Variability of young stars: Determination of rotational periods of weak-line T Tauri stars in the Cepheus-Cassiopeia star-forming region
本文报道了仙王座-仙后座恒星形成区十颗弱线金牛座T星自转周期的观测和测定结果。2007年6月至2008年5月期间，在耶拿大学天文台使用卡塞格伦-望远镜-照相机（CTK）进行了观测。得到的周期范围为0.49天和5.7天之间，典型的弱线和后T金牛星。
2009-05-12 astro-ph.SR
Accounting for Convective Blue-Shifts in the Determination of Absolute Stellar Radial Velocities
对于晚型非活动恒星，引力红移和对流蓝移是径向速度测定中偏差的主要来源。如果忽略这些影响，可能会引入约0.5 km/s的系统误差。我们证明，太阳表面对流的三维流体动力学模拟可以用来预测的对流蓝移弱谱线在类太阳恒星~ 0.070 km/s。使用精确的三角函数和恒星演化模型，引力红移可以被限制在类似的不确定性，导致绝对径向速度精确到优于~ 0.1 km/s。
2009-09-02 astro-ph.SR
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。
2018-11-05 astro-ph.SR
The VLT-FLAMES Tarantula Survey: XXVIII. Nitrogen abundances for apparently single dwarf and giant B-type stars with small projected rotational velocities
先前对麦哲伦星云中OB型恒星光谱的分析已经确定了具有低投影旋转速度和相对高的氮丰度的目标。VFTS获得了434颗B型恒星的光谱。我们使用TLUSTY模型大气估计了54个B型目标的大气参数和氮丰度，这些目标似乎是单个的，预计旋转速度<80 \kms，并且未被归类为超巨星。此外，重新评估了先前调查中34颗类似恒星的氮丰度。大约75-80%的目标具有小于0.3dex的氮增加，这与它们仅经历少量混合一致。然而，在我们的样本和模拟中发现低投影旋转速度<40 \kms和显着的氮富集的恒星，这意味着这些不能都是快速旋转的物体附近观察到的pole-on. Adhering增强阈值为0.6德克斯，我们观察到五颗恒星，但恒星演化模型与旋转预测只有1.25 $\pm$ 1.11随机恒星观察倾角。这些天体的过剩量估计占当前自转速度小于40 \kms的所有恒星的20-30%，占单个B型样本总数的2-4%。这些估计构成了与当前恒星演化模型网格不一致的恒星的下限。包括具有大于0.2 dex的较小氮增强的目标意味着与当前进化模型不一致的目标的百分比更大，即70%的恒星旋转速度小于40 \kms，以及单个恒星星族总数的6-8%。我们认为可能的解释，其中最有希望的似乎是打破由于磁场或恒星合并与随后的磁制动。
2018-04-05 astro-ph.SR
Effective temperatures, rotational velocities, microturbulent velocities and abundances in the atmospheres of the Sun,. HD1835 and HD10700
我们描述我们的程序来确定有效的温度，旋转速度，微湍流速度，和化学丰度的大气中的太阳类恒星。我们使用独立的铁丰度测定，使用所观察到的Fe I和Fe II原子吸收线的拟合。我们选择最好的解决方案，从适合这些光谱特征的模型大气，提供了最好的信心，在确定的日志N（Fe），Vt，和vsini。首先，我们计算了一组采用的微湍流速度的铁的丰度。为了确定最自洽的有效温度和微湍流速度在任何恒星的大气中，我们使用了一个额外的约束条件，我们最大限度地减少依赖的衍生丰度的Fe I和Fe II的激发电位的相应线路。我们分析了太阳和两个著名的太阳型恒星，HD 1835和HD 10700的光谱，以确定它们的丰度，微湍流速度和旋转速度。对于太阳，从其吸收特征的拟合中获得的元素丰度与太阳的已知值吻合得足够好（+/- 0.1 dex）。我们确定了太阳作为恒星的光谱的旋转速度vsini = 1.6 +/- 0.3 km/s。在5807/4.47/+0.2和微湍流速度Vt = 0.75 km/s的模式大气中，对HD 1835，得到了Fe Ⅰ和Fe Ⅱ谱线log N（Fe）=+0.2的自洽解，并得到vsini = 7.2 $\pm$ 0.5 km/s。对于HD 10700，采用5383/4.59/-0.6的模式大气和微湍流速度Vt = 0.5 km/s，得到自洽解log N（Fe）= -4.93。Fe I和Fe II谱线产…
2012-02-07 astro-ph.SR
The Solar Twin Planet Search: IV. The Sun as a typical rotator and evidence for a new rotational braking law for Sun-like stars
目前还不清楚太阳与其他类似恒星在某些物理性质（如自转）方面的相似程度。考虑到陀螺年代学关系今天被广泛用于估计主序星的年龄，并且太阳被用来校准它，评估这些程序是否可以接受是至关重要的。为了研究类太阳恒星的自转演化，并评估太阳是否是一个典型的自转体，我们分析了一个前所未有的大样本太阳孪星的自转速度--受未知的自转轴倾角的限制。我们使用高分辨率（$R = 115000$）光谱与HARPS摄谱仪和ESO的3.6米望远镜在拉西拉天文台。用合成谱拟合线轮廓，估算了82个太阳孪星的投影自转速度。宏观湍流速度推断出一个处方，准确地反映了他们的依赖与有效的温度和光度的恒星。我们的太阳双星样本包括一些光谱双星与增强的旋转速度，我们没有发现任何非光谱双星异常高的旋转速度。我们证实，太阳没有一个特殊的旋转，但太阳孪生子显示旋转速度，从Skumanich关系。太阳是一个规则的旋转体相比，太阳双胞胎具有相似的年龄。此外，我们得到了一个旋转制动法，更好地描述了我们的样本（$v \propto t^{-0.6}$）中的恒星在以前，经常使用的缩放。
2016-06-20 astro-ph.SR
Rotational and Radial Velocities of 1.3-2.2 M_Sun Red Giants in Open Clusters
本文研究了11个中老疏散星团中红巨星的自转分布。这些恒星的质量都在克拉夫特折点以上，因此它们在主序星演化过程中损失的角动量可以忽略不计。然而，它们确实跨越了一个质量范围，在形成过程中赋予了完全不同的AM分布，质量小于~1.6 M_Sun的恒星到达主序星时的自转速率低于质量更大的恒星。这项研究中的大多数RG都是整个红巨星分支的慢旋转体，无论质量如何，支持中等质量恒星在脱离主序星时迅速自旋并发展出能够驱动磁发电机的对流区的图片。尽管如此，在疏散星团中，一小部分的红矮星表现出一定程度的增强自转，更快的自转星在这些星团中和在野外红巨星种群中一样普遍。这些增强的旋转体中的大多数似乎是红色的团簇星，这也是底层恒星样本的真实情况，而其他的则明显是在团簇之上或之下的RG。除了自转速度外，还提供了单个恒星的径向速度和成员概率。首次报道了NGC 6005和Pismis 18的星团日心径向速度。
