It was found that the equatorial velocity of A-type stars undergoes an acceleration in the first third of the main sequence (MS) stage, but the velocity decreases as if the stars were not undergoing any redistribution of angular momentum in the external layers in the last stage of the MS phase. Our calculations show that the acceleration and the decrease of the equatorial velocity can be reproduced by the evolution of the differential rotation zero-age MS model with the angular momentum transport caused by hydrodynamic instabilities during the MS stage. The acceleration results from the fact that the angular momentum stored in the interiors of the stars is transported outwards. In the last stage, the core and the radiative envelope are uncoupling, and the rotation of the envelope is a quasi-solid rotation; the uncoupling and the expansion of the envelope lead to that the decrease of the equatorial velocity approximately follows the slope for the change in the equatorial velocity of the model without any redistribution of angular momentum. When the fractional age 0.3 $\lesssim\mathrm{t/t_{MS}}\lesssim$ 0.5, the equatorial velocity remains almost constant for the stars whose central density increases with age in the early stage of the MS phase, while the velocity decreases with age for the stars whose central density decreases with age in the early stage of the MS phase.
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
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）
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。
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
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
A method to deconvolve stellar rotational velocities III. The probability distribution function via Maximum Likelihood utilizing Finite Distribution Mixtures
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…
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。
Post-merger rotational evolution of magnetised single hot subdwarfs results in slow rotation due to magnetic braking
Instituto de Astrofísica de La Plata, Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas (CONICET)（拉普拉塔天文物理研究所）；Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata (UNLP)（拉普拉塔国立大学天文与地球物理学院）；Heidelberger Institut für Theoretische Studien (HITS)（海德堡理论研究所）；London Centre for Stellar Astrophysics（伦敦恒星天体物理学中心）
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）
The CARMENES search for exoplanets around M dwarfs. A homogeneous catalogue of projected rotational velocities accounting for limb-darkening
Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（安达卢西亚天体物理研究所，西班牙高等科学研究委员会）；INAF- Palermo Astronomical Observatory（意大利国家天体物理研究所巴勒莫天文台）；Institut für Astrophysik und Geophysik, Georg-August-Universität Göttingen（哥廷根大学天体物理学与地球物理学研究所）；Centro de Astrobiología, CSIC-INTA（天体生物学中心，西班牙高等科学研究委员会-国家航空航天技术研究所）；Universidad de Granada（格拉纳达大学）；Landessternwarte, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天文学中心州立天文台）
提出一种结合真实临边昏暗模型的过采样卷积方法，从 CARMENES 光谱精确测量 M 矮星的投影自转速度，构建了目前最大的均匀星表，测量精度显著优于文献。
