The IACOB project: synergies for the Gaia era
IACOB银河OB星光谱调查是一个雄心勃勃的观测项目，旨在编制一个大型、均匀、高分辨率的从北半球可观察到的大质量恒星光谱数据库。对这个数据库的定量光谱分析，加上盖亚提供的宝贵信息（主要是关于测光和距离），将代表我们在了解银河系大质量恒星的基本物理特征方面迈出的重要一步。此外，这项分析的结果将对使用盖亚观测研究的其他科学问题感兴趣。在这篇文章中，我们概述了IACOB光谱数据库的现状，并简要说明了IACOB和盖亚科学项目之间的协同作用。
2011-09-13 astro-ph.SR
Isochrone fitting in the Gaia era. III. Distances, ages and masses from UniDAM using Gaia eDR3 data
我们目前估计的距离，年龄和质量超过600万颗恒星。这些估计值来自分光光度数据和盖亚eDR3弛豫的组合。为此，我们使用之前发布的统一工具来估计距离，年龄和质量（UniDAM）。
2020-12-18 astro-ph.IM astro-ph.SR
A Method of Improving Standard Stellar Luminosities with Multiband Standard Bolometric Corrections
利用Johnson $B,V$和Gaia EDR 3 $G$、$G_{BP}$、$G_{RP}$滤波器的绝对星等和辐射热改正，预测了406颗具有最精确天体物理参数的主序星的标准光度（$L$）。本文首先从209颗具有主序星和盖亚EDR 3双星的DDEB（双线分离双星）参数出发，得到了所需的多带$BC$和$BC-T_{eff}$关系式。一个简化的SED制定给过滤器相关的组件光的贡献和星际调光，这是必不可少的计算$BC$的组件几乎在任何过滤器。恒星的平均标准$L$是从平均$M_{Bol}$计算的，平均$M_{Bol}$是在不同滤波器预测的独立$M_{Bol}$值的数学平均值，而$L$的不确定度是从平均$M_{Bol}$的不确定度传播的不确定度。根据Stefan-Boltzmann定律，将样本星的平均标准$L$与相应的$L$值进行比较。一个非常高的相关性（$R^2>0.999$）被发现。比较直方图分布的错误表明，与平均标准$L$（峰值在$\sim2.5$百分之）的不确定性是远远小于$L$（峰值在$\sim8$百分之）的Stefan-Boltzmann定律的不确定性。增加用于预测平均$M_{Bol}$的滤波器的数量可以提高标准恒星光度的准确性。首次给出了主序星Gaia通带的消光定律、色-色关系和色余-色余关系。
2022-08-08 astro-ph.SR
YBC, a stellar bolometric corrections database with variable extinction coefficients: an application to PARSEC isochrones
我们提出了恒星辐射热改正（BC）的\texttt{YBC}数据库，可在\url{http://stev.oapd.inaf.it/YBC}。我们均匀化广泛使用的理论恒星光谱库，并为许多流行的光度系统，包括盖亚过滤器提供BC。该数据库可以很容易地扩展到其他光度系统和恒星光谱库。网络界面允许用户将他们的理论恒星参数目录转换为选定滤波器组的大小和颜色。BC表可以下载，也可以使用数据库提供的插值代码在大型模拟项目中实现。我们计算消光系数的恒星的基础上，因此考虑到光谱类型和非线性依赖的总消光的影响。我们举例说明这些BC在\texttt{PARSEC}等时线中的应用。我们表明，使用光谱类型相关的消光系数是非常必要的盖亚过滤器时，$\Av\gtrsim 0.5$ \，马格。BC表旋转恒星和表的边缘变暗系数也提供。
2019-10-20 astro-ph.SR
Astronomical distance scales in the Gaia era
从天文学的观点看天文距离的测定。考虑了从太阳系（行星距离）到河外距离的距离，特别强调三角恒星距离的基本步骤和最近由于欧空局的依巴谷和盖亚空间天体测量飞行任务而在这一领域经历的巨大飞跃。
2019-06-21 astro-ph.IM astro-ph.SR
Standard stellar luminosities; what are typical and limiting accuracies in the era after Gaia?
对恒星光度（L）的获取方法进行了修订，并定义了标准恒星光度的新概念。三种方法中，第三种方法是利用从恒星的流量比中提取的恒星的独特的热辐射校正（BC），（$f_{\rm V}/f_{\rm Bol}$）从具有足够光谱覆盖和分辨率的观测光谱获得，被估计为提供通常处于低百分比的不确定性（$ΔL/L$），其可以精确到1%或者更高。比较了三种方法预测L的典型不确定度和极限不确定度。需要预先确定非唯一BC或MLR的次级方法被发现提供比直接方法更不准确的光度，直接方法可以提供8.2% - 12.2%的典型精度，而其估计的极限精度为2.5%。
2021-08-02 astro-ph.SR
Long-period variables in the Gaia era
第二次盖亚数据发布（DR 2，2018年春季）包括一个独特的包含Miras和半规则变量的大振幅长周期变量（LPV）的全天目录。这些恒星属于渐近巨星分支（AGB），具有高光度、不断变化的表面成分和强烈的质量损失等特征，这使得它们在恒星、银河系和河外星系的研究中具有极其重要的意义。对大麦云云（LMC）中DR-2型低轨变星的初步研究表明，结合光学盖亚和红外2 MASS测光，有可能分离出富O和富C星。为实现这一目标而构建的所谓盖亚-2MASS图已进一步显示出能够在富O和富C的LPV中识别AGB恒星的子群。在这里，我们将盖亚-2MASS图的初步研究扩展到小麦哲伦云和银河系，并使用变化幅度代理从完整的盖亚DR 2档案中识别LPV。我们表明，在大麦哲伦星系中发现的显着特性也适用于这些其他恒星系统。有趣的功能，而且，出现了由于不同的金属丰度之间的三个恒星环境，我们强调在这个探索性的介绍盖亚的潜力，研究恒星星族窝藏LPV。最后，我们展望未来，并强调开发盖亚RP光谱的力量，用于在即将发布的数据中仅使用盖亚数据识别碳星，正如盖亚联盟在欧洲航天局网站上发布的本周图像所揭示的那样。这些会议记录包括三个动画图像，可用作外联材料。
2019-07-11 astro-ph.SR
On the Measurement of Fundamental Parameters of White Dwarfs in the Gaia Era
