Hydrodynamical simulations of the jet in the symbiotic star MWC 560 I. Structure, emission and synthetic absorption line profiles
我们进行了流体动力学模拟与无辐射冷却的射流模型的参数代表的共生系统MWC 560。对于共生系统，我们必须在高密度环境介质中进行脉冲欠密度射流的射流模拟。我们提出了我们的模拟和计算排放图，占预期的辐射过程的射流结构。此外，我们的计算提供了膨胀速度的射流弓激波，密度和温度结构的射流，和传播和演变的射流脉冲。在MWC 560中，射流轴线平行于视线，使得流出的射流气体可以被视为在下方射流源的连续体中的蓝移的可变吸收线。基于我们的模拟，我们计算和讨论合成吸收曲线。基于模型光谱和观测结果之间的详细比较，我们讨论了我们的流体动力学计算的脉冲射流在MWC 560，并建议改进未来的模式。
2004-09-03 astro-ph
A representative sample of Be Stars I: Sample Selection, Spectral Classification and Rotational Velocities
我们提出了一个样本的58 Be星包含对象的光谱类型O 9到B8.5和光度类III到V。我们已经获得了3670 - 5070埃的光谱的样本，用于推导光谱类型和旋转速度。我们讨论了光谱类型和旋转速度的分布，并得出结论，在我们的样本中没有显着的选择效应。
1999-03-30 astro-ph
The symbiotic star CH Cygni. I. Non-thermal bipolar jets
给出了三重共生星天鹅座CH的VLA表面亮度和光谱指数图。这些数据来自1985年至1999年期间在4.8、8.4和14 GHz的观测。这些地图主要由星云中央明亮峰周围的热辐射所控制，但我们也发现了与扩展区域相关的明确的非热辐射。我们的观察证实这是一架喷气机。中心区域已经通过HST成像与恒星成分相关联。如果喷流是由于爆发时的喷射事件，则膨胀速度与其他测量方法的结果一致。我们认为非热辐射是由双极喷流中喷出的物质与星周风包络相互作用引起的。由此产生的冲击导致局部增强的磁场从紧凑的组件的顺序为3mG。
2001-05-04 astro-ph
Discovery of a bipolar and highly variable mass outflow from the symbiotic binary StHa 190
一个高度和快速变化的双极质量流出StHa 190已被发现，第一次在黄色的共生星。允许的发射线两侧是对称的喷流特征和多分量的P-Cyg剖面，速度高达300公里/秒。由于双星的轨道倾角很大，如果喷流几乎垂直于轨道平面离开系统，则反投影速度等于或超过逃逸速度（1000公里/秒）。StHa 190在许多其他方面看起来相当奇特：热的部分是一个O型次矮星，没有吸积盘或面纱星云连续体，而冷的部分是一颗G7 III恒星，以105公里/秒的惊人速度旋转，在G场巨星中看不到。
2001-02-11 astro-ph
Zams Rotational Velocities of be Stars
我们发现，Be星属于一个高速尾的一个单一的B型星的自转速度分布的主序列（MS）。我们研究了127颗银河场Be星，并利用自转恒星演化模型在ZAMS上获得了它们的真实赤道速度。在ZAMS中有一个明显的质量依赖的切割，在此切割下没有Be星。超过这个切割的速度遵循高斯尾分布。ZAMS旋转速度低于切割的B星可能不会变成Be。
2005-09-07 astro-ph
Infrared Spectroscopy of Symbiotic Stars. IV. V2116 Ophiuchi/GX 1+4, The Neutron Star Symbiotic
根据17个红外视向速度，我们计算了共生双星V2116蛇夫座中M巨星的第一组轨道根数。这颗巨星的伴星是一颗中子星，即明亮的X射线源GX 1+4。我们发现它的轨道周期为1161天，是迄今为止已知的X射线双星中最长的。轨道的离心率为0.10，轨道圆化时间小于10^6年。轨道的大质量函数显著地限制了M巨星的质量。采用中子星质量为1.35 M（太阳），M巨星的最大质量为1.22 M（太阳），使其成为质量较小的恒星。导出的丰度显示出轻微的太阳下金属丰度。碳和氮处于红巨星第一次挖掘阶段的预期比例。缺乏O-17意味着M巨星的质量小于1.3M（太阳），与我们的最大质量一致。红巨星的半径是103 R（太阳），比估计的洛希瓣半径小得多。因此，红巨星的质量损失是通过恒星风。虽然中子星的M巨星伴星的质量与低质量X射线双星中的晚型星相似，但它的近太阳丰度和视逃逸速度与这类恒星的性质并不完全一致。
2005-12-09 astro-ph
ZAMS rotational velocities of Be/Oe stars and LGRBs progenitors in the Magellanic Clouds
大麦哲伦云和小麦哲伦云是在低金属丰度下对自转速度和恒星演化进行理论预测的有利环境。根据理论预测，B型恒星的自转速度在低金属丰度（LMC/SMC）环境中比在高金属丰度（MW）环境中更高。为了验证模型，我们观察了VLT-FLAMES 523 B和Be星，它们是目前在MC中观察到的这类天体中最大的样本。我们首先确定了恒星的基本参数，我们发现，B和Be星旋转速度在MC比在MW。我们还确定了平均ZAMS旋转速度与Be星质量的第一分布。这些结果表明Be星的出现与质量、金属丰度、恒星演化和恒星形成区有关。此外，最近的长伽马射线暴祖先的模型预测可能的LGRB祖先在SMC的金属丰度。我们面对这些模型与观察到的（ZAMS旋转速度，质量）分布的最快的旋转（Be和Oe星）在我们的样本。此外，我们比较了相应的预测率从我们的研究与观测率的LGRB。
2008-09-12 astro-ph
A catalog of rotational and radial velocities for evolved stars. IV. Metal-poor stars
本文描述了一个观测计划的第一批结果，该计划旨在改进和扩展现有的贫金属星的vsini测量，重点是场演化星。调查是用FEROS和CORALIE光谱仪进行的。对于从光谱合成获得的vsini测量值，我们估计不确定度约为2.0 km/s。精确的旋转速度vsini提出了一个大样本的100个贫金属恒星，其中大部分演变的主序星。对于构成本样本的绝大多数恒星，旋转速度是第一次测量。
