Extended Main Sequence Turnoffs in Open Clusters as Seen by Gaia: I. NGC 2818 and the Role of Stellar Rotation
我们提出了一个相对较低的质量（$\sim2400$ ~M $_{\odot}$），$\sim800$ ~Myr，银河系疏散星团，NGC~2818的分析，使用盖亚DR 2的结果结合VLT/FLAMES光谱。使用盖亚DR 2自行和视差测量，我们能够选择一个干净的样本集群成员。这个星团显示出明显的扩展主序关闭（eMSTO），这是以前主要在麦哲伦星云中年轻和中等年龄的大质量星团中研究的现象。NGC~2818的主序列非常狭窄，宽度为$\sim0.01$等（G $_{\rm BP} - $ G $_{\rm RP}$），表明差异消光水平非常低。利用60个星团成员的VLT/FLAMES光谱测量恒星的自转速度（Vsini），发现eMSTO红侧的恒星具有高Vsini（$>160$ ~km/s），而蓝侧的恒星具有低Vsini（$<160$ ~km/s），与模型预测一致。该集群还遵循之前发现的集群年龄和eMSTO范围之间的趋势。我们的结论是，恒星旋转是可能的原因eMSTO现象。
2018-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the roles of stellar rotation and binarity in NGC 2423's main-sequence turnoff region
本研究针对年龄约10亿年的疏散星团NGC 2423的延展主序拐点开成因展开探究，验证恒星自转驱动假说，通过观测与模拟对比修正了密近双星潮汐力导致慢自转的猜想，补充了等质量潮汐锁定双星的相关观测证据。
2024-04-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Extended Main Sequence Turnoffs in Intermediate-Age Star Clusters: Stellar Rotation diminishes, but does not eliminate, Age Spreads
扩展的主序星关闭区（eMSTO）是麦哲伦星云中年轻和中等年龄星团色星等图的一个共同特征。eMSTO的性质在文献中仍有争议。目前最流行的场景是扩展的恒星形成活动和恒星旋转速率的范围。在这里，我们研究MSTO形态的差异，预计从年龄的传播与传播的旋转速率的细节，使用蒙特卡罗模拟与日内瓦SYCLIST等时线模型，包括恒星旋转的影响。我们证实了Niederhofer等人最近的一项发现，即恒星自转速度的分布产生了与星系团年龄成正比的MSTO范围，正如所观察到的那样。然而，我们发现，恒星旋转产生的MSTO横切宽度一般小于观测到的在给定的年龄。我们比较模拟与高质量的哈勃太空望远镜数据的NGC 1987和NGC 2249，这是两个相对较大的星团的年龄为~1 Gyr，这样的数据是可用的。我们发现，在这些集群的eMSTO的恒星分布不能解释仅仅由恒星旋转速度的分布，除非快速旋转的恒星的方向严重偏向赤道上的配置。在随机视角的假设下，恒星自转可以分别解释NGC 1987和NGC 2249的eMSTO观测到的半高宽的60%和40%。相比之下，恒星自转速度和恒星年龄的分布相结合，符合观测到的eMSTO形态非常好。
2017-08-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Rotational Variation Allows for Narrow Age Spread in the Extended Main Sequence Turnoff of Massive Cluster NGC 1846
