的径向速度和高质量的元素丰度。这是一个非常快速移动的领域，使用现有和未来的4米和8米望远镜多目标光谱仪进行了几次新的调查。由于情况变化很快，很难提供关于所有这些项目的充分信息，但通过与有关网站的链接，读者应能够了解最新的发展情况。
2011-07-11 astro-ph.GA
On the identification of merger debris in the {\it Gaia} Era
我们模拟银河系恒星晕的形成，通过吸积的卫星星系到一个时间依赖的半宇宙星系势。我们的目标是以接近{ \it盖亚}任务可能的方式来表征这些吸积事件留下的子结构。我们已经创建了一个合成的{ \it盖亚}太阳邻域目录，通过卷积从我们被破坏的卫星的恒星粒子的6D相空间坐标与{ \it盖亚}测量误差的最新估计，并包括由于银河系盘和凸起的现实背景污染。我们发现，即使在考虑了预期的观测误差后，所得到的相空间也充满了子结构。我们能够成功地隔离大约50%的不同的卫星有助于'太阳邻居'通过应用能量角动量空间的均值漂移聚类算法。此外，傅立叶分析的轨道频率的空间，使我们能够获得准确的时间估计，因为吸积约30%的回收卫星。
2010-04-28 astro-ph.GA
Galactic Model Parameters and Space Density of Cataclysmic Variables in Gaia Era: New Constraints to Population Models
利用重新估算的{ \it Gaia} DR 3的三角函数建立了激变变量的空间分布、银河系模型参数和光度函数。本研究中的1，587个CV的数据样本声称适合于银河系模型参数估计，因为距离是基于三角函数的，并且在创建样本时考虑了{ \it Gaia} DR 3光度完整性限制。根据分析，所有CV的标度高度从248 $\pm$ 2增加到430 $\pm$ 4 pc向更短的周期附近的周期间隙的下限，突然下降到300 $\pm$ 2 pc的最短的轨道周期CV。所有CV和磁性系统的指数标度高度分别为375 $\pm$ 2和281 $\pm$ 3 pc，比以前的观测研究中提出的要大得多。样品中所有CV和磁性系统的局域空间密度分别为$6.8^{+1.3}_{-1.1}\times$ 10 $^{-6}$和$2.1^{+0.5}_{-0.4}\times10^{-6}$ pc $^{-3}$。我们的测量加强了1-2个数量级的CV空间密度预测的人口合成模型和观测之间的差异。这种差异可能是由于CV调查未检测到的对象，例如具有非常低的$\dot{M}$的系统和处于周期间隙中的系统。比较了白矮星的光度函数和所有CV的光度函数，发现CV的500倍光度函数与白矮星的光度函数非常吻合。我们的结论是，本研究中的估计和数据样本可以自信地用于进一步的CV分析。
2023-02-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The 10 parsec sample in the Gaia era: first update
最近的恒星为我们理解恒星物理和银河系提供了一个基本的限制。附近的样本作为一个锚点，所有对象都可以通过精确的数据进行研究和理解。这项工作是Reylé等人（2021）发表的10 pc样本的更新，该样本使用了来自天体测量太空任务Gaia早期第三次数据发布的前所未有的高精度视差测量。我们回顾这次普查，所有更新都与近距离双星，褐矮星和系外行星有关。我们提供了一个新的541颗恒星，棕矮星和系外行星的目录，这些恒星位于距离太阳10 pc以内的336个系统中。这个列表是尽可能完整的卷从目前的知识，它提供了一个基准星的列表。我们还探索了最近第三次盖亚数据发布中提供的新产品。
2023-02-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The RAVE-on catalog of stellar atmospheric parameters and chemical abundances for chemo-dynamic studies in the Gaia era
银河系中单个恒星的轨道、大气参数、化学丰度和年龄提供了关于星系形成的最全面的说明。Tycho-Gaia天体测量解决方案（TGAS）将为有史以来最大的银河系恒星样本提供天体测量参数，尽管如果不增加补充光谱学，它的全部潜力就无法实现。在现有的光谱测量中，RAVE（Radial Velocity Experiment）与TGAS（$\gtrsim$ 200，000颗恒星）有最大的重叠。我们使用The Cannon对520，781个RAVE光谱进行了数据驱动的重新分析。对于红巨星，我们使用高保真APOGEE恒星参数和与RAVE重叠的恒星丰度来建立我们的模型。对于主序星和次巨星，我们的模型使用K2/EPIC的恒星参数。我们推导和验证有效温度$T_{\rm eff}$，表面重力$\log{g}$，和化学丰度的七种元素（O，Mg，Al，Si，Ca，Fe，Ni）。我们总共报告了1，685，851个元素丰度，典型精度为0.07 dex，比以前的RAVE数据发布有了很大的改进。RAVE-on和TGAS的合成是有史以来最强大的银河系化学动力学分析数据集。