2006-08-11 astro-ph
B-type supergiants in the SMC: Rotational velocities and implications for evolutionary models
本文分析了24颗SMC和银河系B型超巨星的高分辨光谱，估计了宏观湍流和旋转对金属线展宽的贡献。两种不同的方法被认为是，即良好的拟合观测和理论线的轮廓之间的比较，并确定零的傅立叶变换中的观测到的配置文件。这两种方法的优点和局限性进行了简要的讨论，后者的技术被采用估计投影旋转速度（\vsini），但前者被用来估计宏观湍流速度。只有一颗SMC超巨星SK 191显示出明显的旋转增宽（\vsini $\simeq$ 90 \kms）。对于其余的目标，投影旋转速度的分布是相似的，在我们的银河系和SMC样本与较大的值被发现在较早的光谱类型。有边缘的证据表明，SMC的预计旋转速度高于银河系目标，但任何差异都只有5-10 \kms的数量级，而进化模型预测的差异，在这个有效的温度范围内，通常为20至70 \kms。组合样品与投影旋转速度随有效温度的线性变化一致，这意味着在28 000 K的有效温度下70 \kms（近似B 0光谱类型）的超巨星旋转速度降低到12 000 K的32 \kms（B8光谱类型）。对于所有目标，宏观湍流加宽似乎与高斯分布一致（尽管不能忽略其他分布），其中$\frac{1}{e}$半宽从B8处的约20 \kms变化到B 0光谱类型处的60 \kms。
2006-02-14 astro-ph
Rotational velocities of A-type stars. III. Velocity distributions
目的-在这项工作中，一个样本的Vsini的B 9到F2型主序星的单已建成高度均匀的Vsini参数确定的大样本清洗对象提出的Am和Ap现象，以及从所有已知的二进制。目的是研究正常单个物体的A型星质量范围内的自转速度分布。方法-使用稳健的统计方法从投影效应和误差分布中校正vsini分布。赤道速度分布的数量约1100颗恒星分为六组定义的光谱类型，随机取向的旋转轴的假设下。结果-我们发现，晚B型和早期A型主序星有真正的双峰分布的真实赤道旋转速度可能是由于角动量损失和重新分配的现象，恒星经历了到达主序星。在中期和晚期的A型恒星中发现了明显缺乏慢转子的现象。其真正的赤道旋转速度分布的双峰形状可能是由于进化的影响。
2006-10-26 astro-ph
Fourier method in the determination of rotational velocities in OB stars
我们提出了一个全面的研究，应用傅立叶变换的样本O和早期B型星（无论是矮星、巨星还是超巨星），以确定它们的投影旋转速度，与以前用其他方法获得的值进行比较，并寻找谱线额外加宽的证据傅立叶技术，广泛用于较冷恒星的研究，对于早型恒星的情况，它仍然只是勉强适用。通过\ft和\fwhm方法得到的\vsini值的比较表明，在分析OB巨星和超巨星时，以及在应用于\ion{He}{i}线时，必须小心使用\fwhm技术。首先，\ft方法似乎是一个强大的工具，以获得可靠的投影旋转速度，并从这些恒星中存在的其他增宽机制中分离旋转的影响。对OB星样本的分析表明，虽然矮星和巨星的投影旋转速度范围很广，从小于30到450 \kms，但超巨星的数值通常接近或低于100 \kms。分析还明确表明，虽然额外增宽的影响在OB矮星中可以忽略不计，但它显然存在于超巨星中。当检查的行为与恒星的参数和整个HR图的投影旋转速度，我们的结论是，在协议与以前的研究人员，旋转速度应该降低时，恒星的演变。相反，宏观湍流可能是恒定的，因此在恒星演化时，与自转相比，它的重要性越来越大。
2007-03-09 astro-ph
Rotational velocities of low-mass stars in the Pleiades and Hyades
我们已经获得了高分辨率的光谱的89 M矮成员的昴星团和毕星团，并推导出径向速度，H-α等效宽度，和光谱旋转速度为这些恒星。新观测到的昴星团和毕星团恒星的典型质量分别为~ 0.4 M_{\sun}和~ 0.2 M_{\sun}。结合我们的新观测和以前发表的数据，我们探讨了M < 0.4 M_ \sun的年轻恒星的自转演化。毕宿星团（600百万年）的平均自转速率大约是昂宿星团（110百万年）的0.4倍，而H-α的平均等效宽度也较低。正如以前的研究所发现的，旋转和色球活动之间的相关性在两个星团中是相同的，这意味着毕宿星团中较低的活动是较低旋转速率的结果。我们表明，一个简单的缩放的\leq 0.4 M_{\sun}的昴星团旋转分布，结构演化的影响进行了校正，匹配的毕宿星，如果从昴星团的毕宿星年龄的平均角动量损失是\approx 6的因素。这表明，在两个星团中，最低质量恒星的初始角动量和盘锁定寿命的分布是相似的。我们认为，这一结果提供了进一步的证据饱和的角动量损失率在高转速。
1999-11-30 astro-ph
The VLT-FLAMES Survey of Massive Stars: Stellar parameters and rotational velocities in NGC3293, NGC4755 and NGC6611
本文分析了三个星系团NGC 3293、NGC 4755和NGC 6611的VLT火焰光谱。非LTE模式大气计算已被用于估计有效温度（从氦光谱或硅电离平衡）和重力（从氢光谱）。投影旋转速度已经从氦光谱（对于快速和中等旋转体）或金属线光谱（对于慢速旋转体）推导出来。观测到的赫兹-罗素图与理论预测进行了比较，并讨论了一些差异，包括主序星光度的差异。星系团年龄已经被推断出来，所有三个星系团都有非同时代恒星形成的证据。在较老的星系团，NGC 3293和NGC 4755，预计旋转速度的目标，已被发现系统大于那些领域，确认最近的结果，在其他类似的年龄集群。投影旋转速度的分布与固有旋转速度的高斯分布一致。对于较老的星团NGC 3293和NGC 4755中相对未演化的目标，速度分布的峰值将为250 km/s，半高宽约为180 km/s。对于NGC 6611，样本量相对较小，但意味着平均旋转速度较低。这可能是由于角动量损失通过恒星风的自旋下降效应的证据，虽然我们的结果是一致的非常年轻的高质量恒星。对于这三个星团，我们推导出了伽马值在-1.5到-1.8范围内的现代质量函数，这与银河系中其他年轻的星团相似。
2006-06-16 astro-ph
