Hot Stuff for One Year (HSOY) - A 583 million star proper motion catalogue derived from Gaia DR1 and PPMXL
最近，欧空局的盖亚天体测量卫星任务（Gaia-DR 1）的第一批数据被发布，其中包含前所未有的精度超过10亿颗恒星的位置，以及自行和自行，但仅限于200万个物体的子集。第二个版本将于2017年底或2018年初发布，将包括大多数对象的这些数量。为了提供一个数据集，弥补Gaia-DR 1和Gaia-DR 2发布之间的时间差距，并部分弥补前者缺乏自行，HSOY（“一年的热物质”）被创建为Gaia-DR 1和地面天体测量之间的混合目录，具有大部分DR 1对象的自行（但没有自行）。虽然不试图在数据质量或物体数量方面与未来的盖亚版本竞争，但HSOY的目的是部分基于盖亚数据提供改进的自行，允许现在进行一些研究或作为以后需要更高精度数据的大型项目的试点研究。HSOY星表是利用Gaia-DR 1的位置和PPMXL星表的输入数据汇编而成的，采用的加权最小二乘技术与汇编PPMXL星表本身所用的技术相同。结果这一努力产生了一个包含583，000，000个天体的四参数天体测量目录，其中包括Gaia-DR 1质量位置和自行，其精度从显著低于1质量/年到5质量/年，取决于天体的亮度和在天空中的位置。
2017-02-22 astro-ph.GA
NGC 5128 globular cluster candidates out to 150 kpc: a comprehensive catalog from Gaia and ground based data
我们提出了一个新的目录40502球状星团（GC）的候选人在NGC 5128的投影半径为$\sim$ 150千秒差距，从半人马座和雕塑家全景成像巡天（PISCeS），盖亚数据发布2，和NOAO源目录的数据的基础上。根据这些候选物是真正GC的可能性对它们进行排名，我们发现大约1900个属于我们的前两个排名类别，并且应该是光谱后续确认的最高优先级。考虑到我们的新数据和审查以前的GC目录，我们估计总GC人口的$1450 \pm 160$ GC。我们发现，大量的来源以前认为是低速GC，而不是前景星，减少推断GC速度色散。这项工作展示了盖亚在NGC 5128的$\sim 4$ Mpc距离上识别轻微扩展源的能力，使整个扩展晕中的GC能够准确识别，而不仅仅是以前大多数工作的重点内部区域。
2021-04-06 astro-ph.GA
Chronology of our Galaxy from Gaia colour-magnitude diagram fitting (ChronoGal) II. Unveiling the formation and evolution of the kinematically selected Thick and Thin Discs
Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理学研究所）；University of Granada（格拉纳达大学）；INAF – Astronomical Observatory of Abruzzo（意大利国家天体物理研究所阿布鲁佐天文台）；INFN, Sezione di Pisa（意大利国家核物理研究所比萨分部）；Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）
通过Gaia数据揭示银河系厚薄盘的形成与演化，发现厚盘主要形成于100亿年前，经历三次金属富集阶段，薄盘则与最后一次并合事件相关，提供精确的年龄-金属度分布。
2025-03-25 astro-ph.GA
A comparison between RAVE DR5 and Gaia DR2 Radial Velocities
本研究报告对RAVE DR 5数据发布与Gaia DR 2数据发布之间的径向速度进行了比较。RAVE DR 5和Gaia DR 2共有450587颗恒星。特别是，我们希望揭示联合目标的一小部分（707颗星），它们的恒速偏移分别为+105 km/s或-76 km/s。总的来说，这一比较证实了这两个数据集之间的良好一致性。速度差可以很好地与两个高斯匹配，其半高宽分别为1.2 km/s和3.6 km/s。系统偏移约为-0.32 km/s，与Gaia DR 2的发现一致，后者发现偏移为-0.29 km/s。该偏移量也与盖亚DR 2和其他地基光谱测量之间的偏移量相当，在类似的幅度范围内，这表明该偏移量的来源可能至少部分与盖亚DR 2的径向速度零点有关。我们确定了707颗恒星表现出大的恒定速度偏移。这些情况可以追溯到在场板边缘附近的相邻光纤之间传播波长校准的还原管道的问题，特别是对于刚好在光纤修复之前进行的观察，即当活光纤被断裂光纤的大间隙分开时。在82%的情况下，RAVE DR 5和Gaia DR 2径向速度之间的偏移在$+105 \pm 15$ ~ \kms范围内。这些光谱属于场板的前10个光纤。另外3%的光谱具有在$-76 \pm 4$ ~ \kms范围内的速度偏移，并且用纤维148-150观察到。尽管这707颗恒星中的大多数在径向速度上没有表现出任何特殊性，我们建议将它们排除在未来的研…
2018-10-23 astro-ph.GA
The tale of the tail -- disentangling the high transverse velocity stars in Gaia DR2
