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
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
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
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
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
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
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 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
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
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
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$M_{W1} =…
2018-08-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Estimating distances from parallaxes. V: Geometric and photogeometric distances to 1.47 billion stars in Gaia Early Data Release 3
恒星距离是天体物理学的一个基本支柱。来自盖亚的14.7亿颗恒星的公布是对此的重大贡献。然而，尽管盖亚的精度，这些恒星中的大多数是如此遥远或暗淡，他们的分数视差不确定性很大，从而排除了简单的视差反演提供距离。在这里，我们采取概率方法来估计恒星的距离，使用从我们的银河系的三维模型构建的先验。这个模型包括星际灭绝和盖亚的可变星等极限。我们推断出两种类型的距离。第一种是几何的，它使用视差和依赖于方向的距离先验。第二种是照相地理测量法，它还利用了恒星的颜色和视星等，利用了这样一个事实，即给定颜色的恒星有一个有限的可能绝对星等范围（加上消光）。对模拟数据和外部验证结果的检验表明，对于视差较差的恒星，光测估计一般具有较高的精度和准确度。我们提供了一个目录的14.7亿几何和13.5亿photogeometric距离连同不对称的不确定性措施。我们的估计是后验概率分布的分位数，因此它们总是变换，因此也可以直接用于距离模（5log 10（r）-5）。该目录可以下载，也可以在各个网站上使用ADQL查询（见http：//www.mpia.de/homes/calj/gedr3_distances.html），在这些网站上也可以与盖亚目录进行交叉比对。
2021-01-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Validation of the accuracy and precision of Gaia EDR3 parallaxes with globular clusters
上下文盖亚EDR 3已经产生了1.468x10^9源的辐射，但存在校准问题，需要对公布的值和不确定性进行校正。目标。我们想描述盖亚EDR 3不确定性的行为。我们的目标也是提供一个计算恒星和星团距离的程序。方法.我们重新分析了一些数据的校准文件中的类星体和大麦哲伦星云，并结合这些结果与测量六个明亮的GC。我们计算的角度协方差的EDR 3星群在小的分离的基础上的LMC的结果，并结合它的结果，为更大的角度使用类星体，以获得一个分析公式的角度协方差在整个天空。六个GC的结果用于验证视差偏差校正作为星等，颜色和黄道纬度的函数，并确定用于将内部不确定性转换为外部不确定性的常数。结果在零距离处的角协方差为106.2 μ as ^[2]，从而得出EDR 3单颗恒星的视差的最小不确定度为10.3 μ as。在考虑了小间距时双折射角协方差的行为后，对于GC，该值只能略微降低。Lindegren等人的视差偏差校正工作得很好，除了较亮的星等，这表明可能有改进的可能。k的取值范围为1.1-1.7，并与G有关。具有中等大RUWE值的恒星仍然可以提供有用的反射光，尽管k值更大。我们给出了盖亚EDR 3到六个GC的准确和精确的距离，对于47 Tuc的特定情况，我们能够击败角协方差限制，并得出4.53+-0.06 kpc的高精度距离。最后，给出了用盖亚EDR 3望远镜计算恒星和星团距离的方法。[删节]
