The TW Hydrae Association : trigonometric parallaxes and kinematic analysis
附近的长蛇座TW星协（TWA）目前是研究年轻低质量恒星形成和演化、星周盘和行星伴星成像探测的基准。对于这样的研究，至关重要的是要评估组成员的距离，以访问他们的物理特性。几位明星的成员资格受到强烈争议，年龄估计因作者而异，怀疑是否一致。我们重新审视的TWA的运动学性质，根据新的三角松弛和自行推导的动态年龄的协会和物理参数的运动成员。利用NTT/ESO望远镜进行的观测，我们测量了TWA中13颗恒星的三角视差和自行。用收敛点方法识别了一个由31颗TWA星组成的同向运动星群。我们推导出运动距离的7个成员的移动组，缺乏三角函数的松弛。一个追溯策略适用于恒星空间运动的选择16个共同运动的对象与准确和可靠的数据产生的动力学年龄为t = 7.5 +/- 0.7百万年的协会。使用我们的新的天文学和光度学文献中，我们从理论演化模型推导出恒星的年龄和质量。新的视差和自行测量，从这项工作和目前的天体测量目录，我们提供了一个改进的和准确的数据库TWA星用于运动学分析。我们的结论是，通过追溯策略获得的动力学年龄与以前的年龄估计TWA是一致的，也是兼容的平均年龄来自本文件的前主序星的演化模型。
2014-01-09 astro-ph.SR
The Solar Neighborhood XXXVIII. Results from the CTIO/SMARTS 0.9m: Trigonometric Parallaxes for 151 Nearby M Dwarf Systems
我们提出了160个新的三角视差的151 M矮系统的研究联盟在附近的恒星（RECONS）集团的长期天体测量/测光计划在CTIO/SMARTS 0.9米望远镜。大多数系统（124或82%）被发现位于25个以内。这些恒星的质量为119 mas/yr < mu < 828 mas/yr和3.85 <（V-K）< 8.47。其中有58个系统来自SuperCOSMOS-RECONS（SCR）搜索，通过我们对SuperCOSMOS数字化档案照相板的自行拖网发现，而其余的恒星则通过光度距离估计怀疑位于附近。其中16个是通过天体测量摄动新发现的双星系统，其中许多是精确确定质量的理想选择，因为它们的距离很近，轨道周期大约为十年。对这些恒星的变化分析显示，其中三分之二是新的结果，其中六颗恒星的变化超过20 mmag。这一努力使RECONS测量的M矮星系统的总数量增加到近500个，并使南方M矮星系统的数量增加了26%，精确的三角测量将它们置于25 pc以内。
2017-07-25 astro-ph.SR
Near-IR trigonometric parallaxes of nearby stars in the Galactic plane using the VVV
我们使用多历元K $\rm _S$波段观测，覆盖了$\sim$ 5年基线，以获得毫米和亚毫米角秒的精度天体测量的一个样本，以前已知的高自行源，包括这些源的第一次精确的视差。在这项研究中，我们显示的VVV项目的能力，以测量高精度的三角视差的非常低质量的恒星（VLMS）的距离为$\sim$ 250\，pc达到比大多数其他地面调查或空间任务，这些类型的恒星。此外，我们使用光谱能量分布来寻找未解决的双星系统和冷次矮星的证据。我们检测到五个系统，最有可能是VLMS属于星系晕的基础上，他们的切向速度，和四个对象在60秒差距内，很可能是厚盘的成员。一个更全面的研究高自行源和VLMS和褐矮星的VVV正在进行中，包括数千个新发现的对象。
2017-03-16 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
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
Comparison of Hipparcos Trigonometric and Mount Wilson Spectroscopic Parallaxes for 90 Subgiants that Defined the Class in 1935
介绍了1914年至1935年间发现的介于巨星和矮星之间、光谱类型介于G0至K3之间的中等亮度恒星的历史。威尔逊山的光谱学家在他们1935年的论文中，对4179颗恒星的光谱绝对星等进行了总结，确定了大约90颗这样的恒星。这90颗恒星被斯特伦伯格称为“次巨星”，在当时被定义为这个星系群。威尔逊山次巨星在HR图中的位置，使得测量的高权重三角星系难以与罗素的主流演化论进行比较，批评者质疑威尔逊山次巨星的真实性。我们比较，逐星，威尔逊山光谱绝对星等的90颗恒星定义他们的样本对那些绝对星等来自依巴谷（HIP）的三角函数。我们解决的关注威尔逊山校准样品和偏差所采用的校准方法产生的偏差。从历史上看，这些担忧足以使威尔逊山样本中的次巨星的发现不可信。然而，如图所示，大多数被确认为次巨星的威尔逊山恒星也有可靠的HIP三角视差，它们确实位于HIP HR图中的次巨星序列中。此外，没有明显的偏移之间的M（V）的亮度从威尔逊山分光光度计和M（V）值从依巴谷三角测量误差为10%，这证实了令人印象深刻的方式的有效性，原来的威尔逊山评估。次巨星的存在证明了罗素关于恒星演化从巨星到主序星的收缩假说是不正确的。伽莫夫在1944年未发表的猜想，认为次巨星是离开主序星的后主序星，这一猜想几乎是正确的，但比它的时间早了十年。
2015-11-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Hubble Space Telescope Trigonometric Parallax of the Dwarf Nova SS Cygni
天鹅座SS是最明亮的矮新星（DNe）之一，也是研究得最好的激变变星原型之一。2004年发表的哈勃太空望远镜（HST）上的精细制导传感器（FGS）的天体测量观测给出了6.06+/-0.44 mas的绝对三角视差。然而，最近的甚长基线干涉测量（VLBI），在天鹅座SS的射电爆发期间获得的，已经产生了明显更大的绝对视差8.80+/-0.12 mas，以及与HST结果相比，自行方向的巨大差异。VLBI距离使天鹅座SS的亮度降低了约2倍，这与基于吸积盘理论的预测很好地吻合，以解释观测到的DN爆发行为。这种差异增加了FGS松弛和自行中存在显著系统误差的可能性。我们重新分析了存档的HST/FGS数据，包括（1）背景天体测量参考星的视差的关键重新确定，（2）更新参考星自行的输入值，和（3）校正位置测量的颜色相关的位移。我们的新的分析产生了SS Cyg的自行与VLBI运动一致，绝对视差为8.30+/-0.41 mas，在~1.2 sigma水平上也与VLBI结果在统计上一致。我们的研究结果表明，HST/FGS视差是免费的大系统误差，当数据减少使用高质量的输入值的天体测量的参考星，当仪器签名被适当地删除。