虽然恒星晕仅占银河系总恒星质量的1%，但晕星的运动学编码了有关银河系起源和演化的宝贵信息。研究表明，盖亚DR 2中的高横向速度恒星在赫兹-罗素（HR）图中显示出双重序列，表明在1 kpc内局部恒星晕中存在分叉。我们通过更新流行的Besançon/Galaxia模型来拟合这些恒星，结合了最新的恒星晕观测结果和Schönrich & Binney（2012）对厚盘的改进运动学描述。我们能够获得一个很好的匹配盖亚数据，并提供新的限制银河系盘和恒星晕的属性。特别是，我们表明，运动学定义的厚盘的贡献，这种高速尾约为13%。我们使用LAMOST DR 5的化学物质进行了更详细的研究，确定了具有厚盘化学物质的逆行恒星群。我们的厚盘运动学模型不能解释这个人口，所以我们得出结论，有可能是一个来自太阳附近的加热或吸积恒星的贡献。我们还研究了这个样本中的动力学子结构，得出的结论是，它们可能是由于共振轨道，而不是吸积人口。最后，我们提供了新的见解的性质，这两个序列和它们的关系与过去的吸积事件和原始银河系盘。
2020-01-11 astro-ph.GA
Local disc model in view of Gaia DR1 and RAVE data
我们测试的性能半解析自洽Just-Jahreills盘模型（JJ模型）的天体测量数据从Tycho-Gaia天体测量解决方案（TGAS）子目录的第一个盖亚数据发布（盖亚DR 1），以及径向速度实验调查（RAVE DR 5）的第五次数据发布的径向速度。我们使用的19,746薄盘星的样本从TGAS $\times$ RAVE交叉匹配选择在本地太阳圆柱半径300 pc和1 kpc的高度低于银河平面和模拟这个样本通过正演模拟技术。首先，我们将薄圆盘种群的预测垂直密度定律转换为模拟样本。然后，获得的模拟人口是红色的3D尘埃地图，并进行相应的选择标准的RAVE和TGAS观测的限制，以及额外的削减应用到数据样本。我们分别在银河平面以上的不同高度计算感兴趣的量，同时考虑到水平和垂直方向上的距离误差效应。我们研究了模拟样品的垂直数密度剖面，赫斯图和速度分布函数。基于我们的模拟与数据的良好协议，我们得出结论，我们的基准盘模型自信地再现薄盘恒星星族属性的垂直趋势。因此，它可以作为JJ模型未来扩展到其他银河系中心距离的起点。
2018-10-01 astro-ph.GA
Optical variability of Gaia CRF3 sources with robust statistics and the 5000 most variable quasars
本文利用Gaia DR3光变曲线和稳健统计方法计算了83.6万个CRF源的光变参数，发现类星体变亮时变蓝，并基于稳健评分发布了5000个最剧烈变化类星体样本，且该样本在ICRF3中占比显著更高。
2024-08-30 astro-ph.GA
Towards a fully consistent Milky Way disk model -- IV. The impact of Gaia DR2 and APOGEE
我们提出了一个更新的版本的半解析Just-Jahreibrium（JJ）模型的银河系磁盘和限制其参数在太阳附近。JJ模型的新特征包括一个简单的双组分气体盘，在时间上扩展的厚盘的恒星形成率（SFR）函数，以及分子气体和薄盘种群运动学之间的相关性。在这里，我们研究的垂直数密度分布和W-速度分布确定从200万本地恒星的盖亚DR 2。我们还调查了一个明显的赫斯图的盖亚恒星选择在一个圆锥体积对银河系的两极。使用恒星演化库，我们合成恒星星族与四个斜率打破幂律初始质量函数（IMF），SFR，和年龄金属丰度关系（AMR）。后者与观测到的来自APOGEE的本地红团（RC）巨星的金属丰度分布一致。在贝叶斯方法中，我们使用MCMC方法在多维参数空间中对后验概率分布进行采样。我们发现，盖亚恒星的空间分布和运动意味着最近的两个SF爆发中心的年龄为~0.5 Gyr和~3 Gyr，其特点是一个~30%和~ 55%SF增强，分别相对于一个单调下降的SFR连续。发现与这种SF过剩相关的恒星星族在动力学上是热的：它们的W速度色散为~12.5 km/s和~26 km/s。新的JJ模型能够再现本地恒星计数，精度约为5%。使用Gaia DR 2数据，我们自洽地约束了更新后的JJ模型的22个参数。我们的优化模型预测两个SF爆发在过去的~4 Gyr，这可能指向最近的气体注入事件。
2021-02-18 astro-ph.GA
Old open clusters NGC 188 and M 67 in Gaia DR3
利用盖亚DR3数据统计研究古老疏散星团NGC 188和M 67，发现无潮汐尾，质量谱有差异，且单星速度弥散小于双星。
2025-10-15 astro-ph.GA
Axial Asymmetry Studies in Gaia Data Release 2 Yield the Pattern Speed of the Galactic Bar
