Standard Galactic Field RR Lyrae II: A Gaia DR2 calibration of the period-Wesenheit-metallicity relation
天琴座RR型星长期以来一直是流行的标准烛光，但近年来在方法和技术方面取得了重大进展，以提高其作为距离指示器的精度。我们提出了多波长（光学$UBVR_cI_c$和盖亚$G, BP, RP$ ;近红外$JHK_s$ ;中红外$[3.6], [4.5]$）周期光度金属量（PLZ），周期Weseneirs金属量（PWZ）的关系，校准使用从卡内基RR天琴座计划获得的测光和从盖亚第二次数据发布的55银河场RR天琴座星。金属丰度斜率，这一直是预测的理论关系，现在可以在所有通带测量。在PLZ关系的分散是在0.2等的顺序，并仍然是由不确定性的不确定性的控制。作为PLZ关系的一致性检验，我们还测量了到球状星团M4、大麦云云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）的距离模，结果与前人的估计非常吻合.
2019-10-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaia Data Release 1 - The Cepheid & RR Lyrae star pipeline and its application to the south ecliptic pole region
我们介绍了盖亚数据处理和分析联盟（DPAC）协调单元7（CU 7）内开发的特定对象研究（SOS）管道的概述，该协调单元负责处理和分析盖亚观测到的变量源，以验证和充分验证航天器观测到的造父变星和RR天琴座恒星。我们描述了如何SOS造父变星和RR天琴座恒星（SOS Cep&RRL）是专门为分析盖亚的G波段光度时间序列与南极（SEP）的足迹，它涵盖了外部区域的大麦云云（LMC）。SOS Cep&RRL管道的G波段时间序列测光和表征（平均星等和脉动特征）发表在盖亚数据发布1（盖亚DR 1）中，样本总数为3，194颗变星，599颗造父变星和2，595颗RR型Lyenoid星，其中386颗（43颗造父变星和343颗RR型Lyenoid星）是盖亚的新发现。所有3，194颗恒星都分布在一个从大麦哲伦星云中心向北偏3度、向东偏4度的点向两侧延伸38度的区域内。绝大多数，但不是全部，都位于LMC内。公布的样本还包括一些明亮的天琴座RR星，它们在大麦哲伦星云前面追踪银河系的外晕。
2016-10-14 astro-ph.GA 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
Metallicities from high resolution spectra of 49 RR Lyrae Variables
RR型天琴座的精确金属丰度对于限制周期-光度-金属丰度关系（PLZ）非常重要，特别是在近红外波段。我们分析了69个高分辨率光谱的银河系RR天琴座恒星从南部非洲大望远镜（SALT）。我们测量金属丰度的58个这些RR天琴座恒星的典型的不确定性为0.13德克斯。该样本中除了一个天琴座RR外，所有其他天琴座RR都与盖亚有准确的（σ_parallax ~ 10%）视差。结合这些新的高分辨率光谱丰度与类似的确定从文献中的93颗恒星，我们提出了新的PLZ关系在WISE W1和W2的幅度，Wesenektop的幅度W（W1，V-W1）和W（W2，V-W2）。
2021-03-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
RR Lyrae variables in Messier 53: Near-infrared Period--Luminosity relations and the calibration using Gaia Early Data Release 3
我们提出了新的近红外，$JHK_s$，周期-亮度关系（PLR）的RR天琴座变量在梅西耶53（M53或NGC 5024）球状星团。利用3.6米加法夏威夷望远镜WIRCam多历元$JHK_s$观测资料，首次估算了M53中63颗RR型天琴座星的平均星等，其中包括29个基模（RRab）和34个一阶泛模（RRc）星等。RR型天琴座恒星的$JHK_s$波段PLR最好是限制在RRab类型，最小散射分别为22、23和19毫等。星云RR的组合样本用于推导$K_s$ -波段PLR，$K_s = -2.303 (0.063) \log P + 15.212 (0.016)$显示出只有$0.027$大小的$1σ$色散。理论周期-光度-金属丰度（PLZ）关系用于预测400个银河系星云RR的视差，导致$-7\pm3~μ$的中位视差零点偏移，如{ \it Gaia}早期数据发布3（EDR 3）中所述，其增加到$22\pm2~μ$，就好像应用了视差校正一样。我们还估计了一个强大的距离模数，$μ_\textrm{M53} = 16.403 \pm 0.024$（统计）$\pm 0.033$（系统）mag，M53的理论校准的基础上。均匀和精确的平均幅度的RR天琴座在M53连同类似的文献数据M3，M4，M5，和$ω$ Cen的经验校准一个新的RR天琴座PLZ $_{K_s}$关系，$K_s = -0.848 (0.00…
2021-01-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Distances to the globular clusters 47 Tucanae and NGC 362 using Gaia DR2 parallaxes
利用来自盖亚DR 2的视差，我们估计了到球状星团47 Tuc和NGC 362的距离，利用小麦哲伦云和类星体中的背景恒星来解释各种视差系统。我们发现视差是依赖于盖亚DR 2 G视星等的恒星与$13<\textrm{G}<18$，其中较亮的恒星有一个较低的视差零点比暗淡的恒星。发现到47 Tuc的距离为$4.45\pm0.01\pm0.12$ kpc，而对于NGC362 $8.54\pm0.20\pm0.44$ kpc，分别列出了随机误差和系统误差。这是第一次直接使用视差对这两个球状星团进行精确的距离测量。
2018-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
