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
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
Bright 22 $μ$m Excess Candidates from WISE All-Sky Catalog and Hipparcos Main Catalog
在本文中，我们提出了一个目录，其中包括141个明亮的候选人（$\leq10.27$等，V波段）显示红外（IR）过剩在22 $μ$ m。其中38颗是已知的红外过剩星或盘，23颗是双星或聚星，4颗是Be星。而剩下的70多颗恒星在我们的工作中被确定为22 $μ$ m多余候选者。选择候选人的标准是$K_s-[22]_{μm}$。这些候选天体都是从与\emph{Hipparcos}主星表互相关的\emph{WISE}全天数据中选取的，并采用了似然比技术。考虑到本底的影响，我们引入了\emph{IRAS} 100 $μ$ m能级来排除高本底。我们还估计了这些源的符合概率。此外，我们还给出了所有候选星的光学到中红外SEDs和光学图像，并给出了6颗恒星在NAOC 2.16-m望远镜下的观测光谱。为了测量每颗恒星周围的尘埃量，还提供了分数光度。我们还测试了我们选择IR过剩恒星的方法是否可以用于搜索太阳系外行星，我们将我们的目录与已知的IR过剩恒星进行了交叉匹配，但没有匹配的行星。最后，给出了不同光谱类型主序星中红外过剩星的比例。
2013-08-18 astro-ph.SR
New Neighbors: Parallaxes of 18 nearby stars selected from the LSPM-north catalog
我们目前的天体测量的18个疑似附近的恒星从LSPM-北自行目录中选择。16个天体被确认是距离太阳16秒差距内的主序M矮星，其中包括3颗恒星（LSPM J 0011 +5908，LSPM J 0330 +5413，LSPM J 0510 +2714），它们正好位于10秒差距的视界内。另外两个目标（LSPM J1817+1328，LSPM J2325+1403）被证实是附近的白矮星，距离分别为14和22秒差距。我们的目标之一，共同的自行对LSPM J 0405 + 7116 E + LSPM J 0405 + 7116 W，被发现是一个三重系统，其西部分量被分解为一对16等恒星（LSPM J 0405 + 7116 W-A和LSPM J 0405 + 7116 W-B），角间距为0.7”+/-0.1”。我们发现两颗恒星（LSPM J1314+1320和LSPM J1757+7042）的颜色明显过亮，并建议这些可能是未解决的双重/多重。
2009-02-26 astro-ph.SR
UrHip Proper Motion Catalog
自行计算和收集在一个目录使用依巴谷位置（历元1991.25）和URAT 1的位置（历元2012.3至2014.6）。其目标是获得一个显着改善的自行精度的单星在北半球，并确定新的天体测量双星扰动的轨道运动。对于双星和多系统，Tycho 2的较长基线（~ 100年）使其更可靠，尽管其更大的形式不确定性。由此获得的67，340颗恒星的自行结果与依巴谷相比，精度提高了约3倍。UrHip和依巴谷之间的比较表明，他们是合理的接近，但也揭示了恒星与大的差异自行，其中一小部分是潜在的二元候选人。
2015-09-18 astro-ph.SR
Astrometric mass ratios of 248 long-period binary stars resolved in Hipparcos and Gaia EDR3
使用的绝对天体测量的位置和自行车的共同恒星在依巴谷和盖亚目录分开24.75年的平均历元，我们计算质量比长周期，解决二元系统没有任何天体物理学的假设或依赖关系，除了存在的内部二进制子系统，可能会扰动观测到的平均自行车。第一个历元是来自依巴谷双星和多星系附件（DMSA）的双星伴星的平均历元位置。盖亚EDR3中仔细交叉匹配的对应物的平均位置和自行组成了第二个历元数据。只选择足够高的信噪比和丢弃大量的光学对的结果，我们构建了一个目录的248个二进制系统，这是在线发布。还讨论了几种具有不寻常性质或结果的情况。
2021-09-24 astro-ph.SR
The Hipparcos-Gaia Catalog of Accelerations
