The Massive Star Population in M101. III. Spectra and Photometry of the Luminous and Variable Stars
我们讨论中等分辨率光谱，测光，和光变曲线的31个最明亮的恒星和变量的巨螺旋M101。大多数是A到F型超巨星。我们提出了三个已知的“不规则蓝色变星”V2，V4和V9）的新光度学和光变曲线，并确定了一个新的候选者。它们的光谱和变化证实它们是LBV候选者，V9可能处于LBV样的最大光状态或喷发。
2015-02-01 astro-ph.SR
Dust Production Factories in the Early Universe: Formation of Carbon Grains in Red-supergiant Winds of Very Massive Population III Stars
研究了一颗零龄主序星质量为500 M太阳的超大质量第三星族恒星在红超巨星（RSG）阶段星风中尘埃的形成。我们发现，在一个富含碳的风与恒定的速度，碳颗粒可以形成一个对数正态分布，所有的碳可用于尘埃形成最终凝结成尘埃的质量损失率（（0.1-3）× 10 ^{-3} M_sun yr^{-1}）和风速（1-100 km s^{-1}）的范围。我们还发现，由新形成的尘埃驱动的风的加速抑制了晶粒的生长，但仍然允许超过一半的气相碳最终被锁定在尘埃颗粒中。这些结果表明，在500颗太阳质量的第III星族恒星的RSG阶段，最多可以形成1.7太阳质量的碳颗粒。如果星族III恒星的初始质量函数是头重脚轻的，那么如此高的尘埃产量可以使非常大质量的原始恒星成为宇宙早期的重要尘埃来源。我们还简要讨论了一个新的形成方案的富碳超贫金属恒星考虑非常大质量的第三星族恒星的反馈。
2014-04-22 astro-ph.SR
The Mass Distribution of Population III Stars
极贫金属的恒星是关于大质量第三星族恒星性质的独特信息。模的几个元素，随着恒星演化，目前在极端贫金属恒星的光球丰度观察到的是其出生的气体云组成的代表。由于这个原因，极端贫金属恒星的化学性质密切反映了来自大质量第三星族恒星的超新星的核合成产率。在这里，我们从文献中整理了53颗极贫金属恒星的详细丰度，并推断出它们的第三星族祖先的质量。我们拟合了一个简单的初始质量函数的一个子集的29个推断的第III星族恒星质量，并发现质量分布是很好地代表了幂律IMF指数$α= 2.35^{+0.29}_{-0.24}$。从第三星族大质量恒星中推断出的超新星的最大祖先质量是$M_{\rm{max}} = 87^{+13}_{-33}$ M $_\odot$，我们在我们的样本中没有发现质量超过$\sim$ 120 M $_\odot$的恒星的贡献。最小质量与第三星族超新星的理论质量下限非常一致。我们的结论是，IMF的大规模人口III星是一致的初始质量函数的今天的大质量恒星，很可能已经形成的恒星远低于超新星质量的限制，可以生存到今天。
2017-04-03 astro-ph.SR
Evolution of Very Massive Population III Stars with Mass Accretion from Pre-Main Sequence to Collapse
我们计算了零金属丰度第三族（Pop III）恒星的演化，其质量从初始质量的$\sim 1M_{\odot}$吸积周围的气体。我们的计算涵盖了一个完整的演化阶段，从主序前，通过各种核燃烧阶段，通过最后的核心崩溃或对创建不稳定阶段。我们采用以下恒星质量相关的吸积率，这些吸积率是从基于红移$z \sim 20$处的低质量暗物质晕的早期结构形成的宇宙学模拟中导出的：（1）第一代（Pop III.1）恒星的吸积率和（2）零金属丰度但受Pop III.1恒星辐射影响的第二代（Pop III.2）恒星的吸积率。为了比较，我们还研究了辐射反馈对吸积率的影响。我们发现，Pop III.1恒星的最终质量可以大到$\sim 1000M_{\odot}$，超出了对不稳定超新星的质量范围（$140 - 300M_{\odot}$）。这样的大质量恒星经历核心坍缩形成中等质量黑洞，这可能是合并树到超大质量黑洞的种子。另一方面，Pop III.2恒星的质量变小（$\lsim 40 - 60M_{\odot}$），处于普通铁核坍缩恒星的质量范围内。这些恒星爆炸并喷射出重元素，有助于早期宇宙的化学富集，正如在星系晕中极贫金属恒星的丰度模式中所观察到的那样。
2009-02-26 astro-ph.SR
The role of rotation on the yields of the two γ-ray emitters 26Al and 60Fe ejected by massive stars
Sapienza Università di Roma（罗马第一大学）；Istituto Nazionale di Astrofisica - Osservatorio Astronomico di Roma (INAF - OAR)（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；Istituto Nazionale di Fisica Nucleare - Laboratori Nazionali del Sud (INFN - LNS)（意大利国家核物理研究所南实验室）；Konkoly Observatory, Research Centre for Astronomy and Earth Sciences, Eötvös Loránd Research Network (ELKH)（孔科利天文台，地球与天文学研究中心，厄特沃什·罗兰研究网络）；CSFK, MTA Centre of Excellence（匈牙利科学院天文学研究中心，马塔中心卓越中心）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe, Todai Institutes for Advanced Study, University of Tokyo（东京大学汤川研究院卡弗里宇宙物理学与数学研究所）；Istituto Nazionale di Fisica Nucleare - Sezione di Perugia (INFN)（意大利国家核物理研究所佩鲁贾分部）
研究通过考虑自转对大质量恒星喷出的26Al和60Fe产量的影响，发现自转是解释观测到的60Fe/26Al比值的关键因素。
2026-02-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Massive binary black holes from Population II and III stars
本研究利用SEVN代码演化第三代与第二代双星模型，发现二者形成的双黑洞性质差异轻微，仅少数并合事件主黑洞质量高于对不稳定间隙，且其主要形成通道为稳定质量转移。
2023-08-24 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Some First Stars Were Red: Detecting Signatures of Massive Population III Formation Through Long-Term Stochastic Color Variations
在最初的10亿年内，识别在原始环境（Pop III）中形成的恒星对于揭示星系的最早生长和化学演化至关重要。然而，Pop III星系通常被认为太微弱，数量太少，无法被未来的仪器探测到，除非有极长的积分时间和/或极端的透镜效应。然而，在恒星形成被抑制直到晕越过原子冷却极限的环境中（例如，通过适度的莱曼-维尔纳通量、高重子流速度和/或动力学加热效应），原始晕可以形成数量更多、质量更大的恒星。这些恒星中的一些反过来会比它们在任何给定时间的热弛豫更快地吸积。使用高分辨率宇宙学放大模拟大质量恒星形成的高Z晕，我们发现，这种快速吸积的恒星产生突出的光谱特征，这将是可检测的{ \it JWST}。晕内的快速吸积事件导致在长时间尺度上将0- 20%的总恒星发射随机再处理到静止框架光学中，这是一种独特的特征，可以允许仅使用中波段和宽波段近红外照相机颜色进行深层观测以识别$z \sim 10-13$以外的此类物体。
2021-09-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The most massive Population III stars
本研究基于极值统计构建框架，结合模拟的恒星形成率密度校准效率，计算第三星族恒星丰度与大质量恒星分布，发现红移10-20处最大质量可达10³-10⁴倍太阳质量，为约束恒星初始质量函数提供新方法。