2021-03-03 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Parallaxes of Cool Objects with WISE: Filling in for Gaia
本文利用宽视场红外巡天探测器（WISE）的多历元天体测量资料，介绍了一种测量低质量恒星和棕矮星自行和三角视差的方法，测量精度分别为$^{-1}$ 4 mas/年和$\sim$ 7 mas。该方法依赖于WISE单次曝光（1b级帧）和马尔可夫链蒙特卡罗方法。盖亚观测非常低质量的恒星和褐矮星的局限性进行了讨论，它表明，WISE将能够测量天体测量过去的95%的完整性限制和震级限制的盖亚（L，T，Y矮星比$G\approx19$和$G=21$，分别）。这种方法适用于WISE数据的20个附近（$\lesssim17$ pc）矮星的光谱类型之间的M6-Y2和以前测得的三角视差。还提供了另外23个光谱类型在M6-T7和估计光度距离$<17$ pc之间的低质量矮星的WISE天体测量。这些天体中只有九个在盖亚数据发布2中包含了星系。
2018-06-15 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
Validating TGAS wide binaries with Gaia DR2 Radial Velocities and Parallaxes
具有极大改进的天体测量和精确的径向速度（RV），来自盖亚的第二次数据发布（DR 2）为我们提供了一个独特的机会来测试恒星宽双星样本的有效性。在以前的工作中，我们提出了一套广泛的二进制识别的联合第谷-盖亚天体测量解决方案目录。在这里，我们使用DR 2来确认该样本的低污染率，从而验证我们的算法应用于DR 2数据的有效性。
2018-05-10 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
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
3D hydrodynamical model atmospheres: a tool to correct radial velocities and parallaxes for Gaia
对流在盖亚观测到的许多恒星的新兴强度中起着至关重要的作用。对流相关的表面结构会影响吸收线的形状，位移和不对称性，phocentric和光度变化导致盖亚测量的偏差。考虑到盖亚任务及其目标的重要性，必须拥有观测恒星的最佳模型。表面对流的三维时变流体动力学模拟对于以非常真实的方式模拟晚型恒星的光球层至关重要。这些模拟是一个重要的工具，以纠正径向速度和更好地估计的视差和光度变化。
2011-11-28 astro-ph.SR
The Milky Way Cepheid Leavitt law based on Gaia DR2 parallaxes of companion stars and host open cluster populations
经典造父变星为经验的河外距离阶梯提供了基础。银河系造父变星是这类恒星中唯一可以用三角视差测量的。然而，第二次盖亚数据发布（GDR 2）的造父变星的亮度受到系统学的影响，因为没有色度校正，偶尔也会受到饱和度的影响。作为银河系36颗造父变星视差的替代，我们采用了它们空间分辨同伴的GDR 2视差或它们宿主疏散星团的GDR 2视差。这种新的方法使我们能够绕过饱和和变异引起的GDR 2造父变星的系统学。我们采用GDR 2视差零点（ZP）为-0.046 mas，不确定性为0.015 mas，涵盖了大多数最近的估计。我们提出了在V、J、H、K_S和Wesenwirt W_H波段对莱维特定律的新的银河校准。我们比较我们的结果与以前的校准的基础上非盖亚测量和计算修正值的哈勃常数锚定银河系造父变星。从初始哈勃常数76.18 +/- 2.37 km/s/Mpc的视差测量的基础上没有盖亚，我们推导出一个修订的值，采用同伴和平均集群的直接造父变星的位置，H_0 = 72.8 +/- 1.9（统计+系统学）+/- 1.9（ZP）km/s/Mpc，考虑所有造父变星，H 0 = 73.0 +/- 1.9（统计+系统学）+/- 1.9（ZP）km/s/Mpc，仅适用于基模衰减器。
