Contrast sensitivities in the Gaia Data Release 2
盖亚的源探测灵敏度在源附近降低。为了验证这种对比灵敏度对于理解盖亚数据产品的完整性非常重要，特别是在评估分辨率较低的调查中的源混淆时，例如在过境的光度监测中。在这里，我们对目录源密度进行统计评估，以确定Gaia Data Release 2源检测灵敏度作为亮源的角间距和亮度比的函数。对比灵敏度从0.4弧秒到12弧秒的范围在DG = 0-14马格。我们发现派生的对比灵敏度是强大的目标亮度，颜色，源密度，和盖亚扫描覆盖范围。
2018-11-13 astro-ph.IM
Completeness of the Gaia-verse I: when and where were Gaia's eyes on the sky during DR2?
盖亚太空任务正在制作革命性的天体测量，测光和光谱目录，使我们能够绘制银河系的地图，但前提是我们知道这个盖亚宇宙目录的完整性：它包含哪些恒星，它缺少哪些恒星？我们认为，完整性是由盖亚的旋转和旋进扫描定律驱动，并将这一原则应用于盖亚的诗句在这个系列。第一步，我们确定了没有对盖亚DR 2进行任何测量的时间段;这些差距在天空中产生了不完整的带状物，这将使任何忽略它们的研究产生偏见，尽管其中一些差距可能会在未来的数据发布中得到填补。我们的第一个方法是使用变星测光来识别94个长于一天的1%的间隙。我们的第二种方法是预测天空中每个点的观测次数，与报告的探测次数相比，揭示了天体测量和光谱学的额外差距。做出这些预测需要我们对盖亚扫描定律做出最精确、最公开的测定。利用这一扫描定律，我们进一步确定，大多数恒星暗于$G=22$在DR 2有虚假的星等，由于一个错误的校准造成的雷暴在马德里。我们的差距和精确扫描定律列表将使天文学家能够知道在第二次数据发布期间，盖亚的眼睛何时真正位于他们的双星，系外行星或微透镜事件上。
2020-04-29 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Model Independent Periodogram for Scanning Astrometry
本文提出一种模型无关的非参数周期图，扩展相位距离相关方法，用于在Hipparcos和Gaia等扫描天体测量数据中检测各类周期现象，并通过实测与模拟数据验证其性能。
2023-06-08 astro-ph.IM
In-orbit Calibration to the Point-Spread Function of Insight-HXMT
利用蟹状星云的扫描观测，对硬X射线调制望远镜准直器的点扩散函数进行了在轨标定。我们构造的经验调整理论计算的几何PSF。调整包括两个部分：一个旋转矩阵调整准直器的方向偏差和一个抛物面函数校正实际PSF的不均匀性。在标定观测过程中，通过对扫描数据进行拟合，确定了平差矩阵和抛物面函数的参数。经过点扩散函数标定，低能望远镜（LE）、中能望远镜（ME）和高能望远镜（HE）在银道面扫描巡天中源定位的系统误差分别为0.010度、0.015度和0.113度;同时，LE、ME和HE源通量估算的系统误差分别为1.8%、1.6%和2.7%。
2020-02-04 astro-ph.IM
Spectrophotometric calibration of low-resolution spectra
低分辨率光谱是一种常用的技术。特别是孔径棱镜光谱学是大规模调查观测的重要工具。正在进行的欧空局空间任务盖亚是目前最相关的例子。在这项工作中，我们分析了低分辨率分光光度观测的校准的基本限制，并介绍了一种校准方法，避免简化假设的线扩散函数的拖尾效应。为此，我们开发了一个功能分析的数学公式的问题，分光光度计校准。在这个公式中，校准过程可以被描述为两个适当构造的希尔伯特空间之间的线性映射，独立于分光光度仪器的分辨率。所提出的校准方法可以提供一个正式的不寻常的，但精确的校准低分辨率的光谱与不可忽略的线宽扩展函数。我们使用的盖亚分光光度仪器，以证明这项工作的校准方法可以提供一个显着更好的校准比忽略线扩散函数的拖尾效应的方法。
2020-05-11 astro-ph.IM
Gaia Early Data Release 3. Building the Gaia DR3 source list -- Cross-match of Gaia observations
盖亚早期数据发布3（盖亚EDR 3）包含来自欧洲航天局盖亚任务在其前34个月连续扫描天空期间收集的25亿个源的780亿个单独视场的结果。我们描述的输入数据，它具有板载检测的形式，以及在交叉匹配这些检测源所涉及的建模和处理。对于交叉匹配，我们形成了所有与天空中相同物理光源相关的检测集群。作为第一步，被认为是虚假的机载检测被丢弃。然后，在观测-源匹配中，将剩余的检测结果初步与现有源列表中的一个或多个源相关联。直接或间接与同一源相关联的所有候选匹配形成匹配候选组。然后对来自同一组的检测结果进行聚类分析。每个集群都被分配了一个源标识符，该标识符通常与Gaia DR 2的标识符相同。由于个体检测的数量非常高，我们还描述了处理的有效组织。我们目前的结果和统计数据的最后交叉匹配，特别强调更复杂的情况下，相关的盖亚目录的用户。我们描述的改进，在早期的盖亚数据发布，特别是恒星的高自行，最亮的来源，可变的来源，并为近源对。
