In this paper we will show that, the non-gaussian statistics framework based on the Kaniadakis statistics is more appropriate to fit the observed distributions of projected rotational velocity measurements of stars in the Pleiades open cluster. To this end, we compare the results from the $κ$ and $q$-distributions with the Maxwellian.
The rotation period distribution of the rich Pleiades-age Southern open cluster NGC 2516. Existence of a representative zero-age main sequence distribution
Why are rapidly rotating M dwarfs in the Pleiades so (infra)red? New period measurements confirm rotation-dependent color offsets from the cluster sequence
在疏散星团中测量的恒星自转周期已被证明对研究恒星的角动量含量和旋转驱动的磁活动非常有用，这两者都是年龄和质量相关的过程。虽然已经获得了数百个太阳质量的昴星团成员的周期测量，但在这个恒星演化理论的关键实验室中，只有少数低质量（$<$ 0.5 M $_{\odot}$）成员的周期测量存在。为了填补这一空白，我们报告了132个低质量昂宿星成员的旋转周期（其中包括近100个M $\leq$ 0.45 M $_{\odot}$），这些周期是通过帕洛马瞬时工厂在2011年底和2012年初对该星系团进行的光度监测测得的。这些周期将1.25亿年恒星自转的肖像延伸到质量最低的恒星，并重新确立了昂宿星作为恒星角动量传输和演化模型的关键基准。结合我们的新的旋转周期与精确的BVIJHK测光报告的Stauffer等人。和Kamai等人。我们调查已知的K和M昴星团成员的光度特性异常。我们确认了Kamai等人检测到的恒星自转周期和相对于星团色星等图中主序星的位置之间的相关性。我们发现，快速旋转有红色（V-K）的颜色比较慢的旋转在相同的V，表明快速和缓慢的旋转有不同的二进制频率和/或光球属性。我们发现快速旋转和慢速旋转的光度振幅没有差异，这表明星点纵向分布的不对称性并不随旋转速率而变化。
TESS observations of the Pleiades cluster: a nursery for delta Scuti stars
Sydney Institute for Astronomy, School of Physics, University of Sydney（悉尼大学物理学院天体物理学研究所）；Centre for Astrophysics, University of Southern Queensland（南昆士兰大学天体物理中心）；Institute for Astronomy, University of Hawai‘i（夏威夷大学天体物理研究所）；Stellar Astrophysics Centre, Department of Physics and Astronomy, Aarhus University（奥胡斯大学物理与天文系恒星天体物理中心）；Department of Physics and Astronomy, University of North Carolina at Chapel Hill（北卡罗来纳大学教堂山分校物理与天文系）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）
A census of massive stars in NGC 346. Stellar parameters and rotational velocities
对小麦哲伦星云中年轻星团NGC 346的247颗恒星的光谱与大质量恒星VLT火焰巡天的116个目标的光谱进行了综合。光谱分类产生了47个O型和287个B型光谱的样本，而径向速度变化和/或光谱多重性已被用来确定45个候选单线系统，17个双线系统，和一个三线系统。大气参数（T $_eff$和log $g$）和预计的旋转速度（$v_e$ sin $i$）已估计使用TLUSTY模式大气;独立的估计$v_e$ sin $i$也获得使用傅立叶变换方法。光度已经从恒星视星等推断出来，并与T $_eff$和$v_e$ sin $i$估计一起使用，以使用BONSAI软件包约束恒星质量和年龄。我们发现，NGC 346内部区域的目标具有更高的中值质量和预计的旋转速度，以及更小的中值年龄比样本的其余部分。似乎有一群年龄小于200万年的非常年轻的目标，据推测它们都是在星团内形成的。发现更大质量的靶具有更低的$v_e$ sin $i$，与先前的研究一致。没有发现显着的证据与金属丰度的早期型恒星的恒星旋转速度的差异，虽然在SMC的目标可能会比那些在年轻的星系团旋转得更快。对单个非超巨星B型星的自转速度分布进行了推断，并暗示有相当数量的恒星具有低自转速度（$\simeq$ 10%，$v_e$ <40 km/s），同时在概率分布中有一个峰值在$v_e \simeq$ 300 km/s。对于我们的Be型样本，已经发现…