2016-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galaxy simulations in the Gaia era
我们生活在这样一个时代，大量的银河系恒星的天体测量、光度测量、星震和光谱数据正在被获取，比大约十年前大了许多数量级。由于盖亚天体测量任务和后续的地面光谱调查，在未来5-10年内，大约有1000 - 2000万颗恒星将获得准确的6D运动学和化学成分测量。KEPLER-2、PLATO和TESS将提供其中很大一部分的星震年龄。在这篇文章中，我们概述了一些悬而未决的问题，有关银河系的形成和演化，并认为，由于在盘状星系的形成所涉及的物理过程的复杂性，在宇宙学的背景下，银河系观测的解释需要数值模拟。我们还详细讨论了银河系厚盘的形成，化学动力学模型和径向迁移的影响。
2017-10-09 astro-ph.GA
Photometric metallicity of Galactic RR Lyrae stars in the Gaia DR3 era
University of Delhi（德里大学）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Inter-University Center for Astronomy and Astrophysics（大学间天文与天体物理中心）；University of Petroleum and Energy Studies（石油与能源大学）
本文提出了一种基于Gaia数据的新的G波段关系，用于确定银河系RR Lyrae星的金属度，通过光变曲线分析得出72颗基本模式RR Lyrae星的参数关系，验证了其高可靠性。
2026-05-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Long-Period Variables as distance and age indicators in the era of Gaia and LSST
本文介绍了在 Gaia 和 LSST 时代，通过建模恒星脉动来研究 long-period variables 作为距离和年龄指示器的潜力，并评估了 semi-regular variables 作为 Mira variables 补充距离指示器的作用。
2023-06-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modelling the Galaxy in the era of Gaia
近年来，银河系恒星的光度和天体测量数据增长非常快（依巴谷/第谷，OGLE-3，2-Mass，DENIS，UCAC 2，SDSS，RAVE，Pan Starrs，Hermes，......）两年后，欧空局将发射盖亚卫星，该卫星将测量10亿颗恒星前所未有的精确度。考虑到我们在银河系中的位置以及大多数星表中存在的复杂观测偏差，银河系的动力学模型是充分利用这些星表的先决条件。由于我们可以观察银河系的细节非常丰富，因此需要非常精密的模型。此外，除了模型之外，我们还需要算法来观察它们，这些算法具有与实际观察程序中发生的相同的误差和偏差，以及用于确定模型与给定数据体兼容的程度的统计算法。JD 5回顾了我们对银河系的了解状况，我们可以对银河系进行建模的不同方式，以及当盖亚目录可用时，从手头的数据中提取我们的科学目标需要什么。
2009-11-13 astro-ph.GA
RR Lyrae stars in the Gaia era
盖亚，欧洲航天局的航天器于2013年12月19日成功发射，经过几个月的调试后，于2014年7月18日进入名义上的科学操作，并从那时起一直在扫描天空，G = 20.7等的微弱极限。盖亚预计将在星系晕和凸起中观察到超过10万颗RR型天琴座恒星（其中大部分将是新发现的），并为那些亮度超过$\sim$ 12- 15的恒星提供视差测量，其不确定性约为10 μas<V>。简要回顾了航天器发射以来的状况和活动，重点是在大麦哲伦星系中观测到的RR型天琴座星的初步结果。在科学操作的前28天，云在南极扫描模式下度过，并根据计划于2016年夏季发布的第一个盖亚数据。
2016-02-23 astro-ph.GA astro-ph.IM
Analysis of modern astrometric catalogues in the Gaia era
