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
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
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
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 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
Search for Nearby Ultracool Compact Binaries in Gaia DR2
盖亚第二次数据发布（DR 2）中包含的信息允许搜索具有预先选择的属性的不寻常物体，字面上构建具有所需特征的恒星。本文介绍了该方法的思想、实现过程以及在200秒差距内搜索超冷紧双星的结果。在选定的绝对星等范围内（M=11. 13)已经发现了预期和意外的物体。我们发现了两个激变变量的极端红外线与紫外线的颜色指数在126和103秒差距，两个日食前激变系统的周期差距和一个候选年轻的恒星对象。我们分析了新的变星使用天气调查的数据，并比较其性质的已知恒星的这些类型。同时也讨论了致密双星在银河系人口密度中的应用。
2018-07-12 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
New axion bounds derived from the 100-parsec Gaia DR3 white dwarf luminosity function
Instituto de Astrofísica de La Plata, Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas（拉普拉塔天体物理研究所，阿根廷国家科学研究委员会）；Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata（拉普拉塔国立大学天文与地球物理学院）；Departament de Física, Universitat Politècnica de Catalunya（加泰罗尼亚理工大学物理系）；Department of Theoretical Physics, CERN（欧洲核子研究组织理论物理部）；Dipartimento di Fisica, “Sapienza” Università di Roma & Sezione INFN Roma1（罗马第一大学物理系及意大利国家核物理研究所罗马一分部）；Department of Particle Physics and Astrophysics, Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所粒子物理与天体物理学系）
利用Gaia DR3数据，研究发现轴子耦合强度上限为1.68×10^-13，推翻了先前对白矮星冷却通道的理论预测。
2026-11-03 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Variable stars in the Gaia era: Mira, RR Lyrae, delta and Type-II Cepheids
像天琴座RR型变星、造父变星和米拉变星等经典变星都遵循周期光度关系，这使得它们作为距离指标很有趣。特别是天琴座RR型和造父变星三角洲型在建立宇宙的距离尺度上是至关重要的，所有类型的变星都可以作为银河系结构的示踪物。我将介绍最近的周期光度关系的概述，并回顾到目前为止使用盖亚DR1数据所做的工作，并讨论未来的可能性
2017-06-09 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
Revisiting the Membership, Multiplicity, and Age of the Beta Pictoris Moving Group in the Gaia Era
利用 Gaia DR3 数据与贝叶斯方法重新评估 BPMG 成员，排除多重星系统，并采用多种恒星模型拟合年龄，发现年龄估计高度依赖模型，范围在 11 至 33 Myr 之间。
2023-12-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A Gaia view of the two OB associations Cygnus OB2 and Carina OB1: The signature of their formation process
OB星协是星系中主要的恒星形成场所。然而，这些恒星系统的详细形成过程仍然是一个谜。在这种情况下，识别子结构的存在可能有助于追踪其形成过程的足迹。在这里，我们提出了一个运动学研究的两个大规模的OB协会天鹅座OB 2和船底座OB 1使用精确的天体测量从盖亚数据发布2和径向速度。从恒星的星表可以确认这些OB星协是真正的恒星系统。天鹅座OB 2和船底座OB 1都是由几个稠密的星团和一个晕组成，它们具有不同的运动学性质：星团占据的区域直径为5-8秒差距，自行时的色散较小，而晕的自行色散则大2-3倍，直径达数十秒差距。这让人想起与湍流有关的分子云的所谓“线宽-尺寸”关系。考虑到运动学和结构特征是从它们的出生云继承的，这意味着OB星协的形成可能是由超音速湍流驱动的结构形成造成的，而不是由单个嵌入星团的动力学演化造成的。
2019-09-09 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
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 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
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
Benchmarking Gaia DR3 Apsis with the Hyades and Pleiades open clusters
该研究利用毕星团和昴星团约1500颗单星及 PARSEC 等时线检验 Gaia DR3 Apsis，发现其年龄、金属丰度和表面重力存在系统偏差，仅部分参数适合统计用途。