RR Lyrae Stars In Stellar Streams with Gaia: The Escapers
我们试图确定RR天琴座（RRL）恒星流，可能已经逃离七个球状星团（GC）的自行，距离，颜色星等图，和其他属性提取的盖亚早期数据发布3（EDR 3）数据库。具体来说，我们交叉匹配两个大型RRL恒星目录（来自Gaia DR 2和Catalina Sky Survey）彼此以及EDR 3数据库，我们最终获得了约150，000颗独特RRL恒星的样本。我们利用（M_G-[Fe/H]）和（M_V-[Fe/H]）绝对星等-金属丰度关系计算了RRL星的距离，并采用不同光谱研究的GC的[Fe/H]值。我们还限制我们的搜索在与GC相关的恒星流以前建议或在其他研究中确定的领域。我们确定了24颗可能从以下7个GC逃逸的RRL星：Palomar 13（NGC 13），NGC 6341（M92），NGC 5904（M5），NGC 5466，NGC 1261，NGC 288和NGC 1851。我们在表2中列出了我们的发现。
2021-06-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
A theoretical scenario for Galactic RR Lyrae in the Gaia database: constraints on the parallax offset
在扩展的一组非线性对流RR Lyrant脉动模型的基础上，我们导出了第一个理论光变曲线在盖亚带和相应的强度加权平均幅度和脉动幅度。本文讨论了基模和一阶泛模Gaia滤波器中化学成分对导出的贝雷图的影响。推断的平均幅度和颜色是用来推导出第一个理论周期Weseneirs关系RR Lyrics在盖亚过滤器。的理论周期，Wesenlavian关系的基本和FirstOvertone模式银河RR天琴座在盖亚数据发布2数据库和补充信息的个别金属丰度，使我们能够得到理论估计他们的个人的天琴座。这些结果与天体测量的解决方案进行比较，得出结论，一个非常小的偏移，符合零，是为了调和预测的距离与盖亚的结果。
2020-11-12 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$M_{W1} =…
2018-08-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaia-DR2 confirms VLBA parallaxes in Ophiuchus, Serpens and Aquila
我们目前的Gaia-DR 2天体测量的样本YSO候选人在蛇夫座，巨蛇座主和巨蛇座南/W 40在天鹰座裂谷，这主要是通过他们的红外过剩与斯皮策确定。我们比较了盖亚-DR 2的松弛对公布的和新的松弛从我们的甚长基线阵列（VLBA）程序GOBELINS。我们在这里分析的每个地区的平均视差盖亚和VLBA之间获得一致的结果。当比较平均值时，我们看到小的偏移量，几十个微弧秒，这要么是由盖亚零点误差引入的，要么是由于盖亚对最亮的选择效应，较少被遮挡的恒星。仅Gaia-DR 2数据就决定性地将Serpens Main和Serpens South置于相同的距离，正如我们在之前的出版物中首次仅从VLBA数据推断的那样。因此，巨蛇座主星、巨蛇座南星和W 40都是同一分子云复合体的一部分，位于平均距离436+/-9 pc处。在蛇夫座中，盖亚和VLBA都表明云上有一个小的视差梯度，从L1689到L1688，距离从144.2+/-1.3 pc变化到138.4+/-2.6 pc。
2018-12-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Validation of the Gaia Early Data Release 3 parallax zero-point model with asteroseismology
盖亚早期数据发布3（EDR 3）提供了15亿颗恒星的三角测量，与盖亚数据发布2相比，系统分类减少，报告的精度提高了两倍。EDR 3的新内容是一个尝试性的模型，用于校正五参数和六参数天体测量解$Z_5$和$Z_6$的星等、位置和颜色相关系统学的偏差。使用超过2,000个第一次上升的红巨星分支星的样本与星震的松弛，我执行一个独立的检查的$Z_5$模型在盖亚的$9 \lesssim G \lesssim 13$星等范围和颜色范围的$1.4μ\mathrm{m} ^{-1} \lesssim ν_{\mathrm{eff}} \lesssim 1.5 μ\mathrm{m} ^{-1}$。因此，该分析桥接了Gaia团队对$G > 13$的$Z_5$的一致性检查，以及使用Cepheids对$G < 11$进行$\approx 15 μ\mathrm{as}$过度校正的独立分析的指示。我发现在$G \lesssim 10.8$处有一个过校正，这样$Z_5$校正的EDR 3的视差比星震视差大$15 \pm 3 μ\mathrm{as}$。对于$G \gtrsim 10.8$，EDR 3和开普勒领域的asteroseic的视差同意一个常数与预期的空间变化EDR 3视差后，线性，颜色相关的调整。我还推断，在$22 \pm 6\%$的样本中，EDR 3视差不确定性的平均低估，与盖亚团队在类似量级和使用…
2021-04-26 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
Gaia EDR3 Parallax Zero-point Offset based on W Ursae Majoris-type Eclipsing Binaries
我们根据$\sim 110,000$ W Ursae Majoris（EW）型食双星系统独立确定了盖亚早期数据Release-3（EDR 3）的零点偏移。EW几乎覆盖整个天空，其特点是在幅度和颜色上相对完整的覆盖。它们是银河系主序星的极好代表。我们推导出一个$W1$带周期亮度关系，距离精度为$7.4\%$，我们使用它来锚定盖亚视差零点。对于五参数和六参数解，最终全局视差偏移分别为$-28.6\pm0.6$ $μ$ as和$-25.4\pm4.0$ $μ$ as（校正前）以及$4.2\pm0.5$ $μ$ as和$4.6\pm3.7$ $μ$ as（校正后）。总系统不确定度为$1.8$ $μ$。视差偏移的空间分布表明，在天空的$40\%$上，校正的Gaia EDR 3视差中的偏差小于10 $μ$。只有天空的$15\%$的视差偏移大于30 $μ$ as。因此，我们提供了独立的证据，证明盖亚团队提供的视差零点校正显著降低了普遍的偏差。结合文献数据，我们发现修正前后银河系恒星的总视差偏移量分别为$[-20, -30]$ $μ$ as和4-10 $μ$ as。对于特定区域，发现约10 $μ$的额外偏差。