2020-09-19 astro-ph.CO 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
The Tycho-Gaia astrometric solution. How to get 2.5 million parallaxes with less than one year of Gaia data
上下文来自盖亚的天体测量数据的首次发布将包含第一年观测的平均恒星位置和星等，以及盖亚数据与依巴谷先验信息（HTPM）相结合的自行。目的。我们研究了使用的位置从第谷-2星表作为额外的信息与早期盖亚数据的联合解决方案的潜力。我们称之为Tycho-Gaia天体测量解决方案（TGAS）。方法.我们适应盖亚的天体测量全球迭代解决方案（AGIS），将第谷信息，并使用模拟盖亚观测，以证明TGAS的可行性，并估计其性能。结果使用6到12个月的盖亚数据，TGAS可以提供250万颗第谷-2恒星的位置，视差和年度自行，精度为毫弧秒。TGAS克服了HTPM项目的一些限制，并允许其提前半年执行。此外，如果Hipparcos的Ablaxes没有包含在解决方案中，它们可以用作TGAS/HTPM解决方案的一致性检查。
2014-12-30 astro-ph.IM astro-ph.SR
Using Gaia DR2 to detect extratidal structures around the Galactic globular cluster NGC362
我们探索的可能性，寻找银河系球状星团NGC362周围的潮汐特征使用盖亚DR 2与一个经典的统计去污算法的修改版本。我们的研究结果表明，一个重要的恒星组成部分是与这个球状星团，这是完全区别于人口的小麦哲伦云和附近的NGC104（47 Tuccott）。因此，我们再一次证实了盖亚的力量，使不同的恒星成分沿着同一条视线分开。
2019-04-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for a systematic offset of -80 micro-arcseconds in the Gaia DR2 parallaxes
我们重复Stassun & Torres（2016）的分析，将该论文中报告的食双星的弛豫与盖亚第二次数据发布（DR 2）中新报告的弛豫进行比较。我们发现了$-82 \pm 33$微弧秒系统偏移的证据，在盖亚的视差太小的意义上，亮度$(G \lesssim 12)$和距离（0.03--3千秒差距）的范围内的食双星样本。在此范围内，偏移量似乎并不强烈依赖于距离，尽管有边缘证据表明，对于距离$\gtrsim 1$ kpc，偏移量增加（变得稍微更负），直到测试样品探测的3 kpc距离。这里报告的偏移量与盖亚DR 2星系的全球系统学低于100微弧秒的预期一致。
2018-06-05 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Improving white dwarfs as chronometers with Gaia parallaxes and spectroscopic metallicities
白矮星（WD）在解决天体物理学中的两个问题：恒星年龄的准确性和精确度方面提供了尚未实现的潜力。WD冷却年龄可以从表面温度和半径推断，这可以通过高质量的测光和测量来精确地限制。准确和精确的盖亚天体测量以及光度测量提供了信息，以获得大量WD的冷却和总年龄。在这里，我们分析了1372 WD宽的二进制与MS同伴，并报告在这些WD+MS系统的冷却和总年龄精度。WD的总年龄可以进一步限制，如果它的原始金属丰度是已知的，因为主序（MS）祖寿命取决于金属丰度在固定的质量，但金属丰度是不可用的通过光谱的WD。我们发现，将光谱金属丰度的约束，从38宽二进制MS同伴大幅降低内部的不确定性WD总年龄相比，一个统一的约束。在我们的样本中的38颗恒星的平均值，总（内部）年龄不确定性从21.04%提高到16.77%时，纳入光谱约束。更高质量的WD产生更好的总年龄精度;对于8个零年龄的主序质量$\geq$ 2.0太阳质量的WD，总年龄的平均不确定性从8.61%提高到4.54%时，纳入光谱金属丰度。我们发现，如果有$\leq$ 1%精度的星表和$\leq$ 0.01 mag精度的泛星$g, r$和$i$测光，那么对于祖先质量大于2.0太阳质量的WDs，总年龄精度通常可以达到5%。
2022-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
