参宿四项目：旋转的限制

参宿四真的在旋转吗？红超巨星3D模拟中大尺度对流的ALMA合成观测

Is Betelgeuse Really Rotating? Synthetic ALMA Observations of Large-scale Convection in 3D Simulations of Red Supergiants

针对Betelgeuse异常旋转速率问题，提出大尺度对流运动可模拟旋转假象，通过3D CO5BOLD模拟与ALMA合成观测证明其高概率被误判为快速旋转，指出需进一步观测以确证。

年轻的逃逸红超巨星周围的双弓形激波：对参宿四的应用

Double bow shocks around young, runaway red supergiants: application to Betelgeuse

大质量恒星中有相当一部分以超音速方式穿过星际介质（ISM），这要么是由于双星系统的破坏，要么是由于它们的母星团的抛射。它们的风与ISM的相互作用产生了弓形激波。在演化的后期，这些恒星可能会在赫兹-罗素图上经历从红色到蓝色的快速转变，反之亦然，伴随着恒星风和弓形激波的快速变化。最近对附近逃逸的红超巨星参宿四（RSG）产生的弓形激波的3D模拟，在恒定风的假设下，表明弓形激波非常年轻（<30000年），因此参宿四可能只是最近才成为RSG。为了检验这种可能性，我们计算了单颗恒星的恒星演化模型，这些模型与观测到的参宿四在RSG阶段的性质相匹配。由此产生的恒星风的演变被纳入2D流体动力学模拟，其中我们模拟一个失控的蓝超巨星（BSG），因为它经历了过渡到RSG接近其生命的结束。我们发现，崩溃的BSG风气泡诱导弓激波形状的内壳周围的RSG风，类似于参宿四的弓激波，并具有类似的质量。围绕着它的是由现在已经不存在的BSG风与ISM相互作用产生的更大规模的后退弓形激波。我们认为，这个外壳可以解释位于（至少在投影）就在参宿四的弓形激波前面的酒吧功能。

ALMA and VLA reveal the lukewarm chromospheres of the nearby red supergiants Antares and Betelgeuse

We first present spatially resolved ALMA and VLA continuum observations of the early-M red supergiant Antares to search for the presence of a chromosphere at radio wavelengths. We resolve the free-free emission of the Antares atmosphere at 11 unique wavelengths between 0.7 mm (ALMA band 8) and 10 cm (VLA S band). The projected angular diameter is found to continually increase with increasing wavelength, from a low of 50.7 mas at 0.7 mm up to a diameter of 431 mas at 10 cm, which corresponds to 1.35 and 11.6 times the photospheric angular diameter, respectively. All four ALMA measurements show …

投影效应对观测到的UV日冕中的微分自转速率的影响

Influence of projection effects on the observed differential rotation rate in the UV corona

根据Giordano和Mancuso [1]以及Mancuso和Giordano [2，3]之前对日冕的差异旋转的研究，通过分析O VI 1032 Ang的强度时间序列获得。利用太阳活动23周期间UNOPS/SOHO望远镜观测到的紫外线谱线，分析了扩展日冕结构的投影效应对观测到的紫外日冕差分自转速率的可能影响。通过一个简单的几何模型，我们发现，特别是在高纬度地区，差异旋转可能比观察到的刚性小，因为高纬度地区的特征实际上可能与低得多的日冕结构有关，这是由于投影效应。在太阳活动最大时，紫外线日冕的纬度刚度，相对于差分旋转光球，因此被认为是可能的刚度的上限。在整个太阳活动周期中，在太阳活动极小期和赤道附近，投影效应可以忽略不计。

BANANA项目。V. CV Velorum中恒星自转轴的错位和进动

The BANANA project. V. Misaligned and precessing stellar rotation axes in CV Velorum

作为BANANA项目的一部分（双星并不总是整齐对齐的），我们发现食双星CV Velorum的旋转轴不对齐。基于对Rossiter-McLaughlin效应的分析，我们发现主星和副星的天空投影自旋轨道角分别为$β_{\rm p} = -52\pm6^{\circ}$和$β_{\rm s}= 3\pm7^{\circ}$（B2.5V $+$ B2.5V，$P=6.9$ d）。我们结合这些信息与几个测量的变化投影恒星旋转速度（$v \sin i_{\star}$）在过去的$30$年，导致一个模型中，主星的平行度是$\approx65^{\circ}$，其自旋轴进动围绕总角动量矢量约$140$年。第二颗恒星的几何形状还不太清楚，尽管观测到的$v \sin i_{\star}$的时间变化也暗示了它的重要性。通过将长期潮汐演化方程在时间上向后积分，我们发现该系统可能是从一个更强的不对准状态演变而来的，类似于DI Herculis，一个更年轻但在其他方面可比的二进制。

