A Hipparcos study of the Hyades open cluster: Improved colour-absolute magnitude and Hertzsprung-Russell diagrams
依巴谷双星系统以6%的精度确定毕宿星团中单个恒星的距离。我们使用依巴谷（和第谷-2）自行，它有一个更大的相对精度比三角函数的松弛，推导出~3倍更精确的距离估计，通过假设所有成员共享相同的空间运动。改进的膝关节松弛作为一组与依巴谷膝关节松弛在统计学上一致。新的观测结果证实，依巴谷卫星的测量结果在小角度尺度上是相关的，与依巴谷星表中规定的极限一致，尽管“振幅”比纳拉亚南和古尔德声称的要小得多。根据新的视差图，星系团的颜色-绝对星等图显示了一个明确的主序，有两个缺口/关闭。这些特徴为Boehm-Vitense的预测提供了第一个直接的观测支持，即恒星表面对流（的开始）会影响它们的B-V颜色。我们提出并讨论了一组客观定义的88个高保真成员的理论HRD，以及盾牌座δ星θ ^2 Tau，巨星δ ^1、θ ^1、θ ^2和γ Tau，以及白矮星V471 Tau和HD 27483（它们也都是成员）。在赫兹-斯普朗-罗素图中，新的毕宿星团的精确度受到（系统的）不确定性的限制，这些不确定性与从观测到的颜色和绝对星等到有效温度和光度的转换有关。当结合理论恒星演化模型，根据毕宿星团的化学成分和年龄，在依巴谷探测的大恒星质量范围内，新的天体模型提供了对这种转换校准的严格限制。
2000-11-30 astro-ph
Consequences of Hipparcos parallaxes for stellar evolutionary models. Three Hyades binaries: V818 Tauri, 51 Tauri, and $θ^2$ Tauri
利用毕疏散星团中已知金属丰度和良好Johnson光度数据的三个双星系统（51 Tau，V818 Tau和$θ^2$ Tau），检验了三组独立恒星演化轨迹的有效性。描述了一种统计方法，并将其应用于六个选定的组件的颜色-星等图，从而产生$χ^2$ -等值线的金属丰度-年龄平面。这些置信区域上的依巴谷星的影响进行了详细研究，这些二进制通过比较非常准确的，但旧的轨道星。51 Tau和$θ^2$ Tau没有显著差异，因此该试验验证了所用的理论轨迹组。然而，与观测范围相比，V818 Tau的轨道视差导致金属丰度太大，而依巴谷视差在1 $σ$水平上给出了一致的结果。预测和测量质量之间的比较，并显示出良好的协议。然而，即使帕多瓦轨道预测了V818 Tau的每个组件的正确质量，也没有帕多瓦轨道同时适合质量半径图中的两个组件。最后，由于这些双星的个别质量是准确知道的，一些问题的影响依巴谷天体的质量-光度图上的位置也进行了讨论。
1999-05-20 astro-ph
The Problem of Hipparcos Distances to Open Clusters. II. Constraints from Nearby Field Stars
本文探讨了距离附近的疏散星团的距离之间的差异，确定从依巴谷相比，传统的主序列拟合的arrhaxes。最大的区别是在昂宿星团中看到的，我们的假设是，如果依巴谷到昂宿星团的距离是正确的，那么类似的亚发光ZAMS恒星应该存在于其他地方，包括太阳附近。我们研究了一个非常年轻的和附近的太阳型恒星的色星等图，并表明，他们都不低于传统的ZAMS，尽管事实上，依巴谷昴宿星视差将其成员0.3等低于ZAMS。我们还提出了分析和观测的太阳型恒星，不低于ZAMS，并表明，他们是亚发光，因为低金属，他们有老恒星的运动学。
1998-01-28 astro-ph
Using a Hipparcos derived HR diagram to limit the metallicity scatter of stars in the Hyades -- Are Stars Polluted?
依巴谷星系的弛豫和自行使得以前所未有的精确度构建附近星系团的赫兹-罗素（HR）图成为可能。毕宿星团中高保真非二元不变星相对于模型恒星演化等时线的标准偏差约为0.04等。我们用这个偏差来估计这个星团中恒星金属丰度的分散度的上限。根据HR图中等时线演化的梯度，我们估计金属丰度分散度Δ [Fe/H]的上限<~ 0.03 dex，这是一个比以前光谱测量的下限更小的限值。这表明疏散星团中的恒星是由金属丰度几乎均匀的气体形成的。我们考虑的假设，与行星形成的过程可以污染恒星的对流区。如果HR图上的位置对对流区和大气的金属丰度不敏感，那么对流区被严重污染的恒星可以通过比较它们的金属丰度和HR图上的位置来识别。或者，如果恒星被金属污染导致恒星在HR图上的位置在垂直于等时线的方向上发生了很大的变化，那么毕宿星团中恒星的低散射可以用来限制可能污染恒星的高Z物质的数量。
2002-02-13 astro-ph
The Problem of Hipparcos Distances to Open Clusters: I. Constraints from Multicolor Main Sequence Fitting
依巴谷卫星的视差数据可以将到疏散星团的直接距离与从主序（MS）拟合推断的距离进行比较。这两个距离测量值之间存在令人惊讶的差异，这可能导致具有重大天体物理意义的后果。我们研究了不同的可能性，专注于MS拟合在金属敏感的B-V和金属不敏感的V-I五个充分研究的系统（毕宿星，昴宿星，阿尔法每，Praesepe，后发座）。依巴谷到毕宿星团和阿尔法佩尔的距离在两种颜色下都与MS拟合距离一致; Praesepe和Coma Ber可能存在冲突。依巴谷到昴宿星的距离与MS拟合距离在两种颜色下都不一致，超过了三个sigma水平。星团金属丰度、氦丰度、变红和年龄相关效应的变化都不太可能解释昴星团令人困惑的行为。我们提出的证据，空间依赖的系统误差在1质量的水平，在昴宿星的视差。这一结果的影响进行了讨论。
1998-03-19 astro-ph
Hipparcos open clusters and stellar evolution
通过依靠最近改进的依巴谷星团的毕宿星团，昴星团和大熊座星团，我们发现，恒星模型与更新的物理输入很好地再现了不同金属丰度的主序星的颜色星等图中的位置。在氦燃烧阶段的恒星也进行了讨论，表明在毕宿星团，Praesepe和大熊座星团的巨星的光度似乎是在合理的协议与理论预测。关于目前的演变情景的简短讨论结束了本文。
2002-03-20 astro-ph
Confirmation of Errors in Hipparcos Parallaxes from HST/FGS Astrometry of the Pleiades