2021-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for Galactic disc RR~Lyrae stars in the Solar neighbourhood
利用公开的测光、分光和{ \it Gaia} DR 2天体测量数据，对太阳附近的314颗RR~天琴座星进行了运动学研究，探讨了它们在银河系中的分布。本文报道了在距银河系中心5- 9千秒差距的太阳邻域内的22颗RR~天琴座星的超密度。它们的轨道参数和化学组成表明，这22个变星的运动学和[Fe/H]值与银盘相同，平均金属丰度和切向速度分别为[Fe/H]= $-0.60$ \，dex和$v_θ = 241$ \，km\，s $^{-1}$。从银心球速度分量的分布来看，这22颗盘状的RR~天琴座变星与{ \it Gaia} Sausage（{ \it Gaia}-土卫二）不一致，不像近一半的本地RR~天琴座变星。来自文献的化学信息显示，大多数选定的近心峰RR~ Lyrant变星都是$α$贫乏的，这是薄盘中通常更年轻的恒星所共有的属性。使用现有的测光，我们排除了可能的错误分类与已知的经典和异常造父变星。这些RR~天琴座盘星相似的运动学、化学和脉动特性表明它们有着共同的起源。与此相反，我们发现与{ \it Gaia}-Enceladus相关的RR~天琴座星的运动学和化学成分显示出相当大的金属丰度分布在老星族（$\sim$ ~ 1\，dex）中。
2020-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tests of the Galactic planetary nebula distance scale with the initial Gaia parallax distances of their central stars
我们使用盖亚数据发布1（DR1）的“主要数据集”来搜索银河系行星状星云（PNe）中心恒星（CS）的视差测量，以确定PN距离。我们发现，三角视差是可用的16个CS，其中7个相对不确定性低于80%。这些三角距离与其他可靠的个体测定的有限比较揭示了两组之间的良好相关性，其中盖亚视差距离在对数距离中低约0.1倍。我们测试了盖亚星系的最流行的银河PN距离尺度，即物理半径与表面亮度，电离质量与逆光学厚度尺度。虽然可用的校准器的数量可能仍然太少，而且它们的相对不确定性太高，无法得出一个工作距离尺度，但我们能够评估当前的样本，并揭示未来盖亚释放的非常有希望的潜力，用于重新校准银河PNE的距离尺度。
2017-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cepheid metallicity in the Leavitt law (C-MetaLL) survey -- III. Simultaneous derivation of the Gaia parallax offset and Period-Luminosity-Metallicity coefficients
经典造父变星（DCEP）是银河系外距离尺度中最重要的标准烛光，这要归功于周期-亮度（$\rm PL$）、周期-亮度-颜色（$\rm PLC$）和周期-韦森（$\rm PW$）关系。{ \it Gaia}任务的出现，特别是早期数据发布3（EDR 3），为校准这些关系提供了准确的数据。为了充分利用{ \it Gaia}测量，{ \it Gaia}弛豫的零点（ZP）应该以几个$\rm μas$的精度来确定。{ \it Gaia}团队提供的单独ZP修正取决于目标的量级和天空中的位置。在本文中，我们使用一种隐式的方法，依赖于造父变星$\rm PL$和$\rm PW$关系来评估系综{ \it Gaia}视差零点。额外校正（在{ \it Gaia}团队校正之后）当前DCEP样本的{ \it Gaia}弛豫所需的偏移值的最佳推断估计总计为$\rm -22\pm 4\, μas$。该值与最新文献值一致，并证实{ \it Gaia}团队提出的校正过度校正了松弛。作为我们的结果的进一步应用，我们得到了大麦云距离（$\rm μ_0=18.49\pm 0.06\, mag$）的估计，在非常好的协议，目前接受的值通过几何方法获得。
2023-02-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
A fresh look at the RR Lyrae population in the Draco dwarf spheroidal galaxy with Gaia
我们提出了一个目录的285 RR天琴座恒星（RRL）的天龙座矮球状星系（dSph），通过结合数据从一些不同的调查，包括第二次数据发布（DR 2）的欧洲航天局（ESA）的基石任务盖亚。我们已经确定了在我们的样本中的RRL的个人距离，首次使用盖亚G-波段光度-金属丰度关系（MG - [Fe/H]）和研究的Draco dSph的结构跟踪其RRL人口。我们发现，位于天龙座西部/西南部地区的RRL似乎更接近我们，这可能是天龙座和银河系（MW）之间的相互作用的线索。用RRL测量的天龙座的平均距离模量为19.53 +/- 0.07 mag，相当于80.5 +/- 2.6 kpc的距离，与文献中先前的测定结果非常一致。基于RRL的脉动特性，我们确认了Draco的Oosterhoff中间性质。我们提出了一个额外的样本的41个候选RRL在天龙座，这是我们选择的盖亚DR 2目录的基础上，他们的G-波段幅度的不确定性。在盖亚第三次数据发布（DR 3）中将提供的其他历元数据将有助于确认这些候选者是否是真正的Draco RRL。
2020-09-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Variable stars in the Gaia era: Mira, RR Lyrae, delta and Type-II Cepheids