Projected rotational velocities of WD1614+136 and WD1353+409 - implications for the rate of galactic Type Ia supernovae
白矮星WD 1614 +136和WD 1353 +409的质量不足以通过单颗恒星演化形成。然而，迄今为止的观测还没有发现任何证据的二元性。因此，有人认为这些恒星是合并的结果。在本文中，我们将两颗恒星的投影旋转速度的上限约为50公里。这表明，如果这些恒星是合并的结果，那么一定发生了有效的角动量损失和伴随的质量损失。如果同样的过程发生在更大质量的白矮星合并之后，那么由于合并白矮星而产生Ia型超新星的预测可能被大大高估了。因此，鼓励进一步观测以确定WD 1614 +136和WD 1353 +409的双星性。
2000-05-23 astro-ph
Rotational velocities of A-type stars II. Measurement of vsini in the northern hemisphere
这项工作是Royer等人（2002）开始的A型星vsini测量的第二部分。上普罗旺斯天文台（Observatoire de Haute-Provence，OHP）收集了249颗比V=7亮的B8到F2型恒星的光谱。在4200- 4600 A范围内的几个谱线轮廓的傅立叶变换被用来从第一个零点的频率导出vsini。样品的统计分析表明，测量误差主要取决于vsini和这个相对误差的旋转速度被发现是约5%的平均值。本文证实了先前在第一篇论文中发现的Slettebak等人（1975）标准值的系统性偏移。与文献数据的比较与我们的发现一致：Slettebak等人的vsini值被低估，两个尺度之间的关系遵循线性定律：vsini（新）= 1.03 vsini（旧）+ 7.7。最后，将这些数据与以前的论文（Royer et al. 2002）中的数据以及Abt & Morrell（1995）的目录相结合。由此产生的样本包括大约2150颗恒星，具有均匀的旋转速度。
2002-05-16 astro-ph
Rotational velocities of A-type stars I. Measurement of vsini in the southern hemisphere
在一个确定依巴谷观测到的恒星基本参数的关键方案范围内，欧洲南方天文台收集了525颗比V=8亮的B8至F2型恒星的光谱。在4200-4500 A范围内的几个线轮廓的傅立叶变换用于从第一零的频率导出vsini。样品的统计分析表明，测量误差是vsini的函数，并且发现旋转速度的这种相对误差平均约为6%。所得结果与文献中的数据进行了比较。与Slettebak等人（1975）的标准值相比存在系统性偏移，比我们的发现低10 - 12%。与其他独立vsini值的比较往往证明Slettebak等人的结果被低估了。这种效应归因于Slettebak等人的标准样品中存在双星，和他们使用的大气模型。
2001-10-22 astro-ph
The Rotational Velocity of Helium-rich Pre-White Dwarfs
以前对富氢白矮星的研究通常只得到非常小的自转速度（v_rot sin i）。我们分析了八颗缺氢（前）白矮星的高分辨光谱中的谱线轮廓，发现在五种情况下偏离了占主导地位的斯塔克线加宽，这被解释为恒星自转的影响，表明投影的自转速度为40 - 70公里/秒。对于三颗最不亮的恒星，只能导出v_rot sin i = 15 - 25 km/sec的上限。由此产生的速度与光度和质量相关。然而，由于质量损失率与恒星的光度相关，观测到的谱线轮廓也可能受到恒星风的影响。在RX J2117.1+3412的情况下，这将解决与脉动建模的结果（v_rot sin i ~ 0）的差异。
2002-12-06 astro-ph
Spectroscopic rotational velocities of brown dwarfs
利用NIRSPEC和凯克II望远镜获得的高分辨率近红外光谱，我们获得了19个光谱类型在M6.5-T8区间的超冷矮星样本的投影旋转速度（vsini）。在我们的目标中，有两颗年轻的棕矮星，两颗可能的场星，以及15颗可能的棕矮星（30-72 Mjup）。我们的结果表明，T型矮星是快速旋转的M型星形成鲜明对比。我们已经推导出它们的vsini速度在<15和40 km/s之间，并且没有发现明显的证据表明T矮星的旋转速度比L矮星快。然而，有一个提示，从中M移动到L光谱类型的vsini光谱类型图，以前在文献中报道的一个越来越低的信封;我们的vsini结果扩展到更冷的类型。假设场棕矮星的大小为0.08-0.1 Rsol，我们可以将T型棕矮星的赤道自转周期上限定为12.5 h。此外，我们比较了我们的vsini测量光谱旋转速度的非常年轻的棕矮星类似的质量在文献中。这个比较虽然与模型有关，但表明褐矮星在收缩期间会失去一些角动量;然而，它们的自旋时间似乎比太阳型到早期M型的恒星要长得多。
2006-05-03 astro-ph
UVES spectra of young brown dwarfs in Cha I: radial and rotational velocities
基于高分辨率UVES光谱，我们发现Cha I暗云中12颗已知的年轻真正和候选棕矮星中有9颗的径向速度（RV）色散为2.0 km/s，即比Cha I中金牛座T星的RV色散小得多（3.6 km/s），仅略大于周围分子气体的色散（1.2 km/s）（Mizuno et al. 1999）。这一结果表明，这些褐矮星中的大多数并没有像一些褐矮星形成方案所提出的那样以高速从致密区域喷出。RV的平均值与Cha I的运动成员一致。金牛座T星的RV分散局限于车I区域是基于一个汇编的金牛座T星与已知的RV从文献加上三个金牛座T星观察到的UVES和未发表的RV的9个金牛座T星。时间分辨光谱揭示了Cha I中9颗真正的和候选的褐矮星中有5颗的RV变化，这可能是由于轨道行星或表面特征。此外，我们推导出旋转速度vsin（i）和锂6708的等效宽度。
2001-10-08 astro-ph
Hydrodynamical simulations of the jet in the symbiotic star MWC 560. II. Simulations beyond density balance