2023-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The little-studied cluster Berkeley 90. I. LS III +46 11: a very massive O3.5 If* + O3.5 If* binary
背景：似乎大多数（如果不是全部的话）大质量恒星都诞生于多个系统中。与此同时，最大的双星很难找到，因为它们在整个银河系中的数量很少，而且距离和距离都很大。目标：我们要研究：[a] LS III +46 11，在本文中被确定为一个非常大质量的双星; [b]另一个附近的大质量系统，LS III +46 12;[c]周围的星团，伯克利90。方法：本文所使用的数据大多数是多历元高信噪比的光谱数据，但也使用了Lucky Imaging和档案测光。光谱通过专门的管道进行简化，并使用我们自己的软件进行处理，例如光谱轨道代码，CHORIZOS和MGB。结果如下：LS III +46 11是一个新的极早期O型光谱双星[O3.5 If* + O3.5 If*]，LS III +46 12是另一个早期O型系统[O4.5 V（（f））]。我们测量了LS III +46 12的97.2天周期，并导出其两颗恒星的最小质量分别为38.80 $\pm$ 0.83 M Sol和35.60 $\pm$ 0.77 M Sol。我们测量两颗恒星的消光，估计距离，寻找光学伴星，并研究周围的星团。在这样做时，发现一个可变的消光以及距离的差异结果。我们讨论了可能的解释，并认为LS III +46 12可能是一个隐藏的双星系统，其中的同伴目前尚未被发现。
2015-04-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Differential Rotation of Massive Main Sequence Stars
到目前为止，星震学已经提供了八颗主序星的核心到表面的差异旋转测量。这些恒星的质量从$\sim$ 1.5-9 $M_\odot$不等，自转的范围从均匀自转到反向自转。虽然它们有不同的质量，但这些恒星都有对流核心和覆盖的辐射区域，有利于内部重力波（IGW）的角动量传输。使用二维（2D）的数值模拟，我们表明，角动量输运IGW可以解释所有这些旋转配置文件。我们进一步预测，如果大质量，更快地旋转的恒星被观察到，核心信封的旋转差异将是积极的，但小于一个。
2015-11-12 astro-ph.SR
CARMENES input catalogue of M dwarfs: III. Rotation and activity from high-resolution spectroscopic observations
CARMENES是一台用于对M矮星进行径向速度测量的摄谱仪，目的是探测在其宿主恒星的宜居带内轨道运行的地球质量行星。为了确保最佳使用的CARMENES保证时间观测，在本文中，我们调查的活动和旋转的相关性约2200 M矮星，范围从M0.0 V到M9.0 V的光谱类型。我们提出了新的高分辨率光谱观测与FEROS，CAFE，HRS约500 M矮星。对于每一个新的观测，我们确定了它的径向速度，并测量了它的Halpha活动指数和旋转速度。此外，我们对许多恒星进行了多次观测，以调查是否存在由于多重性而导致的径向速度变化。我们的调查结果证实，早M矮星是H α不活跃的低旋转速度和晚M矮星是H α活动的非常高的旋转速度。这种高分辨率分析的结果包括目前可用的M矮星旋转和活动的最广泛的目录。
2018-02-06 astro-ph.SR
Variability of Massive Stars with Known Spectral Types in the Small Magellanic Cloud Using 8 Years of OGLE-III Data
利用OGLE-III数据库中的光变曲线，对Bonanos et al.（2010）星表中的4646颗已知光谱类型的大质量恒星进行了光变研究。目标是利用OGLE-III提供的时域信息，深入了解大质量恒星演化的过程。这次对光谱类型已知的大质量恒星的变比调查比以前的任何调查都大7倍。我们发现60%的样本（2766颗恒星）没有显着的变化，40%（1880颗恒星）的变化分布如下：807颗星表现出低振幅的随机光变，I波段的光变幅度最大可达0.05等，443颗星表现出较高振幅的不规则光变（其中76%是第一次报告为变量），205个是食双星（包括101个新发现的系统），50个是候选旋转变星，126个是经典造父变星，其中188颗星表现出短周期正弦周期（P < 3天），使它们成为“慢脉动B星”和非径向Be脉动星的候选者，61颗周期星表现出较长的周期。我们展示了丰富的信息提供的时间域中，通过增加一倍的数量已知的大规模食双星系统，并确定189个新的候选人的早期型Be和20 Oe星的SMC。此外，我们发现，约80%的Be星在OGLE-III时域光度变化，并提供证据表明，短期脉动星与额外的光度变化旋转接近他们的分裂速度。
2014-01-20 astro-ph.SR
Asteroseismology of evolved stars to constrain the internal transport of angular momentum. III. Using the rotation rates of intermediate-mass stars to test the Fuller-formalism
背景：恒星的内部特征，如其核心自转速率，是通过星震观测获得的。用这种方法得到的核心自转速率与恒星演化模型预测的核心自转速率相比，存在很大的差异。这意味着在目前的恒星演化理论中一定存在着一个缺失的角动量输运过程。最近提出了一种新的形式主义来填补这一缺失的过程，它以泰勒不稳定性为起点（以下称为“富勒形式主义”）。目的：研究富勒公式对初始质量为2.5Mo的恒星模型内自转的影响。研究方法：计算了中等质量恒星的恒星演化模型，包括富勒形式，以比较在核心He燃烧阶段和白矮星阶段的星震获得的核心旋转速率。结果：我们的主要研究结果表明，包括富勒形式主义的模型可以匹配的核心旋转速率的核心他燃烧阶段。然而，这些模型无法与白矮星的自转速率相匹配。当我们在核心He燃烧阶段结束时排除Fuller-formalism时，模型的白矮星自转速率与观测速率相匹配。结论：我们的结论是，在目前的形式，富勒形式主义不能是唯一的解决方案，在中等质量恒星的角动量输运的失踪过程。
2020-02-16 astro-ph.SR
Magnetic fields and differential rotation on the pre-main sequence III: The early-G star HD 106506
介绍了主序前恒星HD 106506的光度学和分光偏振学。利用肯特山天文台（MKO）的观测资料，得到了一个测光旋转周期为1.416 +/- 0.133天。在3.9米英澳望远镜（AAT）拍摄的分光偏振数据被用来通过塞曼多普勒成像（ZDI）技术得出该恒星的斑点占有率和磁性图。由此产生的亮度图表明HD 106506在所有纬度都显示出光球斑，包括一个主要的极斑。这颗恒星的方位角和径向磁场图像已经推导出来，并表示一个显着的方位角磁场，与其他活跃的年轻恒星。一个类似太阳的微分旋转定律被纳入成像过程。使用斯托克斯I信息，发现赤道自转速率$Ω_{eq}$为4.54 +/- 0.01 rad/d，光球切变$δΩ$为$0.21_{-0.03}^{+0.02}$ rad/d。这相当于赤道自转周期约为1.39 +/- 0.01天，赤道区域每隔约$30_{-3}^{+5}$天与两极重叠一次。利用磁场特征，赤道自转速率$Ω_{eq}$为4.51 +/- 0.01 rad/d，光球切变$δΩ$为0.24 +/- 0.03 rad/d。这种差异旋转大约是在太阳上观察到的4倍。
2011-02-17 astro-ph.SR
ExoMol line lists III: An improved hot rotation-vibration line list for HCN and HNC
本文提出了一个修正的氰化氢（HCN）/异氰化氢（HNC）混合体系的转动-振动谱线表。线列表使用先前计算的{ \it ab initio}跃迁强度（Harris等人，ApJ，2002，578，657）和最近测量的实验能级的广泛数据集（Mellau，J. Chem. Phys.光谱（2010-2011年）。对于这些系统，所得到的线路列表具有比先前的线路列表显著更准确的波长。采用HCN和HNC之间的分离的改进值，导致在关键的2000至3000 K区域中作为温度的函数的HNC的预测热布居降低约25%。给出了与温度相关的配分函数和平衡常数。通过与实验室光谱进行比较，对谱线列表进行了验证，并作为文章的补充数据和在\url{www.exomol.com}上完整呈现。
2013-11-06 astro-ph.SR
The rotation rates of massive stars: How slow are the slow ones?