像天琴座RR型变星、造父变星和米拉变星等经典变星都遵循周期光度关系，这使得它们作为距离指标很有趣。特别是天琴座RR型和造父变星三角洲型在建立宇宙的距离尺度上是至关重要的，所有类型的变星都可以作为银河系结构的示踪物。我将介绍最近的周期光度关系的概述，并回顾到目前为止使用盖亚DR1数据所做的工作，并讨论未来的可能性
2017-06-09 astro-ph.SR
The Galactic Bulge exploration VI.: Gaia Enceladus/Sausage RR Lyrae stars in the inner-central stellar halo of the Milky Way
本研究使用281颗天琴座RR型星绘制银河系内中心晕，结合Auriga模拟发现仅6-9 ± 2%的该星群起源于GES并合，且极少有核球轨道的此类恒星源于GES。
2025-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaia EDR3 confirms that Westerlund 1 is closer and older than previously thought
使用{ \it Gaia}早期数据发布3（EDR 3）视差和贝叶斯推断，我们推断韦斯特伦德1（Wd 1）集群的视差。我们发现$0.34\pm{0.05}$ mas的视差对应于$2.8^{+0.7}_{-0.6}$ kpc的距离。新的{ \it Gaia} EDR 3距离与我们先前使用{ \it Gaia} DR 2松弛的结果一致。这证实了Wd 1的质量和年龄都比之前假设的要小。与DR 2相比，EDR 3每颗恒星的视差不确定度降低了30%。然而，集群的总视差不确定性保持不变。这表明，不确定性是由系统学，这可能是由于拥挤，集群内的运动，或运动由于双轨道占主导地位。
2021-01-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Improving reddening estimates for RR Lyrae stars in the Gaia bands: a machine learning approach to the PAC(Z) relation
INAF - Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文与空间科学观测站）；Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università di Bologna（博洛尼亚大学物理与天文系）
研究旨在重新校准盖亚波段中 RRab 星消光关系并建立 RRc 星类似关系，采用盖亚 DR3 测光等数据，通过机器学习方法得出新关系，能可靠估计消光，改进 DR3 实现，为银河系研究提供工具。
2026-07-16 astro-ph.GA 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
Give to Ursa Minor what is Ursa Minor's: an updated census of the RR Lyrae population in the Ursa Minor dwarf galaxy based on Gaia DR3
基于 Gaia DR3 数据，本文对小熊座矮星系的天琴座 RR 型变星和异常造父变星进行更新普查，新发现 47 颗 RR 型变星和 5 颗异常造父变星，重新分类 13 颗变星，并确定其距离模数为 19.23±0.09 mag，同时排除其变星与 Muñoz 1 星团的成员关联。
2024-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gaia DR2 parallax zero point: Hierarchical modeling of red clump stars
在盖亚的第二次数据发布中，盖亚的系统性偏移已经被广泛报道，预计它将在未来的盖亚数据中持续存在。为了使用盖亚视差来推断高精度的距离，我们开发了一个分层的概率模型来确定盖亚视差零点偏移以及通过结合天体测量和光度测量来校准红团簇星光度的经验模型。利用阿帕奇点天文台银河演化实验（APOGEE）和盖亚数据发布2（DR 2）的红团星交叉匹配样本，我们报告DR 2的视差零点偏移为$ \varpi_0 = -48 \pm 1~μ\text{as} $。我们推断红团绝对星等为$ K_s $中的$ -1.622 \pm 0.004 $、$ G $中的$ 0.517 \pm 0.004 $、$ J $中的$ -1.019 \pm 0.004 $和$ H $中的$ -1.516 \pm 0.004 $。在$ J $、$ H $和$ K_s $中，红色团块的固有散射为$ \sim 0.09 $ mag，或在$ G $中为$ \sim 0.17 $ mag。我们调整我们的模型，以适应更复杂的分析，如调查视差零点的变化与每个源的观测到的幅度，观测到的颜色，和天空的位置。特别是，我们发现波动的零点在整个天空的顺序或小于几十个$ μ\text{as} $。
2020-03-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaia's Cepheids and RR Lyrae Stars and Luminosity Calibrations Based on Tycho-Gaia Astrometric Solution
盖亚数据发布1包含超过700颗银河系造父变星和RR型天琴座恒星的星表，作为第谷-盖亚天体测量解决方案（TGAS）的一部分进行计算。我们利用TGAS光度计，结合文献（$V, I, J, {K_\mathrm{s}}, W_1$）光度学和光谱学，标定了经典造父变星和II型造父变星的周期-光度和周期-韦森关系的零点，以及近红外周期-光度、周期-光度-金属丰度和光学光度-金属丰度关系。在这方面的贡献，我们简要地总结了通过拟合这些基本关系，采用不同的技术，无论是在视差或距离（绝对星等）空间。
2017-04-28 astro-ph.SR
Gaia, Stellar Populations and the Distance Scale