本文研究了结合Gaia DR 1空间数据导出的地基星表HSOY、UCAC 5、GPS 1和PMA中的恒星自行系统。假设两个星表恒星自行的系统差异是由两个星表数据所产生的坐标系的相互旋转和滑动引起的，本文分析了两个星表的相互旋转矢量分量和原点位移分量。赤道分量的矢量相互旋转速度的比较坐标系，以及相互位移的速度，它们的起源，从0.2到2.9 mas/yr的范围内变化，来自比较的自行的源，是共同的盖亚EDR 3和TGAS，UCAC 5，HSOY，GPS 1和PMA目录，分别。通过分析HSOY、GPS 1、PMA和Gaia EDR 3星表中的河外天体的形式自行，估算了这些星表中恒星自行在暗星等范围内的系统误差。由盖亚EDR 3数据实现的坐标系在< 0.1 mas/yr的水平上显示出相对于LQAC-5、ALLWISEAGN、银河外粟星源在15 - 21恒星G星等范围内没有旋转和滑动。在地基星表中，PMA星的自行系统与盖亚EDR 3的自行系统最接近，G星等范围从15到21。
2021-04-01 astro-ph.GA
Goodness-of-fit test for isochrone fitting in the Gaia era. Statistical assessment of the error distribution
[...]本文给出了色幅图（CMD）的拟合优度统计量的严格推导。我们讨论了基本假设的可靠性及其有效性。我们推导出了一组通用的数据和模型的恒星数据和理论等时线的平方马氏距离之和的分布。我们将此应用于合成CMD的情况下，构建模仿真实数据的疏散星团的GAIA样本。我们分析了用于计算恒星模型的不同输入物理和参数集之间的区分能力。我们从这些扰动量计算的等时线生成合成簇，并评估了与未扰动等时线的拟合优度。我们发现，当$r$幅度可用于每个$N$观测对象和$p$超参数估计的拟合，误差分布遵循$χ^2$分布与$(r-1)N - p$自由度。我们表明，等时线的线性化导致可以忽略不计的偏差，从这个结果。我们研究了检测恒星模型的影响时，引起不同的对流核心过冲效率，$^{14}$ N $(p,γ)^{15}$ O反应速率，微观扩散速度，外BC，和颜色变换的可能性。结果表明，它是可能的，以检测的影响引起的只有一些扰动量。[...]对流核心过冲效率的变化是可检测的光度误差仅为0.003 mag，仅为1 Gyr的情况下。外边界条件和辐射热修正引起的影响最大。[...]作为最后一个练习，我们解决了真实世界的疏散星团CMD的拟合优度统计的有效性，被场星或未解决的双星污染。[...]
2021-03-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hypervelocity Stars in the Gaia era. Revisiting the most extreme stars from the MMT survey
在多镜望远镜（MMT）上进行的超高速星（HVS）巡天发现了42颗在银河系静止坐标系中径向速度超过$+275\,$ km $\,$ s ${}^{-1}$的银河系晕中的B型星。为了解开这些高速异常值的性质和起源，需要它们完整的六维相空间信息。为此，我们补充了位置和自行从第二次数据发布的{ \it盖亚}与修订的径向速度和分光光度计的距离，是基于重新分析的可用MMT光谱的40个对象，使用国家的最先进的模型光谱和定制的分析策略。由此产生的37颗恒星的位置和速度矢量，然后作为输入，为随后的运动学调查，以获得尽可能完整的图片。综合预测的自转速度、在基尔图中的位置和运动学性质，样本中除了两颗（B576、B598）外的所有天体都很可能是主序星。虽然现有的数据仍然不够精确，无法限制19颗程序星的起源地，但我们确定了8个来自银河系盘外缘或根本不是来自银河系盘的物体，以及10个可能来自银河系盘的物体。对于几乎所有这18个或多或少具有良好约束空间起源的目标，银河系中心（GC）作为可能的起源地是不合格的。最值得注意的例外是B576，当假设它具有蓝色水平分支（BHB）性质时，它的起源与GC非常吻合。HVS $\,$ 22是迄今为止样品中最极端的物体。虽然它的起源是完全不受约束的，但希尔斯机制从GC中喷出是其当前银河系静止系速度为$1530^{+690}_{-560}\,$ km $\,$ s ${}^{-1}…
2020-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Implications of Local Fluctuations in the Galactic Midplane for Dynamical Analysis in the Gaia Era