我们目前的绝对三角视差和相对自行的三个成员的昴星团，获得与HST的精细指导传感器1 r，白光干涉仪。我们从R \approx 2，000光谱、VJHK测光和约化自行中估计了组成天体测量参考系的恒星的光谱类型和光度类。从这些，我们得到的估计，绝对松弛，并将它们引入到我们的模型作为误差的观察。我们约束三个集群成员具有小于6.4 pc的1 sigma距离分散，并发现平均pi_{abs} =7.43+-0.17+-0.20毫秒弧，其中第二个误差是系统性的，由于集群内的成员位置。这个视差对应于134.6 ± 3.1秒差距的距离，或者说这三颗昴宿星的距离模数为（m-M）=5.65 ± 0.05，假设它们位于中心位置。这个结果与其他三个独立测定的昴星团距离一致。假设星团深度的系统误差可以因为星团内这么多成员的随机分布而显著减小，这四个独立的测量值得出最佳估计的昴星团距离为pi_{abs} =7.49+-0.07弧毫秒，对应的距离为133.5+-1.2秒差距或距离模数（m-M）=5.63+-0.02。这解决了主序拟合与依巴谷距离模量之间的争议，有利于主序拟合。
2004-12-03 astro-ph
Identification of Moving Groups and Member Selection using Hipparcos Data
本文提出了一种识别天体测量星表中速度空间相干结构--运动群的新方法--Spaghetti法。它依赖于位置，松弛和自行，非常适合于在依巴谷星表中搜索移动的群体。不需要径向速度信息。该方法已被广泛测试的合成数据，并适用于依巴谷测量的毕星团和IC 2602疏散星团。由此得到的成员列表与Perryman等人对Hyades的列表以及Whiteoak和Braes对IC 2602的列表非常一致。
1999-03-16 astro-ph
The Helium content and age of the Hyades: Constraints from five binary systems and Hipparcos parallaxes
我们比较准确的经验质量-光度（ML）关系的基础上，五个毕宿二系统预测的恒星模型计算与各种输入参数（氦，金属丰度，年龄）或物理（混合长度比，模型大气，状态方程，微观扩散）。根据dydz富集定律推断的氦含量Ysim0.28的模型比观测结果高出3 σ以上，表明初始氦丰度低于其超太阳金属丰度的预期。根据光度测定的金属丰度（FeH= 0.144 pm 0.013 dex，Grenon（2000）），我们得出Y=0.255 \pm 0.009。由于M-L平面中的（Y，FeH）简并度，如果采用来自光谱学的金属丰度，则不确定度增加到Δ Y=0.013（FeH= 0.14pm 0.05 dex，Cayrel de Strobel et al 1997）。我们利用这些结果讨论了毕宿星团在（Mv，B-V）平面上的Hertzsprung-Russell（HR）图。目前的模型适合紧密观察到的序列非常好，除了在低温下。在HR图对混合长度参数（aMLT）敏感的低质量区域，主序（MS）的斜率表明aMLT可以从高质量的太阳（甚至是超太阳）值减小到低质量的太阳下值，这也得到了vB 22 M-L关系模型的支持。我们发现，在低温（B-V \gtrsim 1.2）的差异仍然存在，即使使用改进的状态方程或更好的模型气氛。最后，我们讨论了恒星的位置，在关闭的光，他们观察到的旋转速率，我们推断，最大年龄的毕宿星团的预测目前的模型…
2001-05-29 astro-ph
Angular Momentum Evolution of Stars in the Orion Nebula Cluster
我们提出了从猎户座星云团（ONC）到昂宿星团和毕宿星团的恒星角动量演化的理论模型。我们证明了对昴宿星和毕宿星的观测对恒星风的角动量损失率有严格的限制。利用观测到的0.2 - 0.5 M $_\odot$范围内ONC星的周期、质量和年龄，以及从昂宿星和毕宿星推断的损失性质，检验了恒星演化模型的初始条件。我们使用这些模型来估计ONC恒星在昂宿星团（1.2亿年）年龄的旋转速度分布。如果只考虑恒星风，模拟的ONC和观测到的昴宿星自转速率分布是不一致的。为了调和观测到的这两个星系团之间的角动量损失，需要一个外在的损失机制，如原恒星-吸积盘相互作用。我们的模型，它演变的ONC恒星与质量相关的饱和阈值归一化，使$ω_{crit} = 5.4 ω_\odot$在0.5 \m，其中包括磁盘寿命的分布是均匀的范围0--6百万年，是一致的昴星团。这个模型的磁盘锁定寿命也是一致的推断磁盘寿命的百分比，在年轻的星团中观察到的红外线过剩。不同的模型，使用不同的初始周期分布和不同的最大磁盘寿命，也比较了昴宿星。对于在0到$τ_{max}$范围内使用磁盘生存期均匀分布的磁盘锁定模型，最大生存期的可接受范围是$3.5 < τ_{max} < 8.5$ Myr。
2001-07-03 astro-ph
Astrometric radial velocities III. Hipparcos measurements of nearby star clusters and associations
附近运动星团中恒星的径向运动是由精确的自行和三角函数确定的，而不需要使用任何光谱学。假设集群成员共享相同的速度矢量（除了随机分散），我们应用最大似然法从依巴谷天体测量数据计算径向和空间速度（和他们的分散）在大熊座，毕宿星，后发座，昴星团，Praesepe集群，和α英仙座，天蝎座-半人马座，和'HIP 98321'协会。毕宿星团的径向运动被确定在0.47公里/秒（标准误差）以内，其单个恒星的径向运动在0.6公里/秒以内。对于其他星团，依巴谷的数据产生的天体测量径向速度的典型精度为几公里/秒。这些天体测量值与文献中的光谱径向速度的比较显示出良好的一般协议，并在最好的确定毕宿星团的情况下，也允许搜索微妙的天体物理差异，如增强对流的F-矮星光谱蓝移的证据，并减少在巨人的引力红移。对天蝎座OB 2复合体的类似比较表明其关联的一些扩展，尽管比它们的年龄预期的要慢。作为径向速度解的副产品，获得了单个恒星的运动学改进的视差，使赫兹-罗素图在光度上具有前所未有的精度。对于毕宿星团（视差精度0.3 mas），它的主序类似于一条细线，可能有摆动。
2001-10-29 astro-ph
The distance to the Pleiades: Main sequence fitting in the near infrared