我们提出了一个关键的审查确定的白矮星的盖亚任务发现的基本参数。我们首先重新解释颜色星等和颜色-颜色图使用蒙特利尔白矮星数据库（MWDD）中包含的光度和光谱信息，结合从一组具有各种大气成分的自洽模型大气计算的合成星等。然后，使用所谓的测光技术，将相同的模型应用于测量白矮星的基本参数，该技术依赖于精密的盖亚三角视差测量以及Pan-STARRS，SDSS和盖亚的测光数据。特别是，我们将详细讨论这些不同的光度系统引起的系统效应。然后，我们非常详细地研究了质量分布作为有效温度的函数的白矮星光谱确定的MWDD，以及为白矮星候选人发现的盖亚。我们特别注意冷，非DA恒星的假设大气化学成分。我们还简要地回顾了白矮星的质量-半径关系的有效性，以及最近发现的DA白矮星的盖亚色星等图中的结晶特征。最后，我们提出的证据表明，这些白矮星的核心组成是，在散装，碳和氧的混合物，从恒星演化理论的预期结果，但从来没有经验良好的建立之前。
2019-04-03 astro-ph.SR
Analysis of Helium-Rich White Dwarfs Polluted by Heavy Elements in the Gaia Era
本文对蒙特利尔白矮星数据库中的1023颗DBZ/DZ（A）和319颗DQ白矮星进行了均匀性分析。这比以往对这类物体的全面研究有了显著增加。我们使用来自盖亚第二次数据发布的新三角视差测量，以及来自斯隆数字巡天，Pan-STARRS，盖亚或文献中的BVRI的测光，这使得我们可以确定样本中大多数物体的质量。我们使用光度和光谱技术与最新的模型大气，其中包括高密度效应，以准确地确定有效温度，表面重力和重元素丰度为每个对象。我们研究了DBZ/DZ白矮星中氢的丰度和吸积星子的性质。我们探讨的性质，第二序列的DQ星使用自行盖亚，并强调在大规模DQ星结晶的证据。我们还提出了这两种光谱类型的质量分布。最后，我们讨论了我们的研究结果的背景下的光谱演化的白矮星的影响，并提供了每个恒星的大气参数。
2019-07-12 astro-ph.SR
Star Cluster Ages in the Gaia Era
我们使用的框架开发的MESA等时线和恒星轨道（MIST）项目的一部分，以评估几种类型的观测值的效用，在联合测量星团的年龄和1D恒星模型参数。我们开始与教学概述总结恒星模型参数的影响，如氦丰度，质量损失效率，和混合长度参数，对观测诊断，包括颜色星等图，质量半径关系，和表面丰度，等等。我们发现，这些参数和恒星年龄的影响，在定性独特的，简并打破的方式观测。为了评估目前的状况，我们使用最近的盖亚数据发布2（DR 2），以及从文献中的数据，调查三个研究得很好的老疏散星团-NGC 6819，M67，NGC 6791-作为案例研究。虽然现有的观测结果和MIST模型对NGC 6819的观测结果之间没有明显的矛盾，但在M67和NGC 6791的情况下存在有趣的差异。目前，盖亚DR 2中的视差零点不确定性仍然是分析这些星系团的限制因素之一。在盖亚任务结束时，通过精密的测光，视差距离和星团成员资格的组合，我们预测了这些和银河系中其他星团的精确和准确的年龄。
2018-07-10 astro-ph.SR
Characterizing the Evolved Stellar Population in the Galactic Foreground I: Bolometric Magnitudes, Spatial Distribution and P-L Relations
利用脉泽恒星信标的无线电活动为描述银河系恒星星族的特征提供了重要信息。目前，膨胀不对称和动力学演化（BAaDE）项目正在测量SiO脉泽的红外（IR）颜色选择目标。这提供了一个演化恒星的样本，可以用来研究内部，光学模糊的星系使用视线速度和可能的VLBI自行。为了使用BAaDE样本进行运动学研究，必须对恒星星族进行表征。在这项研究中，BAaDE目标已经与IR（2 MASS）和光学Gaia样品交叉匹配。通过探索这种交叉匹配的协同作用与盖亚星系和灭绝地图，本地（$d < 2$ kpc）AGB星的特点。我们已经定义了一个\textit{BAaDE-Gaia}样本的20,111源产生交叉匹配BAaDE目标与红外和光学调查。从这个样本中，选择了一个包含1，812颗演化恒星的~{ \local }样本，这些恒星具有精确的视差测量，确认了演化的恒星演化阶段，并且在太阳周围2 kpc的距离内，估计了它们的绝对（辐射热）星等。与盖亚对应的演化恒星星族是可变的，似乎主要与中等光度（$1,500^{+3,000}_{-500} \ L_\odot$）和周期在250和1，250天之间的AGB星有关。
2020-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar clusters in the Gaia era
星团在许多方面对天体物理学都很重要，例如作为它们所属的银河系种群的最佳示踪剂，或者作为恒星演化模型的最佳测试平台之一。盖亚DR 1，与TGAS，只是略读我们期待从更先进的目录丰富的精致信息，但已经提供了很好的机会，并表明了巨大的潜力。盖亚的结果可以得到地面数据的有效补充，特别是大型光谱和光度测量。Gaia-ESO调查的一些科学结果的例子，作为一个挑逗什么将是可能的，一旦先进的盖亚释放和地面数据将结合起来。
2017-07-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Magnetic Early B-type Stars II: stellar atmospheric parameters in the era of Gaia
通过光谱模型确定的大气参数对于许多已知的磁性早期B型恒星是不可用的。我们利用高分辨率的光谱与NLTE模型来测量有效温度$T_{\rm eff}$和表面重力$\log{g}$的恒星，这些测量还没有。我们发现我们的$T_{\rm eff}$测量和以前的结果获得光度和光谱之间有很好的协议。对于$\log{g}$，我们的结果与以前的光谱测量是兼容的，但是，以前确定的光度恒星的表面重力已大幅修订。我们还发现，用HARPSpol获得的$\log{g}$测量值通常比来自可比仪器的测量值低约0.1 dex。使用Gaia Data Release 2光通量测定光度。我们发现，对于明亮的恒星（$V<6$等）和双星，盖娅的视差是不可靠的;在这些情况下，我们恢复依巴谷的视差。在一般情况下，我们发现系统的光度低于以前报道的。将$\log{g}$和$\log{L}$与现有的旋转和磁性测量结果进行比较，结果表明，这两个参数与磁性数据之间没有相关性，但随着$\log{g}$的减少和$\log{L}$的增加，旋转明显减慢，这一结果与磁制动应导致快速磁自旋下降的预期一致，该自旋下降随着质量损失的增加而加速。
2019-02-07 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