（摘要）在本系列的第一篇论文中，我们提出了具有共生系统MWC 560的参数代表的射流模型的辐射冷却的流体动力学模拟。这些是在高密度环境介质中的脉冲式、初始欠密度射流的射流模拟。当喷气式飞机达到50 AU的长度时，他们停了下来。然而，在那里，最初的低密度射流向高密度射流的过渡应该发生，这应该导致运动学的改变。因此，我们描述了两个流体动力学模拟与冷却超过这个密度平衡，一个具有相同的参数作为模型i在论文I（现在称为模型i '），这是有和没有冷却，第二个与更高的气体密度在射流脉冲（模型iv'）。流体动力学模拟，与进一步近似的冷却处理相比，纸我，被用来能够扩大计算域。这种转变导致茧的膨胀发生变化，从而导致射流形态发生变化，例如射流结的径向宽度变大。我们调查的射流，韧致辐射和光学发射率，综合发射图，和合成吸收线轮廓的辐射特性。天鹅座CH、宝瓶座R和MWC 560中观测到的高速度有利于冷却模型的结论没有被转变改变。在宝瓶座R观测到的平行特征可以由内部结或由冲击环境介质的可变密集辐射壳产生。吸收线的分布表明，MWC 560中的实际参数更接近模型iv'而不是模型i'。
2008-09-10 astro-ph
Translational Velocities and Rotational Rates of Interstellar Dust Grains
星际尘埃颗粒表现出复杂的动力学，这对于理解涉及尘埃的许多关键星际过程至关重要，包括颗粒排列，颗粒生长，颗粒破碎等。颗粒的旋转和平移运动不仅受到气体碰撞的影响，而且还受到与离子，光子，磁场等的相互作用的影响。例如离子与尘埃颗粒的偶极电矩的相互作用，需要考虑该过程的量子性质。类似地，由于弛豫过程，颗粒中的转动自由度和振动自由度发生耦合，其中与核自旋相关的过程通常是主导过程。这种耦合通过诱导晶粒翻转来基本上修改旋转和平移运动的动力学。翻转平均了作用在颗粒上的某些系统扭矩和力。由于较小颗粒的翻转速率较大，这些颗粒可能是“热捕获的”，即尽管存在系统扭矩，但仍以热速率旋转。此外，由于微波频率范围内的晶粒发射产生的高阻尼，具有高偶极矩的小晶粒的子集可以以亚热速率旋转。颗粒的平移动力学主要由颗粒与磁流体动力学湍流的相互作用所控制。尘埃颗粒的有效湍流混合限制了不同尺寸的颗粒在空间中分离的程度。
2003-11-17 astro-ph
High S/N Echelle Spectroscopy in Young Stellar Groups II. Rotational Velocities of Early-Type Stars in Sco OB2
我们调查的旋转速度的早型星的天蝎座OB2协会。我们测量\vsini\为156个已建立和可能的协会成员。采用三种不同的技术进行测量，按预期\vsini的递增顺序进行：1）将谱线宽度直接转换为\vsini，2）将低\vsini\star的人工加宽谱与目标谱进行比较，3）将\ionI{He} 4026\line轮廓与理论模型进行比较。该样本扩展了Sco OB 2 47个既定成员的文献数据。对\vsini\分布的分析表明，Sco OB2亚组之间无显著差异。我们发现，成员的二进制人口的天蝎座OB2整体上旋转速度比单星。此外，我们发现B7-B9单星成员的旋转速度明显快于B0-B6。我们检验了\vsini\在联合中分布的各种假设。结果表明，我们不能清楚地排除任何形式的随机分布的方向和/或大小的内禀旋转速度矢量。我们还研究了旋转对Walraven测光系统中颜色的影响。我们表明，B7-B9单矮星以上的主要序列的位置是旋转的结果。这确定了旋转对Walraven颜色的影响，主要是由于表面重力效应。
1996-08-14 astro-ph
Chemical Abundances of OB Stars with High Projected Rotational Velocities
本文展示了Cep OB2、Cyg OB3和Cyg OB7星协中12颗快速旋转的OB星（v sin i> 60 km s ^-1）的碳、氮、氧、镁、铝和硅元素丰度。丰度是从频谱合成中得出的，使用LTE和非LTE计算。几乎所有以前对OB星的研究都发现，平均丰度略低于太阳，大约0.1到0.3 dex。在氧的情况下，即使是最近得出的低太阳丰度的OB星更接近，但仍然低于，太阳值。该样本中9颗Cep OB2成员的结果可以与之前发表的8颗Cep OB2恒星的结果相结合，这些恒星具有较低的投影旋转速度，以产生迄今为止最完整的丰度。这些丰度提供了一个清晰的画面，无论是一般的化学和个人恒星演化，已经发生在这个协会。通过将Cep OB2恒星研究的HR图中，我们确定存在两个不同的年龄分组，这两个分组具有相当均匀的化学丰度。在较老的子群中发现了两颗显示出显著的N/O过剩的恒星，这两颗恒星都是Cep OB2中研究的成员中质量最大、演化最快和旋转最快的两颗。这些特征的增加N丰度被绑在高质量，快速旋转，和一个进化阶段是那些预测的旋转恒星进行旋转驱动混合模型。
2001-08-24 astro-ph
The VLT-FLAMES survey of massive stars: atmospheric parameters and rotational velocity distributions for B-type stars in the Magellanic Clouds
我们提供了大气参数和旋转速度的大样本（~400）的O-和早期B型恒星，分析均匀和一致的方式，用于约束理论模型。旋转速度与演化轨迹的比较表明，核心氢燃烧的结束比目前预测的要晚。我们还表明，在现场观察到的大量发光的蓝超巨星不太可能直接从主序星大质量O型恒星演化而来，因为它们的低旋转速度或在H-R图上的位置都没有预测到。我们认为蓝圈或质量转移双星系统可能会填充蓝超巨星制度。通过将麦哲伦云恒星的旋转速度分布与类似的银河样本进行比较，我们发现（在3西格玛置信水平下）SMC中的大质量恒星（大于8兆太阳）比太阳附近的恒星旋转得更快。然而，银河系和大麦哲伦星系的自转速度分布之间似乎没有显着差异。我们发现，在SMC和LMC中的vsini分布可以用内禀旋转速度分布来模拟，内禀旋转速度分布在175 km/s（SMC）和100 km/s（LMC）处是高斯峰。我们发现，在SMC的NGC 346中，10- 25 Msun的主序星似乎比它们的更高质量的同行更快地旋转。最近，Yoon等人（2006年）通过模拟快速旋转的大质量恒星祖先来确定伽马射线暴的发生率。我们测得的10- 25 Msun恒星的旋转速度分布在略高于他们假设的速度时达到峰值，这支持了GRB可能来自初始质量低至14 Msun的低金属丰度快速旋转体的想法。（节略）。
2007-11-14 astro-ph