2014-04-16 astro-ph.SR
Determining stellar macroturbulence using asteroseismic rotational velocities from Kepler
对于凌日系外行星观测到的罗西特-麦克劳克林效应通常需要事先知道恒星投射的赤道旋转速度。这通常是通过测量谱线的加宽来提供的，然而这种方法具有不确定性，因为谱线也会被恒星光球中称为宏观湍流的速度场加宽。我们已经从开普勒观测到的主序星的星震分析中估计了精确的自转速度值。这些恒星的类太阳振荡的旋转频率分裂很大程度上取决于近表面的旋转。这些估计已被用来推断宏观湍流值为28开普勒恒星。在这个样本中，26颗恒星与太阳一起被用来获得宏观湍流，有效温度和表面重力之间的新校准。新的刻度适用于温度范围5200至6400 K和重力范围4.0至4.6 dex。与以前的宏观湍流校准的比较。由于这项工作，宏观湍流，从而旋转速度，现在可以确定与信心的恒星没有asteroseismic数据可用。我们提出了新的光谱旋转速度值的WASP行星宿主恒星，使用高分辨率HARPS光谱。
2014-08-18 astro-ph.SR
Intrinsic polarization of Wolf-Rayet stars due to the rotational modulation of the stellar wind
快速旋转的沃尔夫-拉叶星被认为是长时间伽马射线暴的祖先。然而，该模型的观察测试存在问题。沃尔夫-拉叶星的谱线起源于膨胀的星风，因此很难用光谱法确定它们的自转速度。由于恒星风的旋转调制，沃尔夫-拉叶星的内禀偏振可以提供一种间接的方法来确定这些恒星的旋转速度。然而，为此目的需要详细的风模型。我们确定的内在偏振的沃尔夫-拉叶星流体动力学风模型作为旋转速度的函数。利用2.5维流体动力学模拟计算了沃尔夫-拉叶星的旋转风结构。模拟帐户的恒星表面的变形，由于旋转，重力变暗，和非径向力。从导出的模型中，我们计算了恒星的内禀偏振。质量损失率的比例考虑到沃尔夫-拉叶星的实际风密度。流体动力学风模型预测的长轴风结构，这导致一个相对较低的偏振水平。即使是相对较大的自转速度也是观测限制所允许的。所得的风结构与以前得到的旋转光学薄风的风结构相似。导出的沃尔夫-拉叶星自转速度上限与长持续时间伽马射线暴模型并不矛盾
2021-11-12 astro-ph.SR
Projected Rotational Velocities and Stellar Characterization of 350 B Stars in the Nearby Galactic Disk
投影旋转速度（vsini）的350个早期的B型主序星在附近的银河系盘的样本。这些恒星距离太阳约1.5kpc，绝大多数在700 pc以内。该分析基于智利Las Campanas天文台麦哲伦粘土6.5米望远镜上的MIKE摄谱仪获得的高分辨率光谱，根据一些关键线吸收比的相对强度和与合成光谱的比较来估计光谱类型。有效温度估计从红免费Q指数，并预计旋转速度，然后确定通过内插法在一个公布的网格，相关的合成全宽半最大的He I线在4026，4388和4471与vsini。由于样本仅根据光谱类型进行选择，因此它包含了一系列在视场、星团和OB星协中的B星。对于0-150 km/s之间的vsini值，发现整个样品获得的vsini分布基本上是平坦的，在低投影旋转速度下只有适度的峰值。考虑到恒星的子样本，似乎有一个梯度的vsini分布与场星呈现出一个较大的比例的慢旋转和星团的恒星分布显示出过剩的恒星与vsini之间的70和130公里/秒。此外，对于一个潜在的逃逸恒星的子样本，我们发现vsini分布类似于在更密集的环境中看到的分布，这可能表明这些逃逸恒星已经受到动力学喷射机制。
2012-08-08 astro-ph.SR
Power-law statistics and stellar rotational velocities in the Pleiades
在本文中，我们将证明，非高斯统计框架的Kaniadakis统计的基础上，更适合于拟合的观测分布的恒星的投影旋转速度测量的疏散星团。为此，我们比较了结果从$κ$和$q$-分布与麦克斯韦。
2009-03-04 astro-ph.SR cond-mat.stat-mech
Rotational modulation in TESS B stars
利用TESS空间任务观测到的160颗B星和Kepler和K2观测到的29颗主序星的光变曲线和周期图对变率类型进行了分类。TESS样本中有114颗主序星，其中45颗被归类为可能的自转变星。这证实了以前的发现，即大部分（约40%）的A和B星可能表现出旋转调制。盖亚DR 2的视差被用来估算光度，由此可以推导出半径和赤道自转速度。它示出的投影旋转速度的观测值低于估计的赤道速度几乎所有的恒星，因为它们应该是如果旋转是光的变化的原因。我们的结论是，很大一部分的主序星B似乎包含表面的功能，不太可能归因于丰富的补丁。
2019-02-25 astro-ph.SR
Rotational Velocities of Individual Components in Very Low Mass Binaries
我们提出了旋转速度的11个非常低质量（VLM）的二进制文件的光谱类型之间的M7和L7.5的各个组件。这些结果是基于近红外光谱仪、NIRSPEC和凯克II激光导星自适应光学（LGS AO）系统的观测结果。我们发现，所观察到的源往往是快速旋转（vsini > 10公里/秒），与以前的VLM对象的可见度有限的测量一致。其中两个vsini最大的源LP 349- 25 B和HD 130948 C的旋转速度约为分裂速度的30%，是已知旋转速度最快的VLM天体之一。此外，有五个双星系统的轨道半长轴都小于3.5天文单位，它们的vsini值相差超过3西格玛。为了使具有不同旋转速度的二元分量一致，需要旋转轴相对于彼此倾斜，并且至少一个分量相对于轨道平面倾斜。或者，每个分量可以以不同的速率旋转，即使它们具有相似的光谱类型。这两种不同的旋转速度和倾角都对双星的形成和演化有影响。我们还研究了三重系统HD 130948 A-BC可能的动力学演化。密近双星褐矮星B和C的vsini值明显不同。我们证明，组件B和C可能已经扭转到失准的主星，A，通过轨道岁差。这种情况也可以应用于我们的样本中的另一个三元组系统，GJ 569 A-Bab。像这样的相互作用可能在极低质量双星的动力学演化中发挥重要作用。最后，我们注意到其中两个在分量vsini上有很大差异的双星，LP 349- 25 AB和2 MASS 0746+ 20 A…
2012-02-24 astro-ph.SR
A method to deconvolve stellar rotational velocities