2023-08-14 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 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
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
A GALAH View of the Chemical Homogeneity and Ages of Stellar Strings Identified in Gaia
盖亚的出现导致了近300个细长的恒星协会（称为“弦”）的发现，长度跨越数百秒差距，宽度仅为数十秒差距。这些新发现的种群为研究银河系薄盘的组装过程提供了一个很好的实验室。在这项工作中，我们使用GALAH DR 3的数据来研究18个新发现的恒星星族的化学分布和年龄，其中10个是弦，其中8个是紧凑的形态。我们估计的内在丰度分散在[X/H]的每个人口，并比较他们的本地领域和疏散星团M 67。我们发现，所有这些群体，但一个更化学均匀比他们的本地领域。此外，有一半的弦，即Theias 139，169，216，303和309，在大多数元素中具有范围在0.01和0.07 dex之间的内在[X/H]色散，相当于许多疏散星团的色散。这些结果提供了重要的新的恒星形成和化学均匀性的本地星际介质（ISM）的观测约束。我们调查了每个种群的Li和化学钟丰度（例如，[Sc[Ca/Ba]、[Ti/Ba]和[Mg/Y]），发现除6个构造外，其他构造的化学年龄普遍支持等时线年龄。这项工作突出了化学在运动学相关恒星群研究中的独特优势。
2022-01-19 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
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
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
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
Fine structure in the luminosity function in young stellar populations with Gaia DR2
一项开创性的研究表明，年轻星团光度函数（LF）中的精细结构包含了有关恒星星族演化阶段（年龄）和组成的信息。它的显著特征包括H峰，这是氢燃烧开始的结果，将前主序星转变为主序星。该特征向LF的微弱端移动，并最终随着种群的进化而消失。另一个可探测到的特征是Wielen dip，1974年首次在太阳环境中的恒星中发现的LF中M_V ~ 7等的一个凹陷。后来的研究也在星团的LF中发现了这一特征。Wielen下降是由于在一定范围的低质量恒星中H不透明度的重要性增加而引起的。利用Gaia DR 2和PARSEC恒星演化模型的数据，研究了光度函数的详细结构，旨在进一步了解年轻恒星星族。我们分析了太阳附近（< 20 pc）和各种相对较近（< 400 pc）的年轻（<5000万年）疏散星团和OB星协中恒星的天体测量学性质，并将光度函数中的特征与PARSEC模型生成的特征进行了比较。在M_G ~7星等，所有星群的低频都存在Wielen谷，包括太阳附近的星群，而在太阳附近的场星的低频存在H峰。这可能意味着该星群中有大量年龄小于1亿年的恒星。H峰出现在年轻疏散星团和OB星协的低频中，其位置随年龄而变化。我们对盖亚DR 2的观测证实了H峰从500万年到4700万年的演变。年轻恒星星族光度函数的精细结构可以用来估计它们的年龄。
2021-08-26 astro-ph.GA 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
The RAVE-on catalog of stellar atmospheric parameters and chemical abundances for chemo-dynamic studies in the Gaia era
银河系中单个恒星的轨道、大气参数、化学丰度和年龄提供了关于星系形成的最全面的说明。Tycho-Gaia天体测量解决方案（TGAS）将为有史以来最大的银河系恒星样本提供天体测量参数，尽管如果不增加补充光谱学，它的全部潜力就无法实现。在现有的光谱测量中，RAVE（Radial Velocity Experiment）与TGAS（$\gtrsim$ 200，000颗恒星）有最大的重叠。我们使用The Cannon对520，781个RAVE光谱进行了数据驱动的重新分析。对于红巨星，我们使用高保真APOGEE恒星参数和与RAVE重叠的恒星丰度来建立我们的模型。对于主序星和次巨星，我们的模型使用K2/EPIC的恒星参数。我们推导和验证有效温度$T_{\rm eff}$，表面重力$\log{g}$，和化学丰度的七种元素（O，Mg，Al，Si，Ca，Fe，Ni）。我们总共报告了1，685，851个元素丰度，典型精度为0.07 dex，比以前的RAVE数据发布有了很大的改进。RAVE-on和TGAS的合成是有史以来最强大的银河系化学动力学分析数据集。
2016-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Verifying reddening and extinction for Gaia DR1 TGAS main sequence stars
我们比较了大约60，000 { \it盖亚} DR 1第谷-盖亚天体测量解（TGAS）主序星的红化和灭绝估计的8个来源，年龄小于3 Gyr，{ \it盖亚}视差的相对误差小于0.1。对于大多数恒星来说，最好的基于尘埃排放的2D红化图显示了红化到无穷大和使用尘埃分布的气压定律计算到恒星距离之间的相当大的差异。这证明了大多数TGAS恒星都嵌入了银河尘埃层，需要对红化/消光进行适当的3D处理，以可靠地计算它们的去红化颜色和绝对星等。测试了具有红化的3D估计的源的能力，以将恒星置于基于精确的{ \it Gaia}、{ \it Tycho-2}、2 MASS和{ \it WISE}测光的Hertzsprung-Russell图中的PARSEC和MIST理论等时线之间。只有Arenou et al.（1992）、Gontcharov（2012）和Gontcharov（2017）的红化/消光估计适用于280秒差距以内的邻近恒星，提供了比任何合理的等时线更蓝的最小数量的异常值，以及与贝桑松星系模型一致的年龄小于3 Gyr的正确恒星数量。