中等年龄星团（小于2 Gyr）的色星等图（CMD）比同时代非自转恒星演化模型所预测的要复杂得多。他们观察到的扩展主序转折（eMSTO）可能是恒星年龄、恒星自转或两者的变化造成的。eMSTO的物理解释主要基于恒星模型之间的复杂映射-它们本身是质量，旋转，方向和双星的函数-和CMD。在本文中，我们计算连续的概率密度在三维颜色，星等，和vsini空间的单个恒星在一个集群的eMSTO，旋转恒星演化模型的基础上。这些密度使得从恒星模型中可以严格推断出星团的性质，或者，从星团的CMD中可以对恒星模型进行约束。我们使用MIST恒星演化模型来联合推断大麦云星系团NGC 1846的年龄色散、自转分布和双星分数。我们得出一个年龄分散的~ 70-80百万年，大约一半的早期估计，由于非旋转模型。这一发现与旋转变化是eMSTO主要原因的猜想一致。然而，MIST模型并没有提供一个令人满意的适合所有的恒星在集群中，并实现他们的最佳协议，在一个不切实际的高双星分数。在主序星转折点附近缺乏一致性，这表明恒星演化模型发生了特定的物理变化，包括卡夫断裂的质量较低，以及快速旋转恒星的主序星寿命可能增加。
2022-06-16 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Extended main sequence turnoffs in open clusters as seen by Gaia -- II. The enigma of NGC 2509
利用Gaia测光方法，对疏散星团NGC 2509的色星等图（CMD）形态进行了研究，并与银河系中年龄相近的其他疏散星团进行了比较。在$\sim900$，我们的样本中的银河疏散星团都显示出扩展的主序关闭（eMSTO），只有NGC 2509例外，它呈现出异常狭窄的CMD。我们对盖亚数据的分析排除了差异消光、恒星密度和双星是该星团中奇异MSTO形态的原因。我们解释这一功能的结果，在集群内的恒星旋转分布，并提出了分析与MIST恒星演化模型，包括恒星旋转的影响，我们根据我们的结论。特别是，这些模型指出星团内恒星自转速率（$Ω/Ω_{\rm{crit,ZAMS}} = [0.4, 0.6]$）的异常狭窄范围是NGC 2509 CMD中这种奇异特征的原因。有趣的是，不包括旋转的模型在再现该集群中观察到的CMD形态方面并不好。
2019-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical Properties of the B and Be Star Populations of h and chi Persei
我们提出了一个研究的B和Be星人口的双集群h和chi英仙座。蓝色光谱学首先用于测量投影旋转速度V sin i、有效表面温度T_eff和表面重力log g，对于B型样本星，而现有的Stromgren光度学用于计算显示发射的Be星的T_eff和log g。在我们测量这些恒星参数的104个物体的样本中，有28个是已知的或建议的Be星。在这些Be星中，有22颗在我们观测的时候显示出发射的证据，此外，我们在我们的数据和文献中发现了至少8颗短暂的Be星在星团中的证据。我们发现Be星在其临界速度附近并不旋转，这与类似疏散星团的研究结果相反。我们比较了我们的分析结果与其他以前的研究，发现集群成员比黄和吉斯发现的更进化，但仍然保留了大部分的初始旋转角动量。
2012-09-25 astro-ph.SR
Investigating Extended Main-Sequence Turnoffs in Galactic Open Clusters
Institute of Astronomy, National Central University（国立中央大学天文研究所）；Department of Physics, National Central University（国立中央大学物理系）
本文通过调查53个银河系开放星团，探讨恒星自转、视差消光和星团属性对eMS和eMSTO形成的影响，发现部分星团中快慢自转恒星分布于MSTO的不同颜色区域，视差消光影响颜色-自转区分并导致MSTO宽度扩大。
2026-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple, short-lived "stellar prominences" on the O giant $ξ$ Persei: a magnetic star?