背景：自转在质量超过8 Msun的恒星的生命周期中起着关键作用。因此，准确了解这些大质量恒星的自转速率对于理解它们的性质和限制它们演化的模型至关重要。目的：本文研究了目前的方法的可靠性，用于获得投影旋转速度v sin i的大质量恒星的光球光谱线加宽签名，专注于不快速旋转的恒星。研究方法：我们使用缓慢旋转的磁性O-星与确定的旋转周期来测试傅立叶变换（FT）和拟合优度（GOF）的方法通常用于推断大质量恒星的投影旋转速率。结果：对于我们的两颗测得自转周期大于一年的磁性测试星，即，当vsin i < 1 km/s时，我们用FT和GOF方法都导出了vsin i ~ 40-50 km/s。这些严重的高估是最有可能造成的不充分治疗的竞争性增宽机制称为微观湍流和宏观湍流。结论：这些发现警告我们不要不加批判地依赖于当前标准技术的结果，以获得存在显著额外谱线增宽的大质量恒星的投影旋转速度，至少当v sin i <~ 50 km/s时。例如，这可能是至关重要的i）确定观测到的大质量恒星自转速率的统计分布，ii）解释旋转制动的B超巨星的演化状态和自旋下降历史，iii）解释观测到的O星的光谱推断v sin i ~ 0 km/s的不足。目前正在进一步调查上述技术的潜在缺点。
2013-10-17 astro-ph.SR
A FUSE Survey of the Rotation Rates of Very Massive Stars in the Small and Large Magellanic Clouds
我们目前预计的97银河系，55 SMC，和106 LMC O-B型恒星档案FUSE观测的旋转速度值。通过Kolmogorov-Smirnov检验比较每个环境中的演化和未演化样本，以确定这些大质量天体的赤道旋转速度分布是否取决于金属丰度。恒星内部模型预测，与银河系相比，具有SMC金属丰度的大质量恒星在主序星上的角动量损失将显着减少。我们的研究结果找到了一些支持这一预测，但也表明，即使在银河系的金属丰度，演化和未演化的大质量恒星有相当相似的分数与大V sin i值的恒星。宏观湍流增宽，是目前在银河系演化的大质量恒星的光谱特征是较低的LMC和SMC样品。这表明导致宏观湍流的过程取决于金属丰度。
2009-05-22 astro-ph.SR
Massive stellar models: rotational evolution, metallicity effects
Be星的现象与快速旋转有关，尽管这种快速旋转的原因尚未明确。综述了快速自转对恒星结构的基本影响：扁率、混合、各向异性风。一个单一的明星（运输机制和质量损失）的赤道速度的演变过程，以及它们的金属依赖。将理论结果与银河系和麦哲伦云中B星和Be星的观测结果进行了比较。
2010-10-19 astro-ph.SR
Radio outburst from a massive (proto)star. III. Unveiling the bipolarity of the radio jet from S255IR NIRS3
本研究通过甚大阵高分辨率观测，证实大质量恒星S255IR NIRS3的射电喷流存在双极结构，两个瓣由同一次吸积爆发驱动，且喷流当前正处于衰减、重新准直和复合阶段。
2024-03-05 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of the shortest rotational period, non-degenerate, magnetic massive star by the MiMeS Collaboration
我们讨论了一个强大的，有组织的磁场在明亮的，宽线的B2V星，HR 5907，使用CFHT的ESPaDONS分光偏振仪作为大质量恒星（MiMeS）调查的磁性的一部分，最近的检测。我们发现它的自转周期为0.50833天，这使它成为迄今为止发现的自转最快的非简并磁星。像之前的快速旋转记录保持者HR 7355（也是由MiMeS发现的：Oksala et al. 2010，Rivinius et al. 2010）一样，这颗恒星的发射线变化是结构化磁层的诊断。
2010-12-10 astro-ph.SR
Pair Instability Supernovae of Very Massive Population III Stars
对原始恒星形成的数值研究表明，宇宙中的第一批恒星可能质量非常大。恒星模型显示，初始质量为140-260 Msun的非旋转星族III恒星会以高能对不稳定超新星的形式死亡。我们提出了新的二维模拟的原始对不稳定超新星与CASTRO代码。我们的模拟比以前的多维模型更早开始，在核心崩溃的开始，捕捉任何动力学不稳定性，可能是崩溃和爆炸燃烧的种子。这种不稳定性可以通过将热灰与燃料混合来提高爆炸产量，从而加速核燃烧，并通过在早期从恒星更深处挖掘重元素来影响超新星的光谱。我们的模型网格包括蓝超巨星和红超巨星，这些事件的前身质量范围都在预期之内。我们发现，由氧和氦燃烧驱动的流体不稳定性出现在氧壳层$\sim$的上，下边界的核心反弹后20 - 100秒。在SN激波离开氦核后，由燃烧驱动的不稳定性冻结。当冲击随后传播通过氢包层时，形成强烈的反向冲击，从而驱动Rayleigh-Taylor不稳定性的增长。在红超巨星的祖先中，这些不稳定性的振幅足以混合超新星喷出物。
2014-07-16 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Effect of dust rotational disruption by radiative torques on radiation pressure feedback from massive protostars
尘埃上的辐射压力被认为在大质量恒星的形成过程中起着至关重要的作用，它通过作用于中心原恒星上的引力坍缩。然而，尘埃的性质在密集地区的大质量原恒星的强烈辐射照射的约束不足。以往的研究通常假设标准的星际尘埃模型来限制吸积形成的大质量恒星的最大质量，这似乎与尘埃演化理论相矛盾。本文利用恒星辐射对尘埃同时产生辐射压力和辐射力矩的事实，研究了辐射力矩（RAT）对尘埃颗粒转动扰动对辐射压力的影响，并探讨了其对大质量恒星形成的意义。在本文中，我们专注于原恒星的信封，并采用球面几何。我们发现，原来的微米大小的大颗粒，大概形成在非常密集的地区，可以迅速被打乱成小颗粒的RAT由于红外辐射从热尘埃壳附近的直接恒星辐射诱导的升华前。由于旋转破坏的尺寸分布的修改，辐射压不透明度可以从原始尘埃模型的预期值减少$\sim 3$的一个因素。然而，要通过球形吸积形成大质量恒星，尘埃与气体的质量比需要像以前发现的那样减少$\sim 5$。
2021-07-05 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Rotational mixing in massive binaries: detached short-period systems