本文介绍了依巴谷和盖亚天体测量的交叉校准目录，使其能够用于测量自行的变化，即，在天空中的加速度。最终的星表采用了第二次盖亚数据发布（DR 2）的参考系，并将依巴谷-盖亚DR 2的位置差异和依巴谷自行进行了局部交叉校准。这就给出了每颗恒星三个几乎独立的自行测量值，其中标度位置差通常是最精确的。我们发现，两个依巴谷减少的线性组合优于任何减少本身，并解决误差膨胀的依巴谷和盖亚DR 2。我们采用的误差膨胀是加性的（正交）依巴谷和乘法盖亚。我们提供协方差矩阵以及所有测量的中心历元。我们最终的自行差异是准确的高斯与适当的方差，适合加速度测量和轨道拟合。这个星表是以完整性为目标而构建的，它包含了依巴谷近98%的恒星。它还包括一些虚假的条目和一些用户必须手工审查的希巴科斯减少的星星。从这个目录中得到的加速度的统计分布应谨慎解释。
2018-11-18 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Visual binary stars with known orbits in Gaia EDR3
对第六期可见双星轨道表（ORB 6）中的3350个天体进行了研究，以验证盖亚EDR 3的质量，并提供系统的质量估计。我们发现，2/3的二进制与0.2 - 0.5弧秒的分离没有视差的解决方案EDR 3。一个特别注意的是521对已知的视差分别为两个组件。我们发现16个条目被认为是不相关的恒星的机会对齐。在一次，我们展示了高置信度的二进制系统的例子，其组件的报告中的显着差异。接下来，我们得出结论，报告的盖亚EDR 3视差误差被低估了，对于具有大RUWE的源，至少被低估了3倍。视差是估算恒星质量所必需的。由于EDR 3中近30%的ORB 6条目缺少5或6参数解，我们试图丰富天体测量数据。EDR 3通过分析恒星自行和依巴谷天体运动揭示了ORB 6条目的遥远伴星。值得注意的是，在28个案例中，内在EDR 3视差的二进制组件似乎是不太可靠的视差的外部同伴。当EDR 3数据不可用时，使用Gaia DR 2、TGAS和依巴谷松弛。合成的质量-光度关系，在G波段的主序星提供质量估计，以及通过开普勒第三定律计算的动力学质量。
2022-10-03 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
A survey of stellar X-ray flares from the XMM-Newton serendipitous source catalogue: Hipparcos-Tycho cool stars
冷星（即光谱型F-M星）耀斑的X射线发射表明了非常高能的瞬态现象，与通过磁重联释放的能量有关。我们提出了一个统一的，大规模的调查X射线耀斑发射。XMM-牛顿偶然源目录及其相关数据产品为全面和灵敏地调查恒星耀斑提供了极好的基础，这些耀斑来自目标活动恒星和在每次观测的半度直径视场中偶然观测到的恒星。2XMM星表和相关的时间序列（“光曲线”）数据产品已被用作依巴谷第谷-2星表中冷星X射线耀斑调查的基础。此外，我们还生成和分析了光谱分辨（即硬度比），X射线光变曲线。在可用的情况下，我们比较了XMM OM UV/光学数据与X射线光变曲线。我们的样本包含约130个具有良好观测轮廓的耀斑;它们来自约70颗恒星。耀斑持续时间为~ 1 e3 ~~ 1 e4 s，峰值X射线通量为~ 1 e-13 ~ 1 e-11 erg/cm 2/s，峰值X射线亮度为~ 1 e29 ~ 1 e32 erg/s，X射线能量输出为~ 1 e32 ~ 1 e35 erg。在这30颗偶然观测到的恒星中，大多数之前几乎没有报道过的信息。硬度比图清楚地说明了许多耀斑的光谱（以及由此推断的温度）变化特征，并提供了一个容易获得的数据概览。我们给出了目标观测和偶然观测的耀斑频率分布。后者提供了一个公正的（相对于恒星活动）研究耀斑能量学，此外，他们使我们能够预测的恒星耀斑，可能会被发现在未来的X射线广场调查的数量。这一偶然发现的样本表明…
2015-06-17 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
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
Hipparcos Variable Star Detection and Classification Efficiency
建立了一个完整的周期星提取和分类方案，并利用依巴谷星表进行了检验。通过将结果与来自目录或文献的先验知识进行比较，得出每个步骤的效率。在第一步中应用两个可变性标准的组合，从115 - 152颗星的完整样本中选择17 006个可变性候选人。我们的候选样本原来包括10 406个已知变量（即，90%的总数11 597）和6600污染恒星。在第二步中使用随机森林分类提取1881（82%）已知的周期性天体，同时从样本中去除完全恒定的恒星，并将非周期性变量的污染限制在152颗恒星（7.5%）。这152个非周期性变星引起的混淆在第三步中使用先前研究中提出的依巴谷周期星分类结果进行评估（Dubath等人[1]）。