我们讨论了盖亚，欧洲航天局（ESA）的基石任务，自2014年7月以来一直在科学操作的影响，预计将对宇宙距离阶梯的定义和银河系内外的解决恒星星族的研究，特别是侧重于基于造父变星和RR天琴座恒星的结果。盖亚正在观测大约17亿个源，测量它们的位置，三角视差，自行和时间序列测光在3个通带下降到G $\sim$ 21等的微弱星等极限。其中包括数千个造父变星和数十万个RR天琴座恒星。经过五年的任务，视差误差预计将是约10微弧秒的来源比V $\sim$ 12，13马格。这将允许一个准确的重新校准的基本关系，使RR天琴座恒星和造父变星的宇宙距离阶梯的主要标准蜡烛，并将提供一个新的观点的系统和结构，主机这些经典的闪烁。在Gaia Data Release 1（DR1）中发布的造父变星和RR型天琴座恒星的结果以及计划于2018年4月25日发布的Gaia DR2的一些观点进行了审查，其中将包含仅基于Gaia测量的天琴座和RR型天琴座恒星和造父变星的第一张地图。
2018-06-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Verification of Photometric Parallaxes with Gaia DR2 Data
本文介绍了盖亚DR 2巡天与2MASS（2微米全天空巡天）、SDSS（斯隆数字巡天）、GALEX（银河演化探测器）和UKIDSS（UKIRT红外深空巡天）在四个选定的高纬度$|b|>48^{\circ}$天区的综合分析数据的比较结果。它表明，从大型现代调查的测光数据可以用于参数化的恒星接近4400 pc和亮度比$g_{SDSS} = 19.^m6$，包括视差和星际消光值的估计。然而，恒星的光度等级应该被正确地确定。
2018-12-31 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
Comparison of Gaia and Hipparcos parallaxes of close visual binary stars and the impact on determinations of their masses
恒星系统的基本参数，包括质量和半径的精确测量，关键取决于恒星距离的已知程度。从空间进行的天体测量提供了前所未有的精确度视差测量，由此可以得出距离，最初来自依巴谷飞行任务，2007年由van Leeuwen进一步完善了该分析。盖亚DR2星表的出版有望使现有数据得到显著改善。利用Gaia DR2重新计算了1 700颗近距离可见双星的动力学质量，并将计算结果与依巴谷原始数据和增强后的数据进行了比较。我们表明，van Leeuwen分析产生的结果接近盖亚DR2，但后者更准确。我们认为，盖亚DR2的影响，我们理解的样本的视觉二进制文件。
2021-11-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Parallax Zero-Point of Gaia Early Data Release 3 from LAMOST Primary Red Clump Stars
我们提出了一个独立的检查视差零点的第三盖亚早期数据发布（以下简称EDR 3），使用LAMOST主要红团（PRC）恒星样本。大约$26 μ$作为，略大于通过检查遥远的类星体，发现在EDR 3的五个和六个参数的解决方案，超过63,000和2000 PRC星的样本的基础上，分别的中位视差偏移。与Lindegren等人之前的研究类似，与我们的结果相比，视差零点表现出对物体的$G$幅度、颜色和位置的明显依赖性。根据我们的分析，修正视差的零点可以减少到几个$μ$ as，以及一些重要的模式，例如，与恒星星等的不连续性，可以适当地消除。然而，相对较大的偏移量（$> 10 μ$）仍然被发现为修订后的视差在天空中的不同位置。
2021-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
The Galactic Bulge exploration I.: The period-absolute\,magnitude-metallicity relations for RR~Lyrae stars for $G_{\rm BP}$, $V$, $G$, $G_{\rm RP}$, $I$, $J$, $H$, and $K_{\rm s}$ passbands using $Gaia$ DR3 parallaxes
本文利用 Gaia DR3 视差和超过 100 颗 RR Lyrae 变星数据，新标定了光学与近红外多波段的周期-绝对星等-金属丰度关系，并通过球状星团和麦哲伦云距离验证了其可靠性。
2023-10-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Galactic Bulge exploration III.: Calcium Triplet Metallicities for RR Lyrae Stars
本文利用钙三重线定标 Gaia RVS 和 BRAVA-RR 光谱，测定银河系核球天琴座 RR 型星的金属丰度，将不确定度提升至 0.25 dex，并发现低能量、无显著旋转的贫金属核球成分占主导，支持其原位形成起源。
2024-07-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
A Probabilistic Approach to Fitting Period-Luminosity Relations and Validating Gaia Parallaxes
脉动星，如造父变星，Miras和RR Lyueros星，是重要的距离指标和“宇宙距离阶梯”的校准，但它们的周期-光度-金属量（PLZ）关系仍然受到限制，使用简单的统计方法，不能充分利用现有的数据。为了使盖亚任务提供的数据的最佳使用，我们提出了一种概率的方法，同时约束参数的PLZ关系和盖亚视差测量的不确定性。我们证明了这种方法，通过限制PLZ关系的类型$ab$ RR天琴座恒星在近红外W1和W2波段，使用Tycho-Gaia天体测量解决方案（TGAS）视差测量的样本$\approx100$型$ab$ RR天琴座恒星位于2.5千秒差距的太阳。拟合的PLZ关系与以前的研究一致，并与其他数据相结合，提供精确到6%的距离（一旦考虑到各种不确定性来源）。对于0.05 mas（$1σ$）的精度，我们没有发现这个遥远的RR型天琴座恒星样本（视差中位数为0.8 mas，距离为1.4 kpc）的TGAS视差有统计学意义的偏移。只有轻微的修改，我们的概率方法可以用来约束其他脉动星的PLZ关系，我们打算在不久的将来将其应用到造父变星和Mira星。