我们最近的研究轴对称破缺附近（$d <3 \,{\rm kpc}$）的恒星计数是敏感的扭曲的恒星轨道垂直和平行于方向的酒吧内和外林德布拉德共振（OLR）半径。利用围绕着反中心线左右不对称的恒星计数中符号翻转的位置来确定OLR半径$R_{\rm OLR}$，并将棒视为弱非轴对称效应，我们利用$R_{\rm OLR}$和最近对银河系自转曲线和太阳-银河系中心距离$R_{0}$的测量来确定银河棒的图案速度$Ω_{\rm p}$，以及银河系共转半径$R_{\rm CR}$。在从我们的不对称测量中去除大麦哲伦云和小麦哲伦云的影响后，我们发现$R_{\rm OLR}=(0.96 \pm 0.03)R_0 = 7.85 \pm 0.25 \ \rm kpc$，$Ω_{\rm p} = 49.3 \pm 2.2 \ \rm km \ s^{-1} \ kpc^{-1}$，$R_{\rm CR}=(0.58 \pm 0.04)R_0 = 4.76 \pm 0.27 \ \rm kpc$，揭示了，正如我们将要展示的那样，银河系的酒吧可能既弱又快，尽管我们也注意到酒吧区域的非稳态效应的可能证据。
2020-07-24 astro-ph.GA
Astrometric identification of nearby binary stars II: Astrometric binaries in the Gaia Catalogue of Nearby Stars
我们研究的能力，以确定单独从天体测量偏差的二元系统。我们将我们的分析应用于盖亚eDR 3和DR 2数据，特别是盖亚附近恒星目录。我们表明，我们必须在局部体积上重新归一化（R）UWE，以避免偏置局部观测，给出局部单位权重误差（LUWE）。我们使用LUWE>2的简单标准，以及少量的质量削减来去除可能的污染物，以识别未解决的二进制候选项。我们确定了22，699个在太阳100 pc范围内的候选双星（略低于本卷来源的10%）。我们发现一个天体测量的双星候选分数约20%的巨星，10%的主序列和低于1%的白矮星。我们还寻找变率诱导的移动，通过计算光度变化和天体测量噪声之间的相关性-并表明，VIM可能占主导地位的亚太阳质量MS星的二进制人口。我们讨论了仅从天体测量学来识别不发光大质量伴星的可能性和局限性，但发现我们的方法对这些不敏感。最后，我们比较了MS双星的天体测量偏差的模拟样本从文件I，这表现出良好的协议，并计算天体测量的候选人的二进制分数作为一个函数的绝对星等。
2022-04-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: Dynamical models of flattened, rotating globular clusters
我们提出了一个自洽的轴对称旋转球状星团模型族，并将其拟合到NGC 362，NGC 1851，NGC 2808，NGC 4372，NGC 5927和NGC 6752的光谱数据中，以提供对它们的物理和运动学性质的约束，包括它们的旋转信号。它们是通过平坦化修改的普卢默配置文件，具有相同的渐近行为作为经典的普卢默模型，但可以提供更好的适合年轻的集群，由于在密度分布较慢的营业额。模型是动态平衡的，因为它们只依赖于动作变量。我们采用了一个完全贝叶斯方案来研究我们的模型参数（包括质光比和倾斜角）的不确定性，并评估旋转到非旋转模型的贝叶斯证据比。我们只在NGC 2808中发现了令人信服的旋转水平。在其他星系团中，只有一个旋转的暗示（特别是NGC 4372和NGC 5927），因为数据质量不允许我们得出强有力的结论。在旋转存在的地方，我们发现它被限制在中心区域，半径为$R \leq 2 r_h$。作为这项工作的一部分，我们已经开发了一种新的q-高斯基础扩展的视线速度分布，一般模型可以通过插值的基础系数。
2017-04-25 astro-ph.GA
Characterizing the Infall Times and Quenching Timescales of Milky Way Satellites with $Gaia$ Proper Motions
对附近宇宙中低质量卫星星系的观测表明，相对于在该领域具有类似质量的系统，它们的恒星形成特性存在强烈的二分法。具体来说，卫星星系优先是气体贫乏，不再形成恒星，而它们的场对应物主要是气体丰富，积极形成恒星。最近的许多研究都是从统计学的角度来理解这种二分法的，不仅确定了环境过程最有可能是导致这些低质量系统猝灭的原因，而且确定了它们在进入宿主系统后必须非常迅速地运行，猝灭时间尺度$\lesssim 2~ {\rm Gyr}$。这项工作利用了新的$Gaia$ DR 2自行测量以及Phat ELVIS套件的高分辨率，宇宙学，放大模拟研究低质量的卫星淬火银河系周围的对象对象的基础上。我们推导出银河系已知的低质量卫星星系的$37$的下落时间的约束，发现银河系的“经典”卫星星系的$\gtrsim~70\%$与从以前的作品中的总人口推断的非常短的淬火时间尺度是一致的。其余的经典银河系卫星的淬火时间尺度明显更长，$τ_{\rm quench} \sim 6 - 8~{\rm Gyr}$，突出了如何详细的轨道建模可能是必要的，以了解具体的环境淬火为个别卫星星系。此外，我们发现，$6$超暗矮星系与公开可用的$HST$为基础的恒星形成历史都是一致的，他们的恒星形成关闭之前，落入银河系-这与他们非常早的淬火时间相结合，强烈有利于再电离驱动的淬火。
2019-06-10 astro-ph.GA
A Gaia early DR3 mock stellar catalog: Galactic prior and selection function