2011-07-21 astro-ph.SR
Predicted Information Content of Gaia-Hipparcos
计划于9月14日释放的盖亚-第谷，预计将产生大约200万颗第谷恒星的视差误差为$σ(π)\sim 300\,μ$。我们分析表明，实际性能应该是$$ σ(π) = {\rm max}(σ_{1991}/96,20\,μ{\rm as}) $$其中$σ_{1991}$是从依巴谷任务的位置误差。对于典型的第谷星，$σ_{1991}\sim 30\,$ mas，所以这再现了通常的说法。然而，对于这个样本中的100，000颗依巴谷恒星子集，$σ_{1991}$是小15倍或更多。依巴谷星的位置误差要小得多，甚至适用于依巴谷-第谷极限（$V\sim 12$）的恒星。这对于天琴座RR型恒星以及其他特殊类别的恒星来说尤其重要，因为它们具有特殊的科学重要性，所以它们被系统地列入依巴谷星表。这一预测的性能将提供对盖亚算法的早期测试。
2016-09-13 astro-ph.SR
Parallaxes of Southern Extremely Cool objects - I: Targets, Proper motions and first results
我们目前的结果，从南方极冷天体（PARSEC）计划，观测计划开始于2007年4月，以确定122 L和28 T南半球矮星使用ESO 2.2米望远镜上的宽视场成像仪的视差。这里介绍的结果包括10个目标的观测超过18个月，第一个版本的自行目录。自行是通过结合PARSEC观测到的相对于UCAC 2星表和2 MASS星表的天体测量减少而获得的。对于195，700个源，由此产生的自行精度中位数为5 mas/年。这140个0.3deg2的磁场以无偏的方式对南半球进行采样，除了银道面，因为该区域的目标数量很少。我们对10颗褐矮星进行了中位精度为4.2mas的初步观测，其中2颗在10 pc以内。这些增加了20%，目前的数量L矮星与公布的laxes。在这10个目标中，有7个已经在文献中讨论过：两个被认为是双星，但PARSEC的观测结果显示它们是单一的，一个已经被证实是双星伴星，另一个已经被发现是双星系统的一部分，这两个都将成为良好的基准系统。PARSEC计划的观测将于2011年初结束，为所有目标提供3-4年的覆盖范围。主要的预期产出是：增加超过100%的L矮星的数量与laxes;增加-结合已发表的结果-至少10个对象的数量，每个光谱子类高达L9，并把合理的限制一般的棕矮星的二进制分数。我们的目标是为理解H-R图的暗端和L/T过渡区做出重大贡献。
2010-11-05 astro-ph.SR
Nemesis encounters of nearby Hipparcos stars
非常接近的恒星相遇可能会导致它们的奥尔特型云、微行星带和行星系统的显著扰动。利用HIP 2、Pulkovo和CRVAD 2星表计算了依巴谷星的相遇参数。事实证明，一些恒星彼此之间的相遇距离在0.1 pc以内，并且可能处于数千AU的基本碰撞过程中。我们在这里提出的例子与精确的天体测量数据和稳定的径向速度误差在$\pm 0.3$公里/秒。它们包括$β$对室女座$γ$，天鹅座61对猎户座$χ^1$，以及涉及$η$牧夫座、剑鱼座AB、大熊座61等的近距离相遇。
2013-02-15 astro-ph.SR
The Hipparcos-Gaia Catalog of Accelerations: Gaia EDR3 Edition
我们提出了一个交叉校准的依巴谷和盖亚EDR 3的目的是确定天体加速恒星和适合轨道的恒星微弱，大规模的同伴。由此产生的星表，依巴谷-盖亚加速度星表（HGCA）的EDR 3版，提供了三个在EDR 3参考系上具有校准不确定性的自行：依巴谷自行，盖亚EDR 3自行，以及依巴谷和盖亚EDR 3之间的位置差异所给出的长期自行。我们的方法类似于HGCA的Gaia DR 2版，但由于Gaia EDR 3的时间基线更长和数据处理更好，精度提高了约3倍。我们再次发现，一个60/40的混合物的两个依巴谷减少优于单独减少，我们发现强有力的证据，局部可变帧之间的旋转对自行测量。在EDR 3中删除了DR 2自行中观察到的大量全局帧旋转。我们还纠正了颜色和大小依赖的帧旋转的水平高达~50 $μ$作为/年的盖亚EDR 3。我们使用没有二元伴星的径向速度标准星样本来校准盖亚EDR 3的不确定度;我们发现误差膨胀因子（总不确定度与形式不确定度的比率）为1.37。这大大低于Gaia DR 2的位置相关因子~1.7，反映了EDR 3中改进的数据处理。虽然星表应该谨慎使用，但它的自行残差提供了一个强大的工具来测量附近恒星的微弱，大质量同伴的质量和轨道。