依巴谷视差测量的恒星在昂宿星团臭名昭著的结果在118 pc的集群距离; ~10%短于'经典'的MS拟合的结果。在早期的论文中，我们开发了一个纯粹的经验MS拟合方法来解决这个问题，它产生了（B-V）和（V-I）的颜色指数之间的矛盾的结果，表明集群的光度金属丰度是大大低于其（~太阳）光谱金属丰度。我们能够通过假设[Fe/H]=-0.4（如（B-V）/（V-I）颜色-颜色图所示）来调和差异，并且从2个指数获得的距离模量与依巴谷结果一致，在1 sig误差范围内。随着2 MASS全天星表的发布，我们现在将我们的MS拟合方法应用于使用红外颜色的昴星团，以测试我们早期结果的可验证性。在V/（V-K）和K/（J-K）色平面上拟合，我们发现假设太阳下金属丰度不产生与（B-V）和（V-I）结果一致的距离。然而，当采用光谱金属丰度时，红外加（V-I）距离相互一致。通过只考虑Mv<=6的恒星，红外和光学颜色指数都使用光谱[Fe/H]产生一致的距离。由此从（B-V）、（V-I）、（V-K）和（J-K）指数获得的一致距离的平均值为133.8+/-3 pc，与依巴谷MS拟合前的结果以及其他方法的最新测定结果非常一致。我们的结论是，有两个不同的问题影响着昴星团：依巴谷视差的误差约为10%，如前所述;较低的MS的（B-V）颜色是异常的，我们警告不要使用它们来拟合昴星团和类似的年轻疏散星团。（节录）
2004-09-15 astro-ph
Membership, metallicity and lithium abundances for solar-type stars in NGC 6633
我们对NGC 6633（一个与毕宿星团年龄相似的疏散星团）中的F、G和K型候选星进行了光谱观测。我们确定了10个新的星系团成员，包括一个短周期双星系统。结合Jeffries（1997）的调查，我们总共确定了30个太阳型成员。我们用F星和早期G星的光谱估算出NGC 6633的[Fe/H]=-0.096+/-0.081，更精确地说，NGC 6633的铁比昂星团少（0.074+/-0.041）dex，比毕星团少（0.206+/-0.040）dex。NGC 6633成员的锂丰度已被估计，并与其他星团中一贯确定的锂丰度进行了比较。NGC 6633中的几颗中F星在大约相同的有效温度下显示出强烈的Li耗尽现象，这一现象在毕宿星团中被观察到。在较冷的温度下，几个年龄相似的疏散星团（NGC 6633，Hyades，Praesepe和Coma Berenices）的Li丰度模式非常相似，尽管它们的[Fe/H]不同。然而，有证据表明，NGC 6633的晚期G星和K星比毕宿星消耗的Li更少。这在定性上与主序前Li耗尽模型一致，该模型仅具有对流混合，但这些模型不能同时解释为什么这些恒星与昂宿星团中的ZAMS对应物相比，Li耗尽超过1 dex。提出了两种解释。第一个是元素丰度比，特别是[O/Fe]，在NGC 6633中可能有非太阳值，并且必须高于毕宿星团或昂宿星团。第二个是，额外的非对流混合，驱动角动量损失，…
2002-06-20 astro-ph
The problem of the Pleiades distance. Constraints from Stromgren photometry of nearby field stars
以F型星的Stromgren测光为基础，研究了依巴谷星群距离与主序星拟合的差异。从m1指数中选择了与昴星团金属丰度相同的场星，并开发了一种技术，根据色/温度指数b-y，v-y和beta在色星等图中定位这些场星的ZAMS。将昴星团与ZAMS关系拟合得到的距离模数为5.61+/-0.03等，而依巴谷模数为5.36+/-0.06等。因此，我们不能证实Grenon（1999）最近的说法，即采用日内瓦测光确定的昴星团的低金属丰度（[Fe/H]=-0.11）解决了距离问题。研究了由场星确定的ZAMS的金属丰度灵敏度，并通过将所有三个颜色/温度指数b-y，v-y和β中的这种灵敏度结合起来，我们得到了对昴星团距离模量的独立测试，该测试支持我们的5.61 mag.此外，用于比较的场星样本与不同年龄的理论等时线进行了测试，以显示场星中的演化效应样本并没有显著地偏离我们的距离模量估计。可能的解释的昴星团距离问题进行了讨论，并建议，在派生的模量的差异可能与非球形形状的集群。
2001-05-14 astro-ph
The Open Cluster Distance Scale: A New Empirical Approach
我们提出了一个新的BVRI测光的54个本地G和K星的样本与准确的依巴谷天体在金属丰度范围内-0.4 <[Fe/H]<+0.3。我们使用这个样本来开发一个完全独立于模型的主序（MS）拟合方法，我们适用于4个疏散星团-毕宿星团，Praesepe，昴星团和NGC 2516-这都有直接依巴谷视差距离测定。我们的MS拟合结果与来自依巴谷的距离的比较使我们能够探索是否依巴谷距离尺度和其他MS拟合方法之间的差异，发现一些集群是模型假设的后果。我们发现我们的结果和依巴谷的毕宿和Praesepe之间有很好的协议。对于昂宿星团和NGC 2516，当采用从光谱学确定的太阳丰度时，我们发现在类似于其他MS拟合研究发现的水平上存在显著差异。然而，这两个星团的颜色关系表明它们的金属丰度明显低于太阳。由于MS-拟合方法依赖于匹配的集群颜色的模板MS，我们认为，当应用这种方法，适当的金属丰度采用光度太阳下的，而不是太阳能丰度光谱。采用光度金属丰度的所有4个集群，我们发现与依巴谷的结果完全一致，因此，我们得出结论，光谱和光度丰度的昴星团和NGC 2516之间的不匹配是负责的距离估计的差异，发现以前的研究。这种丰度尺度不匹配的起源仍然是一个未解决的问题，并讨论了一些可能的原因。
2003-01-13 astro-ph
Lithium in Blanco1: Implications for Stellar Mixing
我们获得了布兰科1，一个疏散星团的年龄类似于，或略年轻于，昴星团的G和K星的锂丰度。我们严格审查以前的光谱丰度分析的布兰科1，并得出结论，虽然有缺陷，在早期的工作，它很可能是布兰科1接近整体金属丰度的老毕宿星团和更多的金属比昂宿星团。然而，我们发现布兰科1具有类似于昴星团的Li丰度和旋转速率，与标准恒星演化模型的预测相矛盾，在该模型中，对流前主序星（PMS）Li耗尽应随着金属丰度迅速增加。如果随后证实了Blanco 1的高金属丰度，我们的观察意味着（1）目前未知的机制严重抑制了PMS Li的耗尽，（2）额外的非标准混合模式，例如由旋转和角动量损失驱动的模式，然后负责Blanco 1和毕星团年龄之间的主序列Li耗尽，以及（3）在比毕星团年轻的星团中，金属丰度在确定G星和K星之间的Li耗尽量方面仅起次要作用。这些结论表明，即使在金属丰度未知的情况下，锂丰度仍然是年轻恒星（小于7亿年）的有用年龄指标。如果非标准混合在星族I恒星中有效，那么由于先前的Li耗尽，原始Li丰度可能比现在的星族II Li丰度大得多。
1998-09-11 astro-ph
Oxygen abundance of open cluster dwarfs