2020-12-11 astro-ph.IM
Influence of a continuous plane gravitational wave on Gaia-like astrometry
本文建立平面引力波影响类Gaia一维差分天体测量的几何模型，通过周期约50天至100年的模拟解算，分析信号如何被天体测量参数吸收并残留在观测残差中。
2025-02-06 astro-ph.IM
Comparing the Photometric Calibration of DESI Imaging and Gaia Synthetic Photometry
本文通过将DESI遗留巡天恒星测光与Gaia DR3合成测光对比，量化了LS的定标系统误差及其空间模式，并确认DR10修正了DR9在南天区的大尺度测光偏移。
2023-05-26 astro-ph.IM
GaiaNIR: Note on processing and photometry
针对Gaia后继任务GaiaNIR卫星，本文提出在轨数据初始处理方案以提升性能，论证滤光片测光相对低色散光谱的优势，指出后续需定量评估以确定测光设备配置。
2024-08-18 astro-ph.IM
Gaia Data Release 1, Pre-processing and source list creation
盖亚任务发布的第一批数据包含了超过10亿个源的准确位置和星等，以及250万颗依巴谷和第谷-2恒星中大多数的自行和自行。我们描述了导致这一目录的初始数据处理的三个基本要素：图像分析，源列表的构建，以及有效载荷健康状况的近实时监测。我们还讨论了一些弱点，在任务的现阶段，可达到的精度设置限制。点源的图像参数来自于一维扫描，使用极大似然方法，假设线扩展函数在时间上是常数，以及偏差和背景的完整建模。然而，这些条件并没有完全满足。盖亚源列表是从一个大型的地面目录开始建立的，但即使如此，也有大量的新条目被添加，并且大量条目被删除。星载自主星图探测会拾取到许多虚假图像，特别是在亮光源周围，必须识别这些虚假图像。源列表创建的另一个关键步骤在于将多于$10^{10}$的个体检测安排在空间上隔离的组中，这些组可以被个体地分析。目前已建立了完整的盖亚初始数据处理软件系统，每天处理约5000万次焦平面凌日，为天体测量和测光处理链提供5亿张CCD图像的凌日时间和光通量。该软件还对盖亚的健康状况进行了成功和详细的日常监测。
2016-09-14 astro-ph.IM
Gaia Data Release 2. Short-timescale variability processing and analysis
盖亚DR 2样本的短时间尺度变量候选人的结果，从调查的前22个月的盖亚测光的子样本的来源在盖亚微弱的结束。在本练习中，我们仅限于可疑的快速周期性变化的情况。我们的研究结合了通过变差函数分析进行的快速变差检测，通过最小二乘周期图进行的高频搜索，以及基于对通过盖亚眼睛看到的特定来源（例如已知变量或视觉识别的物体）的调查的经验选择。这一选择标准的逐步定义和验证也得益于2017年8月至11月在佛兰芒墨卡托望远镜（西班牙加那利群岛）对一些初步候选人进行的补充地面光度监测。我们公布了一份3,018个短时间尺度变量候选者的名单，分布在整个天空中，麦哲伦云的假阳性率高达10-20%，而更重要但合理的污染来自19%至50%的长周期变量，这取决于天空的面积。虽然它的完整性被限制在0.05%左右，但盖亚短时间尺度变星的第一个样本恢复了一些非常有趣的已知短周期变星，例如后共同包络双星或灾难变星，并揭示了一些迷人的，新发现的变星源。在未来的盖亚数据发布的角度来看，几个改进的短时间尺度的变异性处理被认为是通过增强现有的变差函数和周期搜索算法或通过分类确定的候选人。尽管如此，我们的盖亚DR 2分析的令人鼓舞的结果证明了这项任务对于快速变化研究的力量，并为天体物理学的这一领域开辟了广阔的前景。
2018-08-27 astro-ph.IM
Internal calibration of Gaia BP/RP low-resolution spectra
完整的第三次盖亚数据发布将提供用蓝色和红色盖亚无狭缝光谱仪获得的校准光谱。面对盖亚光谱校准的主要挑战是在任务期间没有灯光谱或平坦场可用。此外，相对于棱镜的色散的线扩展函数的显著尺寸产生污染光谱的相邻位置的外来光子。这使得校准特殊，不同于标准方法。本文详细介绍了Gaia星表分光光度数据的内定标模型。内部校准的主要目的是将所有历元光谱置于共同的通量和像素（伪波长）尺度上，同时考虑到焦平面上的变化和随时间的变化，从同一源的所有观测中产生平均光谱。为了在一个共同的平均通量和伪波长尺度描述所有的观测，我们通过基函数构建了一个合适的表示内部校准的平均光谱，我们通过离散卷积描述了非校准的历元光谱和校准的平均光谱之间的转换，参数化卷积核恢复相关系数。这里提出的模型是能够将所有的观察到一个平均仪器，允许不同的来源和观察到的不同仪器条件下获得的比较沿任务和平均光谱的产生从一些相同的来源的观察。该模型的输出提供了内部平均光谱，不是作为采样函数（通量和波长），而是作为基函数的线性组合，尽管采样光谱可以很容易地从中导出。
