为了构建银河系的旋转曲线，我们在很大程度上使用了盖亚DR 2星表中的经典造父变星的自行、惯性和视线速度。从文献数据中形成的工作样本包含大约800颗造父变星及其年龄估计。我们确定了银河系在太阳距离上的线自转速度为$V_0=240\pm3$ ~km s $^{-1}$。在这种情况下，从太阳到银河系旋转轴的距离为$R_0=8.27\pm0.10$ ~kpc。对年龄小于1.2亿年的造父变星的径向速度和剩余切向速度的谱分析表明，从目前和过去的数据中获得的螺旋密度波的参数估计接近。因此，对于四臂模式，波长$λ_{R,θ}$的值在[2.4--3.0] kpc范围内，俯仰角$i_{R,θ}$的值在[ $-13^\circ$，$-10^\circ$ ]范围内，径向和切向扰动的幅值分别为$f_R\sim12$ ~km s $^{-1}$和$f_θ\sim9$ ~km s $^{-1}$。年龄超过1.2亿年的造父变星的速度目前给出的波长为$λ_{R,θ}\sim5$ ~kpc。这个值与我们从年轻造父变星样本中获得的值有很大不同。分析旧造父变星的位置和速度，通过将它们的轨道在时间上向后积分来计算，使得有可能确定螺旋密度波的参数的显著更可靠的值：波长$λ_{R,θ}=2.7$ ~kpc，径向和切向扰动的幅度分别为$f_R=7.9$ ~km s $^{-1}$和$f_θ=5$ ~km s $^{-1}$。
英文摘要：
To construct the rotation curve of the Galaxy, classical Cepheids with proper motions, parallaxes and line-of-sight velocities from the Gaia DR2 Catalog are used in large part. The working sample formed from literature data contains about 800 Cepheids with estimates of their age. We determined that the linear rotation velocity of the Galaxy at a solar distance is $V_0=240\pm3$~km s$^{-1}$. In this case, the distance from the Sun to the axis of rotation of the Galaxy is found to be $R_0=8.27\pm0.10$~kpc. A spectral analysis of radial and residual tangential velocities of Cepheids younger than 120 Myr showed close estimates of the parameters of the spiral density wave obtained from data both at present time and in the past. So, the value of the wavelength $λ_{R,θ}$ is in the range of [2.4--3.0] kpc, the pitch angle $i_{R,θ}$ is in the range of [$-13^\circ$,$-10^\circ$] for a four-arm pattern model, the amplitudes of the radial and tangential perturbations are $f_R\sim12$~km s$^{-1}$ and $f_θ\sim9$~km s$^{-1}$, respectively. Velocities of Cepheids older than 120 Myr are currently giving a wavelength $λ_{R,θ}\sim5$~kpc. This value differs significantly from one that we obtained from the samples of young Cepheids. An analysis of positions and velocities of old Cepheids, calculated by integrating their orbits backward in time, made it possible to determine significantly more reliable values of the parameters of the spiral density wave: wavelength $λ_{R,θ}=2.7$~kpc, amplitudes of radial and tangential perturbations are $f_R=7.9$~km s$^{-1}$ and $f_θ=5$~km s$^{-1}$, respectively.
The Gaia-ASAS-SN classical Cepheids sample: I. Sample Selection
我们提出了银河系中经典造父变星的一个定义明确和特征鲜明的全天空样本，通过结合两个时域全天空调查获得：Gaia DR 2（Gaia Collaboration et al. 2018）和ASAS-SN（Shappe et al. 2014）。我们首先使用来自盖亚的视差和变化信息来选择约30，000个明亮的（G<17）造父变星候选者，M_K<-1。然后，我们分析他们的ASAS-SN V波段光变曲线，确定周期，并使用其傅立叶参数的光变曲线进行分类。这导致了大约1900个可能的银河系造父变星，我们估计它们在我们采用的选择标准内是>90%完整和纯净的。这是银河系造父变星最大的全天空样本，具有如此良好的特征选择功能，需要人口建模和SDSS-V预见的系统光谱后续行动。
Cepheid distances based on Gaia and VMC@VISTA observations
我们提出了新的准确的周期光度（PL）和周期韦森（PW）的关系，在V，J，Ks波段的基础上，超过4500造父变星的样本大麦云（LMC）的光度测定的背景下，VISTA麦哲伦云（VMC）调查。这些数据的出色精度使我们能够研究大麦哲伦星系的几何形状，并为河外距离尺度研究建立坚实的基线。为了校准这些PL/PW关系的零点，我们采用了Gaia Data Release 2对2000多个银河系造父变星的测量。简要讨论了测量$H_0$的意义。
Cepheid metallicity in the Leavitt law (C-MetaLL) survey -- III. Simultaneous derivation of the Gaia parallax offset and Period-Luminosity-Metallicity coefficients
Interstellar extinction of classical Cepheids from neighboring stars I. Methodology and application to 16 Galactic Cepheids
Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学，巴黎西岱大学，塞吉-蓬图瓦兹大学）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；Universidad de Tarapacá（塔拉帕卡大学）；Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS（蔚蓝海岸大学，蔚蓝海岸天文台，法国国家科学研究中心）；Univ. Grenoble Alpes, CNRS（格勒诺布尔阿尔卑斯大学，法国国家科学研究中心）