旋转单星的模型可以成功地解释各种各样的观测到的恒星现象，如表面增强的N和He。然而，最近的观测对旋转混合是表面增强的主要过程的观点提出了质疑，强调需要一个强有力的和结论性的测试。我们研究了短周期双星中大质量主序星旋转混合的后果。在这些系统中，潮汐使恒星快速旋转。我们使用一个国家的最先进的恒星演化代码，包括旋转混合，潮汐和磁场的影响。我们讨论了大质量密近双星（M1~20太阳质量）的表面丰度，并建议使用这样的系统来测试旋转混合的概念。由于这些短周期双星经常出现食，因此可以高精度地确定它们的参数，从而可以与双星演化模型进行直接比较。在更大质量的封闭系统（M1~50太阳质量，Porb<~2天）中，我们发现氦在整个包层中有效地混合。这颗恒星在主序星阶段保持蓝色和紧凑。它停留在洛希叶内，逐渐变成氦星。它是质量较小的恒星，旋转混合的效果不太明显，它首先充满了它的洛希瓣。我们建议，这种演变路径提供了一个替代渠道形成紧密的沃尔夫-拉叶双星与主序星同伴，并可能解释大规模的黑洞二进制文件，如有趣的系统M33 X-7。
2009-02-10 astro-ph.SR
Ionizing photon production of Population III stars: effects of rotation, convection, and initial mass function
第一批恒星被认为是早期宇宙中氢再电离的主要来源之一，它们的高光度和表面温度预计将驱动高电离光子产生率。在这项工作中，我们采取我们的日内瓦恒星演化模型的零金属丰度的恒星，并预测他们的生产率的光子能够去氢，He I和He II，基于黑体近似。我们提出的分析适合在1.7-500太阳质量的范围内。然后，我们探讨恒星初始质量，旋转和对流过冲个别恒星的影响。我们已经发现，电离光子的产生率随着初始质量的增加而增加。对于所考虑的旋转速度，我们看到产生的电离光子的变化高达25%。这随初始质量和电离光子种类而变化，并反映了由于旋转而引起的表面性质的变化。我们还发现，对于此处考虑的过冲变化，较高的对流过冲使电离光子产生增加约20%。对于恒星星族，我们探讨了电离光子的产生如何作为初始质量函数（IMF）斜率的函数而变化，以及最小和最大初始质量。对于一个固定的人口质量，我们发现通过改变IMF的性质，数量级的变化为20-30%。这项工作提出了电离光子生产的预测最新的日内瓦恒星演化模型的人口III恒星，并提供了深入了解关键的演化参数如何影响的第一批恒星再电离的贡献。
2021-07-16 astro-ph.SR
Gravitational wave quasinormal mode from Population III massive black hole binaries in various models of population synthesis
针对双黑洞合并后的残余黑洞，我们证明了在不同的参数和函数下，可以探测到第三族双黑洞合并的引力波，其探测率为$5.9-500~{\rm events~yr^{-1}}~({\rm SFR_p}/ (10^{-2.5}~M_\odot~{\rm yr^{-1}~Mpc^{-3}})) \cdot ({\rm [f_b/(1+f_b)]/0.33})$.该速率是针对第二代引力波探测器（如KAGRA）的SNR $>8$事件估计的。这里，${\rm SFR_p}$和${\rm f_b}$分别是星族III恒星形成率和双星比例的峰值。当我们仅考虑SNR为$>35$的事件时，事件率变为$0.046-4.21~{\rm events~yr^{-1}}~({\rm SFR_p}/ (10^{-2.5}~M_\odot~{\rm yr^{-1}~Mpc^{-3}})) \cdot ({\rm [f_b/(1+f_b)]/0.33})$。这表明，对于剩余黑洞的自旋$q_f>0.95$，当信噪比$>35$小于$0.037~{\rm events~yr^{-1}}~({\rm SFR_p}/ (10^{-2.5}~M_\odot~{\rm yr^{-1}~Mpc^{-3}})) \cdot ({\rm [f_b/(1+f_b)]/0.33})$时，我们得到的事件率为$>35$，而对于第三代探测器如爱因斯坦望远…
2016-06-01 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Constraints on rotational mixing from surface evolution of light elements in massive stars
上下文轻元素和氮的表面丰度一起可以限制主序星上大质量恒星的混合效率，因为表面的适度混合会导致轻元素的耗尽，但后来才导致氮的富集。目标。我们希望通过跟踪大质量恒星表面轻同位素丰度的演化来检验日内瓦恒星演化代码（GENEC）中包含的旋转混合处方。方法. GENEC是一个包含复杂的旋转混合处方的一维代码。我们在这个代码中实现了一个扩展的反应网络，包括轻元素Li，Be和B，这使我们能够进行计算测试旋转诱导混合。结果我们遵循9，12和15太阳质量模型与旋转从零岁的主序列结束的He燃烧。计算结果显示，对于旋转速度更快的恒星和质量更大的恒星，轻同位素的消耗速度更快。结论.我们发现，目前的大质量单星旋转模型中使用的混合处方可以解释大部分的观测。然而，由于不确定性很大，很难对混合方案得出确切的结论。
2010-10-25 astro-ph.SR
The rotation rates of massive stars: the role of binary interaction through tides, mass transfer and mergers
自转被认为是大质量恒星演化的一个主要因素，特别是在低金属量的情况下，对它们的化学产额、电离通量和最终命运都有影响。确定恒星的出生旋转率分布是高度优先考虑的问题，因为它是大质量恒星形成理论的一个约束，也是本地宇宙和高红移下恒星星族模型的输入。最近，人们已经清楚地看到，大多数大质量恒星在死亡之前都会与双星伴星相互作用。我们调查这是如何影响旋转率的分布。为了这个目的，我们模拟了一个大规模的双星人口典型的我们的银河系假设连续恒星形成。我们发现，由于双星的相互作用，20^+5_-10%的大质量主序星的投影自转速度超过200 km/s。我们评估了不确定的输入分布和物理过程的影响，并得出结论，主要的不确定性是质量传递效率和磁制动的可能影响，特别是如果磁场产生或放大质量吸积和恒星合并。我们得到的快速旋转子的分数与观察到的相似。如果质量转移和合并确实是大质量恒星快速旋转的主要原因，那么对于出生时是单个的快速旋转恒星来说，空间就所剩无几了。这意味着恒星形成过程中的自旋下降比以前认为的更有效。此外，这引起了关于解释快速旋转恒星表面丰度作为旋转混合证据的问题。此外，我们的研究结果允许的可能性，所有的早期型Be星的结果从二进制的相互作用，并建议在爆炸，如长伽马射线暴旋转的证据，指向一个二进制的起源。
2012-12-19 astro-ph.SR
Evolution of intermediate mass and massive binary stars: physics, mass loss, and rotation
在本综述中，我们讨论了相互作用的OB型二进制频率的过去和现在的状态。我们批判性地研究流行的想法，Be星和超巨星sgB[e]星是二进制进化的产物。将评估旋转对恒星演化的一般影响，特别是对恒星星族研究的影响，以及与双星的联系。最后讨论了大规模的双致密星双星合并可能的主要网站的化学富集的r-过程元素和最近的ALIGO GW事件的起源。