恒星的轨道特性，计算从他们的六维相空间测量和一个假设的银河系的潜力，是用来了解银河系的结构和演化。从轨道计算出的恒星作用量在某些假设下具有不变的吸引力，因此被用作恒星轨道的定量标签。我们报告一个微妙的，但重要的系统误差，是在行动中引起的后果，预计为银河系的本地中平面的变化。这种误差难以建模，因为它是非高斯和双峰的，在零值上没有模式峰值。薄盘状轨道的$\sim15\,\text{pc}$或厚盘状轨道的$\sim 120\,\text{pc}$在银河系中平面垂直位置的偏移会导致垂直作用量$J_z$的$25\%$系统误差。在银河系质量星系的FIRE模拟中，这些变化在太阳圈处是$\sim100\,\text{pc}$的量级。从观测的平均垂直速度变化的$\sim5\text{--}10\,\text{km}\,\text{s}^{-1}$半径，我们估计银河系中平面的变化是$\sim60\text{--}170\,\text{pc}$，符合三维尘埃图。作用量计算和轨道积分（假设全局和局部中平面相同）很可能包括这种诱导误差，这取决于所考虑的体积。当地静止标准或到银河系中心的距离的变化也会导致类似的问题。在对盖亚和未来任务可访问的磁盘的大区域进行动力学分析时，必须考虑中平面的变化。
2019-08-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass estimators in the Gaia era
即将进行的诸如盖亚卫星等天体测量任务将突出从一组位置、径向速度和示踪星自行估计封闭质量的问题。在这里，我们将展示如何构建示踪剂质量估计时，除了通常的视线速度数据的适当运动数据。值得注意的是，质量估计不需要对各向异性进行任何假设，因为它自然地通过自行的不同分量合并。此外，自行和视线速度的单独处理是可取的，因为它们在观测上是独立的，因此组合不确定性的传播是相当直接的。投影数据的扩展也勾画，连同测量银河系球状星团的质量的可能应用。
2011-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The blue supergiant Sher 25 revisited in the Gaia era
本研究利用非LTE光谱合成与Gaia DR3数据重估Sher 25参数和NGC 3603距离，证明Sher 25并非该星团成员，且质量约27 M⊙，更接近SN 1987A前身星。
2023-08-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revisiting the Membership, Multiplicity, and Age of the Beta Pictoris Moving Group in the Gaia Era
利用 Gaia DR3 数据与贝叶斯方法重新评估 BPMG 成员，排除多重星系统，并采用多种恒星模型拟合年龄，发现年龄估计高度依赖模型，范围在 11 至 33 Myr 之间。
2023-12-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The 10 parsec sample in the Gaia era
最近的恒星为我们理解恒星物理和银河系提供了一个基本的限制。附近的样品作为一个锚点，所有的物体都可以通过精确的数据被看到和理解。这项工作是由天体测量空间任务盖亚的最新数据发布引发的，并使用其前所未有的高精度视差测量来审查10 pc内的物体普查。这项工作的第一个目标是汇编盖亚观测到的10 pc以内的所有恒星和棕矮星，并将其与盖亚附近恒星目录进行比较，作为质量保证测试。我们补充了这个列表，得到了一个完整的10pc普查，包括明亮的恒星，褐矮星和系外行星。我们从使用SIMPAD查询视差大于100 mas的所有对象开始编译。我们通过添加同伴，最近视差测量尚未在SIMBAD中的褐矮星，并审查系外行星来完成普查。该汇编结合了最近的盖亚早期数据第3版的天体测量学和光度学，以及文献星等，光谱类型和视线速度。我们给出了10 pc样品的天体物理内容的描述。我们发现多重性频率约为28%。在恒星和褐矮星中，我们估计大约61%是M星，超过一半的M星在M3.0 V到M5.0 V的范围内。我们提供了540颗恒星，褐矮星和系外行星的目录，在339个系统中，距离太阳10 pc以内。这个列表是尽可能完整的卷从目前的知识，并提供基准星，可用于，例如，定义校准样品和测试即将推出的盖亚版本的质量。它还具有很强的外联潜力。
2021-05-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicity and absolute magnitude calibrations for F-G type main-sequence stars in the Gaia era