恒星自转速度是恒星的一个重要物理参数，了解恒星自转速度的分布对于理解恒星演化至关重要。然而，它不能直接测量，而是旋转速度和倾斜角的正弦的卷积，$v \sin i$。我们发展了一种方法来反卷积这个反问题，并获得恒星自转速度的累积分布函数（CDF），扩展了Münch和Mürrasekhar（1950）的工作。这种方法被应用a）恢复原始速度分布的误差很小的理论合成数据; b）约12.000场主序星的样本，证实了速度分布函数是非麦克斯韦的，但更好地描述分布的最大熵的概念，如Tsallis或Kaniadakis分布函数的基础上。这是一种非常稳健和新颖的方法，其仅在一个单一步骤中从$v \sin i$数据的样本对旋转速度累积分布函数进行反卷积，而不需要任何收敛标准。
2014-03-19 astro-ph.IM astro-ph.SR
TESS observations of Be stars: general characteristics and the impulsive magnetic rotator model
在这项工作中，我们研究了从TESS扇区1-26的Be星光变曲线的一般特征，我们称之为“脉冲磁转子”的模型。发现441颗经典Be星中有73%是短周期变星。光变曲线的特征在于由具有可变相对振幅的基波和第一谐波主导的非相干周期。通过比较由测光基本周期得到的赤道自转速度与投影自转速度，表明基本周期与自转周期是不可区分的。讨论了Be星和非Be星的投影自转速度和赤道自转速度的分布。使用直接由光度周期确定的Be星的赤道自转速度，发现Be星的平均自转速度约为临界速度的0.66。这一结果与重力暗化的假设无关。结果表明，Be星的转动振幅随有效温度的增加而增加，并显著高于非Be星的转动振幅。Be星和非Be星的振幅分布也有很大的不同。特别令人感兴趣的是一个大的上升，旋转振幅从A0到B5的非Be星。我们怀疑这可能是由于线驱动风的重要性日益增加。也许Be星只是那些表面活动最大的恒星，在快速旋转的帮助下，质量损失增加。
2020-08-14 astro-ph.SR
Rotational velocities of Blue Straggler Stars in the Globular Cluster M55
本文利用高分辨率光谱测量球状星团M55中蓝离散星的自转速度，发现其快速自转比例高达47±14%，显著高于高密度星团，支持蓝离散星近期形成于低密度环境的观点。
2024-08-14 astro-ph.SR
On the use of the Fourier Transform to determine the projected rotational velocity of line-profile variable B stars
傅里叶变换方法是从恒星的谱线轮廓推导恒星自转速度的常用工具。然而，其有效域不包括具有时间依赖型的线型变量。我们调查这种情况下的方法的性能，通过解释的线轮廓变化的斑点B星，和脉动B焦油，好像他们的谱线所造成的均匀表面旋转以及宏观湍流。我们进行时间序列分析和谐波最小二乘拟合的各种线路诊断和傅里叶变换方法的几个实施的结果。我们发现，从傅立叶变换得出的投影旋转速度变化明显脉动周期期间，每当脉动和旋转速度场是类似的幅度。在脉动周期内，忽略脉动时得到的宏观湍流速度可以变化几十km/s。推导出的旋转速度和宏观湍流速度的时间行为是彼此反相的。旋转速度与线轮廓的二阶矩同相。将傅立叶方法应用于具有相当大的脉动谱线增宽的恒星，可能会导致自转速度值的明显扩展，并由此导致推导出的宏观湍流值的明显扩展。因此，这两个量不应该来自单快照光谱，如果目的是使用它们作为一个坚实的诊断评估缓慢到中等旋转的恒星演化模型。
2014-07-24 astro-ph.SR
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）
研究利用傅里叶变换方法推导LAMOST DR7中479颗Be型星投影旋转速度，发现不同Hα发射线形态的Be型星速度分布不同，不同环境中无显著差异，样本反卷积速度分布非双峰，还研究了相关关系。
2026-07-20 astro-ph.SR
Impact of magneto-rotational instability on grain growth in protoplanetary disks: II. Increased grain collisional velocities
湍流是原行星盘中各种尺寸颗粒碰撞速度的主要来源。尽管有证据表明原行星盘中的湍流可能是非柯尔莫哥洛夫湍流，但到目前为止，只有柯尔莫哥洛夫湍流被考虑用于计算颗粒碰撞速度。在这项工作中，我们提出了计算颗粒碰撞速度的任意湍流模型，其特征在于幂律谱和确定的三个无量纲参数：斜率的动能谱，斜率的自相关时间，和雷诺数。我们的研究结果的影响说明了不同的湍流模型的晶粒尺寸演化的数值模拟。我们发现，对于Iroshnikov-Kraichnan湍流和由磁旋转不稳定性引起的湍流，小颗粒的碰撞速度远大于标准Kolmogorov湍流。这导致原行星盘外部区域的颗粒更快凝聚，导致毫米波长的尘埃不透明度迅速增加，并可能促进非常年轻的盘中的行星形成。
2021-06-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
The IACOB project: I. Rotational velocities in Northern Galactic O and early B-type stars revisited. The impact of other sources of line-broadening
恒星自转是大质量恒星演化的一个重要参数。准确可靠地测量大样本OB星的投影旋转速度是至关重要的，以面对恒星演化模型的预测与观测约束。我们重新评估了以前的银河系OB星的投影旋转速度（vsini）的测定使用一个大的，高质量的光谱数据集，和一个战略，占其他来源的扩大appart从旋转影响的诊断线。我们提出了一个通用的和用户友好的IDL工具，基于组合傅立叶变换（FT）+拟合优度（GOF）的方法，OB-type星的谱线展宽特征。我们使用这个工具来（a）调查宏观湍流和微观湍流加宽对vsini测量的影响，和（b）确定vsini在200个银河系OB型恒星的样本中，还表征了影响线轮廓的宏观湍流加宽（\vmacro）的量。我们目前的观测证据说明的优势和局限性，建议FT+GOF方法的情况下，OB星。我们确认以前的声明（基于间接的参数或较小的样本），宏观湍流增宽是无处不在的大质量星域。我们将新推导的vsini与先前未考虑这种额外谱线展宽贡献的测定结果进行了比较，并表明vsini< 120 km/s的情况需要系统地向下修正~25（+/-20）km/s。我们认为，微湍流可能会施加一个上限，低于该上限的vsini和\vmacro \可能是不正确的推导方法，目前使用的装置，并讨论了这一声明的影响，相对较窄的线大质量恒星的研究。
2013-11-14 astro-ph.SR
Search for spectroscopic binaries using rotational velocities in five open clusters observed by ESO
提出利用单星模型拟合时的高投影自转速度识别双线光谱双星，并在 ESO 观测的五个疏散星团中发现 60 个候选体，其中 42 个为新候选。