Distribution of Cataclysmic Variables in our Galaxy and Their Position in the HR Diagram in the Gaia Era
本研究利用Bailer-Jones等人（2021）的距离数据测定激变变星的距离，得到其在日心银道坐标系的空间分布，并讨论其在盖亚颜色构建的赫罗图中的位置。
2025-02-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The solar siblings in the Gaia era
我们执行现实模拟太阳的诞生集群，以预测目前的分布太阳兄弟在银河系。我们研究的可能性，发现太阳的兄弟姐妹在盖亚目录中只使用位置和运动学信息。我们发现，在最乐观的情况下，预计盖亚观测到的太阳兄弟姐妹的数量将在100个左右，并且在盖亚目录中仅搜索相空间将非常困难。因此，必须将化学标记技术与相空间选择标准相结合，以便有希望找到太阳兄弟姐妹。
2015-02-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaia FGK Benchmark Stars: Effective temperatures and surface gravities
大型银河系恒星巡天和新一代恒星大气模型以及谱线形成计算需要经过仔细的校准和验证，并进行基准测试。我们专注于冷恒星，旨在建立一个34个盖亚FGK基准恒星的样本，这些恒星具有一系列不同的金属丰度。目标是尽可能独立于光谱学和大气模型确定有效温度和表面重力。Teff和logg的基本测定是从角直径测量和热辐射通量的汇编以及基于恒星演化模型的均匀质量测定中系统地获得的。导出的参数进行了比较，最近的光谱和光度测定和重力估计地震数据的基础上。大多数采用的直径测量值的形式不确定度约为1%，转化为有效温度的不确定度为0.5%。测辐射热通量的测量似乎精确到5%或更好，这对有效温度的不确定性的贡献约为1%或更少。参数测定与文献的比较显示，一般良好的协议与少数例外，最显着的是最冷的恒星和贫金属的恒星。样本由29颗FGK型恒星和5颗M巨星组成。在FGK恒星中，有21颗具有适合测试、验证或校准目的的可靠参数。对于四颗星，需要对基本Teff进行未来调整，对于五颗星，需要改进logg测定。盖亚FGK基准星样本的未来扩展需要填补参数空间中的空白，我们包括一个建议候选人的列表。
2015-08-20 astro-ph.SR
Lithium depletion boundary, stellar associations, and Gaia
恒星年龄是提高我们对不同天体物理现象理解的关键。然而，许多估计恒星年龄的技术都高度依赖于模型。根据低质量恒星中锂的存在与否，可以用锂耗尽边界（LDB）来推算20 ~ 500 Ma的恒星协年龄。这项工作的目的是修改前LDB年龄的恒星协会在一个一致的方式，利用均匀的\textit{Gaia}视差以及热光度估计，不依赖于单色辐射热校正。我们研究了九个疏散星团和三个移动的集团，其特点是以前确定的LDB年龄。我们从我们的数据和文献中收集了所有可用的信息：成员资格，距离，光度数据，红化，金属丰度和表面重力。我们重新分配成员资格，并使用来自盖亚DR 2和多波长测光的前LDB周围的单个对象的距离计算热光度和有效温度。我们使用均匀的方法定位LDB的所有恒星协会。最后，我们通过与不同的进化模型进行比较来估计年龄。我们找到了LDB的12个恒星协会，并推导出他们的年龄使用几种理论的演化模型。我们比较了它们之间的LDB年龄，以及用其他技术获得的数据，如等时线拟合，最终发现各种方法之间存在一些差异。最后，我们注意到，32 Ori MG可能是由至少两个不同年龄的人群。
2022-05-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Standard and Truncated Luminosity Functions for stars in the Gaia Era
恒星的光度函数（LF）在这里由Schechter函数和Gamma概率密度函数拟合。无论是在低光度区还是在高光度区，恒星数量对距离的依赖性都要求在谢克特和伽玛LF中包含一个上边界和下边界。三个天体物理应用的恒星：推导的参数在低距离，行为的平均绝对星等与距离，和光度最大值的位置作为一个功能的选择通量。截断的LF的使用允许对Malmquist偏差进行建模。
2017-12-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Kinematics of Star Formation: Theory and Observation in the Gaia Era
欧洲航天局的盖亚太空望远镜于2013年发射升空，旨在测量银河系和整个本星系群中10亿颗恒星的位置、视差和自行。在这样做的过程中，它将包括恒星形成区，星团和OB协会中的数十万颗年轻恒星。这将为我们提供一个前所未有的观点，动力学在恒星形成过程中的作用和年轻星团的演化。预计这一雄心勃勃的任务将很快获得数据，第一次数据发布定于2016年。这篇评论讨论了我们对恒星形成运动学的理解的现状，以及社区如何为盖亚数据做好最好的准备。
2015-12-21 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Lithium in red giant stars: Constraining non-standard mixing with large surveys in the Gaia era
锂被广泛认为是恒星内部发生的非标准混合过程的良好示踪剂。我们提出了一个新的大型锂调查红巨星的结果，并结合调查从文献中探测旋转引起的混合和热盐双扩散不稳定性沿恒星演化的影响。我们确定了829颗巨恒星样本的表面锂丰度，其中一个大的子样本（810颗恒星）具有准确的盖亚视差，并补充了准确的依巴谷视差（19颗恒星）。我们的南北巨星样本的光谱是在三个地面天文台（OHP，ESO-La Silla，Mc Donald）获得的。我们确定了大气参数（Teff，log（g），[Fe/H]）和Li丰度。我们使用盖亚天体光度计和测光来确定我们的物体的光度，我们使用STAREVOL代码计算的恒星演化模型，用最大似然技术估计每个样本恒星的质量和演化状态。我们比较了所观察到的锂行为与恒星模型的预测，包括旋转和温盐混合。同样的方法被用于恒星从选定的李调查的文献。旋转引起的混合很好地解释了温度高于4200 K的恒星中锂的行为，与质量域无关。对于质量低于2 Msun的恒星，热盐混合导致进一步的锂耗尽低于RGB凸点的Teff（约4000 K），并在早期的AGB，如观察到的。根据我们采用的定义，我们在新样本中发现了0.8%到2.2%的富锂巨星。盖亚提出了一个新的旋转理解恒星的混合过程，我们的研究证实了旋转引起的过程和热盐混合的重要性。然而，需要星震学来确定富锂巨星的实际演化状态。