在这项研究中，光度测定金属丰度和绝对星等校准是使用太阳附近的F-G光谱型主序星和精确的UBV光度测定的光谱，光度和盖亚天体测量数据导出的。该样本由504颗主序星组成，覆盖的温度、表面重力和颜色指数区间分别为$5300<T_{eff} < 7300$ K、$\log g > 4$（cgs）和$0.3<(B-V)_0<0.8$ mag。根据盖亚DR 2的数据，具有相对三角视差误差$σ_π/π\leq0.01$的恒星更适合于估计它们的$M_V$绝对星等。为了获得刻度，首选恒星的$(U-B)_0$和$(B-V)_0$颜色指数，并使用多变量二阶方程。校正对于金属丰度和绝对星等范围分别为$-2<{\rm [Fe/H]}<0.5$ dex和$2.5<M_V<6$ mag的主序星是有效的。金属丰度和绝对星等的原始值和估计值之间的差值的平均值和标准差分别为$\langleΔ{\rm[Fe/H]}\rangle=0.00\pm0.11$ dex和$\langleΔM_V \rangle=0.00\pm0.22$ mag。在这项工作中，它已被证明，更精确的铁丰度和绝对星等值获得了新的校准，在文献中以前的校准相比。
2019-10-02 astro-ph.GA
A revisited study of Cepheids in open clusters in the Gaia era
在本文中，我们重新审视的问题，确定真正的集群造父变星进行全天搜索造父变星与疏散星团，并利用国家的最先进的编目信息造父变星和集群，无与伦比的天体测量精度的基础上的第二和早期的第三次数据发布的盖亚卫星。我们确定成员的概率，通过贝叶斯方法使用的空间和运动学信息的潜在集群造父变星对。我们确认19造父星团协会认为在以前的研究是真正的，并质疑其他六个协会的既定集群成员。此外，我们确定了138个集群造父变星的候选人的潜在利益，主要是在最近发现的疏散星团。我们报告至少有两个新的集群可能拥有一个以上的造父变星。此外，我们探索的可行性，使用疏散星团托管造父变星的经验，确定造父变星的周期年龄关系，通过使用盖亚和2 MASS测光和半自动化的方法来获得集群的年龄。我们的结论是，使用星团造父变星作为尝试性的周期-年龄关系的探针仍然面临着困难，由于人口稀少的红巨星分支和随机抽样的主序列关闭的疏散星团，使年龄确定一个具有挑战性的任务。这使造父变星时期年龄研究的年龄可测集群选择偏向于更老和高质量的集群。
2021-04-29 astro-ph.GA
The dawn of a new era for dustless HdC stars with GAIA eDR3
在它们被发现的几十年后，只有四颗缺氢碳（HdC）恒星没有星周尘埃壳。这与$\sim$ 130颗已知的银河系HdC恒星形成了鲜明的对比，这些恒星因产生大量尘埃而臭名昭著，即北冕座R（RCB）恒星。它们一起形成了一类罕见的超巨星，被认为起源于CO/He白矮星双星系统的合并，也被称为双简并场景。我们寻找新的无尘HdC（dLHdC）恒星。我们主要使用2 MASS和GAIA eDR 3星表来选择光谱跟踪的候选者。我们发现了27颗新的dLHdC星，一颗新的RCB星和两颗新的EHe星。令人惊讶的是，新的dLHdC恒星中有20颗与已知的dLHdC恒星HD 148839具有相同的特征，即大气中的氢缺乏量较低。未被发现的dLHdC恒星群体呈现出类似于RCB恒星的膨胀分布，但与那些表明它们是不同的HdC恒星群体的恒星群体有着自己的演化序列，具有较暗的光度和狭窄的有效温度范围。我们发现，目前的低尘埃生产活动的四个新的dLHdC明星，这可能是典型的RCB明星通过过渡时间的迹象。我们有证据的第一次大范围的绝对星等在整个人口的HdC恒星，跨越3马格。在有利的形成框架，这是解释了一个大范围的初始总WD二进制质量，导致一系列的进化序列具有不同的最大亮度和初始温度。冷的银河系RCB星也明显比麦哲伦星暗，可能是由于金属丰度的差异导致不同的WD质量比。在我们的银河系中，dLHdC恒星可能和RCB恒星一样多。
2022-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiwavelength Absolute Magnitudes and Colours of Red Clump Stars in {\it Gaia} Era
本文利用{ \it Gaia} DR 2天体测量数据和{\it GALEX} GR 6/7、SDSS DR 7、{ \it Gaia} DR 2、2 MASS和{ \it WISE}巡天的多波长测光数据，对APOGEE和GALAH DR 2组合星表中的红团星进行了多波长绝对星等和颜色的研究。分析集中在不同的距离估计方法，使用{ \it盖亚}三角函数，（1/ $\varpi$）和贝叶斯统计，和化学定义的银河系盘人口[ $α$ /Fe] $\times$ [Fe/H]平面。这样的调查问题的长期研究的问题，人口对RC光度的影响。利用两种不同的距离估计方法，（i）化学薄和化学厚盘RC星具有不同的绝对星等，而颜色在所有光度带中保持不变。1/ $\varpi$的绝对星等随着银河系人口的变化而在-0.12和+0.13等之间变化。这种变化的绝对幅度被认为是更大的其他方法。(ii)Besan的\c二质量测光的星系共布居数合成模型，发现从薄盘到厚盘，化学布居数的绝对星等差在-0.35 ~-0.40等之间。当结果相互比较时，模式中绝对星等的差异大约是观测值的三倍。我们证实，RC的绝对星等依赖于银河系人口的$α$元素丰度。