我们提出了氧丰度的年轻疏散星团IC 4665中的矮星推导出的OI $λ$ 7774三线和疏散星团的矮星从[OI] $λ$ 6300禁戒线。恒星参数和氧丰度是使用光谱合成工具SME（光谱学变得容易）得出的。我们发现IC 4665矮星的OI三重态丰度的上边界随着温度的降低而急剧增加，这与Schmidt等人在疏散星团Pleiades和M 34中发现的趋势一致，在毕宿星团（Schmidt et al. 2006 a）和Uma（King & Schmidt 2005）的冷矮星中也是如此。相比之下，从[OI] $λ$ 6300禁止线中导出的昴星团和毕星团中恒星的氧丰度（Schleman等人，2006 b）在误差范围内是恒定的。研究了导致氧三线态丰度变化的可能机制，包括恒星参数测定中的系统误差、NLTE效应、表面活动和颗粒化。我们的分析表明，恒星表面活动（特别是色球活动）的年龄相关效应是导致氧三线态丰度大幅度扩散的原因。
2007-03-30 astro-ph
Two Boehm-Vitense gaps in the main sequence of the Hyades
依巴谷自行和三角视差可以推导出长期视差，它可以将毕宿星团中单个恒星的距离固定在\sim 2%的精度上。由此得到的星团92个高保真单成员的颜色绝对星等图显示了一个非常狭窄的主序，有两个关闭和相关的间隙。这些现象发生在地面对流开始影响B-V颜色的位置，正如Boehm-Vitense在30年前所预测的那样。新的距离对颜色和绝对星等到有效温度和光度的转换以及恒星内部模型提供了严格的约束。
2000-11-08 astro-ph
The distance to the Pleiades from orbital solution of the double-lined eclipsing binary HD 23642
结合精确的B、V光电测光和视向速度，我们已经能够导出新发现的昴星团疏散星团食双星HD 23642的可靠轨道解和精确的物理参数。到双星的距离是132 +/-2 pc，因此到星团的距离是132 +/- 2 pc。这与经典的主序拟合方法（m-M = 5.60或132 pc）、移动星系团技术和Atlas天体测量轨道所得到的距离模数是一致的。这是第一次通过双线食双星的轨道解导出到昴星团成员的距离，它旨在为正在进行的关于依巴谷到星团的不和谐距离的讨论做出贡献。
2004-03-18 astro-ph
Open clusters with Hipparcos I. Mean astrometric parameters
用依巴谷资料计算了所有9个小于300 pc的疏散星团（毕星团除外）和9个300 - 500 pc的富星团的新成员数、平均弛豫和自行。其精度范围为0.2 ~ 0.5质量/年，自行为0.1 ~ 0.5质量/年，这对光度计的校准和运动学研究都很有意义。对可能的偏差进行了仔细的调查，没有发现明显的系统误差的证据，对平均星团的距离和自行的32个更遥远的星团，这可能是统计上使用，也表明。
1999-03-09 astro-ph
Simultaneous (age, metallicity) estimates of the Hyades open cluster from three binary systems
利用毕宿疏散星团中已知金属丰度和良好Johnson光度数据的三个双星系统，检验了三组独立恒星演化轨迹的有效性。一种统计方法描述和应用于颜色的大小图的六个选定的组件，从而产生$χ^2$ -等值线的年龄金属丰度平面。这些二进制通过比较非常准确的，但旧的轨道的依巴谷flaxes对这些置信区域的影响进行了研究。独立的同时年龄金属丰度的估计，并与观测的限制（见Lastennet等1999年，astro-ph/9905273，更多的细节）。
1999-05-26 astro-ph
A purely geometric distance to the binary star Atlas, a member of the Pleiades
我们提出的径向速度和新的干涉测量的双星图集，允许，除了公布的干涉测量数据，精确地推导出的轨道参数的二元系统和组件的质量。与测得的角度大小相比，导出的半长轴允许以纯粹的几何方式确定到Atlas的132+-4 pc的距离。在假设Atlas的位置代表了星团的平均距离的情况下，我们确认了通常通过主序拟合获得的距离值，这与早期依巴谷的结果（118.3 ± 3.5 pc）相矛盾。
2004-08-24 astro-ph
Eclipsing binaries as standard candles: HD 23642 and the distance to the Pleiades
我们重新分析了一颗位于昴星团疏散星团中的分离食双星HD 23642的光变曲线，并着重进行了详细的误差分析。我们比较了两颗恒星的质量和半径的恒星演化模型的预测，并发现，金属和氦丰度的昴星团近似太阳。我们提出了一种新的方法来寻找距离的食双星，光谱类型A到M，使用经验校准的有效温度与表面亮度由Kervella等人（2004）。我们使用K滤波器表面亮度的校准来确定HD 23642和昴星团的距离为139.1 +/- 3.5 pc。这个距离是在很好的协议，从使用的理论和经验测热校正距离。我们表明，距离的确定，无论是从使用表面亮度关系和使用测热校正，是更准确和精确的红外波长比在光学波长。HD 23642的距离与测光方法和哈勃太空望远镜的视差测量结果一致，但与HD 23642和其他昴星团恒星的依巴谷视差测量结果不一致。
2004-09-21 astro-ph
Accurate fundamental parameters of eclipsing binary stars
对分离食双星的研究是研究单个恒星和恒星系统性质的最有力的方法之一。本文给出了御夫座WW型食双星的初步质量、半径和有效温度。我们还重新分析了HD 23642的数据，它是一个有金属衬线的A型昴星团疏散星团的食双星成员，并确定它的距离为139 +/- 4 pc。这与传统的昂宿星团距离一致，但与从依巴谷三角函数推导出的到昂宿星团和HD 23642本身的距离不一致。
2004-08-12 astro-ph
Brown dwarfs and very low mass stars in the Hyades cluster : a dynamically evolved mass function
我们在6.25亿年前的毕宿星团中进行了一次褐矮星（BD）和极低质量（VLM）恒星的搜索，以推导出该星团在恒星-亚恒星边界上的质量函数。我们进行了一个深（I=23，z=22.5）光度测量超过16平方度。在星系团中心周围，随后用K-波段测光测量候选成员的自行，以及可能的BD和VLM成员的光学和近红外光谱。我们报道了毕宿星团中第一批2颗褐矮星的发现。这两个天体的光谱类型都是早T型，它们的光学和近红外测光以及它们的自行与它们是星团成员是一致的。根据模型，它们的质量是50木星质量，年龄为625百万年。我们还报告了3个新的非常低质量的恒星成员的集群的发现，并确认了其他16个成员。我们结合这些结果与以前已知的集群成员的列表，建立现代的质量函数（PDMF）的毕宿星团从50木星质量到3 Mo。我们发现毕宿星团的PDMF在非常低质量的天体和褐矮星中是非常缺乏的，而年轻的疏散星团如昴星团的IMF则是如此。我们将这一缺陷解释为过去1亿年来动力学演化的结果，即，低质量的星系团成员由于弱引力相遇而优先蒸发。因此，我们估计毕宿星团目前拥有大约10-15颗褐矮星，而其初始的亚恒星数量可能高达150-200个成员。