2021-06-30 astro-ph.IM
Gaia Data Release 3: External calibration of BP/RP low-resolution spectroscopic data
上下文盖亚数据第3版包含基于欧洲空间局（欧空局）盖亚卫星在其运行阶段的前34个月（同一时期涵盖盖亚早期数据第3版;盖亚EDR 3）收集的观测结果的约18亿个来源的天体测量和测光结果。2.2亿个源的低分辨率光谱是此次发布的重要新数据产品之一。目的。本文重点介绍了低分辨率光谱内容的外定标，描述了输入数据、算法、数据处理以及结果的验证。特别注意数据的质量和用户为最佳利用目录可能需要考虑的一些特点。方法.我们校准了一个仪器模型，使用一组扩展的校准器将平均盖亚光谱与相应的光谱能量分布联系起来：这包括仪器色散关系，传输和线扩展函数的建模。该模型的优化是通过总最小二乘回归，占盖亚和外部光谱的误差。结果由此产生的仪器模型可用于盖亚光谱的正向建模或用于外部校准的绝对通量单位的光谱的反向建模。结论.本文导出的绝对校正方法为BP/RP光谱的使用者提供了一个必不可少的组成部分。它允许用户将BP/RP光谱连接到绝对通量和物理波长。
2022-06-13 astro-ph.IM
Gaia: unraveling the chemical and dinamical history of our Galaxy
盖亚天体测量任务--依巴谷的后继者--有三种仪器作了较详细的介绍：两种（分光）光度计（BP和RP），测量范围为330-1050纳米;白光（G波段）成像仪，专门用于天体测量;径向速度分光仪，测量范围为847-874纳米，分辨率为R \simeq 11500。整个天空将被反复扫描，提供约10^9个点状物体的数据，低至V \simeq 20等，旨在以前所未有的精度完整地重建银河系运动学和几何学结构。可以用这样一组数据找到答案的科学问题的范围是广阔的，除了银河系之外，还包括：太阳系研究，恒星天体物理学，系外行星，超新星，本星系群物理学，未解决的星系，类星体和基础物理学。简要概述了意大利参与访问筹备工作的情况。
2010-09-23 astro-ph.GA astro-ph.IM
An empirical model of the Gaia DR3 selection function
解释和模拟天文星表需要理解星表的完整性或选择功能：什么性质的物体有机会最终出现在星表中。在这里，我们开始以经验的方式量化整个盖亚DR3目录的完整性。这项任务并不简单，因为盖亚是迄今为止具有最高角分辨率的全天空光学测量，并且不存在一致的"地面实况“以允许直接比较。然而，良好的表征更深的成像使经验评估盖亚的$G$带完整性跨越部分天空。在此基础上，我们设计了一个简单的分析完整性模型的盖亚作为观测到的$G$的大小和位置在天空中，这占拥挤的影响和复杂的盖亚扫描规律的函数。我们的模型只依赖于一个单一的量：在一片天空中，有$\texttt{astrometric_matched_transits}$ $\leq 10$的星等中值$M_{10}$。$M_{10}$反映了盖亚管道中的基本完整性决定，并且可以从盖亚DR3目录本身计算，因此适用于整个天空。我们校准我们的模型使用暗能量相机平面调查（DECaPS）和测试其预测对哈勃太空望远镜观测的球状星团。我们发现，我们的模型预测盖亚的完整性值在整个天空的百分之几。我们将该模型作为由GaiaUnlimited项目构建和维护的$\texttt{gaiasf}$ Python包的一部分提供：$\texttt{https://github.com/gaia-unlimited/gaiaunlimited}$
2022-09-06 astro-ph.GA astro-ph.IM
Deep Herschel PACS point spread functions
了解成像仪器的点扩散函数是天文观测的基本要求。仪器控制中心提供的赫歇尔PACS PSF是从对灶神星小行星的观测中获得的，提供了中心部分的特征，因此排除了较暗的特征。然而，在许多情况下，需要关于私营部门筹资框架核心和侧翼的信息。有了这个目标，我们结合灶神星和火星专用的观测，并获得PACS的PSF与前所未有的动态范围$(\sim 10^6)$，在缓慢和快速的扫描速度和三个测光带。
2016-06-28 astro-ph.IM
Short timescale variables in stellar clusters: From Gaia to ground-based telescopes