2013-07-20 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
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
A focus on L dwarfs with trigonometric parallaxes
我们报告新的视差测量10 L和早期T型矮星，其中5个没有以前公布的值，使用超过3年的观察机器人利物浦望远镜。由此得到的弛豫和自行的中位误差分别为2，mas和1. 5，mas/年。它们的空间运动表明它们都是银河系盘的成员。我们将这个样本与利物浦望远镜的天体测量和已发表的文献天体测量相结合，构建了一个260 L和早期T型矮星的样本，并测量了天体测量样本。本文研究了天体测量样品的运动学，导出了太阳运动$(U,V,W)_{\bigodot} = (7.9\pm1.7,13.2\pm1.2,7.2\pm1.0)$ \，\kms ~相对于当地静止标准的运动，与最近的文献一致。假设天体测量样品的运动学年龄随总速度单调增加，我们得出天体测量样品的运动学年龄为1.5- 1.7 μ gyr。这一运动学年龄小于其他低质量矮星样品文献值的一半。我们认为这种差异的产生有两个原因：（1）样本主要由中晚期的L型矮星组成，这些矮星预计相对年轻;（2）要求物体具有测量的视差使样本偏向于更明亮的样本，这些样本往往更年轻。
2018-02-07 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
Trigonometric parallaxes of young field L dwarfs
（摘要）我们的目标是确定一个10个L0-L5矮星样本的三角引力和自行，并提供低重力大气的光谱证据。我们使用2-4米级望远镜获得了J和Ks成像数据，在2010年1月至2012年12月期间，每月一张图像的典型节奏。我们还获得了低分辨率的光谱（R~300，500-1100 nm），使用10-m GTC评估锂吸收的存在下，在四个目标，并确认其年轻的年龄。推导出的三角形惯性和自行的典型精度为1质量/年和+/-10质量/年。所有10颗L矮星都有很大的运动，距离在9到47 pc之间。在绝对J、K_s等-光谱型图和光度-Teff图上，它们位于场矮星序列之上和之上，表明它们的年龄与场矮星的典型年龄相近或更小。首次报道了2 MASS J 00452143 +1634446大气中锂原子的探测。三个矮星在HR图中的位置表明年龄大，质量高，与先前发表的锂耗尽相一致。我们没有发现证据表明存在最小可探测质量通常>=25 Mjup的天体测量同伴，以及围绕8个目标的周期在60-90 d和3 yr之间的正面圆形轨道。天体测量和光谱数据表明，在我们的样本中，大约60-70%的具有低重力大气证据的L型矮星确实是太阳附近的100-中等年龄的棕矮星，预期年龄和质量在10-500百万年和11-45兆焦耳之间。L型矮星的H带光谱的峰值形状，是年轻的标志，似乎存在于120-500百万年的年龄和中等到高重力。
2014-06-05 astro-ph.SR
Y dwarf Trigonometric Parallaxes from the Spitzer Space Telescope
Y矮星提供了一个独特的机会，研究自由浮动的物体与质量$<$ 30 M $_{Jup}$和大气温度接近那些已知的类太阳系外行星。获得这些物体的距离是确定其绝对物理特性的重要一步。使用斯皮策/IRAC [4.5]在$\sim$ 2-7年的基线上拍摄的图像，我们测量了22个晚T和早Y矮星的天体测量距离，包括18个物体的更新视差和4个物体的新视差测量。这些星系将使探索最冷的棕矮星所占据的物理参数空间成为可能。我们还提出了6个新的晚T矮星的发现，更新的光谱的两个T矮星，和重新分类的一个新的Y矮星，WISE J033605.04 $-$ 014351.0，基于Keck/NIRSPEC $J$带光谱。假设有效温度与绝对星等成反比，我们研究了棕矮星光谱能量分布随有效温度降低的演化趋势。令人惊讶的是，Y矮星类在近红外到中红外光度带通中包含了很大的绝对星等范围，证明了比以前假设的更大的有效温度范围。这个样品将是詹姆斯韦伯太空望远镜获得中红外光谱的理想选择，因为它们的已知距离将使测量绝对物理性质变得更容易。
2018-09-19 astro-ph.SR
Preliminary Trigonometric Parallaxes of 184 Late-T and Y Dwarfs and an Analysis of the Field Substellar Mass Function into the "Planetary" Mass Regime
我们利用斯皮策（143）、USNO（18）、NTT（14）和UKIRT（9）的观测结果，给出了184颗晚T型和Y型矮星的初步三角坐标。为了完成$\ge$ T6矮星的20-pc普查，我们将这些测量结果与先前公布的另外44个物体的三角测量和另外7个物体的分光光度距离估计相结合。对于这235个对象，我们估计温度，筛选到五个150 K宽的$T_{\rm eff}$箱覆盖范围300- 1050 K，确定每个的完整性限制，并计算空间密度。为了锚定褐矮星质谱的高质量端，我们编制了一份20 pc以内的早期到中期L矮星的列表。我们运行模拟使用各种功能形式的质量函数通过两套不同的进化代码来计算预测分布在$T_{\rm eff}$。这些预测与我们的L、T和Y观测的最佳拟合是一个简单的幂律模型，其中包含$α\approx 0.6$（其中$dN/dM \propto M^{-α}$），这意味着场亚恒星质量函数的斜率与附近恒星形成区和年轻星团中的褐矮星的斜率大致一致。此外，我们发现，已发表的版本的对数正态形式不预测的空间密度从1050 K到350 K的稳定上升。我们还发现，低质量截止形成，如果存在的话，低于$\sim$ 5 $M_{Jup}$，这证实了年轻的，附近的移动群体的发现，并意味着极低质量的物体已经形成了银河系的生命周期。
2018-12-04 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