2017-03-01 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The parallax zero point offset from Gaia EDR3 data
\it Gaia \rm的第二次数据发布揭示了基于类星体的视差零点偏移为$-0.029$ ~mas。这个值取决于在天空中的位置，也可能取决于星等和颜色。偏移量及其对其他参数的依赖性抑制了局部距离尺度的改善，例如使用造父变星和RR天琴座的周期光度关系。对最近的\it盖亚\rm早期数据发布3（EDR 3）的分析揭示了基于类星体的$-0.021$ ~mas的平均视差零点偏移。\it盖亚\rm团队详细讨论了视差零点偏移，并提出了一种基于黄道纬度、$G$波段星等和颜色信息的纠正方法。本文是一个完全独立的调查，这个问题的重点是基于类星体的校正的空间依赖性和基于宽双星的震级依赖性。空间和幅度校正在$17 < G < 19$之间的重叠区域中彼此连接。基于HEALPix形式主义，以几种空间分辨率呈现空间校正。视差偏移的颜色依赖性是不清楚的，并且在任何情况下都是次要的空间和幅度依赖性。空间和星等校正适用于两个样本的较亮的来源，即一个样本的$\sim$ 100颗恒星与独立的三角视差测量从\it HST \rm数据，和一个样本的75个经典造父变星使用测光视差。观察到的GEDR 3视差和独立三角视差（不包括离群值）之间的平均偏移约为$-39$ ~ \muas，并且在应用校正后，其与零一致。对于经典造父变星样品，光度弛豫可能被低估约5%。
2021-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Using red clump stars to correct the Gaia DR1 parallaxes
最近的结果表明，盖亚DR1 TGAS距离与通过食双星或红巨星上的星震学确定的光度所获得的距离之间存在紧张关系。我们使用红团星的$K_s$波段光度，通过星震学确定和表征，进行独立的距离估计。我们的研究结果表明，盖亚TGAS距离包含一个系统误差，随着距离的增加而减少。我们提出了一个校正，以减轻这种偏移作为一个函数的视差是有效的开普勒领域和视差值小于${\sim} 1.6 \rm \, mas$。对于比这更大的松弛，我们发现协议与以前公布的值。我们注意到，TGAS到疏散星团M67的红团恒星的距离显示出很高的不一致性，这是很难纠正的。
2017-01-10 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
Bright single-mode RR Lyrae stars: matching Gaia EDR3 with pulsation and evolutionary models
我们结合观测到的金属丰度，光学和红外的大小与演化和脉动模型，以获得156个单模RR天琴座恒星的平均光度。这些光度与从盖亚EDR3望远镜获得的光度进行了比较，发现与高精度子样本（62颗恒星，相对视差误差小于2%）非常一致。使用温度和金属丰度标度，当采用α增强的进化模型时，视差偏移似乎是不必要的。大约10%的样本显示出进化模型和脉动模型之间奇怪的“距离保持”。这种行为的原因目前尚不清楚，但可以通过过度增加变红来治愈。
2021-09-26 astro-ph.SR
Local RR Lyrae Stars: native and alien
给出了距太阳6 kpc以内的89个RR型天琴座（RRL）候选者的[Fe/H]和径向速度的测量结果。在删除两颗疑似非RRL的恒星后，这些恒星被添加到现有的数据库中，在均匀的尺度上产生了464颗RRL [Fe/H]。利用盖亚卫星（数据发布2）的数据，我们计算了这个样本的位置和空间速度。这些数据证实了[alpha/Fe] ~ solar的RRL薄盘的存在。具有大总能量的晕RRL的大多数具有接近零的绕Z轴的角动量。在运动学上，这些恒星非常类似于盖亚-香肠/盖亚-土卫二恒星，其他人认为它们是一个大星系与银河系合并的碎片。RRL的金属丰度和周期分布以及它们在周期振幅图中的位置表明，这个被破坏的星系与大麦云云一样大，甚至可能更大。
2019-12-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
A spatially dependent correction of Gaia EDR3 parallax zero-point offset based on 0.3 million LAMOST DR8 giant stars
利用LAMOST数据建立的30万颗巨星样本，研究了Gaia早期数据发布3（EDR3）星群的零点偏移，其距离精度优于8.5%。官方的视差零点校正大大减少了盖亚EDR3视差中的全局偏移：全局视差偏移分别为$-$ 27.9 $μ$ as和$-$ 26.5 $μ$ as（校正前）以及$+$ 2.6 $μ$ as和$+$ 2.9 $μ$ as（校正后）。原始视差测量值的偏差主要取决于恒星的$G$星等、光谱颜色和位置。官方的视差零点校正可以减少视差偏差模式与$G$的幅度，但不能完全考虑的模式在空间的光谱颜色和位置。本文利用LAMOST足迹中恒星数量巨大的优势，首次提出了一种适用于LAMOST足迹中Gaia EDR3五参数解的空间相关视差零点校正模型。
2022-01-24 astro-ph.GA astro-ph.IM 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
A million binaries from Gaia eDR3: sample selection and validation of Gaia parallax uncertainties
我们从盖亚eDR 3构建一个广泛的目录的空间分辨双星$\approx$ 1千秒差距内的太阳，与投影分离范围从几个au到1秒差距。我们估计的概率，每一对是一个机会对齐经验，使用盖亚目录本身计算率的机会对齐作为一个函数的观测。该星表包含130万（110万）个结合概率>90%（>99%）的双星，包括16，000个白矮星-主序星（WD+MS）双星和1，400个WD+WD双星。我们公开了完整的星表，以及生成它的查询和代码。然后，我们使用这个样本来校准已发布的Gaia DR 3视差不确定度，利用二进制组件几乎相同的视差。我们表明，这些不确定性一般是可靠的微弱的恒星（$G\gtrsim 18$），但被低估的明亮的恒星。对于天体测量性能良好的孤立源，低估值一般为$\le 30\%$，但对于伴星在$\lesssim 4$弧秒内的明显性能良好的源，低估值更大（高达80%），而对于天体测量拟合较差的源，低估值要大得多。我们提供了一个经验拟合函数来膨胀孤立源的已发布$σ_{\varpi}$值。公共目录提供了广泛的后续机会：从校准光谱测量，精确限制场星的年龄，质量和白矮星的初始-最终质量关系，动态探测银河系潮汐场。