How to use Gaia parallaxes for stars with poor astrometric fits
针对高RUWE源的Gaia视差不确定性被低估1-4倍的问题，提出基于RUWE、视星等和视差的解析修正公式，经模拟和实测验证，可恢复稳健距离估计，适用于双星、三星及混合源。
2025-05-21 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Testing systematics of Gaia DR2 parallaxes with empirical surface brightness -- color relations applied to eclipsing binaries
使用81个银河系，分离食双星的样本，我们研究了全球零点漂移的盖亚数据发布2（DR 2）的视差。样本中的恒星距离太阳0.04-2千秒差距。食双星的光度弛豫π_Phot是通过应用一些经验表面亮度-颜色（SBC）关系来确定的，这些关系是根据光学-红外颜色校准的。对于每个SBC关系，我们计算个体差异dπ_i =（π_Gaia - π_Phot）_i，然后计算未加权和加权平均值。由于样本覆盖了整个天空，我们将加权平均值解释为盖亚DR 2相对于我们的食双星样本的全球偏移。根据SBC关系的选择，位移从-0.094质量变化到-0.025质量。所有颜色和所用校准的零点偏移的加权平均值为dπ = -0.054 +/- 0.024 mas。然而，基于（B-K）和（V-K）颜色的SBC关系，其对红化的依赖性最小并且具有最低的固有色散，给出了零点位移dπ = -0.031 +/-0.011mas，与Lindegren等人和Arenou等人的结果完全一致，我们的结果证实了Gaia DR 2弛豫的整体位移dπ = -0.029 mas，但我们没有证实一些后续论文报告的更大的零点漂移。
2020-03-22 astro-ph.SR
Asteroseismic radii of dwarfs: New accuracy constraints from Gaia DR2 parallaxes
精确的恒星质量和半径可以用星震学来确定，但它们的准确性必须通过独立估计来测试。使用来自盖亚DR 2天体的半径，我们测试了一个样本的93个矮星的小行星地震半径的准确性，基于个人的频率拟合和地震标度关系。频率拟合的半径比盖亚半径平均小1%左右;然而，这种差异可以用负偏差30 $μ$来解释，就像在盖亚星系中一样。这表明，从频率拟合得出的半径是准确的1%.The标度关系被发现高估半径超过5%，相比盖亚半径，在最高温度。我们证明，这种偏移量减少到百分之三后，应用校正模型频率的缩放关系$Δν$，但只有当模型频率校正的表面效应。通过对$Δν$的修正，标度关系给出了温度范围为$5400$ - $6700$ K的矮星的半径，精确度约为2- 3%。在最高温度下的剩余偏移可以指示需要对$ν_{\mathrm{max}}$的比例关系进行校正。
2018-09-13 astro-ph.SR
Titans metal-poor reference stars. I. Accurate effective temperatures and surface gravities for dwarfs and subgiants from 3D non-LTE H$α$ profiles and Gaia parallaxes
几个大型恒星光谱调查正在产生大量的数据，可用于确定恒星大气参数和化学丰度。尽管如此，在推导出的天体物理参数中实现的精度仍然是不够的，主要是因为缺乏足够的校准器，特别是在贫金属的制度（[Fe/H] $\leq -$ 1.0）。在这里，我们介绍泰坦贫金属参考星：41颗具有精确参数的矮星和亚巨星的样本。通过将观察到的H $α$分布与使用3D流体动力学NLTE模型计算的合成线拟合来导出有效温度（Teff）。表面重力（logg）是使用盖亚EDR 3的演化轨迹和重力计算的。同样的方法恢复了盖亚基准星的Teff值，这主要是基于干涉测量，1 $σ$色散为$\pm 50$ K。我们假设这是H $α$配置文件的准确性计算的3D非LTE模型的贫金属矮星和亚巨星。我们实现了内部精度通常在30-40 K之间，这些误差主要由仪器效应引起。因此，泰坦的Teff值的最终总不确定度估计为$1\%$的量级。logg的典型误差为$\leq$ 0.04 dex。此外，我们还在样本中发现了盖亚-土卫二、红杉和海尔米流的一些成员。这些恒星可以为这些银河系子结构的准确化学表征铺平道路。利用泰坦作为参考，大型恒星调查将能够改善其天体物理参数的内部校准。最终，这个样本将帮助来自盖亚和大型调查的数据用户实现他们的目标，重新定义我们对恒星，恒星系统和银河系的理解。