Astrometry with the Hubble Space Telescope: Trigonometric Parallaxes of Planetary Nebula Nuclei: NGC 6853, NGC 7293, Abell 31, and DeHt 5
我们给出了行星状星云NGC 6853（哑铃星云）、NGC 7293（障碍星云）、Abell 31和DeHt 5的中心恒星的绝对自行和相对自行。本文详细介绍了我们的减少和分析使用DeHt 5作为一个例子。我们获得这些行星状星云核（PNNi）的天体测量数据精细制导传感器FGS 1 R和FGS 3，白光干涉仪的哈勃太空望远镜（HST）。自行，光谱分类和VJHKT_2 M和DDO 51测光的恒星组成的天体测量参考系提供分光光度估计的参考星绝对视差。将这些作为具有误差的观测值引入我们的模型中，我们确定每个PNN的绝对松弛。利用先前独立视差测量值的加权平均产生平均视差精度，σ_π/π= 5%。导出的距离为：d_{NGC 6853} =405^{+28}_{-25}pc、d_{NGC 7293} =216^{+14}_{-12} pc、d_{Abell 31} = 621^{+91}_{-70} pc和d_{DeHt 5} = 345^{+19}_{-17} pc。这些PNNi距离都小于以前从光谱分析的中心恒星。导出的绝对星等和先前测量的有效温度允许通过Stefan-Boltzmann关系和Eddington通量估计PNNi半径。将绝对星等与后AGB模型进行比较，可以提供质量估计。质量聚集在0.57 M（太阳）附近，接近白矮星质量分布的峰值。再加上一些距离和质量已经确定的PNNi，我们将所有的P…
2009-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Astrometry of OH/IR stars using 1612 MHz hydroxyl masers. I. Annual parallaxes of WX Psc and OH138.0+7.2
本文报道了用NRAO甚长基线阵测量1612 MHz氢氧脉泽在两颗渐近巨星分支星WX Psc和OH 138.0 +7.2周围的三角视差。我们得到了WX Psc视差的3-sigma上限<=5.3 mas，对应于>~190 pc的下限距离估计。获得的OH 138.0 +7.2的视差为0.52+/-0.09 mas（+/-18%），对应的距离为1.9（+0.4，-0.3）kpc，使其成为第一个低于1毫角秒的羟基脉泽视差。本文还介绍了一种新的误差分析方法，用以检测天体测量中的系统误差。最后，我们比较了我们的三角距离公布的相位滞后距离对这些恒星，并找到一个很好的协议之间的两种方法。
2017-01-18 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Dynamical masses of YSOs with the VLBA: DYNAMO VLBA: Trigonometric parallaxes and proper motions of YSOs in Orion
Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Instituto de Radioastronomía y Astrofísica, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学射电天文学与天体物理研究所）；Departamento de Astronomía, Universidad de Guanajuato（瓜纳华托大学天文学系）；Black Hole Initiative at Harvard University（哈佛大学黑洞倡议项目）；David Rockefeller Center for Latin American Studies, Harvard University（哈佛大学大卫·洛克菲勒拉丁美洲研究中心）；Department of Physics and Astronomy, University of North Florida（北佛罗里达大学物理与天文学系）；Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica（国家天体物理学、光学和电子学研究所）；Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas, Universidade de São Paulo（圣保罗大学天文学、地球物理学和大气科学研究所）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家无线电天文台）；Departament de Física Quàntica i Astrofísica (FQA), Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学量子物理与天体物理学系）；Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）；Centre for Astrophysics Research, University of Hertfordshire（赫特福德大学天体物理研究中心）
通过VLBA多时相观测，确定Orion星形成复合体中年轻恒星的三角视差和自行，提供高精度射电天体测量结果，校准Gaia参考系。
2026-02-25 astro-ph.GA 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
The Solar Neighborhood. XXXIII. Parallax Results from the CTIOPI 0.9m Program: Trigonometric Parallaxes of Nearby Low-Mass Active and Young Systems
我们目前的基本观测数据和协会成员资格分析45个年轻和活跃的低质量恒星系统正在进行的RECONS测光和天体测量计划在Cerro Tololo美洲天文台。根据ROSAT全天巡天的X射线通量，这些系统中的大多数都有饱和的X射线发射（log（Lx/Lbol）>-3.5），而且许多比类似颜色的主序星要明亮得多。我们目前的自行和自行，约翰逊-克朗-瓦因斯VRI测光，和多重观测从CTIOPI计划的CTIO 0.9米望远镜。为此，我们增加了低分辨率的光谱和线测量从CTIO 1.5米望远镜，和干涉测量的二进制测量从哈勃太空望远镜精细制导传感器。我们还纳入了来自已发表来源的数据：来自2MASS点源目录的JHKs测光;来自ROSAT全天巡天的X射线数据;以及来自文献来源的径向速度。在45个系统的样本中，我们确定了21个候选的低质量前主序成员附近的协会，包括成员的β Picasso，TW Hydrae，Argus，AB Doradus，两个模糊的30万年的老系统，和一个对象，可能是大熊座移动组的成员。在21个候选的年轻系统中，有14个是这项工作的结果，其中6个在太阳的25秒差距内。