2019-10-29 astro-ph.SR
White dwarfs with planetary remnants in the era of Gaia I: six emission line systems
具有来自气体碎片盘的发射线的白矮星是行星残骸宿主的最罕见的例子之一，但同时它们也是研究行星系统最后演化阶段的关键对象。利用在盖亚DR 2中发现的大量白矮星，我们正在进行行星遗迹的调查，在这里我们提出了我们搜索的第一个结果：六个带有气体碎片盘的白矮星。这是第一次出版物，重点是这些物体的主要观测特性，并突出了它们最独特的特征。有三个系统特别突出：WDJ 084602.47 +570328.64显示出异常强烈的红外过量，这与几何上薄而光学上厚的尘埃碎片盘的标准模型不符; WDJ 213350.72 +242805.93是已知的最热的气体碎片盘主体，Teff=29282 K;和WDJ052914.32-340108.11，其中我们识别了来自五种元素的51条发射线的记录数量。这些发现揭示了气体碎片盘系统的潜在多样性，使这些物体的总数达到21个。有了这些数字，我们现在可以开始将这些系统的属性作为一类对象来看待，而不是逐个案例。
2021-05-18 astro-ph.SR
The Hertzsprung progression of Classical Cepheids in the Gaia era
本研究构建驼峰造父变星的非线性对流脉动模型网格，探究赫茨普龙序中心周期的影响因素，结合Gaia观测数据验证理论预测，发现二者定性吻合，指出需更大样本支撑定量结论。
2024-03-08 astro-ph.SR
Predicted Space Motions for Hypervelocity and Runaway Stars: Proper Motions and Radial Velocities for the GAIA Era
我们预测了超高速星（HVS）和逃逸星在现实银河势中独特的三维空间运动。对于距离小于10 kpc的邻近恒星，未束缚的恒星是罕见的;自行本身很少将束缚的HVS和逃逸恒星从本地晕星中分离出来。在20-100 kpc的大距离上，未结合的HVS比逃逸的HVS更常见;径向速度很容易将两者与本地的晕星区分开来。预测与现有观测的比较令人鼓舞。虽然这些模型未能与SEGUE的太阳型HVS候选者的观测结果相匹配，但它们与其他调查的B型HVS和失控的数据吻合得很好。带有GAIA的g <= 20恒星的完整样本应该提供对HVS和失控恒星形成模型的明确测试，并将使对银河系势形状的精确探测成为可能。
2014-08-21 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$M_{W1} =…
2018-08-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
S stars and s-process in the Gaia era II. Constraining the luminosity of the third dredge-up with Tc-rich S stars
S星是晚型巨星，是渐近巨星分支（AGB）上M型星和碳星之间的过渡天体。它们被分为两种类型：内在的或外在的，基于锝（Tc）的存在或不存在。富Tc星或内禀S星是热脉冲（TP-）AGB星，内部产生s-过程元素（包括Tc），这些元素通过第三次疏浚（TDU）被带到它们的表面。贫Tc星或外生S星通过吸积AGB伴星的s过程富集物质获得了它们的s过程过量，AGB伴星后来变成了昏暗的白矮星。我们的目标是调查富Tc S星的演化状态，通过使用盖亚早期数据发布3（EDR 3）的结果将它们定位在赫兹-罗素（HR）图中。我们将当前的13颗富Tc恒星样本与我们先前对10颗富Tc恒星的研究相结合，以确定TDU在金属丰度范围[-0.7; 0]内的观测起始点。我们还比较了我们的丰度测定与专用AGB核合成预测。恒星参数的推导使用的迭代工具，它结合了HERMES高分辨率光谱，准确的盖亚EDR 3弛豫时间，恒星演化模型和定制的MARCS模型的S-型星的大气。利用这些恒星参数，我们通过线合成确定了重元素丰度。在HR图中，本征S星位于比预测的TDU起始点更高的光度处。这些发现与富Tc的S星是真正的TP-AGB星是一致的。我们的内在S星的核合成预测的派生的S-过程丰度配置文件的比较提供了一个整体良好的协议。具有最高[s/Fe]的恒星往往具有最高的C/O比。
2021-04-07 astro-ph.SR
Classical Cepheids in open clusters in the era of Gaia DR2
疏散星团中的经典造父变星是恒星星族研究和变星表征的关键成分，因为它们是年轻和大质量恒星族以及最近恒星形成事件的示踪剂。造父变星星团是特别重要的，因为它们可以通过使用星团的恒星星族来确定年龄，从而获得造父变星的周期-光度-年龄关系。在这方面的贡献，我们提出了一个全天空搜索银河系疏散星团的经典造父变星的初步结果，利用前所未有的天体测量精度的第二次数据发布的盖亚卫星。为此，我们通过基于造父变星和星团的空间分布及其运动学进行贝叶斯分析来确定成员概率。在这里，我们描述了我们采用的方法。
2020-12-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Correlation Between Mixing Length and Metallicity on the Giant Branch: Implications for Ages in the Gaia Era
在更新的APOGEE-Kepler目录中，我们有超过3000颗第一次上升的红巨星的星震和光谱数据。考虑到这个样本的大小和准确性，这些数据提供了一个前所未有的测试后主序星模型的准确性。当我们将这些数据与理论预测进行比较时，我们发现金属丰度依赖于温度偏移，其斜率约为100 K/dex。我们发现，这种影响是存在于所有模型网格测试和理论模型中的不确定性，相关的光谱误差，并在asteroseismass规模的变化是不够的，以解释这种影响。如果使用金属丰度依赖的对流混合长度，则恒星模型可以与数据相一致，其中$ Δα_{\rm ML, YREC} \sim 0.2$每dex在金属丰度中，这一趋势与三维恒星对流模拟的预测不一致。如果不考虑这种影响，即使在与太阳金属丰度（[Fe/H]= $-$ 0.5）有适度偏差的情况下，来自盖亚数据的红巨星等时线年龄也会偏离2倍之多。
2017-04-04 astro-ph.SR
Improvements to Asteroseismic Fitting of White Dwarfs in the Gaia Era