Extended main sequence turn-off originated from a broad range of stellar rotational velocities
长期以来，星团一直被认为是由简单的恒星星族组成，但这一范式正在受到挑战，因为除了银河系球状星团中的多个恒星族^{1，2}之外，许多中等年龄的星团在主序星关闭处（MSTO）^{3，4，5，6，7，8，9，10，11}表现出明显的颜色扩散。在1亿到2亿年间形成的多代恒星的连续演化是这种颜色分布的自然解释^{12}。另一种解释这一特征的方法是引入恒星自转的效应^{13}。然而，由于缺乏对旋转速度的直接测量，其有效性尚未得到证明。本文报道了银河系疏散星团M11中恒星的投影自转速度（V sin i）分布，它是通过傅里叶变换分析测得的。星团成员显示出广泛的V sin i分布，包括Be星在内的快速旋转恒星比慢速旋转恒星的颜色更红。蒙特卡罗模拟推断，星系团成员有高度一致的自旋轴和广泛的分布，赤道速度偏向高速。我们的研究结果表明，恒星旋转如何影响集群成员的颜色，这表明在人口稠密的集群中观察到的颜色传播可以理解的恒星演化的背景下，即使没有引入多个恒星星族。
The VLT-FLAMES Tarantula Survey: XXVIII. Nitrogen abundances for apparently single dwarf and giant B-type stars with small projected rotational velocities
Spectroscopic and physical parameters of Galactic O-type stars. II. Observational constraints on projected rotational and extra broadening velocities as a function of fundamental parameters and stellar evolution
A method to deconvolve stellar rotational velocities III. The probability distribution function via Maximum Likelihood utilizing Finite Distribution Mixtures
Investigation of projected rotational velocities of Be-type stars in LAMOST DR7
Hebei Normal University（河北师范大学）；Guo Shoujing Institute for Astronomy, Hebei Normal University（河北师范大学郭守敬天文台）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences (CAS)（中国科学院云南天文台）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Beijing Normal University（北京师范大学）
WIYN Open Cluster Study LXXIX. M48 (NGC 2548) I. Radial Velocities, Rotational Velocities, and Metallicities of Stars in the Open Cluster M48 (NGC 2548)
用Li 6708 $\unicode{x212B}$周围400 $\unicode{x212B}$区域的WIYN/Hydra光谱（R $\sim$ 13，500，信噪比像素$^{-1}$ = 50-1000）来确定疏散星团M48的287个候选成员的径向和旋转速度。样本范围从关闭A星到晚K矮星和八颗巨星。我们结合我们的$V_{\rm{RAD}}$测量和功率谱分析与视差和自行数据从盖亚DR 2评估成员和多重性。我们将152颗恒星分类为单个星团成员，11颗为二元成员，16颗为不确定多重性成员，56颗为单个非成员，28颗为单个“可能”非成员，2颗为单个“可能”成员，1颗为二元“可能”成员，5颗为二元非成员，10颗为不确定多重性“可能”成员，3颗为不确定多重性非成员，三个是“可能”的非成员，不确定的多样性。从95个单一成员的子样本中，我们推导出$V_{\rm{RAD}}$ = 8.512 $\pm$ 0.087 km s $^{-1}$（$σ_μ$和$σ$ = 0.848 km s $^{-1}$）。对于99个单一成员的子样本（具有$σ_{T_{\rm{eff}}}$ $<$ 75 K（来自$UBVRI$的10种颜色）、$v$ sin $i$ $<$ 25 km s $^{-1}$和性能良好的Fe I线），使用16个孤立的Fe I线，[Fe/H] $_{\rm{M48}}$ = -0.063…
Normal A0--A1 stars with low rotational velocities. I. Abundance determination and classification
上下文研究正常恒星的自转速度分布需要对天体进行准确的光谱表征，以避免未探测到的双星或特殊恒星污染结果。这条信息是理解旋转和化学特性之间联系的关键问题。目标。利用高分辨率、高信噪比的光谱数据，对47颗低v sin i A0-A1星（v sin i <65 km/s）进行了研究。其目的是探测光谱双星和化学性质特殊的恒星，并最终建立一个已确认的正常恒星列表。方法.进行详细的丰度分析和光谱合成，以获得14个化学物种的丰度。一个层次分类，考虑到测量误差，适用于丰度空间，并将样本分为两个不同的群体，确定为化学奇特的恒星和正常的恒星。结果我们发现，大约三分之一的样品实际上是由光谱双星（12双线和5单线光谱双星）。分层分类将剩余的样本分解为13颗化学特殊恒星（或不确定）和17颗正常恒星。