2014-01-02 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
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
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
Cool dwarfs stars from the Torino Observatory Parallax Program
我们在都灵天文台视差计划中调查和参数化高自行红色恒星。1994 - 2001年期间，在1.05米的都灵望远镜上对27个物体进行了观测。使用标准技术确定三角松弛和自行。我们确定了松弛和自行，通过与模型的比较，我们推断出质量、年龄和金属丰度。在这27个天体中，有22个在25秒差距以内，4个似乎是次矮星。有18个对象的公开声明，除4个外，所有对象都同意在2 $σ$内。差异进行了讨论。
2010-03-07 astro-ph.SR
Distances of CVs and related objects derived from Gaia Data Release 1
我们考虑的视差的16个激变变量和相关的对象，包括在TGAS目录，这是盖亚的第一次数据发布的一部分，并比较这些与以前的视差测量。天鹅座矮新星SS的视差与VLBI的视差测定结果一致，但仅与HST精细制导传感器（FGS）对该系统观测的分析结果一致。相比之下，V603 Aql和RR Pic的盖亚弛豫大致一致，但不如HST/FGS测量精确。IX Vel、V3885 Sgr和AE Aqr的盖亚弛豫与依巴谷的测量结果一致，但比依巴谷的测量结果准确得多。我们采取派生的盖亚距离，发现爆发系统的绝对星等显示出弱的相关性与轨道周期。对于测量X射线通量的系统，我们发现X射线光度是吸积盘是否处于热和电离或冷和中性状态的明确指标。我们还发现了与轨道周期相关的低和高状态盘的X射线发射的证据，因此长期的平均吸积率。推导出的质量吸积速率的新星类变星和矮新星进行了比较的临界质量吸积速率的磁盘不稳定性模型预测。虽然我们发现协议是好的，对于大多数系统似乎有一些不确定性的SS Cyg的系统参数。我们的研究结果说明了未来的盖亚数据发布将是一个非常宝贵的资源，在绘制灾难性变量的演变。
2017-04-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Parallaxes for star forming regions in the inner Perseus spiral arm
我们报告三角视差和自行测量的6.7 GHz的CH 3OH和22 GHz的H2O脉泽在8个高质量恒星形成区（HMSFR）的VLBA观测的基础上的BeSSeL调查的一部分。这些HMSFR的距离结合它们的银河系坐标，径向速度和自行，使我们能够将它们分配到英仙座臂的一部分，< 70度。这些HMSFR聚集在银河经度从~30度到~50度，邻近一个这样的源的dirth之间的纬度~50度到~90度。
2019-03-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
A High-Precision Trigonometric Parallax to an Ancient Metal-Poor Globular Cluster
利用哈勃空间望远镜（HST）上的WFC-3相机，我们获得了最近的贫金属球状星团NGC 6397的直接三角视差。虽然三角视差以前已经在许多附近的疏散星团中测量过，但这是第一个古老的贫金属人口的视差-在许多恒星星族研究中被用作基本模板。这种高精度的测量是由HST/WFC 3空间扫描模式实现的，它为星团中的数十颗恒星以及同一视线上的银河场恒星提供了数百个天体测量。我们发现视差为0.418 +/- 0.013 +/- 0.018 mas（统计的，系统的），对应的真实距离模数为11.89 +/- 0.07 +/- 0.09 mag（2.39 +/- 0.07 +/- 0.10 kpc）。恒星主序星转折处的V光度意味着星团的绝对年龄为13.4 +/- 0.7 +/- 1.2 Gyr。
2018-03-16 astro-ph.GA astro-ph.IM 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
The Gould's Belt Distances Survey (GOBELINS). IV. Distance, Depth and Kinematics of the Taurus Star-Forming Region
我们提出了新的三角函数的aplaxes和自行车的年轻恒星物体在金牛座分子云复杂的观测收集的非常长的基线阵列的古尔德带距离调查（GOBELINS）的一部分。我们发现了26个年轻的恒星天体，并推导出18颗恒星的三角函数，精度为0.3 $\%$到百分之几。我们模拟了六个双星的轨道，并确定了其中四个系统（V1023 Tau，T Tau S，V807 Tau和V1000 Tau）中各个组件的动力学质量。我们的研究结果是一致的第一个三角函数的盖亚卫星提供的，并揭示了显着的深度效应的存在。我们发现Lynds 1495暗云的中心部分位于$d=129.5\pm 0.3$ pc，而与之相连的对流结构中的B216团簇位于$d=158.1\pm 1.2$ pc。在我们的样本中，最近和最远的恒星位于$d=126.6\pm 1.7$ pc和$d=162.7\pm 0.8$ pc上，距离差约为36 pc。我们还提供了一个新的距离估计HL头最近成像。最后，我们用已发表的径向速度计算了恒星的空间速度，并研究了该区域各种云和气体结构的运动学性质。
2018-05-23 astro-ph.SR
A preliminary comparison of photometric (MWSC) and trigonometric (TGAS) distances of open cluster stars