City University of New York Graduate Center（纽约市立大学研究生中心）；Queens College（皇后学院）；American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）；Penn State Wilkes-Barre（宾夕法尼亚州立大学威尔克斯-巴里分校）
该研究针对盖亚时代白矮星星震拟合的简并解问题，提出了插值到精细网格、纳入盖亚绝对星等、拟合一致脉动模式等改进方法，实现了对简并解的稳健表征，可推广至高维情况。
2026-09-07 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
A quantitative in-depth analysis of the prototype sdB+BD system SDSS J08205+0008 revisited in the Gaia era
亚矮星B是位于水平分支的核心氦燃烧恒星。红巨星分支的大量质量损失是形成它们的必要条件。有人提出，当亚恒星伴星被红巨星的包层吞没时，它们可能会导致所需的质量损失。J 08205 +0008是第一个被发现的具有近距离亚恒星伴星候选者的热亚矮星的例子。在这里，我们对这个重要系统进行了深入的再分析，获得了更高质量的数据，允许使用其他分析方法。从ESO-VLT/XSHOOTER获得的高分辨率光谱中，我们得到了热亚矮星的化学丰度以及它的旋转速度。使用{它盖亚}视差和拟合的光谱能量分布在二次日食，严格的限制，热亚矮星的半径。从一个长期的测光活动，我们发现了一个显着的周期减少$-3.2(8)\cdot 10^{-12} \,\rm dd^{-1}$。这可以解释为非同步的热亚矮星被潮汐相互作用旋转起来，迫使它变得同步。从周期减少的速率，我们可以推导出同步时标为400万年，比EHB的寿命小得多。通过结合所有不同的方法，我们可以将热亚矮星限制为$0.39-0.50\,\rm M_\odot$质量和$R_{\rm sdB}=0.194\pm0.008\,\rm R_\odot$半径，而$0.061-0.071\rm\,M_\odot$的伴星半径为$R_{\rm comp}=0.092 \pm 0.005\,\rm R_\odot$，低于氢燃烧极限。因此，我们确认这颗伴星很可能是一颗巨大的棕矮星。
2020-11-19 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 stars in the Gaia era: Runaway B stars beyond the velocity limit of classical ejection mechanisms
晕中的年轻大质量恒星被认为是来自银河系盘的逃逸恒星。可能的喷射场景是双星超新星喷射（BSE）或星团动力学喷射（DE）。超高速恒星（Hypervelocity stars，HVS）是一种极端的失控恒星，可能与银河系无关。产生它们需要强大的加速机制，如超大质量黑洞（SMBH）对双星系统的潮汐破坏。因此，HVS被认为起源于银河系中心（GC），这是已知唯一拥有SMBH的地方。第二次盖亚数据发布（DR2）提供了以前所未有的方式研究HVS的机会。我们重新审视了一些最有趣的高速恒星，也就是在前盖亚时代用哈勃太空望远镜获得的15颗自行恒星，以解开它们的起源。通过进行运动学分析的基础上修订的分光光度距离和自行从盖亚DR2，运动学特性，有助于限制这些恒星的空间起源。以前被认为是（非）束缚的恒星仍然（非）束缚在盖亚DR2天体测量所青睐的银河系势中。对于9颗恒星（5颗候选HVS加上所有4个径向速度异常值），GC至少在$2σ$置信水平上可以被排除为空间原点，这表明大部分已知的HVS是接近或超过银河系逃逸速度发射的盘状失控星。样本中最快的恒星HVS3被证实起源于大麦云云。由于我们的五颗非GC恒星的喷射速度接近或高于BSE和DE预测的上限，另一个强大的动力学喷射机制（例如，涉及中等质量黑洞等大质量微扰者）可能会在上述三种经典情况之外运行。
2018-10-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Open clusters and associations in the Gaia era
疏散星团和星协是由年轻恒星组成的群体，分别是束缚和非束缚的，它们具有相同的起源，并随着时间的推移分散到银河系中。因此，它们的形成和演化是理解星系恒星星族起源和性质的关键。而且，由于它们的成员年龄大致相同，它们是研究年轻恒星性质和约束恒星演化理论的理想实验室。在这篇文章中，我介绍了我们目前对疏散星团和星协的认识。我专注于用于获得年轻恒星的统计特性（IMF，空间分布，IMF）的方法，并简要讨论它们如何依赖于环境。然后，我描述了如何疏散星团可以作为探针，调查银河系的结构，动力学和化学成分。最后，我将介绍盖亚任务，并讨论它将如何彻底改变这一研究领域。
2016-06-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
S stars and s-process in the Gaia era I. Stellar parameters and chemical abundances in a sub-sample of S stars with new MARCS model atmospheres
S星是渐近巨星分支（AGB）上介于M型巨星和碳星之间的过渡天体。它们的特征是s-过程元素的过剩。其中大约一半是增强的锝（Tc），一个没有稳定同位素的s过程元素，而另一半缺乏锝。这种二分法源于这样一个事实，即富Tc的S星本质上产生的S-过程元素，并经历了第三次疏浚（TDU）事件，而贫Tc的S星欠他们的S-过程过剩的过去污染的前AGB的同伴。我们的目标是分析S星的丰度，并深入了解它们的演化状态和在其内部发生的重S-过程元素的核合成。特别是，在HR图中的外在和内在的S星的位置将与热脉冲AGB上的TDU的理论起始进行比较。通过结合HERMES高分辨率光谱，精确的盖亚数据发布2（GDR 2）的视差，恒星演化模型和新设计的MARCS模型的S-型星的大气，分析了19个S-型星的样本。将导出的参数与GDR 2的视差相结合，可以对赫兹-罗素图中恒星的位置及其表面丰度进行联合分析。对于所有19颗恒星，Zr和Nb丰度的推导，补充的三个富TC的S星的其他S-过程元素的丰度。这些丰度同意在相应的质量，金属丰度和演化阶段的恒星的核合成预测的不确定性。大多数外生S星位于红巨星分支（RGB）的尖端，少数位于早期AGB。在HR图中，内禀S星的位置与它们是热脉冲AGB星是一致的。
2018-10-16 astro-ph.SR
Standard candles from the Gaia perspective
欧空局盖亚任务将为标准蜡烛领域带来一个新时代。由于前所未有的天体测量精度、全天空覆盖以及光度、分光光度和光谱测量的结合，这一领域将取得进展。该飞行任务的基本成果将是由盖亚数据分析和处理联合会（DPAC）编制的盖亚目录，其中将包含一个可变源分类和特定可变类型恒星的特定特性。我们回顾了造父变星、天琴座RR、长周期变星和食双星将产生什么。