变星和星团的联合研究开辟了广阔的视野，使我们能够提高对恒星团形成和恒星演化的理解。在这种前景下，盖亚任务将为银河系中大约10亿颗恒星提供天体测量，光度测量和光谱数据。这将是对星团的一次大普查，它将大大增加已知变星的数量。特别是，奇特的盖亚扫描定律提供了研究短时间尺度变化（从几十秒到十几个小时）的机会，为恒星物理学和恒星聚集体领域带来了宝贵的线索。我们评估盖亚的能力，在短时间尺度的变化检测，使用广泛的光变曲线模拟各种可变的对象类型。我们表明，盖亚可以检测周期性的变化现象，振幅变化大于几个毫米。此外，我们计划对盖亚在星团中检测到的变星进行后续跟踪，以更好地描述它们。因此，我们开发了一个管道来分析地面望远镜的高节奏测光，例如1.2 m欧拉望远镜（智利拉西拉）和1.2 m墨卡托望远镜（加那利群岛拉帕尔马）。
2016-10-13 astro-ph.IM astro-ph.SR
Pushing the limits of the Gaia space mission by analyzing galaxy morphology
欧空局的盖亚任务将于2013年发射，在扫描天空期间将观测数十亿个物体，其中包括许多星系。这将提供具有前所未有的空间分辨率的大型天基数据集。由于其天然的银河系和天体测量优先级，盖亚的观测策略是针对点源进行优化的。尽管如此，预计仍有10^6个来源是河外星系，其中很大一部分是角度小的星系。虽然该任务是为点源设计的，但对原始数据的专门分析将使这些物体的形态恢复到0.2”的水平。这可能是对这类星系的一次独特的全天巡天。我们描述的概念设计的方法，我们创建的执行这些对象的形态分析，以及从低分辨率，高度分箱，卫星数据的数据模拟获得的第一个结果。基于所获得的结果，我们得出结论，这是可能的，推动盖亚空间任务的限制，通过分析星系形态。（节录）
2013-07-22 astro-ph.CO astro-ph.IM
Gaia Data Release 1: The variability processing & analysis and its application to the south ecliptic pole region
欧空局盖亚任务提供了一个独特的时域调查超过10亿来源比G=20.7 mag.盖亚提供了前所未有的机会，研究宇宙中的变化现象，由于多历元G-星等测光，除了天体测量，蓝色和红色分光光度，和光谱。在盖亚联合会内，第7协调股负责探测可变物体，将其分类，得出具体可变性类别的特征参数，并提供可变现象的总体说明。我们描述的变异性处理和分析，我们计划适用于连续的数据发布，我们提出了它的应用程序的G-波段测光结果的头14个月的盖亚操作，包括28天的南极极扫描法和13个月的名义扫描法。在任务第一阶段校准G波段测光的6.94亿个全天源中，约有230万个源至少有20个观测点位于南极38度以内。我们检测到其中约14%的变量候选人，其中自动分类确定了9347造父变星和RR天琴座候选人。额外的目视检查和选择标准导致了Clementini等人（2016）中描述的3194颗造父变星和RR天琴座恒星的发表。在DR 1的限制条件下，造父变星和天琴座RR星的完整性估计分别为67%和58%，随着后续盖亚数据的发布，这一数字将显著增加。盖亚联合会内部的数据处理是迭代的，每次迭代都提高数据和结果的质量。本文中提出的结果显示了预期从盖亚任务中获得的异常收获的一瞥。[删节]
2017-02-10 astro-ph.IM astro-ph.SR
Mapping Gaia parallax systematic errors over the sky with faint Milky Way stars
盖亚任务测量的视差对天文学有着巨大的意义，但盖亚DR 2中的视差已知有系统误差，这取决于源位置和其他量。我们利用银河系暗星中丰富的信息，结合Gaia星表的GOG模拟，以经验的方式探索Gaia DR 2视差系统误差的空间依赖性。视差信号集中在星等G ~ 17的厚盘关闭星上，足以在大部分天空中构建视差系统误差图。这些地图显示了一个局部规则的“华夫饼图案”，在1度尺度上遵循盖亚扫描方向，更强的线性“疤痕”特征，以及更大尺度上的连贯变化。视差偏差图还保留了天体物理效应的痕迹，如尘埃云。从早期的麦哲伦星云图中可以看出，华夫图案覆盖了整个天空;其局部均方根振幅平均为15微弧秒，变化约为2倍。这个图案的强度从G = 13到G = 20增加了约6倍。与类星体和独立的距离估计的恒星的视差的相关性支持我们的偏见估计。使用类似的方法，我们映射系统误差的自行和检查的视差系统学的关系。我们提供了一个代码包来访问和查询我们的偏置图。对一般恒星星族的类似测试应该有助于量化未来盖亚释放的系统误差。
2020-11-20 astro-ph.GA astro-ph.IM
A generative model for Gaia astrometric orbit catalogs: selection functions for binary stars, giant planets, and compact object companions
本研究通过盖亚扫描定律正向建模DR3天体测量双星星表的选择函数，生成模拟星表验证其合理性，分析敏感度影响因素，预测DR4轨道数量并提供相关模拟代码。
2024-10-31 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Using Java for distributed computing in the Gaia satellite data processing