2020-03-17 astro-ph.GA astro-ph.IM
A deep investigation of two poorly studied open clusters Haffner 22 and Melotte 71 in Gaia era
本文利用盖亚EDR 3的天体测量和光度测量数据对两个疏散星团Haffner 22和Melotte 71进行了深入的研究。我们确定了382和597个最可能的集群成员，成员概率高于50%。对于Haffner 22和Melotte 71，RA和DEC的平均自行估计分别为-1.63和2.889和-2.398和4.210。观测到的CMD与理论等时线的比较导致这些星系团的年龄为2.25和1.27 Gyr。根据视差计算的距离为2.88和2.28 kpc，与等时线拟合法计算的距离相当。在Haffner 22和Melotte 71中分别发现了5颗和4颗蓝离散星。根据高速（双星）和单星的相对数量，我们推断出两个星团的双星比例。我们发现在核心区域二进制含量较大。质量函数斜率与Salpeter的值非常一致，而Haffner 22的质量函数斜率则较平。在这两个团簇中观察到质量偏析效应存在的证据。利用银河系势模型，银河系轨道推导，表明这两个集群遵循一个圆形的路径围绕银河系中心，缓慢演变。
2022-03-30 astro-ph.GA
Finding $r$-II sibling stars in the Milky Way with the Greedy Optimistic Clustering algorithm
本研究利用 Gaia EDR3 数据和贪婪乐观聚类方法分析太阳邻域 161 颗 r-II 恒星轨道作用量，发现六个具有相似轨道与化学特征的星团，为完全瓦解的 R 过程增强矮星系遗迹提供了理想候选者。
2023-02-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Milky Way chemo-dynamics in the era of Gaia
银河考古学的主要目标是了解银河系基本组成部分的形成和演变。这需要复杂的化学动力学建模，其中椎间盘不对称性（例如，来自中央棒、螺旋臂和下落卫星的扰动）和非平衡过程自洽地考虑在内。在这里，我们讨论了目前的现状，银河系化学动力学建模，并专注于最近的混合技术，这有助于规避传统的问题，化学富集和恒星形成中遇到的完全自洽的宇宙学模拟。我们表明，这个模型可以解释一些化学运动学的关系在银河系。此外，本发明还提供了一种方法，我们证明：（1）我们的模型与观测到的年龄-[α/Fe]和年龄-[Fe/H]关系相匹配;（2）年龄-[Fe/H]关系中的离散不能简单地用模糊来解释（位于apo和近心点的恒星访问太阳附近），但有显著的径向迁移（恒星诞生在其他地方，但由于引导半径的变化而最终出现在今天的太阳附近）是必要的。我们强调准确的恒星年龄的重要性，如通过星震学获得的CoRoT和开普勒任务，打破不同的星系演化方案之间的简并。
2016-01-06 astro-ph.GA
Stellar Streams in the Gaia Era
本文综述了 Gaia 任务对银河系星流研究的三大根本性改变，包括发现百余条新星流、揭示密度变化及约束星流运动学，并展望了未来通过星流测绘与数值模型检验冷暗物质范式的前景。
2024-05-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
A comprehensive analysis of NGC 2158 in Gaia era: photometric parameters, apex and orbit
我们提出了一个调查的NGC 2158使用Gaia-DR 2数据。我们确定了800个最有可能的集群成员，成员概率高于90%。该天体的平均自行被确定为（mu_{x} =-0.203 \pm 0.003，mu_{y} =-1.99 \pm 0.004）mas yr^{-1}。星团的极限半径、对数（年龄）和距离分别为23.5弧分、9.38 \pm 0.04 Gyr和4.69 \pm 0.22 kpc。在1.17-1.44 M_（\odot）范围内，总质量函数斜率（0.93 \pm 0.14）比Salpeter值（1.35）平坦。这个星团也显示出质量分离效应，我们的研究表明NGC 2158是一个动态弛豫的疏散星团。利用AD图，用不同方法求出了团簇的顶点坐标，并用（μ U，μ T）图进行了检验。顶点坐标的最佳值为A=87.24^ \circ \pm 1.60^ \circ，D=-36.61 ^\circ \pm 5.30 ^ \circ。我们还确定了星团的轨道，发现NGC 2158几乎在太阳的前顶点方向移动。NGC 2158的空间速度为51 km s^{-1}。沿Z坐标方向有一个显著的振荡，振荡幅度可达529~pc。关于这个集群的起源的各种方案也进行了讨论。