2008-01-04 astro-ph
The Hyades: distance, structure, dynamics, and age
我们使用依巴谷星表中的绝对三角函数来确定毕宿星团成员的个体距离，由此可以推导出星团的三维结构。惯性参考自行被用来重新讨论基于收敛点分析的距离确定。一个组合的aplaxes和自行依巴谷，径向速度从地面观测，被用来确定候选成员的位置和速度分量相对于集群中心，提供新的信息集群成员：13个新的候选成员在20 pc的集群中心已被确定。在离星团中心较远的地方，某些星团成员和场星在空间和运动学上都逐渐合并。在星团内，运动学结构是完全一致的平行空间运动的内部速度色散约为0.3公里/秒的成员星。空间结构和质量分离与N体模拟结果一致，而不需要调用集群的膨胀，收缩，旋转或其他显着的扰动。个体距离测定的质量允许对簇零年龄主序列进行准确建模。星团的氦丰度被确定为Y=0.26+/-0.02，结合包括对流过冲在内的等时线模型，得出星团的年龄为6.25 +/-5000万年。到观测到的质量中心的距离为46.34+/-0.27秒差距，对应于距离星团中心10秒差距以内的天体的距离模数m-M=3.33+/-0.01等（大致对应于潮汐半径）。与以前的距离估计的离散性进行了调查和解释。
1997-07-23 astro-ph
The Structure and the Distance of Collinder 121 from Hipparcos and Photometry: Resolving the Discrepancy
我们提出进一步的论点，依巴谷星表中的一些星团和协会的依巴谷星表应谨慎使用在银河系结构的研究。已经表明，包括昴星团，后发座和NGC 6231的依巴谷和地面的视差之间的差异可以解决重新计算依巴谷天体测量的解决方案与改进的算法，减少相关误差的姿态参数。在这里，我们提出了新的aplaxes与此算法获得的另一组恒星的数据不一致-银河系集群Cr 121。最初的依巴谷星群使de Zeeuw等人得出结论，Cr 121和周围的OB星组成了一个相对紧凑和连贯的移动群，距离为550 - 600 pc。我们校正的星表揭示了该区域年轻恒星群体的不同空间分布。星系团Cr 121和扩展的OB星协都远得多（750 - 1000秒差距），后者的深度可能超过1千秒差距。因此，不仅是重新计算的弛豫与测光uv-by-beta弛豫完全一致，但他们揭示的领域的结构是不再与测光方法发现的不一致。
2007-08-24 astro-ph
Chemical composition of A and F dwarfs members of the Pleiades open cluster
18种化学元素的丰度已被推导出16 A（正常和化学特殊CP）和5 F矮星成员的昴疏散星团，以设置限制的演化模型。丰度，旋转速度和微湍流速度是通过迭代调整合成光谱的观测在高分辨率（R~42000和R~75000）和高信号噪声比（S/N）。得到的丰度没有表现出任何明确的相关性与有效温度，也没有预计的旋转速度。有趣的是，A星在C、Sc、Ti、V、Cr、Mn、Sr、Y、Zr和Ba的星与星之间的变化比F星大。F星显示出几乎所有元素的太阳丰度。在A星中，Si、Ti和Cr的丰度与Fe的丰度相关，这三种元素的[X/Fe]比是太阳的。推导出的丰度已被比较公布的演化模型的预测在昴宿星（1亿年）的年龄。对于F星，预测的轻元素的轻微的丰度不足和Cr，Fe和Ni的过剩确实证实了我们的研究结果。对于A星，预测的铁峰元素的过剩只在少数恒星中得到证实。在毕宿星团、后发座和乌玛星系群以及场星中已经发现了A星的丰度的大分散，这似乎是矮A星的一个特征。与辐射扩散竞争的流体动力学过程在A型矮星的辐射区的发生可能会解释发现的散射丰度。
2008-02-21 astro-ph
OB Associations, Open Clusters, and the Luminosity Calibration of the Nearer Stars
在较近恒星的光度校准的背景下，我讨论了依巴谷的结果，对附近的OB协会和疏散星团的距离。指出了在分析中的不足和假设，并对疏散星团与主序拟合的结果作了比较。我的结论是，鉴于后者的技术相当大的不确定性，没有令人信服的证据表明，依巴谷的距离疏散星团以外的毕宿星团不应该被信任。
2000-09-29 astro-ph
Brown Dwarfs in the Pleiades Cluster. II. J, H and K photometry
我们已经获得了近红外观测的一些最微弱的对象，迄今已知的对昴星团，调查的序列，连接集群非常低质量（VLM）恒星与亚恒星物体的目的。我们发现，结合光学星等的红外数据是一个有用的工具来区分集群成员的前景/背景晚型场星污染光学调查。昂宿星团序列的底部由微弱的HHJ天体（接近亚恒星极限（SL）的VLM恒星），过渡天体PPl 15（几乎不会点燃其H含量）和两颗褐矮星（BD）Calar 3和Teide 1明确定义。星系团成员之间的二元性可以解释在红外色星等图的暗端观察到的大分散。我们样本中的两个天体，即HHJ 6和PPl 15，与其他成员相比过于明亮，这表明可能是双星。我们结合星团VLM星和BD的星等，并利用最新的理论演化轨迹，重现了它们的光度测量结果。HHJ 6的组分可能质量略高于SL，而PP 115的组分可能质量为0.080和0.045 ± 0.010 Msun。这些质量是一致的限制所施加的李观察这些昴。我们发现一个单一的对象红外序列在连接VLM恒星和BDs的昴宿星。我们认为，在昴星团（~ 1.2亿年）的SL（~0.075 Msun）发生在绝对星等M（I，J，H，K）=12.4，10.1，9.4，9.0（~M7）。星系团成员在I中暗0.2mag，在K中暗0.1mag，应该是合适的BD。毕宿星团的恒星-BD边界位于M（I，J，H，K）=15.0，11.6，10.8，10.4（~M9）。对于大于…
1997-01-08 astro-ph
WIYN Open Cluster Study. XXVI. Improved kinematic membership and spectroscopy of IC 2391
[摘要] Contex。年轻的疏散星团为研究恒星演化的主序星阶段和主序星前阶段之间的界面提供了重要线索。年轻且邻近的疏散星团IC 2391非常适合研究这两个演化阶段。目标。我们建立了一个真正的集群成员，然后分析这一套的二进制频率，预计旋转速度，[Fe/H]，和锂丰度。在之后的依巴谷距离的昴宿星的争议，我们比较的主要序列拟合距离模数的依巴谷平均视差IC 2391。结果自行巡天覆盖的天空面积是先前在IC 2391中有针对性地搜索星团成员的6倍。总共有66颗恒星被认为是真正的星团成员，质量相当于0.5M_sun。其中四分之一是新发现的，其中许多在F2-K5光谱范围内，这对于主序列拟合至关重要。当太阳丰度为log γ（Fe）=7.45时，[Fe/H]的平均值为+0.06+/-0.06。主序星拟合产生的距离模数比依巴谷星团的距离模数大0.19等，因此这个偏移量几乎与昂宿星团的偏移量相当。锂丰度的模式是类似的早期的发现，是典型的40万年前的疏散星团。