我们提出了一个模拟恒星目录，匹配的体积，深度和数据模型的内容计划盖亚早期数据发布3（盖亚EDR3）。我们已经产生了我们的目录（GeDR3mock）使用galaxia，一个工具，从底层的银河系（MW）模型或N体数据采样恒星。我们使用了更新的贝桑松银河系模型，以及最新的PARSEC恒星演化轨迹，现在还包括白矮星。我们加入了麦哲伦星云和具有内旋的真实疏散星团。我们根据Gaia DR2（GDR2）对不确定性进行了经验建模，并根据Gaia EDR3中的较长基线对其进行了缩放。视星等根据新选择的3D消光图而变红。为了帮助盖亚选择功能，我们为一些相关的GDR2子集提供了G和BP格式的全天空星等限制图，以及为用户定义的子集生成这些图的例程。我们补充目录与测光和反射在非盖亚波段。该目录可在虚拟天文台中使用，并可以像实际的盖亚EDR3一样进行查询。我们强调了一些功能的天文数据查询语言（ADQL）与教育目录查询。我们使用从这些查询中提取的数据来比较GeDR3mock和GDR2，这强调了在模拟数据中添加观测噪声的重要性。由于GeDR3mock中的基本事实（例如恒星参数）是已知的，因此它可以用于构建先验以及参数估计的模拟数据测试。用于生成GeDR3mock的所有代码，模型和数据都链接并包含在galaxia_wrap中，galaxia_wrap是一个Python包，代表一个快速的银河系前向模型，能够将MW模型…
2020-04-21 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Measuring the Streaming motion in the Milky Way disc with Gaia EDR3 +
我们绘制了银河系圆盘的3D运动学，距离太阳3.5 kpc，距离银河系中平面0.75 kpc。为此，我们结合了高质量的天体测量从\gedrthree{}，日心视线速度从\gdrtwo{}，光谱调查，包括\apogee{}，\galah{}，和\lamost{}。我们构建了一个轴对称模型的平均速度场，并减去这对一个明星逐星的基础上，以获得剩余的速度场在银河系中心的组件（\vphi{}，\vR，\vz），和\vlos{}。使用功率谱对速度残差进行量化，我们发现中平面（$|z|<0.25$ kpc）中的峰值功率（$A/$ [PDMATHABMff \kms{} ]）为（$A_ϕ,A_{\rm R},A_{\rm Z},A_{\rm los}$）=（$4.2,8.5,2.6,4.6$），在$0.25 < |z|/[{\rm kpc}] < 0.5$处为（$A_ϕ,A_{\rm R},A_{\rm Z},A_{\rm los}$）=（$4.0,7.9,3.6,5.3$），在$0.5 < |z|/[{\rm kpc}] < 0.75$处为（$A_ϕ,A_{\rm R},A_{\rm Z},A_{\rm los}$）=（$1.9,6.9,5.2,6.4$）。我们的研究结果提供了一个复杂的测量流运动的光盘和在各个组件。我们发现，流是最显着的\vR，并在所有的高度（$|Z|$）探测，但在其他组件也是不…
2023-01-19 astro-ph.GA
Can we really pick and choose? Benchmarking various selections of Gaia Enceladus/Sausage stars in observations with simulations
本文利用 APOGEE、Gaia 观测和 Auriga 模拟，系统比较了多种 Gaia Enceladus/Sausage 恒星选择方案，发现 Jr-Lz 方法纯净度最佳、偏心率方法完备性最佳，并据此估计了 GES 的恒星质量和总质量，强调选择方法应由科学问题驱动。
2023-06-01 astro-ph.GA
The Gaia DR2 halo white dwarf population: the luminosity function, mass distribution and its star formation history
我们分析了由盖亚第二次数据发布确定的95个晕白矮星候选者的体积有限的几乎完整的100 pc样本。基于一个详细的人口合成模型，我们应用的方法，依赖于盖亚天体测量和测光精确地推导出个人的白矮星参数（质量，半径，有效温度，辐射热光度和年龄）。用我们的25颗白矮星进行了测试，我们对它们进行了光谱分析。我们建立和分析的晕白矮星光度函数，我们发现第一次可能的证据，在其最暗的结束，导致年龄估计$\simeq12\pm0.5 $陀螺。样品的质量分布在$0.589\,M_{\odot}$处达到峰值，白矮星的$71\%$质量低于$0.6\,M_{\odot}$，只有两颗质量超过$0.8\,M_{\odot}$的白矮星。从年龄分布中，我们发现了三颗总年龄超过12 Gyr的白矮星，其中J1312-4728是已知年龄最大的白矮星，年龄为$12.41\pm0.22 $ Gyr。我们证明，恒星形成的历史主要特点是爆发的恒星形成，发生在10至12 Gyr在过去，但延长到8 Gyr。我们还发现，恒星形成历史的峰值集中在11 Gyr左右，这与盖亚-土卫二相遇的当前年龄相符。最后，我们的晕样本的$13\%$被高速年轻物体（总年龄<7 Gyr）污染。这些白矮星的起源尚不清楚，但它们的年龄分布可能与人马座星系的遭遇相符。
2021-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The blue straggler population of the old open cluster Berkeley 17