2020-12-11 astro-ph.GA
On the kinematic detection of accreted streams in the Gaia era: a cautionary tale
$Λ$ CDM宇宙学方案预测，我们的银河系在太阳附近应该包含数百个恒星流，这些恒星流是银河系合并历史的化石遗迹，更普遍的是星系的等级增长。由于银河系内部的混合时间尺度，有人声称这些流应该很难在位形空间中检测到，但仍然可以在运动学相关的空间中识别，如能量/角动量空间，E-Lz和Lperp-Lz，或轨道/速度参数空间。通过高分辨率，无耗散的N体模拟，包含25个$\times10^6$和35个$\times10^6$粒子之间，我们建模的吸积的一系列高达4个1：10的质量比卫星，然后高达8个1：100的卫星，我们系统地搜索这些吸积在这些空间中的签名。在所考虑的所有空间中：（1）每个卫星都产生几个独立的超密度;（2）多个卫星的超密度重叠;（3）不同质量的卫星可以产生类似的子结构;（4）原地星和吸积星之间的重叠在任何地方都是相当大的;（5）原地星也形成子结构以响应卫星的吸积。这些点是有效的，即使搜索仅限于运动学选择的晕星。由于我们现在正在进入“盖亚时代”，我们的结果警告说，在将任何这些空间中的超密度解释为吸积卫星遗迹的证据之前，必须非常谨慎。重建我们银河系的吸积历史将需要大量准确的光谱数据，这些数据加上运动学信息，可能使我们能够（化学）识别吸积流并测量它们的轨道特性。（节略）
2016-11-22 astro-ph.GA
The mass of our Galaxy from satellite proper motions in the Gaia era
我们使用45个卫星星系的盖亚DR 2系统自行来约束银河系的质量，使用Watkins等人的无标度质量估计器。首先确定各向异性参数$β$和示踪卫星径向密度指数$γ$为$β$ = $-0.67^{+0.45}_{-0.62}$和$γ=2.11\pm0.23$。当我们排除大麦哲伦云可能的前卫星时，各向异性变为$β$ = $-0.21^{+0.37}_{-0.51}$。我们发现，银河系的引力势$α$，这是依赖于质量本身的指数，是最大的质量测定的影响参数。通过与类银河星系的宇宙学模拟结果的比较，详细分析了观测不确定度的估计及其对质量估计的影响。我们发现，当天真地应用到模拟银河系晕卫星的质量估计是有偏见的。修正这个偏差后，我们得到银河系的$0.58^{+0.15}_{-0.14}\times10^{12}$ M $_\odot$的质量在64 kpc以内，这是根据我们观测样本的内半部分计算的，而$1.43^{+0.35}_{-0.32}\times10^{12}$ M $_\odot$在273 kpc以内，这是根据全部样本计算的;后一个值外推到$M_\mathrm{vir\,Δ=97}$ = $1.51^{+0.45}_{-0.40} \times 10^{12}M_{\odot}$的维里质量，对应于R $_\mathrm{vir}$ = $308\pm29$ kpc的维里半径。这个银河系质量的值…
2020-04-10 astro-ph.GA
Mass modelling globular clusters in the Gaia era: a method comparison using mock data from an $N$-body simulation of M4
随着银河系球状星团（GCs）内部运动学和动力学研究的黄金时代的到来，评估建模技术在恢复GCs质量、质量分布和其他动力学性质方面的性能是及时的。在这里，我们比较了不同的质量建模技术（分布函数（DF）为基础的模型，牛仔裤模型，和网格的N体模型），通过应用它们来模拟观察从一个明星的GC M 4的星N体模拟Heggie。模拟模拟现有和预期的GC数据：表面亮度或数密度分布，局部恒星质量函数，视线速度，哈勃太空望远镜和盖亚类自行。我们讨论的方法的成功和局限性。我们发现，多质量DF为基础的模型，牛仔裤，和N体模型提供更准确的质量配置文件相比，单质量DF为基础的模型。我们强调的复杂性，在拟合的运动学在郊区由于大力未绑定的恒星与集群（“潜在的逃生者”，而不是捕获截断DF模型，也不是孤立的集群的N体模型），这可以避免与DF为基础的模型，包括潜在的逃生者，或与牛仔裤模型。我们讨论了解释大规模种族隔离的方法。例如，在质量函数中具有自由度的基于三分量DF的模型是避免单质量模型的偏差的简单替代方案（其系统地低估了总质量，半质量半径和中心密度），而更现实的基于多质量DF的模型在残余物含量中具有自由度，这是推断残余物的总质量和质量函数的有希望的途径。