2021-05-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
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
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
New catalog of distances to planetary nebulae based on Gaia parallaxes and statistical distances
Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学天文学研究所）；Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica（国家天体物理学、光学和电子学研究所）
本文基于Gaia视差和统计距离为2211个行星状星云建立可靠距离星表，并发现[WR]中心星的银河高度分布显著不同于其他中心星，对现有贫氢中心星演化序列提出质疑。
2026-10-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detecting and Characterizing Companions with a Calibrated Gaia DR2, DR3, and Hipparcos Catalog (G23H)
NRC Herzberg Astronomy and Astrophysics（国家研究委员会赫茨伯格天文学与天体物理学研究所）；Department of Physics and Astronomy, University of Victoria（维多利亚大学物理与天文系）；Heising-Simons Foundation（海辛-西蒙斯基金会）；Department of Earth, Planetary, and Space Sciences, University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校地球、行星与空间科学系）；Department of Physics, University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校物理系）；Department of Astronomy & Astrophysics, University of California, San Diego（加州大学圣地亚哥分校天文与天体物理学系）；Department of Astronomy, New Mexico State University（新墨西哥州立大学天文系）
利用校准的Gaia DR2、DR3和Hipparcos数据，通过联合似然模型检测并表征伴星，验证了系外行星信号的行星性质。
2026-01-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
URAT South Parallax Results: Discovery of New Nearby Stars
本文介绍了美国海军天文台（USNO）机器人天体测量望远镜（URAT）新发现的916颗邻近恒星的三角视差和自行。从2015年10月到2017年10月，在Cerro Tololo Interamerican Observatory（CTIO）进行了为期两年的观测，覆盖了大约+25度的整个天空。增加了SPM 4和UCAC 4早期星表数据，以将视差和自行拟合的时间覆盖范围扩展到48年。利用这些新的URAT射电望远镜，光学和近红外测光从APASS和2MASS目录，我们确定了可能的新的附近的矮星，年轻的恒星，低金属丰度的亚矮星和白矮星。与已知的三角视差的比较显示了基于URAT的结果的高质量，证实了这里报告的URAT南视差的误差在2和13 mas之间。我们还包括来自Finch & Zacharias（2016）发表的URAT北部25 pc样本的额外729个三角函数，在此应用与南部样本相同的标准，以获得本文中提供的完整URAT 25 pc样本。
2018-02-22 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 $）的距离和年龄。将所有9个星团的年龄平均，得出最古老、最贫金属的球状星团的绝对年龄为12.7+/- 1.0 Gyr，其中引用的不确定性考虑了恒星模型和等时线中已知的不确定性，以及星团距离和变红的不确定性。
2017-02-02 astro-ph.SR
XHIP: An Extended Hipparcos Compilation