蓝色离散星（BSS）在银河系的球状星团和老的疏散星团中被观测到。BSS的径向分布已被用来诊断球状星团的动力学演化。这是第一次，与一个可靠的样本的BSS确定与盖亚DR2，我们进行这样的分析一个疏散星团。我们确定的成员，包括BSS，已知的最古老的银河系疏散星团伯克利17与盖亚DR 2自行车和自行车。我们通过研究BSS粒子数的径向分布来了解团簇的动力学演化。我们选择集群成员填充颜色星等图中的盖亚过滤器。使用最亮的成员导出聚类参数。鉴别了BSS和巨分支星，并比较了它们的径向分布。分离的BSS也评价相对于巨分支星使用最小生成树分析。我们确定Berkeley 17在$3138.6^{+285.5}_{-352.9}$ pc上。我们发现23 BSS集群成员，其中只有两个以前确定。我们发现一个双峰径向分布的BSS支持的调查结果从MST方法。Berkeley 17中BSS的双峰径向分布表明它们刚刚开始向星团中心下沉，将Berkeley 17与中等动力学年龄的球状星团放在一起。这是第一次对疏散星团进行这样的测定。
2019-02-15 astro-ph.GA
The merger that led to the formation of the Milky Way's inner stellar halo and thick disk
我们银河系的组装过程可以通过单个恒星的运动和化学反应来恢复。对附近晕的化学动力学研究长期以来一直暗示存在多种成分，如流，团块，二元性以及恒星化学丰度和轨道参数之间的相关性。最近，对两个大型恒星巡天的分析揭示了存在一个人口稠密的化学元素丰度序列，在颜色-星等图中有两个不同的序列，以及一个突出的轻微逆行的运动学结构都在附近的晕中，这可能是银河系经历的一个重要的吸积事件。在这里报告的运动学，化学，年龄和空间分布的恒星在太阳周围的一个相对较大的体积，主要与两个主要的银河系组成部分，厚盘和恒星晕的分析。我们证明，内晕是由碎片占主导地位的对象，在下降是稍微更大的质量比小麦哲伦云，我们称之为盖亚-土卫二。起源于盖亚-土卫二的恒星几乎覆盖了整个天空，它们的运动揭示了流的存在和轻微的逆行和拉长的轨迹。数百颗天琴座RR型星和13个球状星团的年龄-金属丰度关系一致，可以根据它们的轨道与盖亚-土卫二相关联。估计质量比为4：1，与盖亚-土卫二的合并一定导致了银河系厚盘前身的动力学加热，因此促成了大约10 Gyr前这个组成部分的形成。这些发现与星系形成的模拟结果一致，后者预测内部恒星晕应该由少数大质量祖先的碎片主导。
2018-10-31 astro-ph.GA
Information content of BP/RP spectra in Gaia DR3
盖亚数据发布3为天文学界提供了迄今为止最大的恒星光谱调查（$>$ 2.2亿个来源）。低分辨率（R $\sim$ 50）的蓝色光度计（BP）和红色光度计（RP）光谱将允许估计恒星大气参数，如有效温度，表面重力和金属丰度。我们创建模拟盖亚BP/RP光谱，并使用Fisher信息矩阵探测使用BP/RP光谱的恒星参数测量的分辨率极限。最好的情况下，这种分析提供的不确定性，然后用来产生一个模拟观测的恒星人口，以评估的假阳性率（FPR）识别极贫金属（EMP）的恒星。我们的结论是，社区将能够有信心地确定贫金属星的亮度比$G = 16$使用BP/RP光谱。在微弱的量级上，真正的探测将开始被假阳性所压倒。当采用常用的$G < 14$限制的金属贫星搜索，我们发现一个FPR为低金属度制度[Fe/H] $<$-2，-2.5和-3的只有14 $\%$，33 $\%$和56 $\%$分别，提供了显着改善以前的目标活动的潜力。此外，我们探讨了直接从BP/RP光谱获得的碳和$α$ -元素的化学灵敏度。我们发现一个绝对的碳丰度不确定性$σ_{A(C)} < 1$ dex的富碳贫金属（CEMP）的恒星，表明有潜力确定一个CEMP恒星人口后续确认更高分辨率的光谱。最后，我们发现，大的不确定性，在$α$元素丰度测量使用BP/RP光谱意味着，有效地获得这些丰度将是具有挑战性的。
2022-08-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
AspGap: Augmented Stellar Parameters and Abundances for 23 million RGB stars from Gaia XP low-resolution spectra
AspGap 提出基于神经网络和“幻觉器”组件的方法，首次从 Gaia XP 低分辨率光谱中精确估计 2300 万颗红巨星的 [$α$/M] 等恒星参数，并公开发布代码与星表。
2023-09-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Milky Way bar and bulge revealed by APOGEE DR16 and Gaia EDR3
我们调查了银河系的内部区域，由于APOGEE DR 16和Gaia EDR 3数据的样本具有前所未有的大小和覆盖范围。我们的银河系内部样本有超过26,000颗恒星，它们的大小分别在$|X_{\rm Gal}| <5$ kpc、$|Y_{\rm Gal}| <3.5$ kpc、$|Z_{\rm Gal}| <1$ kpc范围内，我们还对前景清理后的8,000颗恒星进行了分析，使其更能代表膨胀棒群。银河系内部在关键丰度比[ $α$ /Fe]、[C/N]和[Mn/O]上显示出明显的化学不连续性，探测了不同的富集时间尺度，这表明在高和低$α$种群之间存在恒星形成间隙（淬火）。这是第一次，我们能够通过对旋转速度、金属丰度、轨道参数和化学丰度的分布进行联合分析，充分描述共存于银河系最内部区域的不同种群的特征。的化学运动学分析揭示了酒吧的存在下，一个内部薄盘，厚盘，和广泛的金属丰度人口，具有较大的速度分散，指示压力支持的组件。我们发现和表征化学和运动学的一组反向旋转的恒星，这可能是一个富含气体的合并事件的结果，或只是cluerous恒星形成的结果在早期磁盘的最早阶段，迁移到凸起。最后，基于6D信息，我们给恒星分配了一个位于棒轨道上的概率值，发现大多数具有大棒轨道概率的恒星来自最里面的3 kpcs。即使是属于棒的概率很高的恒星，在[ $α$ /Fe]与[Fe/H]图中也显示出化学双峰性。这表明棒捕…