2023-12-08 astro-ph.SR
Non-gaussian statistics and stellar rotational velocities of main sequence field stars
在这封信中，我们研究了在超过16,000颗附近的F和G矮星样本中观测到的旋转速度分布，这些恒星的星等完整，并提供了高精度的$Vsin i$测量。我们表明，速度分布不能由麦克斯韦拟合。另一方面，基于Tsallis和Kaniadakis幂律统计的分析是迄今为止最合适的统计，并给出了非常好的拟合。它还表明，单星和双星有类似的旋转分布。据我们所知，这是第一次对这两个新的统计量进行测试，以用于如此大的恒星样本的旋转，从而有力地解决了关于恒星旋转速度分布函数的令人困惑的问题
2009-03-04 astro-ph.SR cond-mat.stat-mech
Chemical diversity among A-B stars with low rotational velocities: non-LTE abundance analysis
我们提出了准确的元素丰度模式的基础上的非本地热力学平衡（非LTE，NLTE）线形成的14个化学元素，从He到Nd的样品的9个A9到B3型恒星，以及确定的大气参数和低旋转速度。利用Dirac B样条R矩阵方法计算光电离截面，构造了Zr Ⅱ-Ⅲ的新模型原子，并更新了Sr Ⅱ和Ba Ⅱ的模型原子。HD~17081、HD~32115、HD~160762和HD~209459恒星的氦铁NLTE丰度与太阳丰度一致，而HD~73666是一颗蓝奋斗者恒星，其化学组成与Praesepe星团没有偏离。其中三颗有效温度低于10500 K的恒星具有Sr、Zr、Ba和Nd的超日丰度，我们的结果表明恒星有效温度与丰度之间存在正相关。对于每一颗星，Ba的增强作用都高于其它重元素。我们认为太阳Ba丰度并不能代表现代银河Ba丰度。HD~145788的状态还不清楚：这颗恒星的C到Si的丰度和Sr到Ba的增强与表面温度相似的正常恒星相似，而Ca，Ti和Fe过量。织女星的NLTE丰度支持它是一颗温和的λ ~牧夫座星。
2020-10-05 astro-ph.SR
The VLT-FLAMES Tarantula Survey XII. Rotational velocities of the single O-type stars
目标。使用地基多目标光谱的VLT火焰狼蛛调查（VFTS）的框架内获得的，我们的目标是建立（投影）旋转速度分布的样本216个可能是单一的O型星在30剑鱼座（30多尔）。方法.我们测量投影旋转速度，\vrot，通过傅立叶变换方法和轮廓拟合方法应用于一组孤立的谱线。我们还使用了迭代反卷积过程来推断赤道旋转速度\veq的概率密度$\rm{P(\veq)}$。结果\vrot的分布显示出一个双组分结构：在80 \kms附近有一个峰值，高速尾延伸到$\sim$ 600 \kms。该结构也存在于推断的分布$\rm{P(\veq)}$中，其中约80%的样品具有0个$<$ \veq \、$\leq\, 300$ \kms \，并且另外20%分布在高速区域中。结论.在我们的样本中，大多数恒星的旋转速度小于其分裂速度的20%。对于大部分的样本，在恒星风和/或信封膨胀的质量损失是不够有效的显着自旋这些恒星在最初的几个百万年的演变。存在着相当大的人口的快速旋转是兼容的人口合成计算，调查的影响，大质量恒星的旋转速率的二进制演变。尽管我们已经排除了显示出显著径向速度变化的恒星，但我们的样本可能仍然被相互作用后的二元产物所污染。高速尾可能优先（甚至可能是唯一）由后双星相互作用产物填充，这一事实对产生伽马射线暴的系统的进化起源具有重要意义。
2013-09-11 astro-ph.SR
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
自转对大质量恒星的演化至关重要，然而，这些恒星的自转速度很难确定。基于我们自己的数据为31银河系O型星，并结合类似的数据，从文献中的86 OB超巨星，我们的目标是调查的性质的旋转和额外的线加宽作为恒星参数的函数，并在测试模型预测恒星旋转的演变。基本的恒星参数是通过程序FASTWIND确定的。投影的旋转和额外的增宽速度来自组合的Ft + GOF方法。先前发表的模型计算用于估计初始进化质量。最小值大于50 Msun的样本O星的自转速度小于其分裂速度的26%，并且它们也没有v sin i小于50 km/s的天体。对于Minit> 35 Msun的双稳态跃迁较热一侧的恒星，观测和预测的旋转速率相当一致;对于跃迁较冷一侧的恒星，测量的速度系统地高于预测的速度。在一般情况下，推导出的额外的加宽速度减少向冷却器Teff，而在以后的演化阶段，他们出现，在相同的v sin我，高质量的恒星比低质量的。没有一颗样本星显示出超过110 km/s的额外增宽速度。对于大多数更大质量的恒星，额外的增宽要么占主导地位，要么与旋转激烈竞争。结论：对于太阳金属丰度的OB星，额外的增宽是重要的，必须在分析中考虑。当出现在或接近零年龄的主序星时，大多数单个和更大质量的恒星旋转速度比以前认为的要慢。对炽热大质量恒星自转演化的模型预测可能需要更新。
2013-10-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Determination of Vega's rotational velocity based on the Fourier analysis of spectral line profiles
虽然我们知道织女星（vsini ~ 20 km/s）实际上是一颗快速自转的恒星，在极近的地方可以看到它的低i（< 10 deg），但关于它的内禀自转速度（v_e）还没有达成共识，迄今为止报道的数值相当不同。从方法上讲，对谱线剖面的详细分析对这一目的是有用的，因为它们或多或少地反映了与v_e有关的引力暗化效应。然而，直接比较观察到的和理论上模拟的线路轮廓在实践中不一定有效，其中解决方案受到各种条件的敏感影响，并且缺乏将许多线路组合在一起的范围。在这项研究中，Vega的v_e的确定尝试基于另一种方法，该方法利用每个线轮廓的傅里叶变换的第一个零点（q_1），其取决于K（线与线之间不同的温度灵敏度参数）和v_e。结果表明，可以通过比较不同K的多条谱线的q_1 ^obs观测值和q_1 ^cal计算值来分别确定v_e和vsini。实际上，对两组线（49条Fe I线和41条Fe II线）进行独立分析，得到的结果相当一致。织女星自转的最终参数为vsini = 21.6（+/-0.3）km/s，v_e = 195（+/-15）km/s，i = 6.4（+/-0.5）deg。
2021-05-11 astro-ph.SR
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