B Star Rotational Velocities in h and chi Persei: A Probe of Initial Conditions During the Star-Formation Process
测量了英仙座h和chi星团中216颗B 0-B 9星的投影旋转速度，并与具有可比年龄和质量的场星样本的旋转速度分布进行了比较。对于那些从零年主序星的初始位置演化相对较少的恒星（3-5个太阳质量），每个样本测量的h和chi的平均vsini比可比质量的场星测量的平均值略大2倍多，并且星团和场的vsini分布有很大的差异。对于质量在5-9太阳质量范围内的演化程度更高的恒星，h和chi Per的平均vsini是场的1.5倍; vsini分布也不同，但统计显著性程度较低。对于从ZAMS演化而来的恒星（质量在9-15太阳质量范围内），星团和场星的平均值和分布只有轻微的不同。我们认为，更高的旋转速率和模式的旋转速度作为质量的函数，区分主序B星在h和chi Per从他们的领域类似物可能是在恒星形成过程中的印记。我们推测，这些差异可能反映了较高的吸积率的影响，理论表明，这是产生致密星系团的区域的特征，即：（a）较高的初始旋转速度;（b）沿恒星出生线的较高的初始半径，导致出生线和ZAMS之间较大的自旋上升;以及（c）在出生线半径-质量关系中有一个更明显的最大值，这导致ZAMS上成为中B星到晚B星的恒星的自旋上升差异更大。
2004-10-13 astro-ph
Radial and rotational velocities of young brown dwarfs and very low-mass stars in the Upper Scorpius OB association and the rho Ophiuchi cloud core
我们提出了一个径向速度（RV）调查的结果，14棕矮星（BD）和非常低质量（VLM）的恒星在上天蝎座OB协会（UScoOB）和3 BD候选人在rho蛇夫座暗云核心。我们在甚大望远镜上使用紫外和视觉中阶梯光谱仪（UVES）在每个物体的两个不同时期获得了高分辨率中阶梯光谱，并测量了其RV的变化，以确定样品中二元/多元系统的候选者。RV测量的平均时间间隔为21.6d，对间隔<0.1au的双星测量是敏感的。我们发现17个天体中有4个（占24^{+16}_{-13} %）在4- 33 d时间尺度上表现出明显的RV变化，被认为是二元/多元“候选者”。“根据互相关曲线的形状，我们在样本中没有发现双线光谱双星。发现UScoOB中天体的RV色散与Chamaeleon I（Cha I）中BD和VLM星的RV色散非常相似。我们还发现，USCooOB天体的平均自转速度（vsin i）的分布与Cha I天体的分布相似，但vsin i的频散远大于Cha I天体。
2006-09-02 astro-ph
How Efficient is Rotational Mixing in Massive Stars ?
大质量恒星的VLT火焰巡天（Evans 05，Evans 06）提供了麦哲伦星云中大质量恒星的旋转速度和氮表面丰度的精确测量。特别是，第一次，这样的丰度已经估计的恒星具有显着的旋转速度。这个非凡的数据集为我们提供了校准旋转和磁致混合过程的独特可能性。因此，我们计算了一个网格的恒星演化模型的质量，初始旋转速度和化学成分的变化。在我们的模型中，我们发现，虽然由Spruit-Taylor发电机产生的磁场对于理解内部角动量输运（以及旋转行为）是必不可少的，但为了重现观测结果，必须忽略相应的化学混合。此外，我们表明，对于低金属丰度详细的初始丰度是最重要的，太阳尺度的丰度可能会导致显着的校准误差。
2007-09-06 astro-ph
Rotational Velocities and Radii of Pre-Main-Sequence Stars in the Orion Nebula Cluster
我们获得了猎户座星云团中256颗主序前恒星的高色散光谱，以测量它们的投影旋转速度，并研究年轻低质量恒星的旋转演化和物理性质。一半的恒星被选中是因为它们有已知的光度周期，另一半则被选为没有已知周期的类似天体的对照样本。超过90%的光谱得到了vsin（i）的测量值，尽管三分之一是上限。我们发现了强有力的证据证实了这样一个假设，即金牛座T星的周期性光变化是由表面斑点的旋转引起的。我们发现周期和控制样本的vsin（i）分布之间没有显着差异，表明在使用周期变量研究年轻恒星的旋转时没有强烈的偏见。同样，经典和弱金牛T星的vsin（i）分布在统计上是相同的。对于已知周期和vsin（i）的恒星，sin（i）的平均值低于旋转轴随机分布的预期值。这可能是由于对sin（i）计算或实际物理效应有贡献的量的误差。我们发现，当恒星的Teff值增加400-600 K时，平均sin（i）具有期望值。最后，我们计算了具有vsin（i）和周期的恒星的最小半径，以及在H-R图中按位置分组的恒星的平均半径。我们发现在3西格玛水平的证据表明，类似的质量轨道上的恒星的半径减少的恒星移动更接近ZAMS。[删节]
2001-09-24 astro-ph
Spin-perpendicular kicks from evanescent binaries formed in the aftermath of rotational core-collapse and the nature of the observed bimodal distribution of pulsar peculiar velocities
如果旋转的核心坍缩导致在超近轨道上形成原中子星双星，那么较轻的恒星被推向最小稳定质量，爆炸。剩下的中子星（或黑洞）获得了一个非常大幅度的自旋垂直反冲。这种类型的反冲需要解释双中子星双星如B1913+16的测地进动。相反，船帆座和螃蟹座的旋踢排列被认为是相对较小的。我们提出，较大的反冲分量，当存在于脉冲星，结果从一个渐逝的原中子星双星的分裂，是自旋垂直;较小的反冲分量与其他一些机制，导致不太有力的踢，主要是平行于自旋，因为相位平均。这就导致了中子星特有速度的“双峰分布”，正如在脉冲星样本中观察到的那样。我们发现反冲速度与恒星的质量成比例，质量保持为M^（-2/3）。这种情况可以解释逃逸的黑洞GRO J1655-40，这是第一个显示出出生踢证据的黑洞。
2003-02-17 astro-ph
Pristine CNO abundances from Magellanic Cloud B stars II. Fast rotators in the LMC cluster NGC 2004