2021-04-28 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
Hypervelocity star candidates from Gaia DR2 and DR3 proper motions and parallaxes
本研究利用Gaia DR2和DR3的天体测量数据筛选超高速星候选体，经多维度质量检查发现候选体仍受视差低估影响，72个极端近邻候选体均未通过全项检查，但部分可能仍有部分天体不受银河系束缚。
2024-02-16 astro-ph.GA 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
Climbing the cosmic ladder with stellar twins in RAVE with Gaia
我们应用孪生方法来确定RAVE巡天的232，545颗恒星的视差，使用盖亚DR 1的视差作为参考。为了在这个大型数据集中搜索双胞胎，我们应用t-随机邻居嵌入t-SNE投影，该投影根据数据在二维地图上的光谱形态分布数据。从这张图中，我们选择了孪生子候选者，并计算了卡方来选择最佳的孪生子集合。我们的研究结果显示了竞争力的性能相比，其他依赖于模型的方法依赖于恒星参数和等时线。该方法的力量是通过发现，我们的结果的准确性不会受到显着影响，如果恒星是正常的或特殊的，因为该方法是无模型的。我们发现双胞胎的60%的RAVE样品中不包含在TGAS或TGAS的不确定性大于20%。我们可以确定松弛度，典型误差为28%。我们提供了一个互补的数据集的RAVE星不包括TGAS，或TGAS的不确定性大于20%，与模型的自由度缩放到盖亚测量。
2017-07-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tycho-Gaia Astrometric Solution Parallaxes and Proper Motions for Five Galactic Globular Clusters
我们提出了一个试点研究银河系球状星团（GC）自行（PM）的测定使用盖亚数据。我们在盖亚数据发布1（DR1）的Tycho-Gaia天体测量解（TGAS）星表中搜索GC星，确定了NGC104的5个成员（图克坦47）、NGC5272的1个成员（M3）、NGC6121的5个成员（M4）、NGC6397的7个成员和NGC6656的2个成员（M22）。通过对成员星进行加权平均，充分考虑参数之间的相关性，我们估计了GC的视差（以及距离）和PM。这提供了一个均匀的PM研究的多个GC的基础上的天体测量目录与小和良好控制的系统误差，并产生随机PM误差类似于现有的测量。与哈勃太空望远镜（HST）测量的详细比较通常显示出极好的一致性，验证了TGAS和HST的天体测量质量。相比之下，与地面测量值的比较表明，其中一些测量值的系统误差肯定超过随机误差。我们的视差估计的不确定性比以前的研究大一个数量级，但仍然意味着距离与以前的估计一致。通过将我们的PM测量与文献的位置，距离和径向速度相结合，我们测量星系团的银河系中心空间运动，并发现这些也与以前的分析一致。我们的分析提供了一个框架，以确定更准确的距离和PM的银河系GC使用未来的盖亚数据发布。这将对宇宙距离阶梯的近端提供至关重要的限制，并提供准确的GC轨道历史。
2017-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Optical interferometry and Gaia parallaxes for a robust calibration of the Cepheid distance scale
我们提出了我们开发的建模工具，将造父变星的多技术观测在一个单一的脉动模型：脉动恒星的光谱干涉测量（SPIPS）。将来自光学干涉测量的角直径、径向速度和测光与即将到来的附近银河系造父变星的盖亚DR2视差相结合，将很快使我们能够校准经典的脉动视差方法的投影因子。这将使它的适用性扩展到造父变星太远，无法精确测量盖亚视差，并允许我们精确校准莱维特定律的零点。作为一个应用实例，我们提出了长周期造父变星RS Pup的SPIPS模型，该模型使用从其光回波估计的独立距离来测量其投影因子。
2018-08-11 astro-ph.SR