我们假设恒星可能会经历表面差异旋转，以研究其对$V\!\sin i$的解释和对观测到的真旋转速度比分布$Φ(u)$的影响$u=V/V_\rm c$（$V_\rm c$是赤道临界速度）。本文讨论了影响谱线形成和谱线展宽的一些现象，这些现象会使$V\!\sin i$所携带的有关实际恒星自转的信息消失。我们研究了几种微分转动定律产生的谱线展宽，但采用了蒙德的表达式$Ω(θ)=Ω_o(1+α\cos^2θ)$，试图用尽可能少的自由参数来解释所有这些定律。我们研究了微分旋转参数$α$对测量的$V\!\sin i$参数和比率$u=V/V_\rm c$的分布$Φ(u)$的影响。我们的结论是，推断的$V\!\sin i$小于暗示的实际赤道线旋转速度$V_\rm eq$，如果恒星旋转与$α<0$，但较大，如果恒星有$α>0$。对于给定的$|α|$，当$α<0$时，$V\!\sin i$的偏差较大。如果被研究的Be星平均有$α<0$，那么具有$V_\rm eq\simeq0.9V_\rm c$的旋转星的数量比从观测分布$Φ(u)$中预期的要大;如果这些星平均有$α>0$，那么这个数量比预期的要低。我们讨论了七种现象，有助于狭窄或扩大谱线，模糊的旋转信息进行$V\!\sin i$，特别是，以决定是否是现象主要依赖于临界旋转。我们表明，二维辐射传输计算需要在快速旋转更可靠地诊断恒星旋转。
2017-02-24 astro-ph.SR
A method to deconvolve stellar rotational velocities III. The probability distribution function via Maximum Likelihood utilizing Finite Distribution Mixtures
研究恒星自转速度分布的精确估计方法对于理解恒星演化的许多方面都是重要的。从这样的观测中，我们得到投影的旋转速度vsin（i），以便恢复旋转速度的真实分布。为此，我们需要解决一个困难的反问题，可以作为第一类Fredholm积分。在这项工作中，我们已经使用了一种新的方法的基础上极大似然（ML）估计，以获得近似的真实旋转速度概率密度函数表示为已知的分布族的总和。在我们的建议中，测量已被视为随机变量从投影旋转速度概率密度函数。我们分析了麦克斯韦和近似的情况，其中我们估计了定义分布和的参数。所提出的方法的性能进行了分析，使用蒙特卡罗模拟考虑两种理论情况下的概率密度函数的真实旋转恒星速度：i）单峰麦克斯韦概率密度分布和ii）双峰麦克斯韦概率密度分布。结果表明，与Tikhonov正则化方法相比，该方法得到了更精确的估计，特别是在小样本长度N=50的情况下。我们的建议进行了评估，使用三组测量的真实数据，我们的研究结果进行了验证，使用三个统计测试。最大似然方法与麦克斯韦求和近似是一种精确的方法去卷积的旋转速度概率密度函数，即使在样本长度很小（N= 50）
2019-03-08 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of rotational velocities of A-type stars
研究发现，A型恒星的赤道速度在主序星阶段的前三分之一经历了加速，但在主序星阶段的最后阶段，速度降低，好像恒星在外层没有经历任何角动量的重新分配。计算结果表明，在MS阶段，由于流体动力学不稳定性引起的角动量输运，可以通过差分旋转零龄MS模型的演化再现赤道速度的加速和减小。加速度是由于储存在恒星内部的角动量向外传输的结果。在最后一个阶段，核与辐射包层是解耦的，包层的旋转是准固体旋转，包层的解耦和膨胀导致赤道速度的减小近似地跟随模型赤道速度变化的斜率，而角动量没有任何重新分布。当分数年龄为0.3 $\lesssim\mathrm{t/t_{MS}}\lesssim$ 0.5时，在MS相早期中心密度随年龄增大的恒星赤道速度几乎保持不变，而在MS相早期中心密度随年龄减小的恒星赤道速度则随年龄减小。
2013-02-03 astro-ph.SR
The Brown Dwarf Kinematics Project (BDKP). V. Radial and Rotational Velocities of T Dwarfs from Keck/NIRSPEC High-Resolution Spectroscopy
我们报告了用Keck/NIRSPEC观测到的37颗T型棕矮星的多历元径向速度、自转速度和大气参数。使用马尔可夫链蒙特卡罗正演模拟方法，我们实现了0.5公里的中位精度的$^{-1}$和0.9公里的$^{-1}$的径向和旋转速度，分别。我们样本中的所有T矮星都是薄盘棕矮星。我们确认以前报道的四个T矮星移动集团协会。然而，其中两个来源缺乏青年光谱指标，这表明这些是偶然的排列。我们确认了两个以前未解决的候选双星，T0+T4.5 2 MASS J11061197+2754225和L7+T3.5 2 MASS J21265916+7617440，轨道周期分别为4年和12年。我们发现当地T矮星的运动学年龄为3.5 $\pm$ 0.3 Gyr，与附近的晚M矮星（4.1 $\pm$ 0.3 Gyr）一致。去除厚盘L型矮星在当地ultracool矮样品给出了类似的年龄为L型矮星（4.2 $\pm$ 0.3 Gyr），在很大程度上解决了当地L型矮星的年龄异常。当地晚M，L和T矮星的运动学年龄可以准确地再现人口模拟纳入标准假设的质量函数，恒星形成率和褐矮星演化模型。在L4 $-$ L 6亚型处发现了一个运动学色散中断，可能反映了恒星主序星的终点。我们提供了一个汇编的精确径向速度为172晚M，L和T矮星内$\sim$ 20 pc的太阳。
2021-08-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Rotational velocities of nearby young stars
恒星自转是驱动恒星磁性、活动和化学元素混合的关键参数。此外，恒星自转的演化与星周盘的演化是耦合的。减速制动机制被认为是负责在吸积阶段的旋转减速，并在收缩阶段的快速旋转到达ZAMS后，从磁盘解耦旋转自旋。我们调查的投影旋转速度vsini的一个样本的年轻恒星相对于恒星质量和磁盘的演化状态，以寻找可能的迹象盘制动机制。我们分析了附近220颗（大多数<100 pc）年轻恒星（2-600百万年）的恒星光谱，包括它们的vsini，恒星年龄，α发射和吸积率。这些恒星是在智利拉西拉用FEROS和HARPS观测到的。光谱已经与适当的理论模板交叉相关。我们建立了一个新的校准，以便能够从互相关光谱中获得vsini值。恒星的年龄是根据6708 Ang的LiI等效宽度估算的。测量了Halpha发射的等效宽度和10%高度处的宽度，以识别吸积物并用于估计吸积率。vsini，然后分析相对于拱星盘的演化状态，以寻找在吸积器盘制动机制的迹象。我们发现，我们的目标的广泛的vsini分布延伸到旋转速度高达100公里/秒以上，峰值为7.8+-1.2公里/秒，我们的恒星的约70%显示vsini<30公里/秒。此外，我们可以发现吸积器中的盘制动和与其盘解耦的恒星的旋转自旋的迹象。此外，我们表明，一些年轻的恒星是适合精确的径向速度测量行星搜索调查。
2010-05-06 astro-ph.IM astro-ph.SR
Astrometric determination of white dwarf radial velocities with Gaia?