2006-11-17 astro-ph
Oxygen from the Lambda 7774 High-Excitation Triplet in Open Cluster Dwarfs: Hyades
氧丰度已来自近红外，高激发λ 7774 O I三重态的高分辨率，高信噪比光谱的45毕宿矮星使用标准的一维，平面平行LTE模型。恒星样品的有效温度范围为4319-6301 K，导出的相对O丰度随T_eff的变化表明了一种不规则的形态。当T_eff > 6100 K时，O丰度随T_eff的增加而增加，这与非LTE（NLTE）预测一致。在中间T_eff（5450 < T_eff < 6100 K），O丰度是平坦的，恒星间的值也很一致，平均值为[O/H] = +0.25 +/- 0.02;然而，在~0.10 dex水平可能存在系统误差。T_eff < 5450 K的恒星O丰度随T_eff的减小而显著增加，这与预期和规范NLTE计算结果形成鲜明对比。冷毕宿三重态的结果相比，最近报道的矮星在昴星团和UMa移动组;在这些恒星聚集体中观察到的趋势之间的质的差异指向一个可能的年龄相关的减少冷疏散星团矮星的三重态丰度的趋势。与年龄相关的现象，即，研究了色球活动和光球斑、光斑和/或谱斑。与Ca II H+K色球活动指标没有相关性。多组件LTE“玩具”模型已经建成，以模拟光球温度的不均匀性，可能会出现从恒星黑子的存在，我们证明，光球斑点是一个合理的来源之间的冷矮星的三重趋势。
2005-09-10 astro-ph
Analysis of the Velocity Field of F and G Dwarfs in the Solar Neighborhood as a Function of Age
Nordstrom等人（2004）星表中的空间速度被用来追踪单个F和G矮星的一些运动学参数随年龄的变化。当平均年龄从4.3 Gyr减小到1.5 Gyr时，盘星的顶点偏差从7 ± 1度增大到15 ± 2度。分析了UV、UW和VW平面的二维速度分布。在速度分布的主峰的演变可以遵循的平均年龄约9 Gyr。我们发现：（1）在紫外速度分量的分布中，不同类型的恒星都集中在几个稳定的峰值上（毕宿星团，昴星团和天狼星星团），这表明属于这些形成的恒星不是同时形成的;（2）与毕宿星团有关的峰值在所有年龄段都占主导地位;（3）毕宿星团中平均年龄为1.5 Gyr的恒星的毕宿峰最强，这表明毕宿星团中有相当一部分恒星存在于毕宿星团中。运动学参数的年龄依赖性表现出4.5 Gyr附近的休息，这可以解释为薄和厚盘的恒星的不同贡献的效果。Stromberg关系得出太阳LSR的速度为V_{\odot LSR} =（8.7，6.2，7.2）+-（0.5，2.2，0.8）km/s。
2007-04-13 astro-ph
Rotational Studies of Late-Type Stars. VII. M34 (NGC 1039) and the Evolution of Angular Momentum and Activity in Young Solar-Type Stars
我们分析了凯克-海尔观测到的疏散星团M34（NGC 1039）的F、G和K矮星的自转，它有2.5亿年的历史，并将它们与昂宿星团、毕宿星团和NGC 6475进行了比较。在M34中看到的旋转上限比1亿年前的昂宿星团低2倍左右，但大多数M34恒星都远低于这个上限，而且旋转速率的整体收敛是最引人注目的。M34中的一些K矮星仍然是快速旋转的，这表明它们经历了核心-包络解耦，然后从内部水库补充表面角动量。我们在这些集群的旋转比较表明，耦合的信封的核心的时间尺度必须接近1亿年，如果脱钩，事实上，发生。
2001-09-10 astro-ph
A revisit to agglomerates of early-type Hipparcos stars
研究了蓝B_T-V_T依巴谷星富集区的空间结构和亚结构。这些区域包括大型恒星复合体、OB星协和年轻的疏散星团，它们是银河系中正在形成的恒星的示踪物。DBSCAN（Density-Based Spatial Clustering of Applications with Noise）数据聚类算法用于寻找早期型恒星的空间超密度。一旦一个密度过大的“聚集体”被识别出来，我们就对他们的明星成员候选人进行数据和书目汇编。每个早期型恒星的实际成员在凝聚研究的基础上，它的日心距离，自行，和以前的分光光度信息。我们确定了35个早期依巴谷型恒星的聚集体。它们中的大多数与以前已知的集群和OB协会。以前未知的P Puppis凝聚物是虚拟天文台工具专门研究的主题。它实际上是一个新的、邻近的、年轻的疏散星团（d ~ 470 pc，年龄~ 20 Ma），具有明显的径向密度梯度。我们列出Puppis和其他六个聚集体（包括NGC 2451 A，vdBH 23和Trumpler 10）作为亚恒星搜索的新地点，因为它们的年轻，接近和空间密度。我们详细研究了猎户座，CMa-Pup和Pup-Vel OB复合物（“超级团聚体”）的子结构。我们确认或发现猎户座复合体中的一些恒星过密度，如25猎户座集团，马头区（包括猎户座sigma集群），和猎户座eta团聚。最后，我们得到了昴星团、NGC 2451 A和IC 2391的精确视…
2008-07-06 astro-ph
Seismic constraints on open clusters
我们利用星震学和疏散星团内的恒星集体行为获得了关于低质量恒星的全局和结构参数的知识。我们建立恒星模型，并计算地震信号预期从主序列对象在0.8-1.6 Msun范围。我们首先评估的视星等和振荡引起的光度波动预计在毕宿星团，昴星团和英仙座α星系团。最近的星团对目前和不久的将来的观测星震学提出了可行的挑战。我们结合地震学和经典计算来解决三个问题：1）质量，2）成分和3）在毕星团太阳类似物的外对流区的延伸可以推断出什么。第一个问题依赖于大分离对质量的强烈敏感性。然后用大间距和二次差分别约束毕星团中的金属和氦的分数，当绘制几个质量的图时，发现有效温度与大间距的关系强烈地依赖于金属含量。此外，二阶差分调制主要与氦的二次电离有关，二阶差分调制也部分归因于对流包层/辐射核过渡区恒星层结的不连续性。它们允许直接观察恒星结构。本文计算了对流模式中混合长度理论参数α_MLT不同值，即超绝热层中对流效率不同时对流基底的声学半径。对于给定的有效温度，我们证明了声学半径随对流效率的变化.