2017-09-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photometric metallicity of Galactic RR Lyrae stars in the Gaia DR3 era
University of Delhi（德里大学）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Inter-University Center for Astronomy and Astrophysics（大学间天文与天体物理中心）；University of Petroleum and Energy Studies（石油与能源大学）
本文提出了一种基于Gaia数据的新的G波段关系，用于确定银河系RR Lyrae星的金属度，通过光变曲线分析得出72颗基本模式RR Lyrae星的参数关系，验证了其高可靠性。
2026-05-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Reconstructing the Pleiades with Gaia EDR3
我们搜索了围绕着昴星团和太阳的800万秒差距的体积，以确定盖亚EDR 3数据集中昴星团的当前和过去成员。我们发现了近1,300个当前的集群成员和289个前集群候选者。从我们的角度来看，这些候选者中有许多位于星团的前面或后面，所以以前它们被认为是星团成员，但它们的扩张使它们距离今天的星团中心超过10 pc。在过去的1亿年里，我们估计这个星团已经失去了20%的质量，包括两颗大质量白矮星和$α^2$犬座型变星，41 Tau。与该星团相关的三颗白矮星都是大质量的（$1.01-1.06~\textrm{M}_\odot$），其母恒星的质量约为6个太阳质量。虽然我们没有将任何巨星与星团联系起来，但最古老的白矮星的冷却时间为6000万年，给出了星团年龄的可靠下限。
2021-10-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Long-Period Variables as distance and age indicators in the era of Gaia and LSST
本文介绍了在 Gaia 和 LSST 时代，通过建模恒星脉动来研究 long-period variables 作为距离和年龄指示器的潜力，并评估了 semi-regular variables 作为 Mira variables 补充距离指示器的作用。
2023-06-30 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
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
HAZMAT. IX. An Analysis of the UV and X-Ray Evolution of Low-Mass Stars in the Era of Gaia
本文利用盖亚视差距离研究M型星紫外和X射线通量随年龄的演化，并与K型星比较，发现两者宜居带紫外通量相似，但晚型M型星宜居带X射线通量比K型星高3至15倍，表明K矮星仅在X射线波段可能具有优势。
2023-05-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Empirical Bolometric Correction Coefficients for Nearby Main-Sequence Stars in Gaia Era
研究了附近分离的双线食双星，发现了290个系统，其中至少有一个主序分量具有金属丰度$0.008\leq Z\leq 0.040$。研究了恒星参数、光比、盖亚DR 2三角学修正、反射率和/或红化，只有206个系统被选为有资格计算经验测辐射热修正的系统。NASA-IPAC银河系尘埃图是主要的观测来源。在低银河纬度$|b|\leq5^o$的不可靠的观测被个别的观测所取代，如果它们存在于文献中的话，其他相关的系统被丢弃。用其余系统的主序星计算了热辐射改正（$BC$），校正了$BC-T_{eff}$关系式，该关系式在3100-36000 K范围内有效。另一方面，去红的$(B-V)_0$颜色允许我们校准两个固有的颜色有效温度关系，其中线性关系对于$T_{eff}>10000$ K有效，而二次关系对于$T_{eff}<10000$ K有效，也就是说，两者在相同的温度范围内都有效。$BC-T_{eff}$关系是有效的。此外，还列出了根据$T_{eff}$和其他天体物理参数计算的新的$BC$。
2020-06-02 astro-ph.SR
Goodness-of-fit test for isochrone fitting in the Gaia era. Statistical assessment of the error distribution
[...]本文给出了色幅图（CMD）的拟合优度统计量的严格推导。我们讨论了基本假设的可靠性及其有效性。我们推导出了一组通用的数据和模型的恒星数据和理论等时线的平方马氏距离之和的分布。我们将此应用于合成CMD的情况下，构建模仿真实数据的疏散星团的GAIA样本。我们分析了用于计算恒星模型的不同输入物理和参数集之间的区分能力。我们从这些扰动量计算的等时线生成合成簇，并评估了与未扰动等时线的拟合优度。我们发现，当$r$幅度可用于每个$N$观测对象和$p$超参数估计的拟合，误差分布遵循$χ^2$分布与$(r-1)N - p$自由度。我们表明，等时线的线性化导致可以忽略不计的偏差，从这个结果。我们研究了检测恒星模型的影响时，引起不同的对流核心过冲效率，$^{14}$ N $(p,γ)^{15}$ O反应速率，微观扩散速度，外BC，和颜色变换的可能性。结果表明，它是可能的，以检测的影响引起的只有一些扰动量。[...]对流核心过冲效率的变化是可检测的光度误差仅为0.003 mag，仅为1 Gyr的情况下。外边界条件和辐射热修正引起的影响最大。[...]作为最后一个练习，我们解决了真实世界的疏散星团CMD的拟合优度统计的有效性，被场星或未解决的双星污染。[...]