2021-02-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
New Near-Infrared Period-Luminosity-Metallicity Relations for Galactic RR Lyrae Stars Based on Gaia EDR3 Parallaxes
基于28颗近距脉动星和Gaia EDR3视差，提出了银河系天琴座RR型星的近红外周期-光度-金属丰度关系，精测了大麦哲伦云距离并验证了金属丰度依赖性。
2023-05-16 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
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
Systematic Error of the Gaia DR1 TGAS Parallaxes from Data for the Red Giant Clump
基于Tycho-2、Gaia、2 MASS和WISE星表中的Gaia DR 1 TGAS星表和测光，我们已经产生了一个大约100000个团簇红巨星的样本，其距离太阳约800 pc。分析了绝对星等模随距离、星等等参数的系统变化。我们表明，这些变化达到0.7等，不能解释的星际消光或恒星的内在属性和选择的变化。唯一的解释似乎是盖亚DR 1 TGAS视差的系统误差，它取决于观测距离的平方，单位为kpc：$0.18R^2$ mas。允许这种误差大大降低了绝对星等模式对所有参数的系统依赖性。这个误差在太阳800秒差距内达到0.1质量，并允许TGAS视差的精度上限估计为0.2质量。要把簇状红巨星当作“标准烛光”，就需要仔细考虑这些误差。这就消除了这些恒星特征的理论估计和经验估计之间的所有差异，并使我们能够从盖亚星系获得它们绝对星等的模式的第一次估计：$mode(M_H)=-1.49^m\pm0.04^m$，$mode(M_{K_s})=-1.63^m\pm0.03^m$，$mode(M_{W1})=-1.67^m\pm0.05^m$，$mode(M_{W2})=-1.67^m\pm0.05^m$，$mode(M_{W3})=-1.66^m\pm0.02^m$，$mode(M_{W4})=-1.73^m\pm0.03^m$，以及它们去红颜色的相应估计。
2017-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaia Data Release 2: Specific characterisation and validation of all-sky Cepheids and RR Lyrae stars
盖亚第二次数据发布（DR 2）提供了航天器在最初22个月的科学操作期间观察到的全天空RR Lyrics恒星和造父变星的第一张地图。特定目标研究（SOS）管道，开发用于验证和完全验证Gaia观测到的造父变星和RR Lyrics星（SOS Cep&RRL），已在Gaia第一次数据发布的文档和论文中介绍。在这里，我们描述了如何修改SOS管道，以允许处理全天空候选变量的盖亚多波段（G，G_BP和G_RP）时间序列测光，并为DR 2目录中公布的确认RR Lyrics恒星和造父变星产生特定的结果。SOS Cep&RRL处理使用G波段中的周期-振幅和周期-光度关系等工具。对于盖亚DR 2候选者的分析，我们还使用了基于G_BP和G_RP测光的工具，例如（G，G_RP）中的周期-韦森关系。SOS Cep和RRL管道的多波段时间序列测光和表征在盖亚DR 2中发布了150，359个这样的变量（9，575个被归类为造父变星，140，784个被归类为RR天琴座星）分布在整个天空中。样本包括87个球状星团和14个矮星系的变星。据我们所知，截至2018年4月25日，这些来源中有50，570颗（350颗造父变星和50，220颗天琴座RR星）的变化在文献中还不为人所知，因此它们可能是盖亚的新发现。根据G波段振幅和脉动周期的关系，对54,272颗基模RR型天琴座星的星际吸收进行了估算。此外，还公布了64，932颗RR…
2018-10-29 astro-ph.SR
The population of Galactic planetary nebulae: a study of distance scales and central stars based on the second GAIA release
我们将光谱学证实的银河系行星状星云（PNe）的中心恒星（CS）与DR 2盖亚星系（$p$）进行了天体测量，发现了430个与$p>0$和$|σ_{\rm p}/p|<1$共同的目标。表1中列出了其CS具有DR2盖亚弛豫的PNe的目录。我们比较了DR2松弛与文献中的那些，发现两个样本之间有很好的相关性。我们使用PN轴来校准银河系PN距离尺度。将样本限制为具有20 $\%$视差精度的对象，我们推导出距离尺度${\rm log}(R_{\rm pc})=-(0.226\pm0.0155)\times{\rm log}(S_{\rm Hβ})-(3.920\pm0.215)$，这代表了相对于以前的显著改进。我们发现，银河系PNE的电离质量与光学厚度距离尺度并不受盖亚校准器的约束，但对PNE的性质提供了重要的见解，并且对于定义我们的距离尺度应用领域至关重要。我们将其距离已直接由视差确定的CS放置在HR图上，发现它们在后AGB H燃烧演化轨道上的位置是后AGB星的典型位置。
2019-10-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Inferring the parallax of Westerlund 1 from Gaia DR2