通常，恒星径向速度的测定依赖于多普勒效应引起的谱线的移动。Russel & Atkinson（1931）和Oort（1932）已经注意到，由于白矮星（WD）van Maanen 2的大自行和视差，自行的透视加速度的确定将提供与引力红移无关的径向速度的直接天体测量确定。如果Halpha和Hbeta NLTE核心的光谱红移测量存在，一个纯粹的天体测量的确定将允许从多普勒频移中解开引力红移。测量微小透视加速度的最佳仪器是欧洲航天局的盖亚卫星，旨在以前所未有的精度对10亿颗恒星进行绝对天体测量，最低可达20等。在15等时，盖亚的预测角精度约为20微弧秒。在这篇文章中，我们估计是否有可能通过在卫星的5年任务期间将自行转换为径向速度来测量WD的径向速度，或者通过将依巴谷数据与盖亚任务开始时的位置测量相结合来测量WD的径向速度。
2012-10-15 astro-ph.IM astro-ph.SR
The VLT-FLAMES Tarantula Survey XVIII. Classifications and radial velocities of the B-type stars
我们目前的光谱分类的438个B型恒星观测的VLT火焰狼蛛调查（VFTS）的一部分，在30剑鱼座地区的大麦云。径向速度提供了307显然是单星，并为99个目标与径向速度的变化，这是一致的，他们是光谱双星。我们调查的径向速度的空间分布在整个30 Dor区域，并使用的结果，以确定候选逃逸星。排除潜在的失控和成员的两个老星系团在调查区域（SL 639和霍奇301），我们确定的系统速度为271.6 +/-12.2公里/秒的30 Dor从273假定的单星。采用3西格玛标准，我们确定了9个候选逃逸星（2.9%的单星径向速度估计）。候选逃逸星系的预计旋转速度似乎与完整的B型样本有很大的不同，无论是大的（> 345 km/s）还是小的（<65 km/s）旋转速度都有强烈的偏好。在候选逃逸物中，VFTS 358（分类为B0.5：V）具有最大的径向速度差（-106.9 +/-16.2 km/s），初步大气分析发现氮丰度显著富集，12 + log（N/H）>~8.5。结合大的自转速度（vsini = 345 +/-22 km/s），这暗示了这颗恒星过去的双星相互作用。
2015-01-16 astro-ph.SR
The young massive SMC cluster NGC 330 seen by MUSE III. Stellar parameters and rotational velocities
本文提出同步测光与光谱网格拟合法，测定NGC 330中250余颗B/Be星参数及投影自转速度，揭示其分布与双星相互作用、并合及单星加速的演化联系。
2023-08-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
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…
2020-04-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
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。
2017-07-28 astro-ph.SR
Detection of 2460 SB2 candidates in the LAMOST-MRS, using projected rotational velocities and a binary spectral model
提出了一种利用光谱拟合得到的$v\sin{i}$值检测双线分光双星（SB 2）的新方法。用LAMOST-MRS合成谱和实际谱对该方法进行了验证，结果表明，如果径向速度间隔足够大，该方法可以可靠地检测出$v\sin{i}_1+v\sin{i}_2<300\,km\,s^{-1}$双线双星的SB 2候选体。使用这种方法，我们检测到2460 SB 2候选人，其中1410是新发现的。我们确认的径向速度分离估计的二进制模型和$v\sin{i}_0$估计的单星模型使用选定的样本之间的相关性。此外，我们的方法在疏散星团M~11中发现了一个新的SB 2候选者。
2022-09-01 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Revisiting Stellar equatorial rotational velocities with Gaia DR3 line broadening -- the dependence on temperature, mass and age
School of Physics and Astronomy, Tel Aviv University（特拉维夫大学物理与天文学学院）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）
利用Gaia DR3数据研究恒星自转速度与温度、质量和年龄的关系，发现冷星自转减速较快，而热星在离开主序后才显著减速。
2026-01-27 astro-ph.SR
Young giants of intermediate mass Evidence of rotation and mixing
在利用Str{<$}mgren测光寻找贫金属亮巨星样本的过程中，我们意外地发现了26颗年轻（年龄小于1 Gyr）的富金属巨星样本，其中一些恒星具有很高的自转速度，我们测定了这些恒星的化学成分和自转速度，以便与恒星演化模型的预测进行比较。这些恒星在主序星上的光谱类型为A到B，因此我们希望将它们的丰度模式与主序星A和B的丰度模式进行比较。恒星质量是通过将恒星在色星等图中的位置与理论演化轨迹进行比较而得出的。这些质量，连同盖亚光度测量和太阳光，被用来推导恒星参数。我们使用光谱合成和模型大气来确定16种元素（C、N、O、Mg、Al、Ca、Fe、Sr、Y、Ba、La、Ce、Pr、Nd、Sm和Eu）的化学丰度和旋转速度。我们确定了15颗恒星可能是双星。所有的恒星都是围绕银河系中心作椭圆运动，属于薄盘族。除了一颗样品星外，其他所有样品星都呈现出低[C/Fe]和高[N/Fe]比值以及恒定的[（C+N+O）/Fe]，这表明它们经历了CNO加工和第一次疏浚。观测到的旋转速度与旋转恒星演化的理论预测一致。
2021-12-08 astro-ph.SR
Projected Rotational Velocities and Fundamental Properties of Low-Mass Pre-Main Sequence Stars in the Taurus-Auriga Star Forming Region