2016-09-08 astro-ph.SR
The Magnetic Early B-type Stars III: A main sequence magnetic, rotational, and magnetospheric biography
恒星风的磁约束约束导致磁层的形成，磁层可以通过共转等离子体的旋转支撑被雕刻成离心磁层（CM）。磁性早期B型恒星的CM产生H $α$中可检测的发射所需的条件-这些结构的主要诊断-限制很差。一个关键的原因是，还没有对这个种群的磁性和旋转演化进行详细的研究。使用新确定的旋转周期，现代磁测量，并通过光谱建模确定的大气参数，我们已经推导出的基本参数，偶极斜转子模型，和磁层参数为56早期B型星。与磁性A型和O型恒星的比较表明，表面磁场强度的范围基本上是恒定的恒星质量，但无符号的表面磁通量增加质量。表面磁偶极子强度和总磁通量都随恒星年龄的增加而减小，而磁通量衰减的速率随恒星质量的增加而明显增加。我们发现了多极磁场可能比偶极子衰减得更快的初步证据。自转周期随着恒星年龄的增加而增加，正如磁制动场景所预期的那样。毫无例外，所有在CM中发射H $α$的恒星都是1）快速旋转的，2）强磁性的，3）年轻的，后者的性质与观测结果一致，即磁场和旋转都随着时间的推移而减少。
2019-09-05 astro-ph.SR
The influence of rotation and metallicity on the explodability of massive stars
School of Physical Science and Technology, Xinjiang University（新疆大学物理科学与技术学院）
研究自转和金属含量对大质量恒星爆炸性的影响，通过模拟发现自转和金属度显著改变爆炸性标准。
2025-10-07 astro-ph.SR
Rapidly rotating Population III stellar models as a source of primary nitrogen
本文探讨了快速初始旋转对大质量族III恒星演化及氮氧产量的影响，发现快速旋转虽未致均质演化，但通过引发核心He燃烧阶段的广阔中间对流区，显著促进了原初14N的产生，从而深刻影响第一代恒星的化学反馈。
2024-05-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
What Sets the Initial Rotation Rates of Massive Stars?
在当前的恒星形成理论中，确定大质量恒星初始旋转速率的物理机制是一个关键的未知数。对年轻的大质量恒星的观测提供了证据，证明它们的形成方式与低质量恒星相似。当吸积速率较低时，恒星与其吸积盘之间的磁耦合可能足以使低质量的前主序星（PMS）在其形成的最后阶段自旋下降到远低于解体的程度。然而，我们表明，这些磁矩是不足以自旋下来的大质量PMS恒星，由于其形成时间短，吸积率高。我们开发了一个模型的角动量演化的恒星在很宽的质量范围内，同时考虑磁场和引力矩。我们发现，无论是低质量还是高质量的恒星在主要吸积阶段的磁转矩是无法自旋下来，大质量的恒星不能自旋下来显着的磁转矩在其形成的最后阶段。只有当大质量恒星的盘寿命比目前观测到的要长得多，或者它们的磁场比目前观测到的要强得多时，才会发生自旋下降。
2012-01-19 astro-ph.SR
The surface nitrogen abundance of a massive star in relation to its oscillations, rotation, and magnetic field
我们组成了银河系中68颗大质量恒星的样本，其投影旋转速度，有效温度和重力可从高精度光谱测量中获得。这里考虑的另外七个观测变量是它们的表面氮丰度、旋转频率、磁场强度以及它们的主要声波和重力振荡模式的振幅和频率。多元线性回归估计的氮丰度结合主成分分析，解决数据的不完整和截断的性质后，揭示了有效的温度和频率的占主导地位的声波振荡模式是唯一的两个显着的预测因子的氮丰度，而预计的旋转速度和旋转频率没有预测能力。优势重力模式和磁场强度与有效温度相关，但对氮丰度没有预测能力。我们的研究结果完全基于观测和适当的统计处理，并呼吁在评估恒星演化计算结果的新策略。
2013-12-15 astro-ph.SR
Enhanced Rotational Mixing in the Radiative Zones of Massive Stars
大质量恒星旋转时，其核心的对流会变得各向异性。这种各向异性导致的热梯度和热通量的错位，这反过来又导致斜压性和环流在上层辐射区。我们表明，这会导致一个更强的对流在辐射区比以前认为的。这驱动了显著增强的混合，尽管这种混合不一定到达表面。额外的混合采取了类似的形式对流过冲，是相对不敏感的旋转速率以上的阈值，并可能有助于解释从观测推断的大的过冲距离。这对这些恒星的演化有着重要的影响，因为它们增强了核心-包层混合。
2018-10-24 astro-ph.SR
A VLT/FLAMES survey for massive binaries in Westerlund 1. III. The WC9d binary W239 and implications for massive stellar evolution
越来越多的证据表明，处理OB星之间的双星是必不可少的恒星演化的完整理论。然而，大质量恒星的双星性质-频率，质量比和轨道分离-仍然受到很大的限制。为了解决这一缺点，我们进行了多历元光谱研究的恒星星族的年轻大质量集群韦斯特隆德1。在本文中，我们提出了一个调查的性质的尘埃沃尔夫-拉叶星和候选的二进制W239。我们确定的轨道周期只有5.05天-使其成为迄今为止最紧凑的WC双星之一-而我们解释了2004年至2006年之间的一个显着的近红外耀斑作为系统中第三个大质量恒星组成部分在一个广泛的偏心轨道的证据。在每一个时代的热尘埃的近红外过剩特性的存在是一致的期望，持久的尘埃形成WC星的子集是短周期的双星。与以前的结果相结合，同时存在的短周期沃尔夫-拉叶双星和冷超巨星内Wd 1提供了令人信服的证据，分叉后主序星演化的大质量恒星由于双星。短周期O+OB双星将直接演化到沃尔夫-拉叶相，这可能是由于双星介导的质量损失事件，也可能是通过化学均匀演化。相反地，长周期双星和单星则会在HR图上通过冷超巨星相形成一个红色环。未来对Wd 1的完整光谱数据集的分析将限制经历每种路径的大质量恒星的比例，从而量化双星在大质量恒星演化中的重要性，直到超新星和由此产生的相对论遗迹和X射线双星。[删节]
2011-05-04 astro-ph.SR
Constraining general massive-star physics by exploring the unique properties of magnetic O-stars: Rotation, macroturbulence, and sub-surface convection