本文对年轻的大麦云星云NGC 2004中的三颗主序星进行了光谱丰度分析。所有三个目标的预计旋转速度都在130公里/秒左右。提出的技术，允许恒星的参数和化学丰度的推导，尽管这些高V正弦值。结合以前对该星团恒星的分析，我们没有发现主序星中存在旋转混合效应的证据，旋转混合速率高达130 km/s。除非赤道旋转速度明显大于v sin i值，否则这一发现可能与理论预期一致。NGC 2004/B30是一颗位于蓝赫兹泉间隙的恒星，它的演化状态不确定，在大气层中有明显的混合迹象。因此，为了验证旋转混合的影响，需要对低金属丰度主序星B星在广泛的旋转速度范围内的统计学显著样本进行均匀分析。
2005-10-19 astro-ph
Rotational Velocities For B0-B3 Stars in 7 Young Clusters: Further Study of the Relationship between Rotation Speed and Density in Star-Forming Regions
我们提出了一项研究的结果，旨在评估年轻人之间的旋转速度，N（v sin i）的差异（1- 1500万年）质量范围为6 < M/M < 12且位于不同环境中的B星：7低密度（rho < 1 M /pc^3）注定要成为非束缚星协的星群，以及8个高密度星群。（ρ>> 1 M /pc ^3）的星系团，它们将作为丰富的、束缚的星团存活超过10^8年。我们的结果表明：（1）在t ~ 1 ~ 1500万年的时间段内，该质量范围内的恒星自转速率变化不超过0.1dex，与环境无关;（2）在高密度区形成的恒星缺乏主导低密度区和年轻场星的慢自转恒星群。我们认为，低密度区和高密度区之间的N（v sin i）差异可能反映了初始条件和环境效应的组合：（1）在高密度、星团形成区，分子气体具有较高的湍流速度;（2）在高密度、星团形成区，紫外辐射场较强，恒星密度较高。
2007-02-05 astro-ph
Precise radial velocities of giant stars. III. Spectroscopic stellar parameters
背景：Lick天文台正在对大约380颗G和K巨星进行径向速度调查。对于每颗恒星，我们都有一个高信噪比的模板光谱，我们用它来确定光谱恒星参数。目的：本文的目的是提供光谱恒星参数，即有效温度，表面重力，金属丰度和旋转速度为我们的G和K巨星样本。方法：由等效铁线宽度确定有效温度、表面重力和金属含量。旋转速度由中等谱线的半峰全宽（FWHM）确定。从我们的样本和Gray（1989）的样本之间共同的恒星中获得了FWHM和总加宽（旋转速度和宏观湍流）之间的校准。结果如下：我们得到的金属丰度基本上等于文献值，而有效温度和表面重力分别略高56 K和0.15 dex。我们的旋转速度与Gray（1989）获得的旋转速度相当，但略高于de Medeiros和Mayor（1999）获得的旋转速度，这与所使用的不同诊断方法一致。结论：我们能够以统一的方式确定大约380颗G和K巨星的光谱恒星参数（首次对112颗恒星进行光谱分析）。对于在文献中提供的明星，我们发现在本工作中确定的文献值和值之间的合理协议。此外，我们发现，伴星的金属丰度增强也可能对巨星有效，行星宿主巨星的金属丰度比我们的恒星总样本高出0.13 +/- 0.03 dex（即35 +/- 10%）。
2007-11-06 astro-ph
Spin Correlation in Binary Systems
我们研究的相关性的投影旋转速度在二进制系统。它是以前工作的延伸（Steinitz和Pyper，1970; Levato，1974）。一个扩大的数据基础和新的测试使我们能够得出结论，确实有相关性的组件的二进制的投影旋转速度之间。事实上，我们认为自旋已经是相关的。
2004-12-08 astro-ph
More nitrogen rich B-type stars in the SMC cluster, NGC 330
本文分析了SMC星团NGC 330中7颗早期B型巨星/超巨星的高分辨光谱，得到了它们相对于SMC场和银河系B型星的化学组成。发现这7颗恒星都富含氮，丰度比SMC主序场B型星AV 304高约1.3 dex。它们也显示出碳不足的证据，但其他金属具有SMC典型的丰度。考虑到NGC 330中低旋转投影速度的B型恒星的数量（我们所有的目标都有vsini < 50 km/s），我们认为我们样本中的恒星不太可能几乎是在极点上看到的，而是它们本质上是慢旋转的。此外，没有我们的对象显示任何证据显着的巴尔末排放排除的可能性，这些是被观察到的恒星pole-on. Comparing这些结果与预测的恒星演化模型，包括旋转诱导混合的影响，我们得出结论，虽然丰度模式确实可以复制这些模型，存在严重的差异。最重要的是，包括初始大旋转速度的影响的模型不能再现我们的样品的有效温度的观察范围，也不能再现当前观察到的旋转速度。双星模型可能能够在观测到的温度范围内产生恒星，但同样可能无法产生具有低旋转速度的合适的类似物。我们还讨论了明确需要恒星演化计算采用正确的化学混合的碳，氮和氧的SMC。
2002-07-01 astro-ph
The PSU/TCfA Search for Planets Around Evolved Stars: Vsin(i) Measurements for Slow Rotating F-K Giants
我们目前的结果，我们的投影旋转速度（Vsin（i））测量的F，G和K巨星获得的交叉关联函数（CCF）构造从高信号噪声光谱。我们还介绍了HET/HRS交叉关联函数的标定，以确定慢转F-K巨星的精确投影旋转速度Vsin（i）。
2007-12-14 astro-ph
The Projected Rotational Velocity Distribution of a Sample of OB stars from a Calibration based on Synthetic He I lines
我们得出的投影旋转速度（vsini）的35个集群，HII地区和协会的156个银河系OB恒星成员的样本。分析了位于$λλ$ 4026、4388和4471 A的HeI谱线，以确定合成HeI半峰全宽与恒星vsini的校准。在非LTE中使用广泛的氦模型原子和更新的原子数据计算了HeI线轮廓的合成光谱的网格。所有恒星的vsini的推导使用He I FWHM校准，但也为那些目标星与相对尖锐的线，vsini值获得最佳拟合合成光谱的CII，NII，OII，Al III，Mg II，Si III，和SIII的多达40条线。这种标定方法是估算O 9-B5主序星投影自转速度的有效工具。vsini的分布为一个无偏样本的早期B星在未绑定的协会Cep OB 2是一致的分布报告其他地方的未绑定协会。