2005-03-07 astro-ph
Rotation and activity in the solar-metallicity open cluster NGC2516
我们报告的径向速度和旋转速率（v sin i）的疏散星团NGC 2516的51 F和早期G星的新措施，并结合这些与以前公布的数据。从两颗恒星的高信噪比光谱中，我们发现NGC 2516相对于昂星团的铁丰度在E（B-V）= 0.12的正则红化下为δ（[Fe/H]）= +0.04 +/- 0.07，与之前的光度研究相反，该星团位于太阳光以下0.2至0.4 dex。我们构建了一个基于径向速度成员的颜色星等图，并探讨了光度测定的金属丰度和距离的红化的假设值的敏感性。对于太阳附近的金属丰度，依巴谷到NGC 2516的距离可能被低估了。最后，我们表明，旋转速率和X射线发射的分布并没有很大的不同，从昂宿星，津贴时，有些老的年龄NGC 2516。
2002-05-17 astro-ph
Dynamical streams in the solar neighbourhood
毕星团和天狼星超星系团的真实性质仍然是一个悬而未决的问题。在这方面的贡献，我们面对Eggen的假设，他们是集群残留物的运动学分析的结果超过6000 K和M巨星在太阳附近。这一分析包括从用Coravel光谱仪进行的大规模调查中获得的新径向速度数据，并辅以依巴谷卫星的弛豫和Tycho-2自行（Famaey等人，2004年）。一个最大似然法，基于一个baidu的方法，已被应用到数据，以充分利用所有可用的数据（包括不太精确的数据），并得出不同的运动子群的属性。在毕星团和天狼星超星系团中可以识别出两个这样的子群。属于它们的恒星跨越了非常广泛的年龄范围，这在Eggen的场景中很难解释。因此，这些群体最有可能是“动力流”有关的螺旋波，而不是集群残余的动力扰动。在这种情况下，毕宿星团和大熊座星团只是碰巧在毕宿星团和天狼星流中，这是纯粹的动力学特征，与更大质量的原始星团的残留物无关。这种机制可能是理解古老的富含金属的人口以及我们附近许多系外行星系统存在的关键。此外，为了产生如此突出的流，似乎需要一个强大的螺旋模式。由于螺旋结构通常是重子的，这将给暗物质留下很小的空间。这可能是一个迹象，表明解释银河系动力学的暗物质范式的时代可能会结束，并被修正的引力所取代。
2004-11-18 astro-ph
The distribution of nearby stars in phase space mapped by Hipparcos II. Inhomogeneities among A-F type stars
对距离太阳125秒差距以内的A-F型矮星进行了体积和绝对星等限制的密度-速度空间不均匀性研究，期望得到星系团蒸发、相混合和可能的盘加热机制的特征。一个3-D小波分析是用来提取不均匀性，无论是在密度和速度分布。因此，产生了相空间的真实图像。不仅可以探测到一些星团和星流，而且可以测量聚集恒星的比例。通过估算单个恒星的年龄，我们可以将星系流和星系团与恒星形成时的星际介质的状态联系起来，并提供星系团蒸发和星系流混合的定量视图。因此，我们提出了一个连贯的超星系团的解释，并得出一些定量的演化示踪剂，我们希望在银河系盘的大尺度演化的理解服务。样本在位置空间中的混合相对较好，因为只有不到7%的恒星是自行确认的星团成员。我们还探测到毕宿疏散星团的恒星蒸发。在速度空间中，所谓的埃根超星系团（$σ6.3 km/s$）的典型尺度似乎并不对应于任何物理实体。它们形成的图像、它们的频率和它们在较小尺度上的划分与它们通过物理上均匀的较小尺度结构（$σ3.8 or 2.4 km/s$）的偶然巧合而产生的结果是一致的。相空间结构的详细分析提供了一个方案的运动学演化的太阳附近。
1998-09-21 astro-ph
The X-ray luminosity of solar-mass stars in the intermediate age open cluster NGC 752
目标。虽然观测证据显示恒星X射线活动的大部分衰减发生在毕宿星团（~8 x 10^8年）和太阳的年龄之间，但对这些年龄之间恒星活动的演化知之甚少。为了获得恒星中间年龄日冕活动典型水平的信息，我们研究了1.9 Gyr年龄的疏散星团NGC 752中恒星的X射线辐射。方法.我们分析了NGC 752的~140 ksChandra观测和同一星系团的~50 ksXMM-Newton观测。我们在Chandra数据中检测到262个X射线源，在XMM-牛顿观测中检测到145个源。在钱德拉的视野中，大约90%的星群成员都能在X射线中被探测到。计算了所有观测到的星团成员（28颗恒星）和11个候选成员的X射线光度。结果我们的数据表明，在1.9 Gyr的年龄，M=0.8-1.2 Msun的星团成员的典型X射线光度为Lx = 1.3 x 10^28 erg s^-1，因此比在年轻毕宿星团中观测到的亮度大约低6倍。假设Lx与恒星自转速率的平方成正比，那么当t > 1 Gyr时，NGC 752的中值Lx与自转速度的衰减速率v_rot ~ t^-alpha（α ~ 0.75）是一致的，比Skumanich关系式更陡（α ~ 0.5），比在昂宿星团和毕宿星团之间观察到的要陡得多（其中α < 0.3），表明恒星内部的旋转机制在t ~ 1 Gyr发生了变化。
2008-08-26 astro-ph
The Distance of the Large Magellanic Cloud Cluster NGC 1866