我们的目标是比较银河系星团全球巡天（MWSC）的疏散星团光度距离尺度与来自盖亚DR 1/TGAS目录的三角视差的距离，并调查在何种程度上和程度上两个尺度同意。我们比较了5743个星团恒星的基于视差和基于光度的距离，这些恒星被选为1118个星团的成员，基于它们的运动学和光度MWSC成员概率。我们发现疏散星团恒星的三角距离和光度距离总体上是一致的。它们之间的残差很小，无偏倚，直至$\log (d,[pc]) \approx 2.8$。如果我们只考虑人口最多的集群，并使用从其MWSC成员的平均三角视差获得的集群距离，距离尺度的良好一致性持续到$\log (d,[pc]) \approx 3.3$。
2017-11-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
A new statistical distance scale for planetary nebulae, based on Gaia EDR3
本工作的目的是建立一个新的行星状星云（PNe）的统计距离尺度的基础上严格的校准样本。校准样本的距离是使用盖亚早期第三次数据发布（盖亚EDR 3）的最新测量结果从三角视差方法导出的。新的距离尺度是通过应用射电表面亮度温度和星云半径之间的众所周知的线性关系创建的。校准样本由96个PNe的精确计算的距离组成，不确定度小于$20\%$。早期的PNe的地基和天基三角测量结果与盖亚的结果不一致，特别是HIPPARCOS的结果。此外，这些测量的精度明显低于盖亚。与三角法相比，膨胀法和运动学法比光谱法、消光法、重力法和光电离法具有更高的一致性。此外，与文献中的早期结果相反，灭绝和重力方法，平均而言，低估和略高估的PN距离。作为提取盖亚星系的副产品，我们分别检测了14颗和3颗PN中心星（CS）的径向速度和变率。据我们所知，鸡2-447 CS的变异性已被首次确定。
2022-06-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Solar Neighborhood XXXII. The Hydrogen Burning Limit
我们构建了一个赫兹-罗素图的恒星/亚恒星边界的基础上的样本的光谱类型从M6 V到L4的63个对象。我们报告新观察到的VRI测光的所有63个对象和新的三角视差的37个对象。剩下的26个物体有来自文献的三角函数。我们结合我们的光学光度学和三角函数的2 MASS和WISE光度学，并采用一种新的SED拟合算法来确定有效温度，辐射热光度，和半径。我们的不确定度范围为~ 20 K ~~ 150 K的温度，~0.01 ~~0.06的log（L/Ls）和3%~ 10%的半径。我们检查我们的方法，通过比较我们的计算半径的半径直接测量通过长基线光学干涉。在T ~ 2075 K，log（L/Ls）~-3.9，（R/Rs）~ 0.086，我们发现了半径-温度和半径-光度趋势中局部极小值的证据，该极小值标志着恒星主序的结束和褐矮星序的开始。进化模型预测了这种局部极小值的存在，但温度约为400 K。最小半径发生在2 MASS J 0523 -1403的轨迹附近，这是一颗L2.5矮星，V-K=9.42。我们作出定性的论点，为什么最近的太阳丰度修正的影响占我们的研究结果和进化模型之间的差异。我们还报告了新的颜色绝对星等关系的光学和红外颜色有用的测光距离估计。我们研究了所有63个目标的光学变化，发现在I波段15毫量级的阈值处，总的光学变化率为36^{+9}_{-7}%，与以前的研究结果一致。
2013-12-05 astro-ph.SR
Observational calibration of the projection factor of Cepheids. II. Application to nine Cepheids with HST/FGS parallax measurements
脉动恒星的距离通常使用脉动松弛（PoP）方法来估计，该方法结合了光谱径向速度测量和角直径估计来推导恒星的距离。这种方法的一个重要应用是确定造父变星的距离，鉴于其距离尺度的校准。然而，在PoP方法中，径向速度到脉动速度的转换依赖于校准不良的参数，投影因子（p因子）。我们的目标是凭经验测量的P-因子的值的均匀样本的九个银河造父变星的三角函数的测量与哈勃太空望远镜精细制导传感器。我们使用的SPIPS算法，一个强大的实现的PoP方法，结合测光，干涉，径向速度测量的脉动的全球建模。我们获得了新的干涉角直径使用PIONIER仪器在甚大望远镜干涉仪，完成了从文献中的数据。使用已知的距离作为输入，我们推导出的p-因子的值，并研究其与脉动周期的依赖关系。我们发现以下P因子：1.20 $\pm$ 0.12，用于RT Aur，1.48 $\pm$ 0.18（T Vul），1.14 $\pm$ 0.10（FF Aql），1.31 $\pm$ 0.19（Y Sgr），1.39 $\pm$ 0.09（X Sgr），1.35 $\pm$ 0.13（对于W Sgr），1.36 $\pm$ 0.08对于$β$ Dor，1.41 $\pm$ 0.10用于$ζ$ Gem，1.23 $\pm$ 0.12用于$\ell$ Car。这些值始终接近p = 1.324 $\pm$ 0.024。我们观察到这个平均值周围的一些分散，…
2016-01-18 astro-ph.IM astro-ph.SR
Distance Scale Zero-Points from Galactic RR Lyrae Star Parallaxes
我们提出了7颗Pop II变星的新的绝对三角视差和自行：5颗RR Lyr变星; RZ Cep，XZ Cyg，SU Dra，RR Lyr，UV Oct;和2颗2型造父变星; VY Pyx和κ Pav。这些结果是用哈勃空间望远镜的白光干涉仪和精制导敏感器的天体测量数据得到的。我们发现绝对弛豫在毫秒弧：RZ Cep，2.12 \pm 0.16 mas; XZ Cyg，1.67 \pm 0.17 mas; SU Dra，1.42 \pm 0.16 mas; RR Lyr，3.77 \pm 0.13 mas; UV Oct，1.71 \pm 0.10 mas; VY Pyx，6.44 \pm 0.23 mas;和κ Pav，5.57 \pm 0.28 mas;平均σπ/π = 5.4%。有了这些振幅，我们计算的V和K带通星际消光和Lutz-Kelker-Hanson偏置校正的绝对幅度。使用这些RRL绝对量值，然后我们导出MV -[Fe/H]和MK -[Fe/H]-Log P关系的零点。简化的松弛技术证实了这些结果。利用我们的新结果确定了几个银河系球状星团的距离和年龄以及大麦哲伦星系的距离。后者接近于以前从经典造父变星中得到的未校正的金属丰度效应，表明任何这种效应都很小。我们还讨论了我们的两个2型造父变星得到的有点令人困惑的结果。