我们提出了强有力的证据，O型巨星$ξ$英仙座的旋转周期为2.0406 d，来自NIV $λ$ 1718风线在12年的IUE数据。我们预测，$ξ$ Per有一个磁偶极子场，叠加可变磁序。可以预测未来磁测量的有利日期。我们还分析了1989年一次活动中He II 4686的时间分辨光谱，方法是使用与之前$λ$ Cephei相同的简化模型，即附着在表面的多个球形斑点，称为恒星散射（Sudnik & Henrichs 2016）。这些代表了表面上的瞬态多个磁回路，我们发现其寿命大多小于5小时。
2017-11-05 astro-ph.SR
Spectral and spatial imaging of the Be+sdO binary phi Persei
快速旋转的Be星英仙座φ是通过质量和角动量转移从一个现在剥离下来的热亚矮星伴星旋转起来的。在这里，我们提出了第一个高角分辨率图像的phi英仙座可能的新能力，在长基线干涉在近红外和可见光波长。我们用CHARA阵列的MIRC和VEGA仪器观测了英仙座φ。进行了额外的仅限MIRC的观测，以跟踪伴星的轨道运动，并将这些观测与两颗恒星的新的和现有的径向速度测量相结合，以得出完整的轨道要素和距离。在每个观测时期的近红外数据中，热亚矮星伴星都被清楚地探测到，H波段的通量贡献为1.5%，限制拟合表明其通量贡献在可见光中上升到3.3%。结合天体测量和径向速度测量，确定了一个新的双星轨道解。计算出Be主星和次矮星的质量分别为9.6 ± 0.3Msol和1.2 ± 0.2Msol。推断的距离（186 +- 3 pc），运动学性质，和进化状态是一致的，在阿尔法Per集群中的phi英仙座成员。从集群的年龄，我们推导出显着的初始质量和演化的质量转移过程，改造了英仙座的phi二元系统的限制。干涉测量数据对Be盘的伸长、方向和运动学有很强的约束，并且盘的角动量矢量与轨道角动量矢量共同对齐并具有相同的旋转方向。VEGA的可见光连续谱数据表明Be星本身的形状是细长的，这是由于快速旋转、星周盘对光球的部分遮蔽以及明亮的内盘的通量的综合影响。
2015-03-11 astro-ph.SR
The effects of rotation on the main-sequence turnoff of intermediate-age massive star clusters
在大麦云星云中的中等年龄大质量星团的色星等图（CMD）中，双重或扩展的主序星转折（MSTO）通常被解释为几百万年的年龄扩展。然而，这样的年龄差距并不存在于较年轻的集群中（即，40-300百万年），这对这种解释提出了挑战。旋转对星团MSTO的影响在以前的工作中已经被研究过，但得到的结果是相互矛盾的。与以往的工作相比，我们考虑了旋转对恒星MS寿命的影响。我们的计算表明，旋转模型有一个更暗，更红的MSTO相对于非旋转的同行，年龄约为0.8和2.2 Gyr之间，但有一个更明亮，更蓝的MSTO时，年龄大于2.4 Gyr。由典型自转速率引起的MSTO的扩展相当于约2亿年的年龄扩展的影响。自转可能导致年龄在0.8 - 2.2 Gyr之间的星团CMD中的MSTO加倍或扩展。然而，这种延伸并不显著;它甚至不存在于更年轻的集群中。如果混合的效率足够高，在演化的后期，混合的影响将抵消离心支持的影响;在年老的中等年龄星团中，旋转诱导的伸展将消失;但年轻的星团将有一个扩展的MSTO。此外，自转的影响可能有助于理解球状星团中某些“多种群”的形成。
2013-08-22 astro-ph.SR
Extended main sequence turnoff as a common feature of Milky Way open clusters
我们提出了12个银河系疏散星团的光度分析，并表明在麦哲伦云（MC）中观察到的相同的多人口现象存在于附近的疏散星团。几乎所有年龄小于$\sim$ 2.5 Gyr的两个MC的簇都表现出扩展的主序列关闭（eMSTO），所有年龄小于$\sim$ 7亿年的簇都表现出加宽/分裂的主序列（MS）。高解析度光谱显示，这些星团中的恒星在观测到的投影旋转中有很大的分散。除了旋转，内部年龄的变化表示为一个可能的负责eMSTO，使这些系统可能的年轻对应的球状星团与多个人口。最近的工作表明，eMSTO+加宽MS不是MCs簇的特性。在一些银河系的疏散星团中也发现了类似的光度特征，这挑战了这些系统的色星等图（CMD）类似于单一等时线的观点，并为探索eMSTO现象打开了新的窗口。我们利用Gaia DR 2的测光+自行研究了小于$\sim$ 1.5 Gyr的疏散星团的CMD。我们的分析表明：（i）12个疏散星团显示出eMSTO和/或加宽的MS，这既不是由于场污染，也不是由于双星;（ii）在小于$\sim$ 7亿年的星团中观察到分裂/加宽的MS，而较老的天体只显示出eMSTO，类似于MC星团;（iii）eMSTO，如果被解释为纯年龄扩散，则随着年龄增加而增加，根据在MCs团簇中观察到的关系，并证明旋转是造成这一现象的原因。