投影恒星自转速度（$v \sin i$）是理解前主序星角动量演化过程的关键。我们提出了$v \sin i$测量的高分辨率红外和光学光谱的70个前主序星在金牛座御夫座恒星形成区域，除了有效温度测量线深比，和恒星自转周期确定的光学光度。从文献中，我们确定了我们的样本中的恒星，显示出居住在拱星盘或多个系统的证据。红外$v \sin i$测量使用两种技术计算的比较显示的剩余散射的$\sim$ 1.8公里秒$^{-1}$，定义一个典型的错误地板的$v \sin i$的主序前星的红外光谱。有和没有伴星的$v \sin i$分布的比较表明，双星/多星通常有较高的测量$v \sin i$，这可能是由伴星线的污染，双星系统中较短的盘寿命，或层次三重星系中的潮汐相互作用造成的。光学和红外$v \sin i$值的比较显示没有显着差异，无论恒星是否有一个磁盘或没有，表明CO污染磁盘不影响$v \sin i$测量以上的典型$\sim$ 1.8公里秒$^{-1}$错误地板我们的测量。最后，我们观察到的$v \sin i$，存在的磁盘，和H-R图的位置，这表明恒星旋转和前主序星的演化之间的复杂的相互作用之间缺乏相关性。
2021-03-01 astro-ph.SR
Properties of the Be-type stars in 30 Doradus
Be型恒星的演化状态仍然不清楚，有单星和双星路径被提出。在这里，VFTS光谱的73 Be型恒星，在光谱类型的范围内，B 0-B3，进行了分析，以估计预计的旋转速度，径向速度和恒星参数。他们被发现旋转速度比相应的VFTS B型样品，但模拟意味着他们的投影旋转速度是不一致的，他们都在临界速度附近旋转。投影的旋转速度估计值的去卷积导致320-350 km/s的平均旋转速度估计值，比对应的B型样本的平均旋转速度估计值大约大100 km/s。旋转速度小于临界速度0.4的目标很少，其广泛分布可达临界旋转。我们对旋转速度的平均值或中值的最佳估计是临界速度的0.68。快速旋转的B型星比Be型星的数量更多，而观测到的Be型星被识别为双星系统的频率明显低于正常的B型星，这与它们各自的径向速度色散一致。Be型双星的半振幅也较小。对于以NGC 346为中心的SMC Be型样品，发现了类似的结果，在两个样品之间没有发现显著差异。这些结果进行了比较的Be型恒星的单星和双星演化模型的预测。假设一个单一的机制主导了经典Be型恒星的产生，我们的比较将有利于二元演化历史。
2022-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effects on vsini determinations of O stars from 3D model atmospheres with high turbulent velocities
KU Leuven（鲁汶大学）
本文研究了在高湍流速度下，通过光球光谱确定O星自转速度vsini的可靠性，指出当vsini大于宏观湍流速度v_mac时，傅里叶变换方法给出合理结果，但当vsini小于v_mac时方法不可靠，同时发现仅能通过标准光谱方法约束vsini和v_mac的和。
2026-05-20 astro-ph.SR
Radial Velocities of Galactic O-Type Stars. II. Single-lined Spectroscopic Binaries
我们报告新的径向速度测量的大质量恒星，无论是怀疑双星或缺乏事先的意见。这是一项调查的一部分，以确定和表征光谱双星之间的O型恒星的目标是比较的二进制分数场和失控的恒星与那些在集群和协会。我们目前的轨道HDE 308813，HD 152147，HD 164536，BD-16 4826和HDE 229232，银河系的O型星表现出单线光谱变化。通过拟合模型光谱，我们观察到的光谱，我们得到的有效温度，表面重力和旋转速度的估计。我们计算每个系统的轨道周期和速度半振幅，并注意到任何系统的光度变化的缺乏。这些双星可能看起来是单线的，因为伴星很微弱，而且它们的轨道多普勒频移与主星旋转加宽的线相比很小。
2012-09-10 astro-ph.SR
Rotational Velocities of Am and Non-CP Stars based on Kepler and LAMOST DR5
自转是Am星形成过程中的一个重要物理过程。低速旋转与岩石化学性质有很强的相关性。然而，许多非CP慢转恒星的存在挑战了对Am星的理解。本工作的目的是寻找低速旋转的非CP A型星和Am星，并进行比较分析。在本文中，我们从LAMOST-Kepler计划中选取了一个样本，包括21颗Am星，125颗非CP慢转星和53颗非CP快转星。我们通过不均匀表面引起的光变曲线的周期性变化来计算自转频率，进而得到自转速度。对于慢转星，在相同的温度区间，Am星的年龄在统计上要比非CP星的年龄年轻。通过对Am星和非CP星的周期、平均振幅和恒星质量的比较，发现Am星和非CP星的光度变率没有差别，这意味着它们的表面具有相似的不均匀性。非CP星的平均振幅随着有效温度和恒星质量的增加有下降的趋势，这与理论预测的A型星中弱的发电机产生的磁场引起的一致。此外，我们通过检查FOV图像，24像素图像和像素级光变曲线，确认了四颗非非CP星有耀斑。
2021-07-05 astro-ph.IM astro-ph.SR
Axial rotation and turbulence of RR ab stars: the Peterson Conundrum revisited
本文标定并利用RR型天琴座星光谱中金属吸收线的等效宽度（EW）与半高宽（FWHM）之间的关系，估算了其轴向赤道自转速度Vrot sini小于或等于6 km/s的新上限，并导出了其大气中宏观湍流速度在脉动周期中的变化。最后，我们提出了一种简单的方法来估计宏观湍流/旋转速度的交叉关联函数的半高宽。
2013-11-15 astro-ph.SR
Rotational velocities of single and binary O-type stars in the Tarantula Nebula
自转是大质量恒星演化的关键参数，影响它们的演化、化学产额、电离光子收支和最终命运。我们确定了狼蛛星云或剑鱼座30（30\，Dor）区域中的$\sim$ 330个O型天体（即$\sim$ 210光谱单星和二元系统中的$\sim$ 110主星）的投影旋转速度$v_e\sin i$。这些观测是使用VLT/FLAMES进行的，构成了目前可用的O型恒星多历元光谱学的最大均匀数据集。在30 Dor中的假定单星和主星的$v_e\sin i$分布中，最显著的特征是在100\，$\rm{km s^{-1}}$附近有一个低速峰。星风预计不会有自旋下来的大部分恒星显着，因为他们的到来的主要序列，因此，在单一的恒星样本的峰值很可能代表的结果形成过程。假设的单恒星的自旋分布显示了一个非常发达的恒星尾部，旋转速度超过300\，$\rm{km s^{-1}}$，而主星的样本没有这样的高速尾部。假设的单星分布的尾部在很大程度上归因于-并且可能完全归因于-作为单星或合并出现的旋转双星产品。这与二元样品中缺乏这种相互作用后产物是一致的，预计二元样品将由相互作用前系统主导。这个分布中的峰值更宽，并且与假定的单星分布相比，向更高的自旋速率移动。系统显示大的径向速度变化，典型的短周期系统，出现主要负责这些差异。