Asteroseismology and Gaia: Testing Scaling Relations Using 2200 Kepler Stars with TGAS Parallaxes
我们提出了一个比较的aeroseismology和盖亚DR 1（TGAS）的2200开普勒恒星跨越从主序星红巨星分支的半径和半径。我们发现，以前确定的偏移之间的TGAS弛豫和来自星震学和食双星的距离可能被高估的弛豫<~ 5-10 mas（~ 90-98%的TGAS样本）。在我们的样本中观察到的差异可以通过采用更热的Teff标度（如红外通量方法）而不是矮星和亚巨星的光谱温度来部分补偿。剩余的系统差异在三个数量级的视差中处于~ 2%的水平。我们使用TGAS的视差来经验性地证明，对于0.8-8 Rsun之间的恒星，小行星地震半径精确到5%或更好。我们发现主序星（<~ 1.5 Rsun）和低光度RGB星（~ 3-8 Rsun）没有明显的偏移，但亚巨星（~ 1.5-3 Rsun）的地震半径似乎被系统性地低估了~5%。我们发现没有系统误差作为金属丰度的函数[Fe/H] ~ -0.8到+0.4 dex之间，并显示初步的证据，大频率分离（Dnu）的标度关系的修正，提高了与TGAS的RGB星的协议。最后，我们表明，超过3千秒差距的asteroseismology将提供更精确的距离比结束的任务盖亚数据，突出盖亚和asteroseismology的协同作用和互补性，研究银河系恒星星族。
2017-05-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
RR Lyrae mid-infrared Period-Luminosity-Metallicity and Period-Wesenheit-Metallicity relations based on Gaia DR3 parallaxes
我们提出了新的经验红外周期亮度金属（PLZ）和周期Weseneirs的金属（PWZ）关系的RR Lyrics的基础上最新的盖亚EDR 3天文台。WISE $W1$和$W2$波段以及$W(W1, V - W1)$和$W(W2, V - W2)$韦森星等中提供了这些关系。校准的关系使用一个非常大的样本的银河系晕场RR天琴座恒星均匀的光谱[Fe/H]丰度（超过1,000颗恒星的$W1$带），涵盖了广泛的金属丰度（$-2.5 \lesssim \textrm{[Fe/H]} \lesssim 0.0$）。我们测试我们的PLZ和PWZ关系的性能，通过确定银河系和河外恒星协会的距离模量：在本星系群的玉夫座矮球状星系（发现$\barμ_{0}=19.47 \pm 0.06$），银河系球状星团M4（$\barμ_{0}=11.16 \pm 0.05$）和网状球状星团在大麦哲伦云（$\barμ_{0}=18.23 \pm 0.06$）。通过我们的所有关系确定的距离模量是内部自洽的（在$\lesssim$ 0.05 mag内），但系统性地小于（$\sim$ 2-3 $σ$）从各种方法/锚点获得的先前文献测量值。然而，与类似的最近RR Lyonis经验关系锚定EDR 3的比较同样显示，在不同程度上系统较小的距离模数PLZ/PWZ RR Lyonis关系。
2023-01-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Inspecting the Cepheid parallax of pulsation using Gaia EDR3 parallaxes. Projection factor and period-luminosity and period-radius relations
造父变星作为距离尺度的主要锚点，由于它们的周期光度关系，在我们理解宇宙的距离尺度方面起着至关重要的作用。因此，确定造父变星脉动星的精确和一致的参数（半径、温度、色余和投影因子）是非常重要的。利用第三次Gaia早期数据发布所提供的高精度数据，我们的目标是获得造父变星的各种参数，以校准周期-光度和周期-半径关系，并研究周期与p因子的关系。我们通过称为脉动星光谱干涉测量的算法应用了脉动光脉冲法的实现，该算法结合了变星在其脉动的全球建模中的所有类型的可用数据。我们提出了一个样本的63个银河系造父变星的SPIPS模拟。采用Gaia EDR 3作为与最佳可用数据集相关的输入，我们得到这些恒星的参数，如半径，多波段视星等，有效温度，颜色过剩，周期变化，傅立叶参数和投影因子的一致值。然后，我们得到新的校准的周期光度和周期半径的关系。在研究了p因子对恒星参数的依赖性之后，我们发现它的值具有很高的分散性，并且没有证据表明它与周期或任何其他参数相关。统计学上，p因子的平均值为p=1.26 $\pm$ 0.07，但一致性不令人满意。在p因子和其他量之间没有任何明确的相关性的情况下，在假设p因子可以在宽度为0.15的带中取任何值的情况下获得最佳一致性。这一结果强调了进一步研究p因子背后的物理学的必要性。