近年来，Java已经成熟为一种稳定的易于使用的语言，具有解释器的灵活性（用于反射等）。而是编译语言的性能和类型检查。当我们在1999年左右开始使用Java进行天文应用时，它们是天文学中的第一个。现在，大量的天文学软件是用Java编写的，许多商业应用程序也是如此。我们讨论了当前的环境和趋势的语言，并提出了一个实际的例子，科学使用Java的高性能分布式计算：欧空局的任务盖亚。盖亚扫描卫星将对我们银河系中约10亿个物体进行星系普查。Gaia社区选择用Java编写其处理软件。我们探讨了选择Java进行这项大型科学合作的多方面原因。盖亚处理在数值上是复杂的，但高度分布式，有些部分是并行的。我们描述了盖亚处理架构及其在Java中的实现。我们深入研究天体测量解决方案，这是处理中最先进和最复杂的部分。Gaia模拟器也是用Java编写的，是系统中最成熟的代码。自2005年以来，它一直在巴塞罗那的超级计算机“Marenostrum”上成功运行。我们讲述了在大型共享机器上使用Java的经验。最后，我们讨论Java，包括它的一些问题，为科学计算。
2011-08-01 astro-ph.IM cs.CE cs.MS
On-orbit performance of the Gaia CCDs at L2
欧洲航天局的盖亚卫星于2013年12月发射到L2轨道，有效载荷包含106个大尺寸科学CCD。该任务的主要目标是在五年内反复获得10亿颗恒星的高精度天体测量和光度测量。下行数据的科学价值以及机载自主探测链的运行依赖于探测器的高性能。当盖亚缓慢地旋转并扫描天空时，CCD连续地以线时钟速率和卫星旋转自旋速率同步的模式操作。2014年7月开始了名义任务操作，第一次数据发布正在准备中，将于2016年夏末发布。在本文中，我们提出了一个概述的焦平面，探测器系统，并在轨道上的性能监测系统的策略。其次是介绍的性能结果的基础上获得的数据分析在一个为期两年的窗口开始在有效载荷switch-on. Results的参数，如读出噪声和电子偏移行为，我们特别注意的L2辐射环境的影响的设备。在（平行）扫描方向上的电荷转移效率（CTE）的辐射引起的退化是明确的诊断，但是，外推法表明，电荷转移效率（CTI）的影响，在飞行任务结束时将大约一个数量级小于预测飞行前。结果表明，CTI在串行寄存器（水平方向）仍然占主导地位的固有的制造过程中的陷阱，辐射引起的退化到目前为止只有百分之几。最后，我们总结了一些探测器的影响，发现在轨道上仍在调查。
2016-09-14 astro-ph.GA astro-ph.IM
Optimizing point-source parameters for scanning satellite surveys
我们描述了一种方法，用于推导的位置和通量的点和紧凑的源所观察到的扫描调查任务。从数据模拟测试我们的方法的结果，这表明，至少有10倍的改善是可以实现的，从等价的数据中提取的图像参数，位置和流量，以像素地图的形式。我们的方法通过分析原始扫描数据并对图像参数进行组合迭代求解来实现这种改进。这种方法允许对仪器的点扩散函数或光束轮廓进行全面和详细的说明。另外，可以组合来自不同频率信道的位置信息，以提供针对相同天空位置的每个频率处的通量检测精度。最后，还可以包括仪器几何校准的最终检查和校正。{ \it普朗克}任务被用作我们模拟的基础，但我们的方法将有利于大多数扫描卫星任务，特别是那些非圆对称点扩散函数。
2009-06-15 astro-ph.CO astro-ph.IM
The European Space Agency {\Gaia} mission: exploring the Galaxy
{ \Gaia }天体测量任务于2000年获得欧洲航天局的批准，航天器和有效载荷的建造正在进行中，将于2012年底发射。{ \Gaia }将连续扫描整个天空5年，产生位置和速度测量结果，其精度足以对整个银河系及更远的大约10亿颗恒星进行立体和运动学普查。主要的科学目标是量化银河系的早期形成和随后的动力学和化学演化。恒星巡天的完整性将达到$V = 20$等，在15等时的精确度约为25 $μ$。天体测量资料将与通过星上分光光度计和光谱仪获得的天体物理数据相结合，从而可以推导出恒星的化学组成和年龄。作为{ \Gaia }飞行任务的结果而获得和处理的数据估计约为1 PB。其中一个具有挑战性的问题是天体测量和天体物理数据之间的密切关系，这涉及到一个全球性的迭代解决方案，更新仪器参数，卫星的姿态，和观测对象的属性。欧洲共同体组织起来处理{ \Gaia }产品：（a）数据处理和分析联合会是负责准备和执行数据处理的欧洲联合努力，（b）GREAT网络是准备科学开发的合作平台。
2011-05-31 astro-ph.GA astro-ph.IM
The Spatial Evolution of Young Massive Clusters III. Effect of the Gaia Filter on 2D Spatial Distribution Studies