我们提出了扩展依巴谷汇编（XHIP），一个数据库中的所有恒星的新减少的依巴谷目录广泛的交叉引用的数据从广泛的调查目前可用的来源。由此产生的集合唯一分配116，096光谱分类，46，392径向速度，和18，549均匀铁丰度[Fe/H]依巴谷恒星。SIMBAD的恒星分类，CCDM或WDS的多重性指示，日内瓦-哥本哈根巡天III的恒星年龄，2 MASS和SIMBAD的补充测光，以及系外行星宿主恒星的识别也包括在内。太阳能遇到和银河系轨道的参数计算的运动学完整的子集。动力学偏差被认为是最小的。我们的汇编可通过斯特拉斯堡天文学中心（CDS）获取，目录V/137 B。
2012-03-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
SDSS Absolute Magnitudes for Thin Disc Stars based on Trigonometric Parallaxes
本文提出了一个新的基于三角函数的薄盘主序星光度-颜色关系式。通过对依巴谷星表和2 MASS全天点源星表中的恒星进行匹配，并应用相对视差差（$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
Very Wide Binaries and Other Comoving Stellar Companions: A Bayesian Analysis of the Hipparcos Catalogue
我们开发了贝叶斯统计方法，用于发现和分配非随机概率（例如，物理）恒星同伴。这些同伴要么是现在的束缚，要么是以前的束缚。概率取决于修正后的自行的相似性，平行和垂直于较亮的组件的运动，视差，和当地的相空间密度场星。进行对照实验以了解假阳性的行为。该技术应用于依巴谷星表，误差在100 pc以内.这是第一次全天空调查，以找到仍然相互漂流的逃跑同伴。在<100 pc的距离范围内，我们发现了约220个高概率的同伴，它们之间的间隔在0.01 - 1 pc之间。我们发现了第一个证据，证明有一个种群（约300个）的同伴之间的间隔在1 - 8 pc之间。我们发现了这些以前未被注意到的肉眼同伴。（均为V<6等）：Capella & 50 Per，delta Vel & HIP 43797，Alioth Megrez先生（梅乌马）（delta UMa）& Alcor（80 UMA），gamma & tau Cen，phi Eri & eta Hor，62 & 63 Cnc，gamma & tau Per，zeta & delta Hya，beta01，beta02 & beta03 Tuc，N Vel & HIP 47479、HIP 98174 & HIP 97646、44 & 58 Oph、s Eri & HIP 14913和pi & rho Cep。在V <4星等的情况下，高概率的伴星（V > 6星等…
2010-11-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Estimating distances from parallaxes. III. Distances of two million stars in the Gaia DR1 catalogue
我们推断的距离和它们的不对称不确定性的两百万颗恒星使用发表在盖亚DR 1（GDR 1）目录的视差。我们这样做有两个距离先验：一个最低限度的，各向同性的先验假设空间密度随着距离的增加呈指数下降，和各向异性的先验来自银河系模型中恒星的可观测性。我们验证我们的研究结果，比较我们的距离估计105造父变星有更精确的，独立估计的距离。对于这个样本，我们发现银河先验比指数下降空间密度先验表现更好（缩放残差的RMS为0.40）（RMS为0.57），尽管对于超过2 kpc的距离，银河先验表现更差，缩放残差的偏差为-0.36（与指数下降空间密度先验的-0.07相比）。由于缺乏可靠的颜色信息，我们不尝试将光度数据包括在GDR 1中。我们的距离目录可在http://www.mpia.de/homes/calj/tgas distances/main.html以及CDS上找到。这应该仅用于给出单个距离。结合数据或测试模型应与原始数据库一起进行，并注意相关和系统的不确定性。
2016-09-30 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
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
Astrometric Radial Velocities from the Hipparcos-Gaia Catalog of Accelerations and Implications for Astrometric Acceleration Measurements
Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
本文研究了通过Hipparcos-Gaia目录中的加速度数据获得视向速度，并探讨了其对测星加速度测量的影响。
2026-01-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
The Gaia DR1 Mass-Radius Relation for White Dwarfs
给出了盖亚数据发布1号（DR 1）白矮星双星样本，包括6颗直接观测的简并白矮星和46颗宽双星中的白矮星。将该数据集与光谱大气参数相结合，研究了白矮星的质量-半径关系（MRR）。盖亚的弛豫和G星等被用来推导出模型大气依赖的白矮星半径，然后可以与理论MRR的预测进行比较。我们发现一个很好的协议之间的盖亚DR 1弛豫，公布的有效温度（Teff）和表面重力（log g），和理论MRR。正如依巴谷的情况一样，数据的精确度不允许表征氢包层质量。光谱大气参数的不确定性被发现占主导地位的误差预算和目前的误差估计为著名的和明亮的白矮星可能会稍微乐观。有了更大的盖亚DR 2白矮星样本，就有可能在更宽的质量、Teff和光谱类型范围内探索MRR。
2016-11-02 astro-ph.SR
The period-luminosity relation for delta Scuti stars using Gaia DR2 parallaxes
利用Gaia DR 2射电望远镜研究了盾牌座delta星的周期光度关系。我们包括228颗来自Rodriguez等人（2000年）目录的恒星，以及在为期四年的开普勒任务中观察到的1124颗恒星。对于每颗恒星，我们考虑了主要的脉动周期，并使用DR 2的弛豫和消光修正来确定绝对V星等。许多恒星沿着P-L关系中的序列下落，与基本模式脉动相吻合，而其他恒星则以较短周期的泛音脉动。后者的恒星往往具有更高的有效温度，与理论计算一致。令人惊讶的是，我们发现了一个多余的恒星躺在一个周期的基本周期的一半脊。我们认为这可能是由于第三或第四泛音和基模之间的2：1共振。
2019-04-29 astro-ph.SR
Modeling and Calibration of Gaia, Hipparcos, and Tycho-2 astrometric data for the detection of dark companions
提出天体测量建模框架，结合 Gaia、Hipparcos 和 Tycho-2 星表校准参数，实现暗伴星高效探测，并提供开源管道。
2024-02-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
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
Radial velocities for the Hipparcos-Gaia Hundred-Thousand-Proper-Motion project
十万自行（HTPM）项目将使用23年的基线确定~113500颗恒星的自行。自行将使用依巴谷数据，1991.25历元作为第一历元，第一个中期发布的盖亚天体测量，2014.5历元作为第二历元。预期HTPM自行标准误差为30-190 muas/yr，取决于恒星的星等。根据物体的特性，特别是其距离和速度，其径向速度可能对确定其自行产生重大影响。这种透视加速度的影响对于快速移动的附近恒星来说是最大的。我们的目标是确定依巴谷星表中的每颗恒星的径向速度标准误差，以保证透视加速度对HTPM自行精度的贡献可以忽略不计。我们采用两个评价标准，都基于蒙特卡罗模拟，我们确定哪些恒星需要光谱（重新）测量。这两个标准都考虑了依巴谷的测量误差。对于依巴谷星表中的每一颗恒星，我们确定的置信水平，可用的径向速度和标准误差，从XHIP汇编目录，是可以接受的。我们发现，对于97颗恒星，在文献中提供的径向速度是不够精确的68.27%的置信水平。我们还确定了109颗恒星的径向速度是目前未知的，但需要收购，以满足68.27%的置信水平。为了满足我们的研究对径向速度的要求，将是一项艰巨的任务，需要消耗大量的光谱望远镜时间。幸运的是，后续光谱不是时间关键的，因为一旦（改进的）径向速度变得可用，HTPM自行可以被后验校正。
2012-08-15 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Comparison of Gaia DR2 Parallaxes of Stars with VLBI Astrometry