Monte-Carlo simulations of evolving rotational distributions of low-mass stars in young open clusters. Testing the influence of initial conditions
年轻的恒星星族的自转演化可以提供演化程度更高的星系团自转模式的信息。结合成千上万颗年轻恒星的自转周期值和恒星角动量重新分布和损失的理论命题，它使我们能够根据恒星的质量追踪恒星的自转历史。我们想要研究单个恒星内部和环境的变化如何改变年轻恒星星族的旋转演化。我们运行的蒙特卡罗模拟的年轻的太阳质量的恒星组成的0.5，0.8和1.0 M $_\odot$从1到5.5亿年的观测和理论参数。为了将我们的结果与观察结果进行比较，我们运行Kolmogorov-Smirnov检验。我们的标准模型能够再现一些年龄小于h Per的星团，以及年龄稍小于5.5亿年的M37星团。改变盘分数或初始周期分布并没有改善结果。然而，当我们运行一个更精细的质量网格模型时，昴星团也可以被复制出来。将初始质量分布改变为类似于经验ONC质量函数也给出了良好的结果。考虑到角动量提取和交换的物理机制，对一个年轻的合成星系团从主序前到主序早期的演化进行模拟，对于我们有足够旋转数据的所有星系团来说，都不能成功地实现。大约相同年龄的集群呈现不同的旋转行为，可能是由于它们的初始条件的差异。
Critical study of the distribution of rotational velocities of Be stars; II: Differential rotation and some hidden effects interfering with the interpretation of the Vsin i parameter
Rotational mixing in carbon-enhanced metal-poor stars with s-process enrichment
具有s过程富集的碳增强贫金属星（CEMP-s）被认为是AGB伴星的质量转移产物，AGB伴星早已成为白矮星。因此，CEMP-s星的表面丰度通常被认为反映了第一批AGB星的核合成输出。我们以前已经表明，对于这种情况，某些物理机制必须对抗这些几乎完全辐射的恒星中的原子扩散，否则会导致表面丰度异常，与观测结果明显不一致。在这里，我们考虑到角动量吸积这些恒星。我们详细计算了典型的CEMP-s恒星从ZAMS的演化，通过质量吸积，并在RGB的吸积材料的特定角动量的宽范围内，对应于约0.3和300公里/秒之间的旋转速度。我们发现，只有当特定角动量大于1 e +17 cm ~ 2/s（自转速度大于20 km/s）时，角动量吸积才直接导致吸积物质的化学稀释。然而，这可能与CEMP-s恒星有关，如果它们经历类似于太阳的恒星的连续角动量损失，则观察到它们旋转得更慢。在具有CEMP-s恒星旋转速度特征的模型中，旋转混合主要用于抑制原子扩散，使得在第一次挖掘之前的最大表面丰度变化（相对于吸积物质的成分）保持在约0.4 dex内，而没有温盐混合，或约0.5-1.5 dex与温盐混合。即使在最低旋转速度的模型中（低于km/s），与非旋转模型相比，旋转混合也能够严重抑制原子扩散。因此，我们的结论是，它提供了一个自然的解决方案，原子扩散所造成的问题，不能被忽视的模型CEMP-s的明星。
Accurate stellar rotational velocities using the Fourier transform of the cross correlation maximum
我们提出了一种测量投影旋转速度$v sin i$的方法，即使在光谱混合线高精度。虽然不是自动的，但我们的方法被设计成系统地应用于大量的对象，而无需过多的计算要求。我们计算了目标光谱对零旋转模板的互相关联函数（CCF），并使用CCF中心极大值的傅里叶变换（FT）来测量参数$v sin i$，考虑到临边暗化效应及其波长依赖性。该程序还改进了CCF基线的定义，导致即使对于$vsin i$ = 280 km/s，与连续体位置相关的误差也在1%以下。对F型星的高分辨率光谱的测试表明，即使对于大多数谱线混合的光谱，也可以达到远低于1%的精度。我们用这种方法测量了251颗A型星的$v sin i$。对于$vsin i$大于30 km/s（2-3倍于我们的光谱分辨率）的恒星，我们的测量误差低于2.5%，典型值为1%。我们将我们的结果与Royer等人（2002 a）使用155颗共同恒星的结果进行比较，发现快速旋转恒星的系统差异约为5%。
Radial and Rotational Velocities of a Volume-Complete Sample of M Dwarfs with Masses 0.1-0.3 Msun within 15 parsecs
Bridgewater State University（布里奇沃特州立大学）；Kavli Institute for Astrophysics and Space Research, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院卡弗里天体物理学与空间研究所）；Institute of Astronomy, University of Cambridge（剑桥大学天文学研究所）