一个非常值得注意的方面，非相互作用的O-星与检测到的表面磁场是，他们都是非常缓慢的旋转。本文利用这一独特的属性，首先证明了大质量的，热的恒星，使用目前的标准光谱技术得出的预计旋转速度，可以严重高估时，显着的“宏观湍流”线加宽。例如，这可能会对推导恒星群体中自转速率的统计分布以及在恒星演化模型中使用这些速率产生影响。接下来，我们将展示这种宏观湍流（似乎是热的大质量恒星的普遍特征）是如何存在于所有的磁性O星中的，除了一颗，即NGC 1624-2。假设然后一个简单的模型，其中NGC 1624-2的异常强大，大规模的磁场抑制大气运动的层中的磁和气体压力是可比的，第一个经验约束的形成深度，这个谜一样的热星宏观湍流的推导。结果表明，起源于大质量恒星的薄次表面对流区，与物理起源一致，例如，对流运动激发的恒星脉动。
2014-08-29 astro-ph.SR
Rotation in young massive star clusters
湍流分子云的流体动力学模拟表明，星团的形成是由几个子团的分层合并。我们运行平滑粒子流体动力学模拟的顺磁支持的分子云的质量范围从1700到43000 Msun。我们研究的运动学演变的主要集群，在每个云的形式。我们发现，母气获得显着的旋转，因为在分级组装过程中的大规模扭矩。嵌入星团的恒星部分继承了母气体的旋转特征。只有最终质量小于几个X 100 Msun的星团没有显示出任何明显的旋转迹象。我们模拟的星团有很高的椭圆率（在t= 400万年时约为0.4-0.5）和亚维里（Q_vir<~0.4）。由于亚维里坍缩，旋转的信号比径向运动更强。我们的研究结果表明，旋转是常见的嵌入式大质量（>~1000 Msun）星团。这可能为层次组装场景提供关键的观察测试。
2017-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Inflection point in the power spectrum of stellar brightness variations III: Faculae vs. Spot dominance on stars with known rotation periods
恒星自转周期可以通过观测恒星自转时活跃的磁场区经过可见星盘所引起的亮度变化来确定。来自开普勒和TESS观测的成功的恒星光度测量导致确定了数万颗年轻和活跃恒星的旋转周期。然而，仍然缺乏关于像太阳这样的较老和较不活跃的恒星的旋转周期的信息。活动区的衰变时间与恒星自转周期相当，甚至比恒星自转周期更短，这导致光变曲线的不规则时间分布，加上活动区的随机出现，使得确定这类恒星的周期非常困难。我们测试了新方法的性能，用于确定恒星的旋转周期与先前确定的旋转周期的恒星。该方法基于计算功率谱的梯度（GPS）并识别拐点的位置（即具有最高梯度的点）。GPS方法特别针对确定像太阳这样的低活动恒星的旋转周期。我们应用GPS方法对开普勒望远镜观测到的1047颗类日恒星进行了分析。我们表明，GPS方法返回恒星自转周期的精确值。此外，它使我们能够限制光斑和光斑面积的活性区域在其出现的时刻之间的比例。我们发现相对光斑面积随恒星自转速率的增加而减小。我们的研究结果表明，GPS方法可以成功地应用于检索周期的恒星与规则和不规则的光变曲线。
2020-08-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
The rotational shear in pre-collapse cores of massive stars
我们发展恒星模型来研究核坍缩超新星（CCSNe）的前身--大质量单恒星爆炸前核的旋转剖面，发现在铁核上方存在大的旋转剪切，这种剪切通过放大坍缩前后的磁场，可能在喷流反馈爆炸机制中发挥重要作用。15 Mo和30 Mo的初始质量和初始旋转速度的各种值被认为是，以及减少的质量损失率沿演变和通过磁场的芯-包络耦合的效果。我们发现，旋转配置文件之前，核心崩溃模型之间的不同，但共享以下属性。(1)在对流区附近有非常大的旋转剪切的狭窄区域。(2)内核的旋转速度比形成开普勒吸积盘所需的速度要慢。(3)核心的外部和包层与围绕黑洞（BH）的最后一个稳定轨道相比具有不可忽略的特定角动量。我们的研究结果表明，磁场放大的可行性，这可能有助于射流驱动爆炸留下一个中子星。另一种可能是，如果内核未能使恒星爆炸，则内核外部的吸积盘可能形成并导致喷流驱动的CCSN，留下BH。
2017-11-16 astro-ph.SR
Massive star formation by accretion II. Rotation: how to circumvent the angular momentum barrier?
自转在恒星形成过程中起着关键作用，从前恒星核心到前主序星（PMS）天体。理解大质量恒星的形成需要考虑PMS阶段角动量的吸积。我们研究PMS演化的对象注定要成为大质量的恒星吸积，专注于环境的物理条件和年轻恒星的旋转特性之间的联系。特别是，我们看看物理条件，允许生产的大质量恒星吸积。我们提出了PMS模型计算与新版本的日内瓦恒星演化代码自洽包括吸积和旋转根据各种吸积方案的质量和角动量。我们描述的角动量的内部分布在PMS恒星吸积在高速率，我们展示了各种物理条件如何影响他们的内部结构，演化轨迹，旋转速度在PMS和早期的主要序列。我们发现，在以前的研究中考虑的平滑角动量吸积导致角动量势垒，不允许吸积形成大质量恒星。需要一种制动机制来绕过这种角动量障碍。这个机制必须足够有效，以消除超过2/3的角动量从内部吸积盘。由于在吸积阶段，剪切不稳定性和纬向环流对角动量输运的作用很弱，吸积星的内旋轮廓基本上反映了角动量吸积的历史。因此，仔细选择角动量吸积的历史允许规避任何限制的质量和速度，和生产的任何质量和速度与结构方程兼容的恒星。
2017-03-24 astro-ph.SR
Spectroscopic and physical parameters of Galactic O-type stars. III. Mass discrepancy and rotational mixing
大质量恒星在宇宙的演化中起着关键作用。我们的目标是比较观测和预测的银河系单O星的性质，以识别和约束不确定的物理参数和过程中的恒星演化和大气模型。我们使用了一个样本的53个对象的光谱类型从O3到O9.7。对于其中的30个，我们确定了主要的光球和风参数，使用光学光谱和应用FASTWIND代码。对于其余对象，使用通过CMFGEN代码获得的文献数据。我们的样品的属性进行了比较，发表的预测的基础上，包括旋转诱导混合的两个网格演化模型。在每一个光度类，我们发现一个密切的相关性N表面丰度和光度，更强大的N富集在更大的质量和演化O星。此外，表面氮和氦丰度的相关性进行了观察。大量超过30个太阳质量的富氮恒星认为旋转诱导混合是最可能的解释。然而，没有一个考虑的模型可以正确地匹配观察到的趋势，特别是在高质量的制度。我们确认在低质量O-星制度的对象的质量差异。我们的结论是旋转诱导混合氦恒星表面是太强的一些模型。我们还建议，目前的不足之处的模型，以代表在更大质量的恒星与相对较慢的旋转N富集可能与旋转混合的效率问题。我们只剩下这样一幅图景，其中需要调用双星和磁场，以使观测到的大质量主序星群体的表面性质与相应的演化模型更加完全一致。
2018-03-09 astro-ph.SR