[上下文。]盖亚在光学上被限制到G~21等，因此理解由星等有限的样品引入的空间分布研究的偏差是必要的。【目的。】我们确定样本的不完整性在盖亚观测年轻的集群影响当地的空间分析工具指示，随后感知这些集群的空间特性。【方法】我们使用观测生成工具MYOSOTIS从合成数据集创建了一个模拟盖亚星系团目录。集群的距离，均匀和可变的消光，二进制分数，人口掩蔽的点扩散函数翅膀的大质量的成员，和对比敏感度的限制，确定的趋势指示的影响进行了探讨。通过比较INDICATE为合成数据集成员及其相应的模拟盖亚目录观测得出的典型指数值，以确定任何显着的变化。【结果。】我们通常只发现集群人口的观察前和观察后的指数值有很小的变化，这可以作为不完整性百分比和二进制的函数增加。没有发现恒星浓度的显著增强或虚假信号，但真实信号可能会被稀释。关于盖亚观察到的集群种群的空间行为的结论，与它们的出生星云有关，与它们的出生星云无关，对于大多数集群来说是可靠的，但是个体成员的感知行为可以改变，因此INDICATE应该被用作成员之间空间行为的度量，作为其内在属性的函数（例如质量、年龄、对象类型），而不是对任何特定的观察成员得出结论。【结论。】INDICATE是一个强大的空间分析工具，可以可靠地研究盖亚观测到的1千秒差距内的年轻星团种群，样本不完整性高达83.3%，二进制为50%。
2021-12-15 astro-ph.GA astro-ph.IM
Gaia Early Data Release 3: The astrometric solution
盖亚早期数据发布3（盖亚EDR 3）包含基于欧洲航天局盖亚卫星在其运行阶段的前34个月收集的观测结果的18.12亿个来源，震级范围为G = 3至21。我们描述的输入数据，模型，和用于盖亚EDR 3的天体测量内容的处理，以及在天体测量任务中执行这些结果的验证。处理过程大致遵循与Gaia DR 2相同的程序，但对观测建模进行了重大改进。第一次在盖亚数据处理，颜色依赖校准的线和点扩散函数已被用于源与确定的颜色从DR 2。在天体测量处理这些来源获得五个参数的解决方案，而其他来源的处理使用一个特殊的校准，允许伪彩色估计为第六天体测量参数。与DR 2相比，扩展了天体测量定标模型，其中自旋相关畸变模型包括自洽确定基本角变化，改善了全局视差零点。盖亚EDR 3提供了14.68亿个源的完整天体测量数据（在J2016.0历元的位置，视差和自行）（5.85亿个具有五参数解，8.82亿个具有六参数解），以及J2016.0的平均位置。五个参数的解决方案通常比六个参数的解决方案更准确，并且可用于93%的光源亮度超过G = 17 MAG. The中位数视差和每年自行的不确定性是0.02-0.03马斯在G = 9至14，和大约0.5马斯在G = 20。广泛的统计特性的解决方案，包括估计的角功率谱的视差偏差的类星体。
2020-12-06 astro-ph.IM
Gaia Early Data Release 3: Photometric content and validation
盖亚早期数据第3版包含基于欧空局盖亚卫星在运行的头34个月期间收集的观测结果的约18亿个来源的天体测量和测光结果。本文重点介绍了光度测量的内容，描述了输入数据、算法、处理和结果验证。特别注意数据的质量和用户为最佳利用EDR 3目录可能需要考虑的一些特点。BP和RP背景的处理已经更新，包括更好地估计当地的背景，拥挤效应的检测已被用来排除受影响的数据从校准。测光校准模型也已更新，以考虑整个星等范围内的通量损失。点和线扩散函数的建模和校准方面的重大改进也有助于减少DR 2中仍然存在的一些仪器效应。EDR 3包含18.06亿个G波段测光源和15.40亿个BP和RP测光源。在G波段光度测定的不确定性的中位数，从一个给定的源内部校准的平均光度测定的标准偏差测量，是0.2 mmag在G=10至14，0.8 mmag在G=17，和2.6 mmag在G=19。在盖亚DR 2测光中发现的重要星等项不再可见，总体上没有大于1 mmag/mag的趋势。在整个颜色和星等范围内使用一个通带，任何波段的星等都不会超过1%，并且对于非常小的明亮和蓝色光源样本，存在更大的系统。提供了残留系统效应的详细描述。总体而言，EDR 3中校准平均光度测定的质量优于所有波段的DR 2。
2020-12-03 astro-ph.IM
Bayesian analysis of Gaia epoch astrometry and radial velocities with kima
Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao Tong University（上海交大李政道研究所）；School of Physics and Astronomy, University of Birmingham（伯明翰大学物理与天文学院）；Observatoire Astronomique de l’Université de Genève（日内瓦大学天文台）
为分析Gaia历元天体测量数据及联合径向速度数据，开发了开源软件kima的两个新模型，通过扩散嵌套采样进行参数估计和模型比较，验证了其在真实和模拟数据上的有效性。
2026-09-09 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