2007-07-26 astro-ph
Rotational Widths for Use in the Tully-Fisher Relation. II. The Impact of Surface Brightness
使用一个大的样本的螺旋星系，21厘米的单碟和/或长缝的光学光谱是可用的，我们做了详细的比较旋转宽度的各种估计。不同的光学宽度估计被认为是和他们的局限性进行了讨论，强调与旋转曲线特性（形状和程度）和磁盘中心表面亮度的偏差。与HI旋转速度的最佳匹配是用Polyex宽度获得的，Polyex宽度是在光学半径（包含星系总光的固定部分）处测量的，来自旋转曲线的模型拟合。与Polyex宽度相比，在2.15盘尺度长度r_d处测量的光学旋转速度偏离HI宽度的量与盘的中心表面亮度相关。这是因为星系的自转曲线在2.15 r_d处仍呈上升趋势，而在这一半径范围内的总质量所占的比例随盘面亮度的增加而减小。统计校正，所观察到的旋转曲线的径向范围参数化，提供减少到一个均匀的系统的Polyex和HI宽度测量。这产生了一个单一的强大的估计旋转速度用于磁盘缩放关系的应用程序。
2007-04-17 astro-ph
Spectral type dependent rotational braking and strong magnetic flux in three components of the late-M multiple system LHS 1070
我们显示了附近晚M型多重系统LHS 1070的A、B和C分量的高分辨率光谱。成分A是一颗中等质量的恒星，B和C的质量都在褐矮星的临界值。从我们的光谱，我们测量旋转速度和平均磁场的所有三个组件单独。我们发现，在所有分量中，磁通量的数量级为几千高斯。两个晚M天体B和C的自转速度相似（vsini = 16 km/s），而早M天体A的自转速度只有前者的一半。这表明在晚M光谱类型下的净旋转制动减弱，并且缺乏缓慢旋转的晚M和L矮星是真实的。此外，我们发现，磁通量在B组件中是在组件C在类似的旋转速度的两倍强。这表明在完全对流的物体中，旋转制动与磁场强度不成比例，并且不同的场拓扑是低质量物体中弱制动的原因。
2007-07-11 astro-ph
Chromospheric Activity, Rotation, and Rotational Braking in M and L Dwarfs
我们目前的结果从高分辨率光谱调查的45 L矮星，其中包括非常低质量的恒星和褐矮星。我们的光谱使我们能够获得大量的新的旋转速度，并发现一个缓慢旋转（在投影速度）L矮星，允许更准确地测量光谱旋转这些对象。我们通过H $α$发射线测量色球活动（通常是它的变化）。我们的主要新结果是很好的证据，即磁制动甚至主导了棕矮星的角动量演化，尽管自旋时间似乎随着质量的减少而增加。我们证实，活动随着有效温度的降低而降低，尽管比以前报道的更大比例的L矮星是活跃的。基本上所有的活动对象也是可变的。我们确认缺乏一个旋转活动连接的L矮星。我们发现一个最低限度的旋转速度，增加与后来的光谱类型，从接近零的老中M星上升到超过20公里秒$^{-1}$中L对象。有强有力的证据表明，所有的L型矮星都是快速旋转的。我们推导出一个可以依赖于温度或质量的制动定律，它可以解释所有的旋转结果，并提供了角动量演化的年龄依赖性。很明显，在较小和较冷的物体中，角动量损失机制从完全对流边界开始变得更加低效。
2008-06-04 astro-ph
Presupernova Evolution of Rotating Massive Stars II: -- Evolution of the Surface Properties
我们研究了旋转大质量恒星模型的表面性质的演化，即，它们的光度，有效温度，表面旋转速度，以及所有同位素的表面丰度，从零年龄主序到超新星阶段。我们的结果是基于Heger，Langer和Woosley的恒星模型网格，其中涵盖了初始质量范围为8 - 25太阳质量的太阳金属丰度恒星。结果参数化的初始质量，初始旋转速度和主要的不确定性，在大质量恒星的旋转混合内的治疗。旋转引起的混合过程扩大了主序列，增加了核心氢燃烧寿命，类似于对流过冲的影响。它还可以显著增加核心氢燃烧期间和之后的亮度，并强烈影响有效温度的演变。我们的模型预测了不同演化阶段的表面旋转速度，特别是蓝超巨星、红超巨星和前超新星阶段。讨论了主序星和后主序星旋转诱导混合引起的表面丰度变化。我们挑出两个特点，旋转混合的效果，可以区分从大规模的近距离二进制质量转移，唯一的替代过程，导致非标准的化学表面丰度在大质量恒星。在各种类型的大质量恒星观测到的丰度异常的比较支持的概念，在大质量恒星的旋转混合，并表示它是负责大多数观测到的丰度异常。
2000-05-05 astro-ph
Rotation velocities of white dwarfs determined from the CaII K line
我们确定了DAZ白矮星的投影旋转速度v sini，第一次使用旋转加宽的CaII K线。结果证实了之前的发现，即白矮星是非常慢的旋转，并设定了更严格的上限，通常小于10公里/秒。少数例外包括3颗已知或怀疑是鲸鱼座ZZ变星的恒星，其中谱线变宽很可能不是由于旋转。结果表明，在主层序和末级之间，岩芯的角动量不能完全保持。
2005-09-06 astro-ph
Geometrical tests of cosmological models. II. Calibration of rotational widths and disc scaling relations
这一系列的论文致力于一种新的技术来选择星系，可以作为标准杆和标准蜡烛，以进行几何测试的大样本的高红移星系约束不同的宇宙学参数。本文的目的是（1）比较不同的自转指标，以了解从Halalpha线和[OII]3727线的观测中提取的自转速度之间的关系;（2）利用SFI++，一个在I波段观测的大型邻近星系表，确定星系的物理大小、表面亮度和星等与它们的自转速度之间的标度关系。一个很好的相关性之间观察到的旋转曲线导出的速度的Halpha和[OII]的意见，以及从速度直方图计算，证明直接比较的速度测量从Halpha旋转曲线在附近的星系和从[OII]线宽在较高的红移。为了给几何检验提供定标，我们给出了星系性质（大小、表面亮度、星等）与其自转速度之间的不同标度关系的表达式。除了Tully-Fisher关系，我们推导出的尺寸旋转速度和表面亮度旋转速度的关系与前所未有的小散射。我们展示了如何获得最佳的尺寸旋转速度的关系时，尺寸估计不是从光盘规模的长度，但从等照度线直径r23.5，一旦这些已被纠正的倾斜和消光效应。