Thermohaline instability and rotation-induced mixing. III - Grid of stellar models and asymptotic asteroseismic quantities from the pre-main sequence up to the AGB for low- and intermediate-mass stars at various metallicities
从CoRoT和Kepler飞行任务中获得的大量恒星样本的星震约束条件为对恒星星族的地震特性进行各种统计研究铺平了道路。在本文中，我们评估了旋转引起的混合和热盐不稳定性对全球星震参数的不同阶段的恒星演化从零年龄的主要序列的热脉动渐近巨星分支区分恒星星族。我们提出了一个网格的恒星演化模型的四个金属丰度（Z = 0.0001，0.002，0.004和0.014）在0.85至6.0 Msun的质量范围。该模型计算与标准处方或包括热盐对流和旋转引起的混合。对于整个网格，我们提供了通常的恒星参数（光度，有效温度，寿命，.），以及全球地震参数，即大频率间隔和渐近关系，最大振荡功率ν_{max}对应的频率，最大振幅A_{max}，g-模的渐近周期间隔，不同的声波半径。我们讨论了旋转引起的混合的签名上的全球星震量，可以检测到的观测。热盐混合的影响可以通过光谱研究来确定，但不能用这里研究的全球地震参数来表征。但也不排除个别模式频率或其他精心选择的星震量可能有助于限制这种混合。
2012-04-23 astro-ph.SR
Evolutionary tracks of massive stars with different rotation and metallicity in neutrino H-R diagram
本研究通过中微子赫罗图模拟不同自转和金属丰度下20-90 M_⊙大质量恒星的演化，揭示自转与金属丰度对各燃烧阶段中微子光度的影响，并发现中微子磁矩不改变恒星演化命运。
2023-10-16 astro-ph.SR
Inferring the velocity of early massive stars from the abundances of extremely metal-poor stars
第一颗大质量恒星的性质可以通过研究极贫金属（EMP）恒星的起源来推断，这些恒星可能是由一颗或几颗之前的大质量恒星的喷出物形成的。我们通过比较EMP星和旋转大质量恒星模型的丰度模式来研究早期大质量恒星的旋转性质。计算了初始自转速率在0 ~临界速度$70~\%$之间的低金属丰度20 $M_{\odot}$恒星模型。假设具有强回退的爆炸。被认为是适合个别的丰度模式的272个EMP星与$-4<$ [Fe/H] $<-3$。随着初始自转的增加，大质量恒星喷出物中的[C/H]、[N/H]、[O/H]、[Na/H]、[Mg/H]和[Al/H]比值逐渐增大。在所考虑的272颗EMP星中，$\sim 40-50~\%$与我们的模型一致。关于CEMP星样本的$60 - 70~\%$，与C-正常EMP星样本的$\sim 20 - 30~\%$进行了比较。CEMP星优先用来自中快速旋转大质量恒星的物质复制。由最佳大质量恒星模型导出的速度分布从无自转到自转速度增加。对于赤道初速度为$\sim 550 - 640$ km~s $^{-1}$的大质量恒星，达到最大值。虽然存在很大的不确定性，但这些结果表明，早期大质量恒星的氢燃烧壳层和氦燃烧核之间的旋转混合在宇宙的早期化学富集中发挥了重要作用。最佳大质量恒星模型的速度分布与附近OB星的速度分布的比较表明，在早期宇宙中有大量的大质量快速旋转体。这可能会对来自高红移…
2020-01-08 astro-ph.SR
Rapidly Rotating Massive Pop III stars: A Solution for High Carbon Enrichment in CEMP-no Stars
针对现有模型难以解释CEMP-no星高碳丰度的问题，提出快速旋转的大质量Pop III星经准化学均匀演化后，可通过星风与超新星抛射产生足够的碳，覆盖观测到的碳丰度范围，表明多数Pop III星可能是快速旋转体。
2023-10-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fast-spinning massive black holes from slowly rotating low-metallicity stars: Implications for GW231123
University of Malaya（马来亚大学）；Universiti Malaya（马来亚大学）；Keele University（基尔大学）；University of Tokyo（东京大学）；Universitat de València（瓦伦西亚大学）；University of Geneva（日内瓦大学）
通过模拟慢速旋转的Pop III恒星演化，发现它们可以直接坍缩形成质量80-85太阳质量、无量纲自旋高达0.7的黑洞，为引力波事件GW231123提供了一种形成通道。
2026-07-07 astro-ph.SR
The effects of surface fossil magnetic fields on massive star evolution: II. Implementation of magnetic braking in MESA and implications for the evolution of surface rotation in OB stars
古磁场通过磁制动对大质量恒星的角动量和表面自转的时间演化产生强烈的影响。我们提出了一个新的模块，包含一个简单的，全面的实施这样一个领域内的恒星天体物理学实验模块（MESA）软件仪器在大质量恒星的表面。我们测试两个限制的情况下磁制动：分布在整个恒星的角动量损失在第一种情况下，并限制角动量损失的表面水库在第二种情况下。我们使用一个带有表面磁场（$M_\star=5-60$ M $_\odot$，$Ω/Ω_{\rm crit} =0.2-1.0$，$B_{\rm p} =1-20$ kG）的OB星模型网格对自转演化进行了系统的研究。然后，我们采用了一个代表性的B型恒星模型（$M_\star=5, 10, 15$ M $_\odot$，$Ω/Ω_{\rm crit} =0.2 , 0.5, 0.8$，$B_{\rm p} = 1, 3 ,10, 30$ kG）的网格进行比较，最近的自洽分析已知的磁性B型恒星的样本的结果。我们推断，磁性大质量恒星到达零年龄主序星的自转速率的范围，而不是一个共同的值。特别是，一些恒星需要在ZAMS中有接近临界的旋转。然而，磁制动产生的表面旋转速率收敛到一个共同的低值，使得很难推断出演化的，缓慢旋转的恒星的初始旋转速率。
2020-01-21 astro-ph.SR
Discriminating between overshooting and rotational mixing in massive stars: any help from asteroseismology?