第三次盖亚数据发布分两个阶段发布。早期的部分，盖亚EDR 3，给出了非常精确的天体测量和测光特性，近20亿个来源，以及来自盖亚DR 2的700万个径向速度。完整版本Gaia DR 3将增加径向速度，光谱，光变曲线和天体物理参数，以及太阳系天体的轨道。在目录出版之前，许多不同的数据项目都经过了专门的验证过程。本文的目标是描述验证结果的完整性，准确性和精度的盖亚EDR 3数据，并提供建议，使用目录数据。验证过程包括对目录内容进行系统分析，利用统计分析和与以前的版本以及外部数据和模型进行比较，以发现异常情况，无论是个别错误还是统计特性。与Gaia DR 2相比，Gaia EDR 3在天体测量和测光的精度，准确性和完整性方面向前迈出了一大步。我们提供了建议，处理有关的视差零点，负视差，测光微弱的来源，和质量指标的问题。
Galactic Rotation Parameters Based on Stars from Activ Star-Forming Regions with Data from the Gaia DR2 Catalogue
我们研究了Gaia DR 2星表中25000多颗具有自行和三角运动的年轻恒星样本。其相对误差不超过10%。马顿等人根据盖亚DR 2星表的数据，通过调用WISE和普朗克星表的红外测量，选择了属于活跃恒星形成区的恒星。低质量的金牛座T星构成了大多数样本星。由此得到了银河系自转角速度的下列参数：$Ω_0 =28.40\pm0.11$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$，$Ω^{'}_0=-3.933\pm0.033$ km s $^{-1}$ kpc $^{-2}$和$Ω^{''}_0=0.804\pm0.040$ km s $^{-1}$ kpc $^{-3}$。奥尔特常数为$A=15.73\pm0.32$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$和$B=-12.67\pm0.34$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$，而对于所采用的太阳银心距离$R_0=8.0\pm0.15$ kpc，太阳邻域绕银河系中心的圆周旋转速度为$V_0=227\pm4$ km s $^{-1}$。
Revising the Milky Way Cepheid Calibration: Quantifying and Correcting for Previously Undetected Distance Modulus Errors in the Gaia-based Multi-Wavelength Period-Luminosity Relations
The Observatories, Carnegie Institution for Science（卡内基科学研究所观测站）；Department of Astronomy & Astrophysics, University of Chicago（芝加哥大学天文学与天体物理系）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理学研究所）
The rotation curve of the Milky Way measured by Classical Cepheids from Gaia DR3
Peking University（北京大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学卡尔·萨根天体物理研究所）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Science（中国科学院国家天文台）
Emission line star catalogues post-Gaia DR3: A validation of Gaia DR3 data using LAMOST OBA emission catalogue
盖亚DR 3和进一步的释放有可能识别和分类银河系中的新发射线恒星。利用LAMOST OBA发射星表中的发射线恒星参数，对Gaia DR 3的天体物理参数进行了全面的验证。我们比较不同的天体物理参数提供的盖亚DR 3与LAMOST光谱估计。通过使用更大的发射线恒星样本，我们执行全局多项式和分段线性拟合来更新经验关系，以将Gaia DR 3伪等效宽度转换为观测到的等效宽度，然后从分析中去除弱发射体。我们发现DR 3给出的发射线源分类与LAMOST OBA发射目录的分类是一致的。与gspphot和gspspec相比，Gaia DR 3的esphs模块估计的天体物理参数提供了更好的估计。提供了二次多项式关系以及用于等效宽度转换的分段线性拟合参数。我们注意到，具有弱Hα发射的LAMOST星在BP/RP谱中没有被识别为处于发射状态。这表明盖亚DR 3识别的发射线源是不完整的。此外，盖亚DR 3提供了关于发射线恒星样本的二元和可变性质的宝贵信息。
Forward-modelling Milky Way Cepheids: selection effects and physical priors in the Gaia-HST calibration
University of Oxford（牛津大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；University of Portsmouth（朴茨茅斯大学）；CNRS & Sorbonne Université（法国国家科学研究中心与索邦大学）；Duke University（杜克大学）
Kinematics of OB Stars with Data from the LAMOST and Gaia Catalogues
我们分析了Xiang等人（2021）的列表中的OB星的运动学，该列表包含$\sim$ 13 000颗单OB星。对于这些恒星，有来自盖亚目录的测光距离估计和自行，以及来自LAMOST目录的视线速度。基于单OB星的样本，利用Gaia EDR3星表中恒星的测光距离和自行，我们得到了群速度分量$(U_\odot,V_\odot,W_\odot)=(9.63,9.93,7.45)\pm(0.27,0.34,0.10)$ km s $^{-1}$，以及银河系自转角速度的下列参数：$Ω_0=29.20\pm0.18$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$、$Ω^{'}_0=-4.150\pm0.046$ km s $^{-1}$ kpc $^{-2}$和$Ω^{''}_0=0.795\pm0.018$ km s $^{-1}$ kpc $^{-3}$，其中，每单位重量的误差$σ_0$为9.56 km s $^{-1}$，$V_0=236.5\pm3.3$为$V_0=236.5\pm3.3$ km s $^{-1}$（对于采用的$R_0=8.1\pm0.1$ kpc）。基于相同的OB星，我们得到了剩余速度频散$(σ_1,σ_2,σ_3)=(15.13,9.69,7.98)\pm(0.07,0.05,0.04)$ km s $^{-1}$。我们表明，使用视线速度显着增加的空间速度色散，并…