我们比较了文献中VLBI天体测量的恒星的视差与Gaia DR2星表中的恒星视差。我们的完整样本包含年轻的恒星，演化的AGB星，恒星和其他射电星。排除AGB星，这表明盖亚和VLBI视差之间的显着差异，并在二进制系统的恒星，我们得到一个平均的，系统的，视差偏移$-75 \pm 29~μ$为盖亚DR 2，一致的视差零点之间的估计$-100$和0 $μ$作为。
2019-03-14 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Testing the asteroseismic estimates of stellar radii with surface brightness-colour relations and {\it Gaia} DR3 parallaxes. II. Red giants and red clump stars from the {\it Kepler} catalogue
本研究利用Kepler数据验证SBCR与星震学半径的一致性，发现差异仅1-2%，且无K2数据中的金属丰度依赖和系统偏差，证明SBCR是低成本高精度的半径估计方法。
2024-12-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Hipparcos Pleiades parallax error is also a proper motion error
依巴谷星表中的昴星团疏散星团的平均视差比真实值大大约1 mas。这个错误的起源，以及纠正它的可能算法，由Makarov（2002）提出。这个问题是重新评估使用更准确的盖亚数据，重点是预测修正的昴星团自行。在所有三个参数的形式不确定性范围内，准确确定的52颗普通恒星的盖亚-依巴谷差异接近这些估计，这强烈表明所提出的解释是正确的。通过对系统矢量场进行调整，将126个矢量球谐函数拟合到7阶，这些差异总计为$(+0.39,\,-0.74)$ mas yr $^{-1}$。简要讨论了依巴谷小尺度自行和位置误差对当今天体测量的意义。
2022-07-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Estimating distances from parallaxes. V: Geometric and photogeometric distances to 1.47 billion stars in Gaia Early Data Release 3
恒星距离是天体物理学的一个基本支柱。来自盖亚的14.7亿颗恒星的公布是对此的重大贡献。然而，尽管盖亚的精度，这些恒星中的大多数是如此遥远或暗淡，他们的分数视差不确定性很大，从而排除了简单的视差反演提供距离。在这里，我们采取概率方法来估计恒星的距离，使用从我们的银河系的三维模型构建的先验。这个模型包括星际灭绝和盖亚的可变星等极限。我们推断出两种类型的距离。第一种是几何的，它使用视差和依赖于方向的距离先验。第二种是照相地理测量法，它还利用了恒星的颜色和视星等，利用了这样一个事实，即给定颜色的恒星有一个有限的可能绝对星等范围（加上消光）。对模拟数据和外部验证结果的检验表明，对于视差较差的恒星，光测估计一般具有较高的精度和准确度。我们提供了一个目录的14.7亿几何和13.5亿photogeometric距离连同不对称的不确定性措施。我们的估计是后验概率分布的分位数，因此它们总是变换，因此也可以直接用于距离模（5log 10（r）-5）。该目录可以下载，也可以在各个网站上使用ADQL查询（见http：//www.mpia.de/homes/calj/gedr3_distances.html），在这些网站上也可以与盖亚目录进行交叉比对。
2021-01-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the discrepancy between asteroseismic and Gaia DR1 TGAS parallaxes
最近，从行星地震的巨人的盖亚TGAS的弛豫偏差被发现。我们表明，对于弛豫$\varpi<1.5$ mas，它可以解释为有利于明亮和发光的巨星在第谷2和TGAS目录的选择效应。对这种偏差的另一种解释似乎是有效的$\varpi>1.5$ mas的基础上最好的灭绝估计：偏差可能不是由视差的偏差，而是由低估的灭绝（因此，高估了计算的绝对震级）在asteroseismic结果。我们证明，可靠的估计的变红和灭绝（约0.22等的开普勒领域的视觉消光）更好地适合巨人和主序星的PARSEC，MIST和YaPSI等时线。