2021-11-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evaluating Cepheid Metallicity Effect Determinations via IC1613 and Gaia-independent Parallaxes
Mount Saint Vincent University（蒙特圣文森特大学）
利用18个HST视差统一建立独立于Gaia的IC1613距离，并基准测试三种造父变星金属丰度校正，发现较大校正不被支持，需更广泛金属丰度基线和更多非Gaia视差来检验较小校正。
2026-06-01 astro-ph.SR
Distance estimates for AGB stars from parallax measurements
使用光学测量的恒星的光弛来估计渐近巨星分支（AGB）恒星的距离并不简单，因为它们的尘埃包层、大的角尺寸和表面亮度的变化带来了很大的不确定性。我们比较了从盖亚DR 3与脉泽观测甚长基线干涉测量（VLBI）测量到的反射光，以确定一个统计校正因子DR 3反射光使用的子样本33脉泽发射富氧附近的AGB星。我们发现，盖亚DR 3的标称误差被低估了5.44倍的最亮的来源（$G<8$等）。较暗的光源（$8\leq G<12$）需要较低的视差误差膨胀因子2.74。我们获得了明亮的AGB星的盖亚DR 3视差零点偏移为-0.077 mas。对于较暗的AGB星，偏移变得更负。我们计算了大约200个AGB星的距离在死亡之星项目中使用贝叶斯统计方法的校正DR 3视差和先验的基础上先前确定的银河系分布的AGB星。我们发现，导出的盖亚距离与我们样本中超过40%的源的显着，不对称的错误。我们进行了辐射转移建模的恒星和尘埃的排放，以确定在VLBI子样本中的源的光度的基础上的距离来自微波激射器散射，并推导出一个新的热周期光度关系银河富氧米拉变量。一个新的距离目录的基础上，这些结果提供了源的死亡之星样本。我们发现，低于1.4的RUWE（重新归一化的单位重量误差）不能保证可靠的距离估计，我们建议不要只使用RUWE来测量单个AGB恒星的盖亚DR 3天体测量数据的质量。
2022-11-07 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
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
Spectrophotometric parallaxes with linear models: Accurate distances for luminous red-giant stars
通过现代的红外光谱测量，如APOGEE，红巨星可以被观察到的距离和距离，在盖亚星系的信息量并不高。然而，有效温度、表面重力、成分和年龄的组合--所有这些都可以通过光谱学获得--决定了巨星的光度。因此，光谱学加上光度学应该能够实现精确的分光光度距离估计。在这里，我们使用APOGEE-Gaia-2MASS-WISE重叠来训练一个数据驱动的模型，以预测具有$0<\log g\leq2.2$（比红色团块更明亮）的红巨星分支恒星的光。我们采用APOGEE光谱像素强度的线性函数和多波段光度学来预测视差。模型训练不涉及Gaia视差的平移或反转，并且不需要对Gaia视差信噪比进行削减。它包括一个L1正则化，以消除无信息像素的贡献。训练是用遗漏的子样本进行的，这样就没有恒星的天体测量被间接地用于其分光光度视差估计。该模型在视差预测中隐式地进行了红化和消光校正，而没有任何显式的尘埃模型。我们为样本中的每颗恒星分配了一个新的分光光度视差估计;这些视差的不确定性在几个到15%之间，取决于数据质量，对于绝大多数目标来说，这比盖亚视差更精确，当然任何恒星都超过几个kpc的距离。我们获得了10%的距离估计出的日心距离$20\,$千秒差距，并作出全球地图的银河系的磁盘。
2018-10-22 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Using Galactic Cepheids to verify Gaia parallaxes