哈勃太空望远镜V、I对大麦云星云NGC 1866中恒星的测光显示出一个清晰的星团主序，亮度低至V=25等，几乎没有受到视场星或前景星的污染。我们使用的主要序列拟合程序连接的距离NGC 1866的依巴谷确定的距离的毕宿MS恒星，利用进化的处方，以允许在化学成分的差异。在此基础上，我们发现NGC 1866的真实距离模量为18.35 +/- 0.05等。如果假设星系团位于LMC平面，则LMC模量小于0.02等。
2001-09-10 astro-ph
The Distances to Open Clusters from Main-Sequence Fitting. III. Improved Accuracy with Empirically Calibrated Isochrones
我们继续我们的一系列文件的疏散星团的距离与一个关键的评估的准确性的主序列拟合使用等时线，采用经验校正的色温关系。我们利用四个邻近的疏散星团，结合X射线光度法和精确的金属丰度，从高分辨光谱中给出了Praesepe的一个新的金属丰度（[Fe/H] = +0.11 +/-0.03）。距离估计的内部精度比没有颜色校准的情况好大约5倍。在考虑了所有主要的系统误差后，当存在一个好的金属丰度估计时，我们得到的距离精确到约2%-3%。金属丰度精确到优于0.1 dex可以单独从BVIcKs光度法获得。我们还推导出了昴星团的氦丰度为Y = 0.279 +/- 0.015，这与太阳和毕星团的初始氦丰度在误差范围内相等。我们最好的估计距离是（m-M）_0 = 6.33 +/- 0.04，8.03 +/- 0.04和9.61 +/- 0.03到Praesepe，NGC 2516和M67。我们的光谱金属丰度的昴星团距离，（m-M）_0 = 5.66 +/-0.01（内部）+/-0.05（系统），与几个几何距离测量非常一致.我们已经在http://www.astronomy.ohio-state.edu/iso/上制作了-0.3 ≤ [Fe/H] ≤ +0.2的校准等时线。
2007-01-13 astro-ph
Ages, Distances, and the Initial Mass Functions of Stellar Clusters
我们提供了一个审查的年龄，距离和质量函数的疏散星团的几个主题的现状，特别强调照亮的不确定性领域。依巴谷已经获得了附近疏散星团的视差，其预期精度比以前要好得多。利用改进后的低质量恒星演化新理论模型，采用锂耗尽边界方法和等时线拟合，我们很快就能得到更好的星团和恒星形成区的年龄标度。随着光学和近红外相机的改进，我们现在才开始将疏散星团（如昂星团）的质量函数扩展到氢燃烧质量极限以下的区域。与此同时，在恒星形成区域的观测原则上能够识别低至10个木星质量的物体。
2000-01-13 astro-ph
The Age, Extinction and Distance of the Old, Metal-Rich Open Cluster NGC 6791
利用最新的输入物理计算了一个广泛的富金属等时线网格，以与旧的富金属疏散星团NGC 6791进行比较。这些等时线同时适用于BV和VI色星等图，两种颜色所需的成分、红化和距离模数相同。我们的最佳拟合等时线假设[Fe/H] =+0.4，换算太阳丰度比，dY/dZ = 2（Y = 0.31），这与主要层序所有点的数据都非常吻合。由此得到的年龄为8 Gyr，E（B-V）= 0.10和（m-M）_v = 13.42。派生的集群参数是相当强大的等时线[Fe/H]和氦丰度的变化。所有可接受的拟合表明0.07 < E（B-V）< 0.14$，13.29 <（m-M）_v < 13.46，并且NGC 6791具有8.0+/-0.5 Gyr的年龄。拟合还表明dY/dZ介于1和3之间。像太阳一样低的金属丰度显然被排除了，dY/dZ = 0也是如此。与以前的等时线研究的比较表明，派生的变红主要是由于我们使用的最新的颜色变换，而年龄取决于颜色和输入的物理。我们的等时线提供了一个很好的适合毕宿星团零年龄的主要序列确定的依巴谷，提供证据表明，我们推导的红化和距离模量是可靠的。
1998-12-04 astro-ph
The Distances to Open Clusters from Main-Sequence Fitting. IV. Galactic Cepheids, the LMC, and the Local Distance Scale
本文导出了七个包含造父变星的银河系疏散星团的基本性质，并建立了它们的周期光度（P-L）关系。对于我们的集群主序星拟合，我们延长以前的海厄兹为基础的经验色温校正，以更热的恒星作为模板的昴宿星。我们使用BVI_{C} JHK_{s}数据来测试红化规律，并包括金属丰度的影响，以执行一个更全面的研究，我们的集群比以前的努力。我们得到的全消光与选择消光的比值R_V与预期的一致。假设LMC P-L斜率，<M_V>对于10天周期的造父变星，我们发现= -3.93 +/- 0.07（统计学）+/- 0.14（系统学），这通常比以前的研究要暗。我们的结果是一致的，最近的HST和依巴谷视差的研究时，使用Wesenchantmagnitude W（VI）。红化和金属丰度的不确定性是V波段P-L关系的主要误差来源，但采用更深的光学和近红外团簇测光可以获得更高的精度。我们得到NGC 4258、LMC和M33的距离分别为（m-M）_0 = 29.28 +/- 0.10、18.34 +/- 0.06和24.55 +/- 0.28，在P-L关系中附加系统误差为0.16等。与NGC 4258的距离与水脉泽的几何距离[Δ（m-M）_0 = 0.01 +/-0.24]符合得很好，而与食双星的距离[Δ（m-M）_0 = 0.37 +/-0.34]不太一致;我们的LMC距离比HST关键项目中采用的距离略短，这正式意味着哈勃…
2007-11-26 astro-ph