2021-03-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hypervelocity Stars in the Gaia era. Revisiting the most extreme stars from the MMT survey
在多镜望远镜（MMT）上进行的超高速星（HVS）巡天发现了42颗在银河系静止坐标系中径向速度超过$+275\,$ km $\,$ s ${}^{-1}$的银河系晕中的B型星。为了解开这些高速异常值的性质和起源，需要它们完整的六维相空间信息。为此，我们补充了位置和自行从第二次数据发布的{ \it盖亚}与修订的径向速度和分光光度计的距离，是基于重新分析的可用MMT光谱的40个对象，使用国家的最先进的模型光谱和定制的分析策略。由此产生的37颗恒星的位置和速度矢量，然后作为输入，为随后的运动学调查，以获得尽可能完整的图片。综合预测的自转速度、在基尔图中的位置和运动学性质，样本中除了两颗（B576、B598）外的所有天体都很可能是主序星。虽然现有的数据仍然不够精确，无法限制19颗程序星的起源地，但我们确定了8个来自银河系盘外缘或根本不是来自银河系盘的物体，以及10个可能来自银河系盘的物体。对于几乎所有这18个或多或少具有良好约束空间起源的目标，银河系中心（GC）作为可能的起源地是不合格的。最值得注意的例外是B576，当假设它具有蓝色水平分支（BHB）性质时，它的起源与GC非常吻合。HVS $\,$ 22是迄今为止样品中最极端的物体。虽然它的起源是完全不受约束的，但希尔斯机制从GC中喷出是其当前银河系静止系速度为$1530^{+690}_{-560}\,$ km $\,$ s ${}^{-1}…
2020-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaia FGK Benchmark Stars and their reference parameters
在这篇文章中，我们总结了正在进行的工作，所谓的盖亚FGK基准星。这项工作包括确定其大气参数和建立一个高分辨率光谱库。这样一组参考星的定义在当前的大型光谱测量时代变得至关重要。只有有了均匀的和有据可查的恒星参数，人们才能始终如一地利用这些巡天，了解银河系的结构和历史，从而了解宇宙中其他星系的结构和历史。
2013-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Implications of Local Fluctuations in the Galactic Midplane for Dynamical Analysis in the Gaia Era
恒星的轨道特性，计算从他们的六维相空间测量和一个假设的银河系的潜力，是用来了解银河系的结构和演化。从轨道计算出的恒星作用量在某些假设下具有不变的吸引力，因此被用作恒星轨道的定量标签。我们报告一个微妙的，但重要的系统误差，是在行动中引起的后果，预计为银河系的本地中平面的变化。这种误差难以建模，因为它是非高斯和双峰的，在零值上没有模式峰值。薄盘状轨道的$\sim15\,\text{pc}$或厚盘状轨道的$\sim 120\,\text{pc}$在银河系中平面垂直位置的偏移会导致垂直作用量$J_z$的$25\%$系统误差。在银河系质量星系的FIRE模拟中，这些变化在太阳圈处是$\sim100\,\text{pc}$的量级。从观测的平均垂直速度变化的$\sim5\text{--}10\,\text{km}\,\text{s}^{-1}$半径，我们估计银河系中平面的变化是$\sim60\text{--}170\,\text{pc}$，符合三维尘埃图。作用量计算和轨道积分（假设全局和局部中平面相同）很可能包括这种诱导误差，这取决于所考虑的体积。当地静止标准或到银河系中心的距离的变化也会导致类似的问题。在对盖亚和未来任务可访问的磁盘的大区域进行动力学分析时，必须考虑中平面的变化。
2019-08-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lost Sisters Found: TESS and Gaia Reveal a Dissolving Pleiades Complex