2014-09-05 astro-ph.SR
ALMA detection of CO rotational line emission in red supergiant stars of the massive young star cluster RSGC1 -- Determination of a new mass-loss rate prescription for red supergiants
本研究利用ALMA观测RSGC1星团中红超巨星的CO(2-1)谱线，直接测定了气体质量损失率，提出了一种依赖于光度和初始质量的新质量损失率公式，并发现平静的质量损失不足以剥离单星的富氢包层。
2023-11-13 astro-ph.SR
Rotational characteristics of five photometrically variable stars
Masaryk University（马萨里克大学）；Institute of Physics, Faculty of Science, Pavol Jozef Šafárik University（帕沃尔·约瑟夫·沙法里克大学理学院物理研究所）
研究通过光谱和光变数据探讨高温恒星的光变是否由表面温度斑的旋转调制引起，发现光谱频率低于光变频率，提示可能由旋转引起亮度变化，其中两颗恒星显示复杂变异性，可能为脉动。
2026-04-29 astro-ph.SR
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%。
2011-05-12 astro-ph.IM astro-ph.SR
Spectroscopic survey of Kepler stars. II. FIES/NOT observations of A- and F-type stars
我们分析了高分辨率光谱的28 A和22 F星开普勒领域，观察到的FIES摄谱仪在北欧光学望远镜。我们提供50颗恒星的光谱类型、大气参数和化学丰度。Balmer，Fe I和Fe II线被用来获得有效温度，表面重力和微湍流速度。我们确定了化学丰度和预计的旋转速度，使用光谱合成技术。用光谱能量分布拟合法计算的有效温度与用谱线分析法计算的有效温度吻合较好。分析的恒星包括Am和Lambda Boo类型的化学性质特殊的恒星，以及具有近似太阳化学丰度的恒星。投影旋转速度Vsini的广泛分布是A星和F星的典型特征。所获得的微湍流速度是典型的恒星在所观察到的温度和表面重力范围。此外，我们肯定了Niemczura等人的结果，Am星并不具有比相同温度的正常星系统更高的微湍流速度。
2017-07-03 astro-ph.SR
Stellar Rotation in the First Six Million Years: Rotational Velocities and Radii Estimates of T Tauri Stars in IC 5070 and IC 348
Indiana University（印第安纳大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）
研究IC 5070和IC 348中TT大星的自转速度和半径，探讨盘交互对自转的影响及双星性与自转的关系。
2026-01-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Correlation Between Circumstellar Disks and Rotation in the Upper Scorpius OB Association
我们提出了20个早期型（B8-A9）和74个晚期型（F2-M8）成员的约500万年前的上天蝎座OB协会的高色散光谱推导出的高分辨率Echelle光谱（HIRES）的凯克一号和麦哲伦Inamori Kyocera Echelle（MIKE）的麦哲伦粘土望远镜。光谱样本由恒星和褐矮星组成，具有星周盘的红外特征，包括原始和碎片，以及可比光谱类型的非过量源。我们合并预计的旋转速度，吸积诊断，斯皮策太空望远镜红外阵列相机（IRAC）和斯皮策（MIPS）24微米测光多波段成像光度计检查旋转和拱星盘之间的关系。自转速度与光谱类型（质量的代理）密切相关，因此B8-A9型恒星的vsini中值为：195（+/-）70 km/s，F2-K4：37.8（+/-）7.4 km/s，K5-K9：13.8（+21.3/-8.2）km/s，M0-M5：16.52（+/-）5.3 km/s，M5.5-M8：17.72（+/-）8.1 km/s。我们发现，M型恒星和棕矮星的红外过剩暗示着星周盘的旋转速度比它们的非过剩对应物慢，其概率>0.99。F2-K9型恒星之间也存在类似的相关性，但仅在~97%的置信水平上。在早期型（B8-A9）成员中，碎屑盘和非盘种群的旋转速度是不可区分的。考虑到晚型（F2-M8）恒星和褐矮星，我们发现一个低比例的缓慢旋转，相对于年轻的恒星形成区域的非过剩源，这表明大多数旋转后磁盘耗散。少数的晚…
2011-10-03 astro-ph.SR
Towards a dynamical mass of a PG 1159 star: radial velocities and spectral analysis of SDSS J212531-010745
PG 1159恒星的演化方案主要基于数值模拟，必须用已知恒星参数的真实物体进行测试和校准。其中最关键但也是相当不确定的参数之一是恒星质量。PG 1159星的质量在0.5 - 0.8 M_sun之间，由星震和光谱测定得出。然而，这种质量测定本身是依赖于模型的。此外，PG 1159恒星的星震学和光谱学测定的质量偏离系统高达10%。SDSS J212531.92-010745.9是第一颗已知的PG 1159型密近双星，它有一颗主序星晚期伴星，可以进行动力学质量测定。我们获得了SDSS J212531.92-010745.9的14个Calar Alto光谱，覆盖了整个轨道相位范围。提取了两种组分的径向速度曲线。用共添加的相位校正光谱，改进了PG 1159组分的光谱分析。PG 1159星对伴星的辐射是用PHOENIX模拟的，产生了对半径、有效温度和系统组件分离的限制。SDSS J212531.92-010745.9的光变曲线，在三个季节的测光与哥廷根50厘米和图宾根80厘米望远镜，与NIGHTFALL和PHOEBE计划建模。
2009-01-30 astro-ph.SR
Projected rotational velocities for LAMOST stars with effective temperature lower than 9000 K
基于LAMOST第9次数据发布，通过卡方最小化方法测量了MRS和LRS光谱中恒星的投影自转速度v sin i，验证了精度并揭示了自转速度随有效温度降低而减小的趋势。
2024-01-08 astro-ph.SR