The fast transient sky with Gaia
欧空局的盖亚卫星扫描整个天空，时间采样范围从几秒、几小时到几个月。每次光源通过盖亚视场时，它在45 s内移动超过10个CCD，并记录4.5 s采样的光变曲线（每个CCD的交叉时间）。鉴于4.5 s采样代表了光时域天文学中几乎未探索的参数空间，该数据集可能为打开快速瞬变天空提供了独特的机会。我们提出了一种方法来开始挖掘每CCD盖亚数据中的丰富信息。我们进行广泛的数据过滤，以消除已知的板载和数据处理的文物，并提出了一种统计方法，以确定源，显示瞬态亮度变化约2小时的时间尺度。我们说明，通过使用盖亚测光CCD测量，我们可以检测到瞬态亮度变化的幅度为0.3马格的时间尺度范围从15秒到几个小时。我们在天空中搜索~23.5平方度的区域，并找到四个强候选快速瞬变。两个候选者被暂时归类为M-矮星上的耀斑，而一个可能是巨星上的耀斑，另一个可能是太阳型恒星上的耀斑。这些分类是根据档案数据和所涉时间表进行的。我们认为，这里提出的方法可以添加到现有的盖亚科学警报基础设施的快速瞬变事件的近实时公开传播。
2017-10-24 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
High-precision astrometry with VVV -- II. A near-infrared extension of Gaia into the Galactic plane
本研究利用VVV近红外地面数据，结合哈勃空间望远镜的高精度处理技术，将盖亚天体测量扩展到银河系中心严重消光区域，获得了优于1毫角秒每年的自行精度，并发布了约350万个源的天体测量-测光星表。
2024-03-25 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Gaia-TESS synergy: Improving the identification of transit candidates
内容：TESS团队根据卫星获得的累积光变曲线分析，定期发布一份新的过境系外行星候选者名单。该列表包括估计的历元，时期和潜在的过境持续时间。由于TESS的点扩散函数（PSF）相对较宽，因此需要更高空间分辨率的后续测光观测，以排除实际上是混合背景食双星（BEB）的视凌日。目的：盖亚空间任务，其不断增长的历元测光和高角分辨率的数据库，使生产不同的光变曲线的所有来源包括在TESS PSF，直到盖亚的极限幅度。本文报告了正在进行的Gaia-TESS合作的结果，该合作使用Gaia测光来促进BEB候选者的识别，甚至在某些情况下确认目标候选者。研究方法：我们检查了TESS PSF中包含的各个源的盖亚测光，寻找与TESS发布的星历表和不确定性兼容的周期性调光事件。搜索的性能主要取决于在过境期间盖亚测量的数量及其精度。结果：自2021年2月以来，该合作已经确认了126名目标候选人，并排除了124名BEB。自2021年6月以来，当我们的搜索方法成熟时，我们已经能够识别约5%为目标候选人，另外5%为BEB。结论：这一协同办法将美国航天局和欧空局两项天文空间飞行任务的互补能力结合起来。它有助于通过更好地利用天文学界的资源来优化探测新行星的过程。
2022-09-13 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
htof: A new open-source tool for analyzing Hipparcos, Gaia, and future astrometric missions
我们提出htof，一个开源的工具，用于解释和拟合的中间天体测量数据（IAD）从1997年和2007年减少的依巴谷，盖亚的扫描法，和未来的任务，如南希格雷斯罗马太空望远镜（NGSTO）。HTOF求解任何系统的天体测量参数，用于绝对天体测量任务的任何任意组合。为了准备稍后的盖亚数据发布，htof支持任意高阶的天体测量解（例如五、七、九参数拟合）。使用htof，我们发现在Hipparcos 2007年的6617个源的IAD可能受到数据损坏问题的影响。htof集成了一个ad-hoc校正，使这些源的IAD与其发布的目录解决方案相一致。我们开发了htof来研究亚恒星伴星的质量和轨道参数，我们在一个轨道拟合代码中概述了它的实现（orvara，https：//github.com/t-brandt/orvara）。我们使用htof来预测$β$ ~Pic系统中的一系列假设的额外行星，这些行星可以通过将NGU-M天体测量与盖亚和依巴谷耦合来检测。htof是pip可安装的，并且可以在https://github.com/gmbrandt/htof上获得。
2021-09-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Post-Newtonian gravity and Gaia-like astrometry. Effect of PPN $γ$ uncertainty on parallaxes