2011-09-26 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
The Solar Neighborhood XXIV. Parallax Results from the CTIOPI 0.9-m Program: Stars with $μ$ $\ge$ 1\farcs0 yr$^{-1}$ (MOTION Sample) and Subdwarfs
本文给出了37个恒星系统的41个三角坐标，其中大部分恒星系统的自行大于1 \farcs 0 yr $^{-1}$。这是24个系统的第一个三角函数。总的来说，样本中有15个红矮星系统和22个红亚矮星系统。其中五个系统是有直接探测到的伴星的多重星系，我们还在另外两个案例中发现了由看不见的伴星引起的扰动，即矮星LHS 501和亚矮星LHS 440。后一个系统可能最终提供重要的动力学质量点的亚矮星质量-光度关系。另外两颗值得注意的恒星是LHS 272，第三个最近的M型亚矮星，距离只有13.6 pc，和LHS 2734 AB，一个高速亚矮星双星，$V_{tan}>$ 700 km/sec，可能超过银河系的逃逸速度。我们还报告了冷次矮星的第一个长期变化研究表明，冷次矮星的光度变化比他们的主要序列对应。
2011-02-04 astro-ph.SR
A new compact young moving group around V1062 Sco
目标。我们正在寻找新的疏散星团或太阳附近的移动集团。方法.我们使用盖亚-TGAS目录，将其切割成狭窄的自行和视差切片，并在每个切片中寻找显着的恒星空间超密度。然后，我们研究了恒星形成的光学和近红外色星等图，以确定它们是否与星团的等时线兼容。结果我们检测到一个迄今未知的移动集团或集群在上半人马座狼疮（UCL）部分的天蝎座-Cen OB-协会在距离太阳175秒差距。它由63颗共同运动的恒星组成，年龄在1000万年到2500万年之间。对于最亮的恒星，这是目前在盖亚-TGAS目录的运动学和三角距离模量之间的平均差异约为0：01等，标准差为0.11等。较弱的集群候选人中发现的HSOY目录，没有三角视差。对于我们的候选恒星的一个子集，我们获得了径向速度测量在MPG/ESO 2.2米望远镜在拉西拉。总共我们发现了12个成员确认径向速度和松弛，31松弛或径向速度，和20个候选人从收敛点方法。我们的63个成员的等时线质量范围从2.6 M_Sun到0.7 M_Sun。
2017-12-29 astro-ph.GA 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
Astrometric planet search around southern ultracool dwarfs I: First results, including parallaxes of 20 M8-L2 dwarfs
太阳系外行星的搜索目标是非常低质量的恒星和褐矮星，受到内在或仪器限制的阻碍。精确度优于1毫角秒的天体测量时间序列可以提供关于这些天体周围行星存在的新证据。我们目前的第一个天体测量搜索的行星周围的20个附近的矮星光谱类型M8-L2的结果。在两年的时间里，我们用甚大望远镜的FORS 2相机获得了目标场的I波段图像。使用背景恒星作为参考，我们监测目标的天体测量轨迹，这使我们能够测量视差和自行，对行星的存在设定限制，并发现两个双星系统的轨道运动。我们确定了三角函数的平均精度为0.09 mas（~ 0.2%），从而为研究M/L过渡的超冷矮星提供了参考样本，其成员位于9.5-40 pc的距离。这个样本包含两个新发现的紧双星（DE 0630 -18和DE 0823 -49）和一个先前已知的宽双星（DE 1520 -44）。只有一个靶显示I带变异性>5毫微克r.m.s.我们推导出了行星排除极限，将M8-L2矮星周围中等分离（0.01-0.8 AU）轨道上质量>5 MJup的巨行星的出现率上限设定为9%。我们证明，在两年多的时间里，从地面进行精度为120微弧秒的天体测量观测是可行的，可以用于行星搜索调查。两个紧密的非常低质量的双星的检测表明，我们的搜索策略是有效的，并可能导致通过后续观测的行星质量的同伴的检测。
2014-03-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Confronting expansion distances of planetary nebulae with Gaia DR2 measurements
到行星状星云的单个距离对于我们理解后渐近巨星分支演化具有最大的相关性，因为它们可以精确地确定恒星和星云的性质。此外，具有单独距离的物体可以作为基于次级星云特性的所谓统计距离的校准器。有了独立已知的距离，就有可能根据经验检验我们对行星状星云形成和演化的理解，正如现有的流体动力学模拟所建议的那样。我们比较了最近确定的一些行星状星云的膨胀松弛与盖亚数据发布2提供的三角松弛。除了11个星云中的两个之外，我们发现膨胀和盖亚三角函数之间的一致性很好，没有任何系统的距离趋势。因此，盖亚的测量也证明了将激波的自行转换成多普勒速度所必需的校正因子是不能忽略的。相反，这些修正因子的大小和它们随时间的演变所预测的1-D流体动力学模型的行星状星云基本上是有效的。这些修正因子通常大于1，并且对于行星状星云的外壳和内部明亮的边缘是不同的。盖亚的测量结果也证实了早期的发现，即光谱方法往往会导致对距离的高估。他们还表明，即使通过复杂的光电离建模来模拟整个恒星和星云系统，也不一定总能提供可靠的结果。盖亚的测量结果证实了目前的辐射-流体动力学模型的基本正确性，该模型预测行星状星云的外壳和边缘是两个独立膨胀的实体。
2019-04-24 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
A critical analysis of three near-infrared photometric methods of estimating distances to cataclysmic variables
对估计灾变变星（CV）距离的三种方法进行了批判性分析。这些方法，由Ak等人，Beuermann和Baugge都使用近红外（JHK或Ks）星等和Barnes-Evans关系。我们比较所有这三种方法的距离测量三角视差由Thorstensen，哈勃太空望远镜，并与HIPPARCOS航天器。我们发现Ak等人的方法对所有CV的总体效果最好，预测的距离平均比三角测量的距离小4%。Beuermann的方法高估了52%的距离。这种方法低估了26%的距离，尽管这只是一个下限，因为它假设所有的光都来自于二级恒星。