RACE-OC计划：疏散星团M11（NGC6705）的旋转和变化

RACE-OC Project: Rotation and variability in the open cluster M11 (NGC6705)

自转和磁活动在G或更晚光谱类型的主序星中密切相关。磁场活动的存在和水平取决于恒星的自转，而自转本身又受到磁场的强度和拓扑结构的强烈影响。疏散星团是研究旋转/活动/年龄关系的特别有用的目标。疏散星团M11是RACE-OC项目（疏散星团中的自转和活动演化）的一部分，该项目旨在探索疏散星团中不同年龄的晚型成员的自转和磁活动的演化。2004年6月用LOAO 1米望远镜对疏散星团M11进行了测光观测。星系团成员的自转周期由光度数据时间序列的傅立叶分析确定。我们进一步研究了表面活性之间的关系，其特征在于由光变曲线振幅，和旋转。我们在M11 FoV中共发现了75个周期性变量，其中38个是候选簇成员。具体来说，在星系团成员中，我们发现了6个早期型变星、2个食双星和30个真正的单一周期性晚期型变星。考虑到几乎同时代的2亿年M34星团中16颗G型成员的自转周期，我们可以从46颗年龄约为2亿~ 2亿3千万年的单G星的更多样本中确定自转周期分布，并确定中值自转周期P=4.8d。与较年轻的M35星团（约1.5亿年）和较老的M37星团（约5.5亿年）的比较表明，G星的旋转速度比较年轻的M35恒星慢，比较老的M37恒星快。测量的中值旋转周期的变化是一致的主序斑点星的旋转制动的情况下，因为他们的年龄。

RACE-OC计划：在北Chamaeleontis，Octans和Argus恒星协会中的旋转和变化

RACE-OC Project: Rotation and variability in the epsilon Chamaeleontis, Octans, and Argus stellar associations

我们的目标是确定恒星在不同演化阶段的旋转和磁相关的活动特性。我们的注意力主要集中在已知年龄的年轻恒星协会的成员。具体来说，我们扩展了我们之前在论文I（Messina et al. 2010，A&A 520，A15）中的分析，增加了3个年龄在600 - 4000万年之间、超过100 pc的年轻恒星协：Chamaeleontis（~ 600万年）、Octans（~ 2000万年）和Argus（~ 4000万年）。另外的旋转数据的eta Chamaeleontis和IC 2391集群也被认为是。自转周期是根据全天自动巡天（ASAS）和广角行星搜索（SuperWASP）档案获得的光度时间序列数据确定的。通过本研究，我们完成了对太阳附近所有已知年轻松散星协的晚型成员的旋转性质的分析。考虑到第一篇论文的结果，我们得出了241个目标的旋转周期：171个已证实，44个可能，26个不确定。剩下的50颗恒星属于松散星协的一部分，其年代仍然未知。这个旋转周期目录，特别是本文中提出的~6，20，40百万年的新信息，有助于更好地观测年轻恒星的角动量演化。

监测项目：1300万年恒星自转：I。年轻疏散星团h~Per的光度监测

The Monitor Project: Stellar rotation at 13~Myr: I. A photometric monitoring survey of the young open cluster h~Per

我们的目标是约束低质量恒星的角动量演化，当它们开始自由地向ZAMS演化时，即在盘吸积阶段停止后，通过测量它们的旋转速率。我们进行了一个多站点光度监测的年轻的疏散星团h英仙座，年龄为13万年。观测是在I波段使用4个不同的望远镜进行的，变异性研究对小于0.2天到20天的周期很敏感。对质量范围为0.4<=M/Msun<=1.4的586个候选星团成员的自转周期进行了计算。自转周期分布表明，低质量天体的快转子比例略高，但自转周期分布的上、下包络线（分别位于~0.2-0.3d和~ 10 d）在整个质量范围内非常平坦。我们结合这一时期的分布与以前的结果，在年轻和年老的集群模型的角动量演化的低质量恒星在PMS。每个星团的h值提供了第一个在PMS吸积阶段（> 1000万年）结束时太阳型和低质量恒星的旋转周期分布的统计可靠估计。结果是一致的模型，假设显着的核心包络解耦的角动量演化过程中的ZAMS。