2017-05-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Estimating distances from parallaxes. II. Performance of Bayesian distance estimators on a Gaia-like catalogue
通过反转视差来估计距离仅在没有噪声的情况下有效。由于盖亚目录中的大多数恒星都有不可忽略的分数视差误差，我们必须将距离估计视为一个约束推理问题。在这里，我们调查的性能估计距离的各种先验，使用模拟的盖亚目录的10亿颗恒星。我们使用三个最低限度的，各向同性的先验，以及来自银河系模型中的恒星的可观测性的各向异性先验。假设恒星均匀分布的两个先验--无论是在距离上还是在空间密度上--给出了很差的结果：一旦分数视差误差f_true大于0.1，均方根分数距离误差f_RMS就会远远超过100%。假设空间密度随着距离的增加呈指数下降的先验，一旦其单个尺度长度参数被设置为适当的值，则表现良好：f_RMS大致等于f_true（f_true < 0.4），但不会随着f_true增加到1.0而进一步增加。银河系前期表现良好，除了朝向银河系中心，由于与（模拟）数据不匹配。这种不匹配在实际应用中是不可避免的（并且仍然未知），并且可能产生很大的错误。因此，我们建议采用更简单的指数下降空间密度先验，这也是计算耗时较少。包括盖亚测光显着改善了银河系和空间密度指数下降之前的距离估计，但这样做需要对恒星的物理性质进行额外的假设。
2016-09-12 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Stellar and substellar companions from Gaia EDR3 -- Proper motion anomaly and resolved common proper motion pairs
恒星的多重性分数，一直到亚恒星区，是恒星形成、演化和行星学的重要参数。然而，对太阳附近多颗恒星的普查是不完整的。我们的研究旨在从依巴谷星表中的伴星在其宿主星上引起的自行异常（PMa）中检测伴星，即它们的长期依巴谷-盖亚和短期盖亚自行矢量之间的差异。我们的目标还包括探测依巴谷恒星（117，955颗恒星）和盖亚EDR 3恒星（542，232颗恒星）的解析引力束缚伴星。为了确定我们样本的引力束缚视觉同伴，我们搜索了EDR 3目录中的共同自行（CPM）候选者。证明了切向速度异常的检测与平均精度为26厘米/秒的距离。与DR 2相比，这一精度提高了2.5倍，导致许多目标的伴星的PMa探测极限完全进入行星质量状态。我们确定了37，515颗具有显著PMa（S/N>3）的依巴谷星，即32%的一部分和12，914（11%）托管CPM束缚候选伴星。在加入EDR 3重正化的单位重量误差（RUWE>1.4）作为额外的指标后，依巴谷星表中有50，720颗恒星（43%）显示出至少一个双星信号。在100 pc以内的EDR 3恒星中，我们发现了39，490颗恒星（7.3%）的CPM束缚候选伴星。使用PMa，CPM和RUWE指标的组合搜索同伴提高了多重性调查的详尽性。非常明亮的恒星（在盖亚探测器上严重饱和）的CPM伴星是恒星物理学的经典基准天体，它们的探测为估计它们的距离提供了一个有用的代理，其精度高于依巴谷。
2021-10-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Estimating distances from parallaxes IV: Distances to 1.33 billion stars in Gaia Data Release 2
对于第二次盖亚数据发布中的绝大多数恒星，通过反转视差无法获得可靠的距离。相反，必须使用正确的推理程序来解释变换的非线性和所得概率分布的不对称性。在这里，我们推断距离基本上所有的13.3亿恒星与第二个\gaia \数据发布公布的恒星。这是使用弱距离先验来完成的，根据银河系模型，该先验作为银河系经度和纬度的函数平滑地变化。距离估计中不可约的不确定性的特征在于非对称置信区间的上下界。虽然更精确的距离可以估计为一个子集的恒星使用额外的数据（如测光），我们的目标是提供纯粹的几何距离估计，独立的物理性质的假设，或对星际灭绝，个别恒星。我们分析了目录的特点，并使用聚类进行验证。该目录可以使用ADQL在Gaia存档中查询，网址为http://gea.esac.esa.int/archive/，也可以从www.example.com下载。http://www.mpia.de/~calj/gdr2_distances.html
2018-08-07 astro-ph.GA astro-ph.IM 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