2018-11-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Rotation period of the O giant xi Persei: Coexistence of cyclic and periodic variability. A weakly magnetic candidate star
Anton Pannekoek Instituut voor Sterrenkunde, Universiteit van Amsterdam（阿姆斯特丹大学安东·潘内科克天文研究所）；Central Michigan University（中密歇根大学）
本研究确定O型巨星英仙座ξ的自转周期为2.040514(20)天，发现其存在弱全局表面磁场，解释了其周期与循环变异性共存的现象。
2026-10-12 astro-ph.SR
Study of 26 Galactic open clusters with extended main-sequence turnoffs
本文识别26个新的含eMSTO银河疏散星团，通过CMD拟合分析其参数与成因，指出双星、自转及年龄展宽对eMSTO形态的作用。
2024-04-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Extended Main-Sequence Turnoff and Red Clump in intermediate-age star clusters: A study of NGC 419
本研究通过哈勃空间望远镜的精确自行数据，分析小麦哲伦云星团NGC 419的成员星分布，发现缺乏分离现象，支持自转假说而非年龄散布，并指出当前演化模型的不足。
2023-10-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Minimum Mass of Rotating Main Sequence Stars and its Impact on the Nature of Extended Main Sequence Turnoffs in Intermediate-Age Star Clusters in the Magellanic Clouds
扩展主序星关闭（eMSTO）是麦哲伦星云中年轻和中等年龄星团色星等图（CMD）的一个共同特征。eMSTO的性质仍有争议。最受欢迎的场景是扩展的恒星形成和恒星旋转速率的范围。本文研究了大麦云星云（LMC）中年轻星团主序（MS）中扭结特征的含义。在对7亿年前的星系团NGC 1831进行的新的\emph{Hubble Space Telescope}观测中，这种扭折非常清楚地显示出来，并且位于CMD中多个或宽的MS合并成一个MS的区域之下，这些MS已知出现在年轻的星系团中，并且被认为是由于旋转速率的变化，扭折发生在初始恒星质量为$1.45 \pm 0.02\;M_{\odot}$的时候;我们认为，它代表了一个质量下限，低于这个下限，在这些星团的金属丰度下，自转对恒星能量输出的影响可以忽略不计。评估的位置，这样的初始质量的恒星在CMD的大规模LMC星团的年龄为$\sim\,$ 1.7 Gyr的功能广泛的eMSTO，我们发现，这样的恒星位于一个区域的eMSTO已经显着宽比MS下面it. This强烈建议恒星旋转\emph{cannot}充分解释了广泛的eMSTO在大规模的中期年龄集群的麦哲伦云。恒星年龄的分布似乎仍然需要解释eMSTO现象。
2018-08-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The wide upper main sequence and main sequence turnoff of the ~ 800 Myr old star cluster NGC1831