自转引起的化学湍流混合可以影响主序星能量核心附近mu的内部分布，对演化轨迹产生类似于超调的影响。然而，这种混合也导致对流核心边缘附近的化学成分分布更平滑，这反映在浮力频率的行为中，因此也反映在重力模式的频率中。我们发现，对于典型的主序星B型脉动星的旋转速度，旋转引起的混合的签名显着扰动重力模式和混合模式的频谱，并可以区分从过冲。讨论了慢脉动B星的高阶引力模和仙王座β星的低阶g模和混合模的情况。
2009-01-14 astro-ph.SR
On the Role of the $ΩΓ$ Limit in the Formation of Population III Massive Stars
我们探讨的作用，修改爱丁顿限制由于快速旋转（所谓的$ΩΓ-$限制）在形成的第三族恒星。我们进行了一维恒星演化模拟的质量吸积零金属丰度原恒星在一个非常高的速度（$\dot{M} \sim 10^{-3}~\mathrm{M_\odot~yr^{-1}}$）和恒星旋转作为一个单独的后处理。在质量吸积开始后，原恒星很快就会达到开普勒自转，但质量吸积会继续，因为恒星的角动量通过粘性应力向外转移到吸积盘。当恒星质量达到$5\sim7~\mathrm{M_\odot}$时，原恒星的包层迅速膨胀，爱丁顿因子急剧增加。这使得原恒星以明显低于开普勒值的速率临界旋转（即，$ΩΓ-$限制）。在原恒星和开普勒盘之间的边界层中，角速度的正梯度阻止了角动量从恒星到盘的传输，从而进一步快速的质量吸积。这将阻止原恒星的生长显著超过$20 - 40~\mathrm{M_\odot}$。$ΩΓ-$极限的另一个重要结果是，原恒星可以保持相当紧凑（$R \lesssim 50~\mathrm{R_\odot}$），并避免蓬松的结构（$R \gtrsim 500~\mathrm{R_\odot}$），这通常是一个非常高的质量吸积率。这种效应会使原恒星在原恒星阶段不太容易发生双星相互作用。虽然我们的分析是基于Pop III原恒星模型，但$ΩΓ-$极限的作用在大质量恒星的形成过程中是普遍存在的，无论金属丰度如何。
2016-03-25 astro-ph.SR
Rotation and Magnetism of Massive Stellar Cores
演化的大质量恒星的内部旋转和磁性被认为是响应i）向内泵的角动量通过深和缓慢旋转的对流层;和ii）的螺旋形磁场在辐射层的绕组。即使在环向场受到扭结限制的情况下，场绕组仍能有效地传输角动量。磁螺旋度从邻近的对流包层（或核心）被泵入一个不断增长的辐射层。在大质量恒星的早期吸积阶段形成的后退对流包层是其核心螺旋度的主要来源，在坍缩的中子星（NS）残余物中产生$\sim 10^{13}$ G极磁场。使用不同质量的MESA模型，我们发现NS旋转变化显着，从$P_{\rm NS} \sim 0.1-1$ s在一个13 $\,M_\odot$模型的$P_{\rm NS} \sim 2$ ms在一个$25\,M_\odot$模型与扩展核心。在质量较大的恒星中，由于热核燃烧后期形成的对流壳层的厚度不断增加，角动量的向内泵送更强。另一方面，失去足够质量以形成孤立的蓝超巨星的恒星最终会成为非常缓慢的旋转体。一个40 $\,M_\odot$恒星被一个大质量的双星伴星的潮汐自旋，被发现会极大地增加残余黑洞的自旋，从而在坍缩过程中形成一个旋转支撑的环面。崩溃后的衰减或放大的磁场的影响也被认为是。
2018-02-26 astro-ph.SR
The VLT-FLAMES Tarantula Survey VI: Evidence for rotation of the young massive cluster R136
虽然它对星团的形成和随后的动力学演化都有重要的影响，但旋转仍然是年轻星团（很少有百万年）的一个未被探索的特征。利用VLT-FLAMES Tarantula巡天获得的大麦云（LMC）剑鱼座30内部区域的多历元光谱数据，我们寻找年轻大质量星系团R136的旋转。从径向速度的36个显然是单一的O型恒星的投影半径为10 pc的集群的中心，我们发现的证据，在95%的置信水平，作为一个整体的集群旋转。我们使用极大似然方法来拟合简单的旋转曲线，我们的数据，并找到一个典型的旋转速度约3公里/秒。当与R136的低速色散相比时，我们的结果表明，星团可能至少有20%的动能在旋转中形成。
2012-07-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The VLT-FLAMES Tarantula Survey III: A very massive star in apparent isolation from the massive cluster R136
VFTS 682位于一个活跃的恒星形成区，距离大麦云的蜘蛛星云中的年轻大质量星团R136的投影距离为29 pc。它以前被报道为一颗候选的年轻恒星，最近被光谱学发现是一颗富氢的沃尔夫-拉叶星（WN 5 h）。我们的目标是获得恒星的性质，如它的内禀光度，并探讨VFTS 682的起源。为此，我们从VLT-火焰狼蛛调查与非LTE恒星大气代码CMFGEN，以及光谱能量分布从互补的光学和红外测光模型的光谱。我们发现它的消光特性是非常特殊的（RV ~4.7），并获得了令人惊讶的高光度log（L/Lsun）= 6.5 \pm 0.2，相当于现在的质量~ 150 Msun。52.2 \pm 2.5kK的高有效温度可能是由化学均匀演化来解释的--这被认为是通向长伽马射线暴的关键过程。该天体的光变曲线在几年的时间尺度上显示出10%的变化。这样的变化对于经典的沃尔夫-拉叶星来说是前所未有的，并且更容易让人联想到亮蓝变星。最后，我们讨论了VFTS 682起源的两种可能性：（i）该恒星在原地形成，这将对大质量恒星的形成机制产生深远的影响;（ii）VFTS 682是一颗起源于致密星团R136的慢逃逸恒星，这将使它成为迄今为止已知的最大质量的逃逸恒星。
2011-05-09 astro-ph.SR
Rotating Massive Main-Sequence Stars II: Simulating a Population of LMC early B-type Stars as a Test of Rotational Mixing
大质量恒星的旋转混合是一个应用广泛的概念，对恒星演化有着深远的影响。大麦哲伦星云中大质量B型恒星的大样本和均匀样本的氮表面丰度是通过大质量恒星的VLT-FLAMES巡天获得的。这个样本是第一个涵盖广泛的投影恒星旋转速度的样本，具有足够大的高质量数据样本，可以进行统计学上的显著分析。我们使用的样本提供了第一个严格的测试理论的旋转混合在大质量恒星。我们计算了一个网格的恒星演化模型，使用FLAMES样本来校准一些不确定的混合过程。我们开发了一个新的人口合成代码，它使用这个网格来模拟一个大的人口的恒星质量，年龄和旋转速度分布一致的火焰样本。然后通过观察样本中的选择效应过滤合成的群体，以使经验结果和理论预测之间能够直接比较。我们的模拟再现了恒星的分数没有显着的氮富集。预测的数量与增强氮的快速旋转是大约两倍的观测发现。此外，一组恒星组成的缓慢旋转，氮富集的对象和另一个组成的快速旋转的非富集的对象不能复制我们的单星人口合成。额外的物理过程似乎需要了解人口的大规模主序星的火焰sample.We讨论的双星和磁场在解释我们的结果可能发挥的作用。我们发现，在密近双星系统中，缓慢旋转的富氮恒星的人口不太可能通过质量转移和随后的潮汐自旋下降产生
2011-04-19 astro-ph.SR
Dark-Matter-Powered Population III Evolution: Lifetimes, Rotation, and Quasi-Homogeneity in massive Stars
Universitat zu Köln（科隆大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Center for Astrophysics, Harvard and Smithsonian（哈佛与史密森尼天体物理中心）
暗物质驱动Ia型III星演化，通过延长寿命和促进自转均匀化，导致准均匀化学演化和独特光谱特征。
2025-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