本文开发了结合TESS自转速率与Gaia运动学的贝叶斯框架，发现昴星团是一个跨越600秒差距、包含多个已知星团的同年龄大复合体的束缚核心，并证明其成员恒星起源于同一巨分子云。
2025-11-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Verifying reddening and extinction for Gaia DR1 TGAS giants
盖亚DR 1第谷-盖亚天体测量解决方案天文学，第谷-2测光和红化/消光估计从9个数据源的38074个巨人在415秒差距内从太阳被用来比较他们的位置在赫兹斯普朗-罗素图与理论估计，这是基于PARSEC和MIST等时线和银河系的TRILEGAL模型，其参数变化很大。结果表明：（1）某些系统误差是本研究的主要不确定性因素：（2）由于尘埃的复杂分布，任何基于辐射的2D红化图都不能给出415 pc以内的可靠红化估计;（3）如果银河系的TRILEGAL参数集是可靠的，并且太阳金属丰度Z<0.021，那么，根据IRAS、COBE和Planck的尘埃发射观测结果以及它们的三维观测结果，所有的二维红化图都低估了尘埃层后面银河系高纬度地区的红化（我们也讨论了这种低估的一些解释）; 4）根据Gontcharov最近的三维红化图估算红化/消光，包括在|b| >50度时红化E（B-V）=0.06等，给出经验数据和理论数据的最佳拟合。
2018-01-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The blue supergiant Sher 25 revisited in the Gaia era
本研究利用非LTE光谱合成与Gaia DR3数据重估Sher 25参数和NGC 3603距离，证明Sher 25并非该星团成员，且质量约27 M⊙，更接近SN 1987A前身星。
2023-08-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Binary Star Population with Common Proper Motion in Gaia DR2
我们描述了一个同质目录汇编的基础上共同自行星盖亚DR2。一个初步的列表，列出了所有在太阳周围半径100秒差距以内、距离小于1秒差距的恒星对。此外，还选择了一个同动双星的子集，即宽双星。不考虑多重性大于2的聚类和系统。最终的星表包含10358对恒星。通过与一组随机选择的场星和通过人口合成获得的模型样本进行比较，估计目录选择性函数。对编目天体中恒星质量的估计显示出过多的“孪生”，由质量相似的恒星组成，这两个组成部分都属于主序星。这种过量随着组分之间的分离增加而减少。它表明，这种效果不能是一个后果的选择性功能，并没有出现在模型中，恒星形成类似的质量是不是人为的首选。这篇文章是基于在会议上提出的谈话“天体测量昨天，今天，明天”（莫斯科国立大学斯滕伯格天文研究所，2019年10月14日至16日）。
2020-12-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaia Eclipsing Binary and Multiple Systems. A study of detectability and classification of eclipsing binaries with Gaia
在大规模天文测量的新时代，对大量数据进行自动分析和分类的方法是快速有效地产生可交付成果的基本工具。当我们进入盖亚时代时，这变得更加迫在眉睫。我们调查的潜在的可探测性的食双星与盖亚使用的数据集的所有开普勒食双星采样盖亚的节奏和折叠与开普勒周期。拟合方法的性能进行评估与比较，真正的开普勒数据参数和分类方案提出了潜在的可检测的源的光变曲线拟合的几何形状的基础上。多项式链（polyfit）和双高斯模型用于数据集的光曲线拟合。分类是结合t-SNE（t-分布随机邻居嵌入）和DBSCAN（基于密度的空间聚类的应用与噪声）算法进行的。我们发现，大约68%的开普勒双星源是潜在的可检测的盖亚折叠时，与开普勒周期，并提出了一个分类方案的基础上的形态类型指示的光变曲线的可检测的源，子类，反映拟合模型的属性（存在和可见性的日食，其宽度，深度等）。
2017-03-28 astro-ph.IM astro-ph.SR