2012-01-23 astro-ph.SR
Isochrone fitting to the open cluster M67 in the era of Gaia and improved model physics
本文利用盖亚高精度测光数据为疏散星团M67构建了改进核心对流超射和混合长参数的新恒星模型与专用等龄线，并通过食双星质量检验和卡方拟合确定其年龄约为39.5亿年。
2024-07-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Homogeneous photometry VII. Globular clusters in the Gaia era
我们提出了宽视场，地面约翰逊-费因斯UBVRI测光48银河系球状星团的基础上近90000公共和专有的图像。测光校准的最新转换中获得的框架，我们的二级标准项目，典型的内部和外部的不确定性的顺序为几个毫米。这些数据为现有的小区域、高精度HST测光和来自盖亚、SDSS或LSST等大型调查的所有天空目录之间提供了桥梁。对于许多集群，我们提出了第一个公开可用的测光在一些五个波段（通常是U和R）。我们用表面密度和亮度分布图以及颜色星等图的例子说明了光度学的科学潜力，重点是：（i）我们研究了NGC 5904的形态，发现椭圆率和位置角随径向距离的变化;（ii）我们给出了基于U的色星等图，并证明了在我们的样本中没有一个星团是没有多个恒星星族的，可能只有少数几个具有高度和差异性发红或实地污染的集群例外，对这些集群需要进行更复杂的调查。即使是NGC 5694和Terzan 8也是如此，它们以前被认为是（大多数）单一人口候选者。
2019-02-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Confirmation of the ${\rm \it Gaia}$ DR2 parallax zero-point offset using asteroseismology and spectroscopy in the ${\rm \it Kepler}$ field
我们提出了一个独立的确认的零点偏移的${\rm \it Gaia}$数据发布2（DR 2）使用在${\rm \it Kepler}$领域的演化恒星的星震数据的视差。利用APOKASC-2星表中特征良好的红巨星支（RGB）星，我们确定了一个${\rm \it Gaia}$天体测量伪彩色（$ν_{\rm eff}$）和${\rm \it Gaia}$ $G$波段的星等依赖的零点偏移量的$\varpi_{\rm seis} - \varpi_{Gaia} = 52.8 \pm 2.4 {\rm\ (rand.)} \pm 8.6 {\rm\ (syst.)} - (150.7 \pm 22.7)(ν_{\rm eff} - 1.5) - (4.21 \pm 0.77)(G - 12.2) μ{\rm as}$，在这个意义上，${\rm \it Gaia}$的视差太小。在高消光和低消光的样本中，以及在壳层燃烧氢的红巨星和核部燃烧氦的红团星中，都发现了这种偏移。我们表明，在小行星地震半径和温度尺度的错误可以区分从错误的${\rm \it Gaia}$视差尺度。我们估计系统的影响推断全球${\rm \it Gaia}$视差偏移，$c$，由于半径和温度系统学，以及在辐射热校正和所采用的形式${\rm \it Gaia}$视差空间相关性的选择。由于可能的空间相关的视差误差，如${\rm \it G…
2019-05-09 astro-ph.SR
Testing the radius scaling relation with ${\it Gaia}$ DR2 in the ${\it Kepler}$ field
我们比较半径的基础上${\it Gaia}$的扩张，以行星地震的比例关系为基础的半径的$\sim 300$矮$\&$次巨星和$\sim 3600$首次上升的巨人从${\it Kepler}$任务。由于温度、测热校正、消光、星震半径和空间相关的${\it Gaia}$视差零点的系统学，导致${\it Gaia}$ -星震半径一致性上的$2\%$系统不确定性。我们发现，在$-2.1 \% \pm 0.5 \% {\rm \ (rand.)} \pm 2.0\% {\rm \ (syst.)}$水平（矮星）和$+1.7\% \pm 0.3\% {\rm \ (rand.)} \pm 2.0\% {\rm \ (syst.)}$水平（巨星）上，矮星和巨星的标度半径都在视差尺度上，支持了该领域标度关系的准确性和精确性.总的来说，我们发现的$2\%$协议适用于半径介于$0.8R_{\odot}$和$30 R_{\odot}$之间的恒星。然而，我们确实看到了$\textit{relative}$在$4\% \pm 0.6\%$水平上对矮星和巨星之间的半径标度存在误差的证据，并且发现了在$30 R_{\odot}$以上的半径偏离简单标度关系的证据。相对于天体物理学的先验，非常贫金属恒星的星震质量仍然被高估，但水平降低了。对于$-0.5 <$ [Fe/H] $< +0.5$的恒星，我们没有看到金属丰…
2019-11-19 astro-ph.SR
The 10 parsec sample in the Gaia era: first update
最近的恒星为我们理解恒星物理和银河系提供了一个基本的限制。附近的样本作为一个锚点，所有对象都可以通过精确的数据进行研究和理解。这项工作是Reylé等人（2021）发表的10 pc样本的更新，该样本使用了来自天体测量太空任务Gaia早期第三次数据发布的前所未有的高精度视差测量。我们回顾这次普查，所有更新都与近距离双星，褐矮星和系外行星有关。我们提供了一个新的541颗恒星，棕矮星和系外行星的目录，这些恒星位于距离太阳10 pc以内的336个系统中。这个列表是尽可能完整的卷从目前的知识，它提供了一个基准星的列表。我们还探索了最近第三次盖亚数据发布中提供的新产品。
2023-02-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
3D Reddening and Extinction Maps at the Beginning of the Gaia Era