高精度天体测量所采用的光传播相对论模型是基于参数化后牛顿形式主义的，它提供了一个框架，用于检查假设违反广义相对论对天体测量数据的影响。天体测量观测受到描述引力光偏转强度的后牛顿参数$γ$的强烈影响。我们研究分析和数值如何在PPN参数$γ$从统一的偏差，这是由广义相对论预测的值，影响在盖亚类天体测量的视差估计。通过分析计算PPN $γ$微小变化产生的可观察量变化。然后，我们考虑了如何在视差估计中反映这种变化的可观测量，我们进行了数值模拟，以检查理论预测。在PPN $γ$的变化的结果在全球范围内移动的视差，我们提出了一个公式描述的视差偏差的卫星重心距离，自旋轴和太阳方向之间的角度，和PPN $γ$的不确定性。天体测量解的数值模拟证实了理论结果。PPN $γ$的最新估计表明，对盖亚视差零点的相应贡献不太可能超过0.2 $μ$ as。数值模拟结果表明，视差偏移强烈地依赖于黄道纬度。有人认为，这种效应是由于盖亚扫描定律的不对称性，这一结论完全验证了额外的模拟与反方向的旋进轴周围的方向到太阳。
2022-04-06 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
TESS-Gaia Light Curve: a PSF-based TESS FFI light curve product
University of California, Irvine（加州大学尔湾分校）；University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）
本文提出TESS-Gaia光变曲线（TGLC）产品，利用Gaia DR3先验信息和有效PSF前向建模去除邻近恒星污染，从TESS全帧图像中提取高精度光变曲线，在16等星时精度达约2%以内，并通过MAST公开发布。
2023-01-09 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
The Sloan Digital Sky Survey extended point spread functions
点扩散函数（PSF）的鲁棒和扩展表征对于提取深部成像测量产生的光度信息至关重要。在这里，我们介绍了斯隆数字巡天（SDSS）的扩展PSF，这是有史以来最富有成效的天文调查之一。通过叠加~1000张不同亮度的单个恒星的图像，我们获得了所有SDSS滤波器（u，g，r，i，z）的半径超过8弧分的二维SDSS PSF。这种新的表征的SDSS的PSF是近10倍的扩展比以前的PSF表征相同的调查。我们发现了由漂移扫描观测模式引起的PSF形状的不对称性。在漂移扫描方向上，PSF的通量较大。最后，我们用一个例子说明了如何使用PSF模型来去除后发座星系团中心区域最亮恒星产生的散射光场。这个特殊的例子显示了PSF在低表面亮度宇宙研究中的巨大重要性，特别是随着超深探测的到来，如大型综合巡天望远镜（LSST）。遵循可重复的科学哲学，我们将所有PSF模型和用于分析本文的脚本公开（快照v0.5-0-g62 d83 df）。
2020-01-27 astro-ph.GA astro-ph.IM
Inflight calibration of SRG/ART-XC point spread function at large off-axis angles
本研究利用Sco X-1和蟹状星云的在轨数据，标定了SRG/ART-XC望远镜大离轴角的点扩散函数，验证了其与地面标定的一致性，并完成了能量相关的解析参数化，支撑全天巡天的X射线源探测研究。
2025-05-19 astro-ph.HE astro-ph.IM
Gaia Data Release 2: Processing the spectroscopic data
盖亚数据发布2包含径向速度的第一次发布，补充了大约700万颗相对明亮的晚型恒星样本的运动学数据。目标：本文提供了一个详细的描述盖亚光谱数据处理管道，并采用的方法来推导径向速度在DR 2。研究方法：管道必须执行四项主要任务：（i）清理和减少径向速度光谱仪（RVS）观察到的光谱;（ii）校准RVS仪器，包括波长、杂散光、线扩散函数、偏差不均匀性和光度零点;（iii）提取径向速度;以及（iv）验证结果的准确性和精密度。恒星的径向速度是通过RVS光谱相对于适当的合成模板光谱的拟合获得的。光谱管道的另一项任务是提供选择这种模板光谱所需的恒星大气参数的一阶估计。我们描述了管道的特点，并提出了详细的校准算法和软件解决方案，我们用来产生径向速度发表在DR 2。结果如下：光谱处理流水线产生了Gaia星的径向速度中值，其窄带近红外星等Grvs < 12（即比V~13亮）。确定为双线分光双星的恒星从管道中删除，而变星，单线和未检测到的双线分光双星被视为单星。同样发表在DR 2上的同一颗恒星不同观测之间径向速度的分散，提供了关于径向速度变化的信息。对于最热（Teff > 7000 K）和最冷（Teff < 3500 K）的恒星，恒星参数估计的准确度和精度不足以选择合适的模板。[删节]
2018-04-25 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