上下文盖亚卫星将通过比较光学仪器两个视场中的视差位移来测量数亿颗恒星的高精度绝对视差。对两个场之间的“基本角度”的稳定性的要求相应地严格，并且因此通过机载计量系统来监测可能的变化（在微弧秒水平上）。然而，由于即使是非常小的基本角度的周期性变化可能会导致全球偏移的测量松弛，重要的是找到独立的验证方法。目标。我们调查银河造父变星的潜在用途作为标准蜡烛验证盖亚视差零点。方法.我们模拟银河造父变星的完整人口和他们的观测盖亚。使用模拟数据，同时拟合的周期光度关系和全局视差零点的参数。结果银河系造父变星的总数估计约为2万颗，其中近一半可以被盖亚观测到。在最有利的情况下，包括可忽略的固有散射和消光误差，确定的视差零点具有0.2微弧秒的不确定性。在更现实的假设下，不确定性要大几倍，并且结果对所应用的消光校正中的误差非常敏感。结论.单独使用银河造父变星不足以确定可能的视差零点误差，以达到盖亚的全部潜在系统精度。全球对盖亚星系的验证很可能取决于许多不同方法的组合，包括这一种。
2011-04-12 astro-ph.IM astro-ph.SR
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
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
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
Evidence for a systematic offset of $-$0.25 mas in the Gaia DR1 parallaxes
我们使用来自Stassun \& Torres（2016）的具有准确经验距离的食双星样本来测试Gaia首次数据发布中报告的食双星。我们发现在盖亚弛豫太小的意义上，$-$ 0.25 $\pm$ 0.05 mas的平均偏移（即，距离太长）。偏移量并不强烈依赖于明显的参数，如颜色或亮度。然而，我们发现与高置信度的偏移可能取决于黄道纬度：平均偏移$-$ 0.38 $\pm$ 0.06 mas在黄道北部和$-$ 0.05 $\pm$ 0.09 mas在黄道南部。黄道纬度依赖性也可以用线性关系$Δπ\approx -0.22(\pm0.05) -0.003(\pm0.001)\timesβ$ mas（$β$以度为单位）表示。最后，有一个可能的依赖视差偏移的距离，与偏移变得可以忽略不计的$π\lesssim 1$ mas，我们讨论这是否可能是由一个系统误差在食二进制距离尺度，并拒绝这种解释不太可能。
2016-10-13 astro-ph.IM astro-ph.SR
A reevaluation of the 2MASS zero points using CALSPEC spectrophotometry complemented with Gaia Data Release 2 parallaxes
上下文2 MASS是近红外光谱部分的参考测量，因为它覆盖了整个天空，动态范围大，校准均匀。然而，以前的研究不同意的零点（ZPs）的值为它的三个波段JHK在百分之一的震级水平。这种分歧应该变得更加明显，现在盖亚提供全天空光学测光校准低于该水平。目标。我们希望建立基于NICMOS/HST分光光度法的CALSPEC标准星的2 MASS ZPs值，并借助Gaia DR 2望远镜进行检验。方法.我们已经计算了合成JHK测光的恒星样本使用HST CALSPEC光谱标准，并将其与2 MASS的星等进行比较，以评估ZPs。我们已经通过分析一个FGK矮星样本来测试我们的结果，该样本具有出色的2 MASS测光和准确的Gaia DR 2视差。结果2 MASS J、H和K的Vega ZP分别为-0.025 $\pm$ 0.005 mag、0.004 $\pm$ 0.005 mag和-0.015 $\pm$ 0.005 mag。对FGK样本的分析表明，新的ZP比以前的ZP更准确。
2018-07-31 astro-ph.IM astro-ph.SR
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
Analysis of the Gaia Data Release 3 parallax bias at bright magnitudes
该研究利用双星系统的轨道视差检验盖亚DR3在亮星等（G<13）下的视差零点偏移，通过筛选样本得出亮星存在显著偏差且形式不确定度被低估的结论，为未来盖亚数据验证提供资源。
2025-02-14 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