绝大多数盖亚DR 1 Tycho-Gaia天体测量解（TGAS）恒星位于距离太阳1200 pc的范围内，在银河平面内的距离可达600 pc。只有在知道它们的变红和星际灭绝的情况下，才有可能完全利用它们的光。我们通过比较所考虑的空间中八个最准确和最完整的红化和灭绝3D地图来获得这些结果。我们分析了在整个所考虑的空间中的$20\times20\times20$ pc的细胞中的地图的统计及其差异。在尘埃层外的单元格中的地图的比较，使我们能够获得通过尘埃半层的SFD地图的高估和最小红化的校正公式。我们指出，需要进一步研究的最低红化通过尘埃半层和高估更高的红化使用最精确的数据。根据所有正在考虑的地图的数据，我们编制了两个红化星表：在所考虑的空间中的630，109个$20\times20\times20$ pc细胞和1，758，723颗具有最精确距离的TGAS星。
2017-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamical Evolution of White Dwarfs in Triples in the Era of Gaia
本研究模拟了三星系统中白矮星超过10 Gyr的动力学演化，发现三体动力学与恒星演化耦合是形成紧密白矮星双星或并合的关键通道，结合Gaia观测数据揭示了质量损失反 kick 效应的重要性，并估算局部200秒差距内至少30%的太阳型恒星诞生于三星系统。
2023-09-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Improved radius determinations for the transiting brown dwarf population in the era of Gaia and TESS
本研究利用 Gaia DR3 视差重新分析了 11 颗凌星褐矮星的参数，发现 7 颗 BD 的半径估计显著改变，影响次恒星演化模型检验，并使最古老 BD 的质量-半径区域变得稀疏。
2023-05-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
New insights into the structure of open clusters in the Gaia era
利用Gaia的观测数据，我们发现在疏散星团的扩展区中，除了核心部分外，还有低密度的外晕部分。为了研究星团核心半径（$\sim$ 10 pc）以外的扩展结构，基于Gaia EDR 3数据，以50 pc为搜索半径，使用pyUPMASK算法重新确定了疏散星团1-2 kpc范围内的成员星。我们得到了256个疏散星团的成员星，特别是那些位于疏散星团外晕区的成员星。此外，我们还发现大部分疏散星团的外区径向密度分布偏离King分布。为了更好地描述疏散星团的内部和外部结构特征，我们提出了一个双组分模型进行描述：核心分量服从King模型分布，外晕分量服从对数高斯分布，并建议采用四个半径（$r_c$，$r_t$，$r_o$，$r_e$）用于描述星团的结构和分布轮廓，其中，$r_t$和$r_e$分别表示核心成分和外部晕圈成分的边界。最后，我们提供了一个目录的256个集群的结构参数。此外，我们的研究表明，这些半径的大小是统计线性相关的，这表明集群的内部和外部区域是相互关联的，并遵循类似的演化过程。此外，我们表明，两个组件的结构可以用来更好地跟踪集群的演化特性在不同的阶段。
2022-06-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Biases in the determination of dynamical parameters of star clusters: today and in the Gaia era
星团的结构和动力学性质一般是通过稳态解析模型与现有观测量的比较来推导的。为了研究这种方法的偏差，我们将不同的分析模型拟合到从一套直接N体模拟星团在不同演化阶段和不同潮汐应力水平下获得的模拟观测结果，以获得质量，质量函数和各向异性程度。我们发现，群众可以根据/高估高达50%，这取决于由集群，观测到的群众和径向速度的措施从集群中心和强度的潮汐场的距离所达到的松弛程度。质量函数斜率似乎是更好的约束和模型的不足之处，除非强烈动态演变的集群和非最佳位置的测量光度函数被认为是不敏感的。在N体模拟中开发的各向异性的程度和特征没有被流行的分析模型充分再现，并且只有在精确的自行可用时才能被检测到。我们展示了如何减少质量，质量函数和各向异性估计的不确定性，并提供预测的改进时，盖亚自行将在不久的将来。
2015-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaia FGK Benchmark Stars: fundamental Teff and log g of the third version
本文发布了 Gaia FGK Benchmark Stars 第三版本，通过精确角直径、视差和光谱能量分布拟合，为 192 颗恒星提供了不确定性低于 2% 的基本 Teff 和 log g，显著提升了光谱巡天校准的参数同质性与准确性。
2023-10-18 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Beyond the Main Sequence: Binary Evolution Pathways to Blue Stragglers in the Gaia Era I. Galactic Open and Globular Clusters
本研究基于Gaia DR3数据分析了41个球状星团和42个疏散星团中的4399颗蓝离散星，推导其物理参数并发现碰撞形成的BSS年龄激增与核塌缩一致，且存在暗示双星演化机制的双序列。
2025-07-14 astro-ph.SR
Accurate, Empirical Radii and Masses of Planets and their Host Stars with Gaia Parallaxes
我们提出了经验测量的116颗恒星，主机过境行星的半径。这些半径仅使用直接观测数据-地球上的热通量，有效温度和盖亚第一次数据发布提供的视差-来确定，因此实际上与模型无关，消光是唯一的自由参数。我们还确定每个恒星的质量使用我们新确定的半径和恒星密度，本身几乎是一个独立的量从以前发表的过境分析模型。这些恒星的半径和质量反过来又被用来重新确定凌日行星的半径和质量，同样只使用直接观测。恒星半径和质量的不确定性中位数分别为~8%和~ 30%，行星半径和质量的不确定性中位数分别为~9%和~ 22%。这些精确度通常大于先前发表的行星半径和质量的约5%和约6%的模型相关精确度，但新确定的值纯粹是经验性的。此外，我们还报告了242颗拥有径向速度（非凌日）行星的恒星的半径，平均精度约为2%。使用我们的经验恒星质量，我们验证了大多数假定的“退休A星”的样本中确实是更大的质量超过1.2 Msun。最重要的是，这里报告的总共498颗行星宿主恒星的热辐射通量和角半径-平均精度分别为1.7%和1.8%-作为一个基本数据集，允许重新确定过境行星半径和质量，盖亚第二次数据发布的精度为~3%和~5%，优于目前公布的精度，并以完全经验的方式确定。