Westerlund 1（Wd 1）可能是银河系中最大的星团。这一命名关键取决于到星团的距离，然而星团是高度模糊的，使得基于亮度的距离估计变得困难。使用{ \it Gaia}数据发布2（DR 2）视差和贝叶斯推断，我们推断出与$2.6^{+0.6}_{-0.4}$ kpc的距离对应的$0.35^{+0.07}_{-0.06}$ mas的视差。为了利用Wd 1方向上所有恒星的综合统计数据，我们推导出隐藏在银河系场恒星中的恒星群的贝叶斯模型;该模型包括视差零点。以前对Wd 1距离的估计范围为1.0至5.5千秒差距，尽管通常采用5千秒差距左右的数值。{ \it Gaia} DR 2松弛将不确定性从3倍降低到18%，并排除了最常引用的5 kpc值，置信度为99%。这个新的距离可以更准确地确定Wd 1中恒星的质量和年龄。例如，先前推断的主序列关闭时的初始质量约为40 M $_{\odot}$ ;新的{ \it Gaia} DR 2距离将其降低到约22 M $_{\odot}$。这对我们理解恒星演化的后期阶段具有重要意义，包括磁星的初始质量和Wd 1的LBV。同样，新的距离表明，星团的总质量比以前计算的要低大约四倍。
2020-03-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hide and Seek with Gaia. Detectability of Predicted Thin-Disc Metal-Rich RR Lyrae Binaries in Gaia DR3 and DR4
Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）；Department of Astronomy, California Institute of Technology（加州理工学院天文学系）；School of Physics and Astronomy, Monash University（莫纳什大学物理与天文学院）；ARC Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery – OzGrav（ARC引力波发现卓越中心-OzGrav）；INAF – Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Institute of Astronomy, University of Cambridge（剑桥大学天文学研究所）；Department of Physics, University of Rome Tor Vergata（罗马托维加塔大学物理系）；INAF Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；Departamento de Astronomía, Instituto de Física, Universidad de la República（乌拉圭共和国大学天文学系、物理研究所）
针对盖亚DR3未探测到预测的富金属天琴座RR双星的问题，通过模拟观测和贝叶斯推断，发现现有双星演化模型与观测存在张力，并预测DR4将显著提升探测能力。
2026-06-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaia Data Release 2: Validation of the classification of RR Lyrae and Cepheid variables with the Kepler and K2 missions
盖亚任务的第二次数据发布包括一个提前的变星目录。这些恒星的分类是基于任务前22个月的稀疏测光。我们开始研究全天空盖亚分类结果的纯度和完整性，并借助开普勒和K2任务观察到的目标的连续光变曲线，特别关注银河系隆起区域以外的RR天琴座和造父变星。我们将盖亚的身份与开普勒太空望远镜收集的观测结果进行了交叉匹配。通过观测K2 RR型天琴座星的光变曲线，计算了它们的相对傅立叶系数和周期比，并对它们进行了分类。在这两个任务的目标观测中，我们在盖亚DR 2中确定了1443颗和41颗被归类为RR Lyrant或Cepheid变量的恒星，并在原始任务的全帧图像（FFI）中确定了263个RR Lyre目标。我们提供这些来源的交叉配血。我们的结论是，RR天琴座星表的完整性在70- 78%之间，并提供了92-98%之间的纯度估计（目标观测），下限为75%（FFI星）和51%（K2最坏情况）。造父变星的数量较少，使我们无法得出详细的结论，但DR 2样品的纯度估计约为66%。
2018-10-24 astro-ph.SR
The Carnegie-Chicago Hubble Program: Calibration of the Near-Infrared RR Lyrae Period-Luminosity Relation With HST
我们提出的测光30银河RR天琴座变量与HST WFC 3/IR为芝加哥-芝加哥哈勃计划。这些测量值形成距离阶梯测量值的基础，距离阶梯测量值包括以3%的精度测量Ho的纯群体II基础。这些数据是用与我们观测外星系天琴座RR型星相同的仪器和滤波器（F160 W）获得的，以便在我们校准河外距离标度时尽量减少系统误差的来源。我们计算平均星等的基础上，一至三个测量每个RR天琴座恒星使用恒星的模板产生的密集的时间采样数据在光学和中红外波长。我们使用四个RR天琴座恒星从我们的样本与测量良好的HST的弛豫时间，以确定一个零点。这个零点将很快被盖亚提供的大量精确的数据所改善。我们还提供了TGAS和Gaia DR 2数据的初步校准，所有三个零点都在其不确定性范围内。
2018-12-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Distance Dependent Offsets between Parallaxes for Nearby Stars and Gaia DR1 Parallaxes
我们使用612单星与以前公布的三角函数的laxes放置在25 pc评估laxes发布在盖亚的第一次数据发布（DR1）。我们发现，盖亚视差，平均而言，$0.24 \pm 0.02$ mas小于这些恒星在太阳附近的加权平均三角视差值。我们还发现，偏移量随着距离的变化而变化，直到100 pc，在这个意义上，恒星越近，偏移量越大。我们没有发现系统的视差偏移与恒星$V$的星等，$V-K$颜色，或自行的趋势。我们确实发现，黄道以南的恒星与黄道以北的恒星相比，偏移量大约是两倍。
2016-11-03 astro-ph.SR