2011-07-27 astro-ph.SR
The Solar Neighborhood XLIV: RECONS Discoveries within 10 Parsecs
我们描述的44个系统发现在10秒差距的太阳的RECONS团队，主要是通过长期天体测量计划在CTIO，开始于1999年。这些系统--包括41颗红矮星、2颗白矮星和1颗褐矮星--被发现具有大于100毫角秒（mas）的三角视差，除了一个例外，其余的误差都在0.4- 2.4 mas之间。我们提供更新的天体测量，光度（VRIJHK星等），光谱类型和多重性信息。其中有14个系统是基于CTIO/SMARTS 0.9米望远镜测量的视差的10秒差距样本的新条目。这是九个系统的第一次视差，而其余五个系统先前测量的视差误差大于10 mas或超过10秒差距。我们还提出了从URAT为这些系统中的七个，提供额外的证据表明，他们是接近10秒差距。此外，我们还提供了22个系统的新数据，这些系统以前已知位于10秒差距以内，9个系统据报道比视界更近，但新的视差使它们更远。我们总共提供了75个系统的数据，其中71个系统有新的或更新的数据库。RECONS增加的44个系统包括10秒差距内已知的每七个系统中的一个。我们说明了10秒差距的样本从191个系统已知的耶鲁视差星表（YPC）在1995年出版时，今天已知的316个系统的演变。即使距离太阳如此之近，仍然有可能发现更多的红矮星和棕矮星（甚至可能是白矮星），无论是主矮星还是次矮星，尽管我们估计至少有90%的距离小于10秒差距的恒星系统已经被确认。
2018-04-19 astro-ph.SR
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
Searching for central stars of planetary nebulae in Gaia DR2
精确的距离测量是行星状星云（PNe）研究的基础，但长期以来一直难以捉摸。银河系PNe最精确和独立于模型的距离测量来自其中心恒星的三角函数，在盖亚任务之前，这只适用于几十个物体。目的：准确识别盖亚源目录中的PN中心恒星是利用盖亚测量的三角测量的前所未有的范围和精度的关键先决条件。我们的目标是建立一个完整的样本PN中心星检测与最小的污染。研究方法：我们开发和应用的似然比方法的基础上匹配候选中心恒星在盖亚数据发布2（DR 2），以已知的PNe在香港/AAO/斯特拉斯堡H $α$（HASH）PN目录的自动化技术，考虑到BP-RP颜色的\emph{Gaia}源，以及他们的位置偏移的星云中心。这些参数分布为真正的中心恒星和背景源直接从数据推断。结果：我们提出了一个超过1000个盖亚源的目录，我们的方法已自动识别为可能的PN中心星。我们演示了如何最好的匹配，使我们能够跟踪星云和中央恒星的演化，并验证现有的统计距离尺度，并讨论了进一步完善的匹配的基础上，额外的数据的前景。我们还比较了我们的目录的准确性，以前的作品。
2020-04-17 astro-ph.SR
Three Ancient Halo Subgiants: Precise Parallaxes, Compositions, Ages, and Implications for Globular Clusters
最古老恒星的最精确年龄是那些附近的晕次巨星，因为它们几乎完全依赖于测量的弛豫和绝对氧丰度。在这项研究中，我们使用哈勃太空望远镜上的精细制导传感器来确定星族II亚巨星HD 84937、HD 132475和HD 140283的三角视差，精度为2.1%或更高。高质量的光谱已被用来获得它们的表面丰度的O，Fe，Mg，Si，和Ca，这是假定为0.1 - 0.15德克斯小于其初始丰度由于扩散的影响。将等时线与$(\log\,T_{\rm eff}, M_V)$图上的三颗次巨星进行比较，依次得出HD 84937、HD 132475和HD 140283的年龄分别为$12.08 \pm 0.14, 12.56 \pm 0.46$和$14.27 \pm 0.38$ Gyr，其中每个误差条只包括视差不确定性。总的不确定度估计为$\sim\pm 0.8$ Gyr（在接近关闭的恒星HD 84937的情况下更大）。虽然HD 140283的年龄比宇宙微波背景辐射$\sim$ 0.4 - 0.5 Gyr的年龄大，但这种差异是在$< 1\,σ$的水平上。然而，第一颗星族II恒星显然是在大爆炸后不久形成的。（忽略扩散过程的恒星模型似乎被排除在外，因为它们预测HD 140283是比宇宙更古老的$\sim 1.5$ Gyr。晕场亚巨星似乎比金属丰度相似的球状星团更老：如果假设距离接近天琴座RR标准烛光所暗示的距离，M92…
2014-07-28 astro-ph.SR
Absolute Nuv magnitudes of Gaia DR1 astrometric stars and a search for hot companions in nearby systems
从盖亚DR 1（TGAS）的准确的星等与GALEX视觉Nuv星等相结合，产生绝对Mnuv星等和紫外HR图的大样本的天体测量恒星。最近的1403颗恒星（距离< 40 pc）的下包络主序星的函数拟合，这应该是红化免费的。使用这种经验拟合，选择了50颗具有显著Nuv过量的邻近恒星。这些主要是晚K和早M矮星，通常与X射线源有关，并显示出其他磁活动的表现。样本可能包括隐藏的白矮星，比昂宿星年轻的恒星，或者，最有可能的是紧密相互作用的BY Dra型双星系统。一个单独的收集40颗恒星与精确的三角函数和Nuv - G的颜色蓝色超过2等。它包括几颗已知的新星、白矮星和含有热亚矮星（sdOB）成分的双星，但大多数尚未探索。
2017-09-15 astro-ph.SR
Gaia-DR2 distance to the W3 Complex in the Perseus Arm
英仙座旋臂是银河系中离太阳最近的旋臂，为详细研究其恒星星族提供了绝佳的机会。然而，它的距离一直存在争议，差异为两倍。运动学距离在3.9-4.2 kpc的范围内，而分光光度计和三角测量的距离为1.9-2.3 kpc，这加强了先前的说法，即该臂具有特殊的速度。我们使用了来自恒星形成W3复合体的31颗OB星样本的天体测量信息来识别另外37颗W3成员，并以更高的精度获得了其与Gaia-DR 2星系的距离。Gaia-DR 2到W3复合体的距离为2.14 $^{+0.08}_{-0.07}$ kpc，与之前的恒星距离$\sim$ 2 kpc相吻合。Gaia-DR 2星系团初步显示了W3复合体不同部分的不同距离：W3主星系团位于东北方向，距离为2.30 $^{+0.19}_{-0.16}$ kpc，W3星团（IC 1795）位于复合体中心区域，距离为2.17 $^{+0.12}_{-0.11}$ kpc，W3（OH）距离西南方向为2.00 $^{+0.29}_{-0.23}$ kpc。W3星团是最古老的区域，这表明它触发了位于星团周围膨胀壳边缘的另外两个恒星形成区域的形成。