2007-10-03 astro-ph
Modelling of the fast rotating delta Scuti star Altair
我们提出了一个快速旋转的恒星HD 187642（牛郎星），最近发现的是一个三角洲盾牌座星系的星震研究。我们已经计算了考虑旋转的模型，以增加旋转速度。在彼得森图的框架下，我们研究了基径向模和第一泛音之间的关系。讨论了旋转对此类图的影响（在旋转速度高于150 km/s时变得重要）以及我们的地震工具的有效性范围。我们还研究了径向和非径向模式，以约束模型拟合的五个最主要的观察到的振荡模式。
2005-03-16 astro-ph
Radial velocities of five globular clusters obtained with AAOmega
使用最近在3.9米AAT上委托的多目标摄谱仪AAOmega，我们获得了南部五个球状星团内和周围10，500颗恒星的中等分辨率近红外光谱。目标是47 Tuc，M12，M30，M55和NGC 288。我们测量径向速度为+/- 1公里/秒的互相关方法和估计金属丰度，有效温度，表面gravity和旋转速度为每个恒星拟合合成模型光谱。对成员星的速度图和速度色散的分析揭示了四个目标星团的系统旋转。
2007-05-24 astro-ph
Time-dependent evolution of quasi-spherical, self-gravitating accretion flow
在粘性生热保留在流中的假设下，得到了准球形自引力吸积流时间演化的自相似解。解的参数由吸积气体的质量与中心物体质量的比值和粘性系数来表示。而密度和压力是通过求解一组常微分方程简单地获得，径向和旋转速度解析地提出。密度和旋转速度的剖面显示出两个明显的特征。低密度的外部吸积流具有相对平坦的旋转速度，围绕着内部高密度区。在内部部分中，旋转速度从中心到将内部部分和外部部分分开的过渡半径增加。我们表明，在内部区域的解决方案的行为取决于热容，$γ$，和粘度系数，$α$的比率。
2004-05-21 astro-ph
Stellar Rotation in Young Clusters. I. Evolution of Projected Rotational Velocity Distributions
疏散星团为我们提供了研究具有明确年龄和初始化学组成的样本中恒星性质的手段。在这里，我们提出了一个调查的投影旋转速度的大样本主要是B型星的年轻星团，研究大质量恒星的旋转性质的时间演化。这次巡天是基于WIYN 3.5 m和CTIO 4 m望远镜和Hydra多天体摄谱仪拍摄的中等分辨率光谱，目标恒星是19个年轻的疏散星团的成员，年龄范围约为600万至7300万年。我们使用模型理论剖面对观测到的He I 4026、4387、4471和Mg II 4481线进行拟合，得到了总共496颗OB星的投影旋转速度。我们发现，相对于附近的B星，星团B型星中的慢转子较少。我们提出的证据与更大质量的B星（M > 9太阳质量）在主序星阶段自旋下降的想法一致。然而，我们也发现，旋转速度分布似乎显示出快速旋转的星系团之间的年龄为10万年和更高的数量增加。这些快速旋转子似乎分布在赫兹-罗素图中的零龄和末龄主序位置之间，因此只有少数可以解释为由于核心收缩而导致的末龄主序自旋上升的结果。相反，我们认为，这些快速旋转的一些可能已经通过质量转移在密切的二元系统中旋转。
2006-05-11 astro-ph
Massive Stars in the SMC
在本文中，我们审查的观测数据OB星在SMC集中在这些方面的光谱提供信息的过程，可能会强烈影响他们的演变，即质量损失，旋转混合和质量转移。我们说明了非常弱的风，现在认为属于晚O型矮星的SMC，使用HST/STIS观测的主序列在非常年轻的星团NGC 346，简要讨论了这些恒星的定量结果，并在他们的决心所涉及的困难。我们展示了具有相似光度的恒星如何具有不同的光度类，而具有相似光谱类型和光度类的恒星可以具有显着不同的光度。虽然弱风的矮星提出了严重的困难，风的终极速度的测定，我们表明，超巨星的终极速度相比，在银河系中的OB超巨星，协议与理论。我们还总结了最近的工作表明，风终极速度的温度依赖性不遵循广泛采用的阶梯状近似。最后，我们回顾了SMC中OB星的表面组成，发现在45颗具有详细表面丰度的OB星中，有42颗的表面氮含量超过10倍。虽然这些增强与旋转混合的模型所产生的旋转速度的样品是显着低于modesls预测的值，表明一个可能的问题，在模型中的角动量的演变，或可能在混合的效率。
2005-11-30 astro-ph
Stellar Rotation from GAIA Spectra
恒星自转影响我们对恒星结构和演化、双星系统、星团等的理解，因此GAIA获得的关于恒星自转的大型高精度数据库将带来多种好处。为了研究GAIA测量投影自转速度v_rot sin i的前景，我们用合成恒星光谱模拟了不同分辨率（R=5000 - 20000）和信噪比（S/N = 10-300）下v_rot sin i的测量。这里给出的关于v_rot sin i的精度的结果表明，GAIA也能够测量低旋转速度（~10 km/s），只要分辨率高于10.000，或者优选地甚至更高。
2003-01-24 astro-ph
Effects of Metallicity on the Rotation Rates of Massive Stars
最近对低金属丰度大质量恒星的理论预测认为，这些恒星在主序星上的赤道风（质量损失）应该大幅减少，因此应该保留大部分的角动量。Be/（B+Be）比率和蓝红超巨星比率的观测结果似乎都与金属丰度有关，这可能是由高旋转速度引起的。我们分析了39个档案哈勃空间望远镜成像光谱仪（STIS）的高分辨率，麦哲伦云O型星的紫外光谱，以确定它们的投影旋转速度Vsin i。我们的方法是基于以前的研究银河系O型星的投影旋转速度使用国际紫外线探测器（IUE）短波长总理（SWP）相机高色散光谱，这导致了一个目录的V sin i值为177 O星。本文给出了21颗大麦云云O型星和22颗小麦哲伦云O型星的STIS和IUE紫外光谱的V sin i互补值。比较了麦哲伦云O型星和银河系O型星的V sin i值分布。尽管有理论预测和间接观测证据表明，麦哲伦星云中的O型恒星似乎并不比银河系中的O型恒星旋转得更快。
2004-09-30 astro-ph