2017-02-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stellar Rotation in the Gaia Era: Revised Open Clusters Sequences
周期与质量图（即，旋转序列）的疏散星团的角动量演化研究提供了至关重要的限制。然而，它们的成员资格往往受到场星的严重污染，这可能会使解释产生偏差。在本文中，我们使用数据从盖亚DR 2重新评估的7个疏散星团的成员与地面和空间为基础的旋转数据，并提出了一个更新的观点恒星旋转的质量和年龄的函数。我们使用盖亚天体测量来识别相空间中的星团成员，并使用测光来获得修正的年龄，并将恒星置于一致的质量尺度上。将我们的隶属度分析应用于旋转序列表明：1）从地面观测到的星系团中的污染可以达到$\sim 35\%$ ; 2）当去除场污染后，旋转异常值的总体比例大大降低，但仍有一些异常值存在; 3）在年轻的年龄段，旋转周期有一个尖锐的上边缘; 4）在年轻的时候，1.0-0.6 Msun范围内的恒星拥有全球最大的旋转周期，可能为可居住行星提供最佳窗口。此外，我们看到了强烈的质量依赖性自旋下降过程的明确证据。在制度中，快速旋转离开饱和域，旋转分布扩大（与流行的模型相矛盾），我们解释为证据表明，快速旋转的扭矩必须低于中间的。来自地面观测的清洁旋转序列可以与从空间获得的序列一样具有约束性。
2021-10-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Hard X-ray view on intermediate polars in the Gaia era
中间极星（IP）的X射线谱的硬度主要由白矮星（WD）的致密性（质量半径比，M/R）决定，因此，硬X射线谱可以用来约束WD的质量。精确的质量估计需要考虑WD磁层的有限大小R_m。我们建议直接从观测到的X射线功率谱或极地光变曲线中的突变频率或假设共转来推导它。在这里，我们将此方法应用于NuSTAR（10个对象）和Swift/BAT（35个对象）观察到的所有IP。对于矮新星GK Per，我们还观察到的断裂频率与通量的变化，这允许约束的质量吸积率的磁层半径的依赖性。为了我们的分析，我们计算了一个额外的网格的两个参数（M和R_m/R）模型谱假设一个固定的，高的高度的吸积柱H_sh/R=0.25，这是适当的确定WD质量在低质量吸积IP，如EX\，Hya。使用盖亚数据发布2，我们第一次获得可靠的估计质量吸积率和磁场强度在WD表面的大部分对象在我们的样本。我们发现大多数IP的吸积速率约为10^{-9} M_Sun/yr，磁场范围为1- 10 MG。我们样本的WD质量平均值为0.79 +/- 0.16 M_Sun，这与早期的估计一致。
2018-09-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
White Dwarfs Revealed in Gaia's Candidate Compact Object Binaries
本文利用GALEX紫外数据和SED建模分析盖亚候选致密天体双星，在49个源中约束暗遗迹质量，发现15个源存在紫外超且其暗遗迹质量低于钱德拉塞卡极限，揭示它们实为白矮星，其中5个曾被误判为中子星。
2023-07-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Galactic Model Parameters and Space Density of Cataclysmic Variables in Gaia Era: New Constraints to Population Models
利用重新估算的{ \it Gaia} DR 3的三角函数建立了激变变量的空间分布、银河系模型参数和光度函数。本研究中的1，587个CV的数据样本声称适合于银河系模型参数估计，因为距离是基于三角函数的，并且在创建样本时考虑了{ \it Gaia} DR 3光度完整性限制。根据分析，所有CV的标度高度从248 $\pm$ 2增加到430 $\pm$ 4 pc向更短的周期附近的周期间隙的下限，突然下降到300 $\pm$ 2 pc的最短的轨道周期CV。所有CV和磁性系统的指数标度高度分别为375 $\pm$ 2和281 $\pm$ 3 pc，比以前的观测研究中提出的要大得多。样品中所有CV和磁性系统的局域空间密度分别为$6.8^{+1.3}_{-1.1}\times$ 10 $^{-6}$和$2.1^{+0.5}_{-0.4}\times10^{-6}$ pc $^{-3}$。我们的测量加强了1-2个数量级的CV空间密度预测的人口合成模型和观测之间的差异。这种差异可能是由于CV调查未检测到的对象，例如具有非常低的$\dot{M}$的系统和处于周期间隙中的系统。比较了白矮星的光度函数和所有CV的光度函数，发现CV的500倍光度函数与白矮星的光度函数非常吻合。我们的结论是，本研究中的估计和数据样本可以自信地用于进一步的CV分析。
2023-02-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
How to Constrain Your M Dwarf: measuring effective temperature, bolometric luminosity, mass, and radius
晚型（晚K型和晚M型）矮星的精确参数对于描述任何轨道行星都很重要，但这些恒星复杂的光谱和与太阳的不同阻碍了这种测定。我们利用经验校准的方法来估计光谱有效温度（$T_{\rm{eff}}$）和Stefan-Boltzmann定律，以2- 5%的精度确定183个附近的K7-M7单星的半径。我们改进的恒星参数使我们能够开发模型无关的关系之间的$T_{\rm{eff}}$或绝对星等和半径，以及颜色和$T_{\rm{eff}}$。推导出的$T_{\rm{eff}}$ -半径关系强烈依赖于[Fe/H]，如理论预测。绝对$K_S$星等与半径的关系可预测半径，精确度可达$\simeq$ 3%。我们推导出作为颜色函数的$VR_CI_CgrizJHK_S$和盖亚通带的热辐射校正，精确到1- 3%。我们面对的可靠性预测达特茅斯恒星演化模型使用马尔可夫链蒙特卡罗找到不可观测的模型参数（质量，年龄）的值，最好地再现所观察到的有效温度和热通量，同时满足距离和金属丰度的贝叶斯先验的约束。与推断的质量，我们得到一个半经验的质量绝对星等关系与2%的质量分散。最佳一致性模型对恒星$T_{\rm{eff}}$ s的预测平均高出2.2%，对恒星半径的预测低出4.6%，与低质量食双星的差异相似。这些差异与金属丰度、质量或活动指标无关，表明潜在模型假设存在问题，例如，不透明或对流混合长度。
2015-06-02 astro-ph.SR