2021-11-03 astro-ph.GA
Dynamical evolution of star-forming regions: III. Unbound stars and predictions for Gaia
我们使用$N$体模拟探测恒星形成区域的动力学演化的早期阶段，并专注于未绑定的恒星的质量和速度分布。在这个参数空间的研究中，我们改变初始维里比和程度的空间和运动学的子结构和分析的分数的恒星，成为未绑定在两个不同的质量类（以上和以下8 M $_{\odot}$）。我们发现，未绑定的恒星的分数不同，这取决于初始条件。1000万年后，在最初的高度亚维里，亚结构模拟中，高质量和低质量的非束缚部分是相似的$\sim$ 23%。在最初的维里，亚结构模拟中，我们发现只有$\sim$ 16%的所有高质量恒星是非束缚的，而$\sim$ 37%的所有低质量恒星是。非束缚恒星的速度分布只在初始条件极其不同的情况下才表现出差异。分布占主导地位的大量低质量的恒星成为未绑定的$\sim$ 3公里秒$^{-1}$的逃逸速度以上的未绑定的高质量的恒星移动速度平均比低质量的未绑定的恒星。我们没有看到高质量的逃逸星（速度> 30公里秒$^{-1}$）从我们的任何初始条件，只有一个偶然的低质量逃逸星从最初的亚维里/亚结构模拟。在我们的模拟中，我们发现了一个小的质量较低的步行星（速度5-30公里秒$^{-1}$）从我们所有的初始条件。这些走开的恒星应该可以在盖亚附近的许多恒星形成区域周围观察到。
2019-05-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Fresh Look at AGB stars in Galactic Open Clusters with Gaia: Impact on Stellar Models and the Initial-Final Mass Relation
受益于GAIA的第二和早期的第三次发布的光度和天体测量数据，我们研究人口的渐近巨星分支（AGB）恒星出现在领域的中间年龄和年轻的疏散星团。我们确定了49个AGB恒星候选者，比红巨星分支的尖端更亮，具有良好到高的集群成员概率。在这些恒星中，我们发现了19颗光谱类型已知的TP-AGB星：4颗M星，3颗MS/S星和12颗C星。通过结合观测，恒星模型，和辐射转移计算，包括拱星尘埃的影响，我们的特点是每颗恒星的初始质量，光度，质量损失率，核心质量，周期和脉动模式。收集到的信息有助于我们阐明TP-AGB在类太阳金属丰度下的演化，对第三次挖掘过程，碳星的初始质量，恒星风和初始-最终质量关系（IFMR）进行限制。特别是，我们发现两个明亮的碳星，MSB 75和BM IV 90，星系团NGC 7789和NGC 2660的成员（具有类似的年龄$\simeq 1.2-1.6$ Gyr和初始质量$ 2.1 \ge M_{\rm i}/M_{\odot} \ge 1.9$），具有异常高的核心质量，$M_{\rm c} \approx 0.67-0.7\,M_{\odot}$。这些结果支持了最近一项工作（Marigo等人，2020）的发现，该工作确定了IFMR中的扭结，该扭结仅在相同的初始质量下中断了其单调趋势。最后，我们调查了两个相互竞争的方案来解释$M_{\rm c}$数据：恒星风在单星演化中的作用，和通过…
2021-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Predicting metallicities and carbon abundances from Gaia XP spectra for (carbon-enhanced) metal-poor stars
本研究利用神经网络结合Gaia XP光谱预测千万级恒星的金属丰度与碳丰度，识别出约2000颗高置信度碳增丰贫金属星，验证了富碳星比例的金属丰度依赖规律，为富碳恒星族群研究提供了均一样本。
2025-01-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The expected performance of stellar parametrization with Gaia spectrophotometry
盖亚将获得天空中几乎所有来源的天体测量和分光光度测量，直到G=20的宽带星等极限，预计产量为10^9颗恒星。其主要科学目标是通过化学动力学分析揭示银河系的形成和演化。除了从天体测量学中推断恒星的位置、自转和自转外，我们还必须从分光光度计、BP/RP光谱中推断恒星的天体物理参数。在这里，我们研究了三种不同的算法（SVM，ILIUM，Aeneas）的性能，用于估计有效温度，视线星际消光，金属丰度和表面重力的A-M恒星在这些参数的广泛范围内，并在整个星等范围内盖亚将观察（G=6- 20等）。其中一种算法Aeneas可以推断所有参数的后验概率密度函数，并且可以选择性地考虑视差和Hertzsprung-Russell图来改进估计。对于所有算法，估计的准确性取决于G和参数本身的值，因此对性能的概括只是近似的。对于G=15且消光小于2星等的恒星，我们期望能够仅使用BP/RP光谱（引用平均绝对误差统计）估计Teff在1%以内，logg为0.1 - 0.2dex，[Fe/H]（对于FGKM恒星）为0.1-0.2dex。性能在较大的间距下会下降，但并不总是大幅下降。对于在0到10等之间的先验未知消光的恒星，在整个参数范围内，消光的估计精度可以达到0.05- 0.2等。性能在较暗的星等下下降，但即使在G=19时，我们可以估计所有光谱类型的logg优于0.2dex，FGKM恒星的[Fe/H]在0.35de…