2018-11-22 astro-ph.GA
New Signatures of the Milky Way Formation in the Local Halo and Inner Halo Streamers in the Era of Gaia
我们通过使用斯隆数字巡天的分光光度数据和从指南星表II数据库中提取的多历元位置获得的高质量自行来探索银河系附近。为了确认和研究银河系形成的遗迹，我们首先对距离太阳$3$ kpc的$\rm{[Fe/H] < -1.5}$亚矮星进行分类、选择和研究，作为本地晕系统的示踪物。然后，通过相空间分析，我们发现了五个离散的运动学超密度之间的最快的恒星$67$的统计证据，并比较它们之间的相互作用的高分辨率N-体模拟的银河系和轨道矮星系的合并历史的四个代表性的情况下。观测到的超密度可以解释为化石亚结构，由从其祖先撕裂的流光组成，这些祖先似乎是不同倾角的顺向和逆行轨道上的卫星。特别是，在探测到的五个高密度中，有两个似乎与Helmi等人（1999）的流有关，产生了21个额外的主序星成员，我们的分析证实了这一点。这三个新发现的运动学群可能与Dinescu（2002）和Kepley等人（2007）检测到的逆行流有关，无论其起源如何，其前身都将位于逆行轨道上，倾角在$10^{\circ} ÷60^{\circ}$范围内。最后，我们使用我们的模拟来研究观测误差的影响，并将当前的图像与盖亚任务预期的高度改进的数据的前景进行比较。
2015-08-15 astro-ph.GA
Beta Dips in the Gaia Era: Simulation Predictions of the Galactic Velocity Anisotropy Parameter for Stellar Halos
速度各向异性参数β是衡量恒星晕中轨道运动状态的一个指标，它有望约束银河系（MW）的合并历史。我们确定全球趋势β作为半径的函数，从三套模拟，包括吸积和宇宙流体动力学模拟。我们发现，这两种类型的模拟是一致的，并预测强烈的径向各向异性（<beta>~0.7）的银心半径大于10千秒差距。先前对MW的恒星晕的β观测声称在r~20 kpc处检测到了各向同性或切向的“倾角”。使用N-体+SPH模拟，我们调查的时间持久性，人口的起源，和严重程度的“下降”β。我们发现，在原位恒星晕的倾角是长期的，而在吸积恒星晕的倾角是短暂的，并与最近的吸积卫星材料。我们还发现，早在z~1的一个主要合并可以导致今天的低（各向同性的切向）的β值在很大范围的半径和角膨胀。虽然所有这些机制都是MW中观察到的β下降的合理驱动因素，但在模拟中，每个机制都有一个与之相关的独特金属丰度特征，这意味着未来的光谱调查可以区分它们。由于测量MW晕的质量需要β（r）的准确知识，我们注意到当使用球面Jeans方程建模时，β的显著瞬时下降可能导致对晕质量的高估。
2018-02-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular clusters in the era of precision astrometry
对球状星团（GCs）运动学的研究为揭示其长期演化和未知的形成机制提供了可能。盖亚DR 2极大地振兴了这一领域，并使银河系GC的6D相空间特性的探索成为可能，这要归功于精确的天体测量。然而，为了充分利用精确天体测量的力量，需要对数据进行彻底的调查。在这方面的贡献，我们表明，研究的平均径向自行配置文件的GC提供了一个理想的基准，以评估存在的系统在拥挤的领域。我们的工作表明，在盖亚DR 2最接近的14个GC的系统学低于随机测量误差，达到约0.015 mas/yr的平均自行测量精度。最后，通过对自行切向分量的分析，我们报告了在~50个GC样品中检测到内旋转，并概述了角动量的存在对原始GC形成机制的影响。这一结果让人们首次体验到Gaia DR 2在GC科学方面无与伦比的力量，为随后的数据发布做准备。
2019-09-16 astro-ph.GA
Kinematics of Cataclysmic Variables in the Solar Neighborhood in the Gaia Era
本研究利用Gaia DR3数据与文献系统速度，分析太阳系附近薄盘非磁性激变变星的运动学特性，测得速度弥散、运动学年龄与轨道周期演化率，验证了标准理论的年龄-周期关系，未发现周期空隙上下γ速度弥散存在显著差异。
2024-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