2019-05-21 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
VLBA determination of the distance to nearby star-forming regions V. Dynamical mass, distance and radio structure of V773 Tau A
本文介绍了V773 Tau A的多历元甚长基线阵列（VLBA）观测结果。V773 Tau A是多个年轻恒星系统中的一个51天双星子系统。结合以前的干涉和径向速度测量，这些新的数据使我们能够改善的物理轨道的A子系统的特性。特别是，我们推断更新的动力学质量为1.55 PM 0.11 Msun，和1.293 PM 0.068 Msun，分别为主要和次要组件，和更新的轨道视差距离系统的135.7 PM 3.2 pc，所有与以前的估计一致。利用改进后的轨道，我们可以计算出V773 Tau A在VLBA观测的各个历元的绝对质心坐标，并拟合出它的三角视差和自行。这提供了到系统的距离的直接测量，几乎完全独立于轨道建模。最佳拟合产生的距离为129.9 pm 3.2 pc，与基于轨道拟合的距离估计值吻合良好（即在1 sigma内）。取轨道和三角函数的平均值，我们得出结论，V773 Tau位于d =132.8 pm 2.3 pc。这一确定的准确性比以前的估计高出近一个数量级。在投影中，V773 Tau和另外两颗最近用VLBA观测到的年轻恒星（哈勃4号和HDE 283572）位于金牛座中心区域的暗云Lynds 1495。这三颗恒星似乎有类似的三角函数松弛，径向速度和自行，我们认为，加权平均和分散的距离（d = 131.4 pc和sigma_d = 2.4 pc）提供了一个很好的估计距离和深度的林德1495…
2011-12-01 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
Parallax Results From URAT Epoch Data
我们提出了1103个三角函数和自行从美国海军天文台（USNO）机器人天体测量望远镜（URAT）的观测在海军天文台旗杆站（NOFS）在2012年4月至2015年6月的3年期间，涵盖了整个天空约零下10度。我们选择了2个样本，以前怀疑附近的恒星从已知的光度距离和恒星显示一个大的，显着的视差签名在URAT历元数据，没有任何事先选择标准。在本文中提出的所有系统都有一个观察到的视差大于等于40 mas，没有以前公布的三角视差。这些加权视差解的形式误差大多在4到10 mas之间。这个样本给出了一个显着的（约50%）增加到已知系统的数量，具有三角视差是在25 pc的太阳（不适用卢茨凯尔克偏差校正）。其中一些被发现是在10个pc。许多这些新的邻近恒星显示出每年不到200质量的总自行。URAT的视差结果已被验证对依巴谷和耶鲁大学的数据的恒星在共同的。从URAT数据中获得的所有重要视差观测结果的公布正在为CDS做准备。
2016-03-17 astro-ph.SR
Orbital elements and individual component masses from joint spectroscopic and astrometric data of double-line spectroscopic binaries
我们目前的轨道根数，轨道松弛和个别组件的质量，为14个空间分辨的双线光谱双星做同时拟合的视觉轨道和径向速度曲线。这是通过我们小组开发的马尔可夫链蒙特卡罗代码完成的，该代码生成所有参数的后验分布函数和误差估计。在这个样本中，有六个系统以前进行了高质量的研究，并被列为测试我们程序的基准，但即使在这些情况下，我们也可以通过添加最近的数据来改进以前的轨道，这些数据来自我们对南方双星的调查，分别使用SOAR 4.1米和Gemini South 8.1米望远镜的HRCam和ZORRO斑点相机进行。我们还给出了8个没有公布的组合轨道解的物体的结果，其中一个也没有可见轨道。在最佳情况下，我们可以用小于1%的典型不确定度确定质量比，用约1%的不确定度确定质量总和，用$0.01 M_\odot$的形式不确定度确定单个组分的质量。比较我们的轨道曲率与依巴谷和盖亚eDR 3的三角曲率，显示出良好的对应关系;在两个目录的误差范围内，差异的平均值与零一致。我们还提出了观测HR图为我们的样本的二进制文件，这与来自不同来源的等时线相结合，使我们能够评估他们的进化状态，也是他们的测光质量。
2022-01-11 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.data-an
A revision of the vdB 130 cluster stellar content based on GAIA DR2 Data. Interstellar extinction toward the Cyg OB1 supershell
研究了两个恒星形成区域：年轻的嵌入式疏散星团vdB 130和位于天鹅座OB 1协会周围膨胀超壳层壁上的彗星分子云头部和尾部观察到的原星团邻域。GAIA DR 2星表被用来验证vdB 130星团的恒星组成，该星团的成员是早先使用UCAC 4星表选择的。vdB 130成员的新样本包含68颗自行接近（在1 mas yr $^{-1}$）和接近三角形视差（范围从0.50到0.70 mas）的恒星。示出的相对视差误差增加与物体的距离，并取决于它们的大小。在1.5-2 kpc的距离上，亮星和暗星的比例分别为3%-7%和20%-30%。集群的历史不超过~ 1000万年。在俄罗斯望远镜上进行的新的光谱和光度观测与GAIA DR 2相结合，以寻找原星团区域的光学成分-一个新的星爆。对原星团附近20颗恒星的分析显示，它们既没有集中的自行，也没有集中的惯性。根据光谱学、光度学和三角学的估计，这些恒星的距离在0.4到2.5 kpc之间，并且颜色过剩随着距离D（kpc）的增加而增加，符合以下定律：$E(B-V)\simeq 0.6\times D$ ma。
2020-09-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