2012-08-29 astro-ph.GA astro-ph.IM physics.data-an
XGAPS: a sub-arcsecond cross-match of Galactic Plane Surveys
我们提出了一个亚角秒交叉匹配的盖亚数据发布3（DR 3）对INT银河平面调查（IGAPS）和英国红外深空调查（UKIDSS）。银河平面巡天（XGAPS）的交叉匹配为盖亚测光提供了额外的精确测光（$U_{RGO}$，$g$，$r$，$i$，H $α$，$J$，$H$和$K$）。在建立星表的过程中，盖亚DR 3中给出的自行被回溯以匹配IGAPS组成巡天（北银道面的INT光度\ha巡天，IPHAS和北银道面的UV过量巡天，UVEX）和UKIDSS的历元，确保高自行天体得到适当的交叉匹配。该目录包含33，987，180个来源。对于每个包含的源的$>3σ$视差检测的要求意味着1- 1.5 kpc的距离被很好地覆盖。在生产XGAPS的过程中，我们还训练了一个随机森林分类器，以识别具有有问题的天体测量解决方案的目标。基于分类器结果的选择切割可以用于以受控和合理的方式清洁颜色-星等和颜色-颜色图，以及产生天体测量可靠目标的子集。我们提供XGAPS作为一个111列的表。星表的用途包括为多天体光谱巡天选择银河系目标，以及识别特定的银河系种群。
2022-11-15 astro-ph.GA astro-ph.IM
The tidal stream generated by the globular cluster NGC 3201
利用盖亚DR 2的数据，我们探测到一个由球状星团NGC 3201产生的潮汐流，该潮汐流在天空中延伸超过140度，使用我们先前提出的极大似然方法来研究M68潮汐流。大部分被探测到的流是拖尾流，它在南银河半球延伸，并在距离太阳3.2 kpc的近距离内通过，因此使该流非常有利于发现相对明亮的成员星，而前导臂离我们更远，并且在一个更难分离的磁盘前景后面。该星团刚刚穿过银河系盘，现在位于银河系北半球，被尘埃适度遮挡，最靠近星团的拖尾部分在飞机后面高度模糊。我们获得了一个最佳拟合模型的流是一致的测量自行，径向速度和距离NGC 3201，并显示它是相同的，以前检测到的Gjöll流Ibata等人。我们确定了200星的最高可能性是流成员只使用他们的盖亚运动学数据。这些恒星中的大多数（170颗）在光度上与星团H-R图中的NGC 3201成员一致，只有一次应用了星系吸收尘埃和变红的校正。根据模拟数据集，其余恒星与随机前景物体一致。我们列出了这170个极有可能的流成员星，这将是强烈的兴趣，以模拟银河系的引力势，并在光谱上进行跟踪，以获得准确的径向速度。
2021-05-11 astro-ph.GA
The Challenge to MOND from ultra faint dwarf galaxies
低加速度下的修正牛顿动力学（MOND）在解释星系平坦的自转曲线以及星系的重子含量与它们的观测圆速度之间的关系（称为重子Tully-Fisher关系（BTFR））方面具有惊人的能力。MOND模型不能解释观测到的超暗矮星系的速度色散，其理由是超暗矮星系比冷暗物质模型更容易发生潮汐破裂。我们证明：（i）潮汐内部加速度在UFD的比例是非常低的，（ii）有没有相关性之间的偏差UFD从MOND的预测作为潮汐敏感性的函数，（iii）最近的约束盖亚自行分析的轨道参数的UFD加剧了挑战MOND。特别是，盖亚的数据表明大熊座I正在经历一次最近的落入银河系的光环，它与MOND在7- $σ$水平上的不一致不能归因于它是一颗早期的落入卫星。此外，来自Gaia DR 2的新数据表明Willman I具有所有UFD中最小的偏心轨道，并且它在4- $σ$水平上偏离MOND不能归因于先前建议的高偏心轨道。最后，鉴于杜鹃座III是唯一观测到的显示潮汐特征的UFD，网穴II和Segue I是另外两个可能挑战MOND的UFD，因为它们与杜鹃座III的银河系中心距离相当，但没有显示潮汐特征。宽双星是否膨胀了UFD的速度色散仍然是一个有待解决的问题，未来的多历元观测。
2021-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the Galactic Potential with Next-Generation Observations of Disk Stars
在不久的将来，对银河系圆盘中恒星的天体测量、光度测量和光谱测量的数量和精度将有巨大的提高。我们研究的影响，这样的调查对我们的理解银河系的“观察”粒子实现的非轴对称磁盘分布的轴对称晕轨道与适当的错误，然后试图恢复潜在的使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法。我们表明，在银河系平面的方位平均引力场-因此，在较小的程度上，银河系的质量分布-可以严格限制在一个大范围的半径使用各种类型的调查，只要误差分布的视差，自行和径向速度的测量是很好的理解和磁盘调查全球。我们的方法的一个优点是，目标恒星可以在实星等或视星等空间中非随机选择，以确保这样一个全球样本，而不会使结果产生偏差。假设我们总是能以至少1 km/s的精度测量恒星的视线速度，我们证明了在R=4-20 kpc的范围内，引力场可以被确定为优于~1%。我们得出结论，不久的将来，像SIM Lite，盖亚和VERA，将提供银河系盘区域引力场的第一个精确映射。