RACE-OC计划：100秒差距以内年轻恒星协的自转和变率

RACE-OC Project: Rotation and variability in young stellar associations within 100 pc

我们的目标是确定恒星在不同演化阶段的旋转和磁相关活动特性。我们的注意力集中在6个年龄在800万年到7000万年之间的100 pc以内的年轻松散星协上：长蛇座TW（~ 800万年），β Picture（~ 1000万年），Tucana/Horologium，Columba，Carina（~ 3000万年）和AB Doradus（~ 7000万年）。从文献中关于英仙座阿尔法星和昴星团的额外数据也被考虑。对全天自动巡天获得的光度时间序列应用Lomb-Scargle周期图技术，确定了由于光球磁活动（即星点）而显示旋转调制的恒星的旋转周期。根据V光变曲线的振幅，导出了磁活动水平。我们首次探测到了93颗恒星的自转调制并测量了它们的自转周期，证实了文献中已知的41颗恒星的自转周期。对于另外10颗恒星，我们修改了其他作者的周期测定。样本增加了从文献中检索到的21颗额外恒星的周期。通过这种方法，我们第一次确定了~8，10，3000万年的最大自转周期集合，并使已知的AB Dor周期成员的数量增加了150%。我们发现，在0.6 - 1.2太阳质量范围内，自转周期分布的最显著变化是900万年到3000万年之间的上旋和7000万年到11000万年之间的下旋。3000万年和7000万年之间的变化是相当可疑的，尽管中位数时期表明一个显着的自旋。

AMBRE项目：线宽和恒星自转的ESO/FEROS存档光谱

The AMBRE Project: Line-broadening and stellar rotation of ESO/FEROS archived spectra

AMBRE项目利用ESO/FEROS光谱确定FGKM型恒星的线宽参数，以研究恒星自转，结果揭示了恒星自转特性及高自转恒星的分布。

共生星MWC 560的轨道偏心率

Orbital eccentricity of the symbiotic star MWC 560

利用FEROS摄谱仪的高分辨率光谱观测，对共生星MWC 560（V694 Mon）的红巨星自转速度进行了投影测量。我们得到红巨星的投影自转速度vsini = 8.2 +/-1.5km/s，估计其自转周期为P_rot = 144-306天。利用潮汐相互作用和伪同步的理论预测，我们估计轨道偏心率e=0.68-0.82。我们简要地讨论了我们的结果与光度变化的对象的连接。

On the Inference of a Star's Inclination Angle from its Rotation Velocity and Projected Rotation Velocity

It is possible to learn about the orientation of a star's rotation axis by combining measurements of the star's rotation velocity ($v$) and its projection onto our line of sight ($v\sin i$). This idea has found many applications, including the investigation of the obliquities of stars with transiting planets. Here, we present a method for the probabilistic inference of the inclination of the star's rotation axis based on independent data sets that constrain $v$ and $v\sin i$. We also correct several errors and misconceptions that appear in the literature.

Tsallis形式论背景下ONC星的自转

On the rotation of ONC stars in the Tsallis formalism context

投影的旋转速度的理论分布函数的Tsallis形式主义的背景下推导出来。该分布用于估计<sin i>猎户座星云云（ONC）恒星样本的平均值，与观测数据相比，结果非常好。此外，从观测到的旋转分布中得到的参数q的值加强了这个参数和星团年龄之间存在关系的想法。

The IACOB project. VII. The rotational properties of Galactic massive O-type stars revisited

Stellar rotation is of key importance for the formation process, evolution, and final fate of massive stars. In this paper we review results from the study of the spin rate properties of a sample of more than 400 Galactic O-type stars surveyed by the IACOB and OWN projects. By combining vsini, Teff, and logg estimates (resulting from a detailed quantitative spectroscopic analysis) with information about the spectroscopic binarity status for an important fraction of the stars in the sample, we provide a renewed overview about how the empirical distribution of projected rotational velocities in …

银河系O型星的光谱和物理参数。II。作为基本参数和恒星演化函数的投影旋转和额外加宽速度的观测约束

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。