2009-05-20 astro-ph.GA
Shiva and Shakti: Presumed Proto-Galactic Fragments in the Inner Milky Way
基于Gaia DR3数据，在银河系内区发现两个新子结构Shakti与Shiva，其轨道特征指向吸积起源而丰度模式类似原地星族，可能为原星系碎片或棒共振俘获所致。
2024-03-19 astro-ph.GA
Euclid: High-precision imaging astrometry and photometry from Early Release Observations. I. Internal kinematics of NGC 6397 by combining Euclid and Gaia data
本文提出结合Euclid和Gaia数据的高精度天体测量方法，通过ePSF建模和几何畸变校正，实现毫角秒级精度，并用于研究球状星团NGC 6397的内部运动学。
2024-11-04 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Probing Turbulence, Gravity, Supernovae, and Magnetic Field Effects with the 6D Kinematics of Young Stars in Milky Way Star-Forming Regions
本研究利用Gaia DR3和APOGEE DR17数据，分析邻近恒星形成区年轻恒星的6D运动学特征，发现其运动受湍流、超新星、磁场等多重因素共同作用，验证了中等尺度的拉森关系。
2025-07-29 astro-ph.GA
Comparing the spatial and kinematic distribution of gas and young stars around the shell-like structure in the CMa OB1 association
年轻的星团和各自的母体分子云之间的关系仍然是一个悬而未决的问题：例如，云和星团的子结构之间的相似性只是一个巧合吗？或者它们是肉体关系的标志？为了解决这些问题，我们研究了CMa OB 1/R1区域，该区域显示了复杂的恒星形成历史的证据。我们用IRAM-30米望远镜获得了分子云映射，以揭示CMa区域未探索一侧的物理条件，目的是将云的形态与年轻恒星物体（YSO）的分布进行比较。我们还研究了云的运动学搜索梯度和喷流签名，可以跟踪不同的恒星形成的情况。YSO是根据盖亚EDR 3的天体测量数据选择的，这些数据覆盖了移动的群体。基于平均误差加权视差，获得样本的距离为1099 $_{-24}^{+25}$ pc。光学和近红外测光被用来验证YSO的演化状态和星周特征。在选定的候选对象中，我们发现了40个与云相关的成员：1个I类，11个II类和28个III类对象。比较空间分布的恒星星族与核心所揭示的13 CO地图，我们验证了发射峰与确认这些对象的关联，以他们的致密的出生气体的YSO的位置相吻合。我们的观测结果支持大规模的场景CMa壳状结构作为连续的超新星事件的遗迹形成。
2021-08-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Chemical Nature of the Young 120-Myr-old Nearby Pisces-Eridanus Stellar Stream Flowing through the Galactic Disk
最近，一个新的圆柱形恒星流长达700 pc被发现隐藏在银河系盘使用盖亚任务启用的运动学数据。这一恒星流被称为双鱼座-波江座（Psc-Eri），最初被认为是1 Gyr，但它的恒星共享的旋转周期分布与1.2亿岁的人口一致。在这里，我们探索这个恒星流的详细化学性质。我们进行了高分辨率的光谱跟踪的42 Psc-Eri星使用麦克唐纳天文台，并结合这些数据与低分辨率LAMOST光谱调查观察到的40名成员的信息。总之，这些数据使我们能够测量沿Psc-Eri流的轻/奇Z（Li，Na，Al，Sc，V），$α$（Mg，Si，Ca，Ti），Fe峰（Cr，Mn，Fe，Co，Ni，Zn）和中子捕获（Sr，Y，Zr，Ba，La，Nd，Eu）元素的丰度分布。我们发现该流（1）接近太阳金属丰度，[Fe/H] = -0.03 dex;（2）金属丰度分布为0.07 dex（排除异常值后为0.04 dex）。我们还发现（3）Li的丰度表明Psc-Eri的年龄为$\sim$ 1.2亿年，与其陀螺年代学年龄一致。此外，Psc-Eri具有（4）[X/Fe]丰度分布，其刚好大于大多数元素的典型不确定性，（5）它是一个圆柱状系统，其外缘围绕中心旋转，（6）除了[Si/Fe]中潜在的弱梯度之外，沿其主轴没有显著的丰度梯度。这些结果表明，Psc-Eri是一个独特的近距离，年轻，化学有趣的实验室，用于测试我们对恒星和行星形成的理解。
2020-06-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