利用哈勃太空望远镜上的宽视场照相机3获得的深、高分辨率光度测量数据，分析了大麦云星云中年龄约为8亿年的星团NGC 1831的色星等图（CMD）形态。我们进行了广泛的上主序列和主序列关闭观察到的集群的同时分析，以验证这些功能是否是由于一个扩展的恒星形成或恒星自转速率的范围内，或这两种效果的组合。将观测到的CMD与合成恒星星族的蒙特卡罗模拟进行比较，我们得出，NGC 1831的形态可以在旋转速度情景的背景下得到充分的解释，假设旋转恒星的双峰分布，其中约40%的恒星是慢转恒星（$Ω$ / $Ω_{crit}$ < 0.5），其余约60%是快转恒星（$Ω$ / $Ω_{crit}$ > 0.9）。我们推导了该星系团的动力学性质，计算了目前的星系团质量和逃逸速度，并预测了它们从1000万年开始的演化历史。我们发现NGC 1831的逃逸速度为$v_{esc}$ = 18.4 km/s，年龄为1000万年，高于先前建议的15 km/s的阈值，低于该阈值，星团无法保留创建第二代恒星所需的物质。这些结果，结合CMD形态分析得到的结果，表明对于那些形态不能简单地用自转速度解释的星系团，其阈值至少应该是~ 20 km/s。
2021-01-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The extended Main Sequence Turn Off cluster NGC1856: rotational evolution in a coeval stellar ensemble
麦哲伦星云中年轻星团的多次或延长的转折最近受到了极大的关注。许多研究表明，它们可能被解释为一个显著的年龄扩散（在1- 2 Gyr的星团中有几个10^8年），而其他研究则将它们归因于恒星自转的扩散。我们聚焦于星系团NGC 1856，显示出主序上部的分裂，颜色m_{F336W} - m_{F555W} $清晰可见，以及一个非常宽的关闭区域。利用Geneva恒星模型中的星族合成，我们证明了星团数据可以解释为两个年龄相同（~ 3.5亿年）的主要星族的叠加，其中2/3的快速旋转恒星定义了上转折区和红序，而1/3的慢速/非旋转恒星组成。由于快速自转是B-A型恒星的共同特性，这个模型提出的主要问题是关于缓慢/非旋转分量的起源。双星同步是缓慢/非旋转星群背后的一个可能过程;在这种情况下，许多缓慢/非旋转的恒星仍然应该是轨道周期在4到500天范围内的双星系统的一部分。这样的时期意味着，在主序的原生演化过程中，发生了罗氏瓣溢出，因此大多数原生体可能无法点燃核心氦燃烧，这就是缓慢旋转的种群缺乏红色团块后代的原因。
2015-08-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the role of dust and mass loss in the extended main sequence turnoff of star clusters: the case of NGC 1783
本研究针对NGC 1783星团紫外暗星现象，提出Be星排泄盘尘埃环遮挡模型，指出尘埃可解释eMSTO结构，挑战传统年龄/自转弥散结论，同时解释主序上段非单调分布。
2023-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
MOST detects corotating bright spots on the mid-O type giant ξ Persei
2011年11月，我们使用MOST（恒星的微变和振荡）微卫星获得了O7.5III（n）（（f））恒星英仙座的连续四周的高精度宽带视觉测光。这颗星是众所周知的，从以前的工作，显示突出的DAC（离散吸收分量）的时间尺度约为2天的紫外光谱和NRP（非径向脉动）与一个（1 = 3）p模式振荡周期为3.5小时的光谱。我们的MOST轨道（101.4分钟）分箱测光未能揭示任何周期性的光变化以上的0.1 mmag的3西格玛噪声水平的时间段数小时，而几个突出的傅立叶峰出现在1 mmag水平在两天的周期范围。这些较长周期的变化不太可能是由于脉动，包括重力模式。从我们的模拟基于一个简单的斑点模型，我们推断，我们看到的光度调制的恒星表面上的几个共同旋转的亮点。在我们的模型中，开始时间（随机）和寿命（最多几次旋转）从一个点到另一个点都不同，但所有的点都以4.18 d的相同周期旋转，这是恒星旋转周期的最佳估计。这是第一个令人信服的报告的情况下，共同旋转的亮点O星，具有重要意义的驱动程序的DAC（由CIR-共转相互作用区域）与可能的亮点产生通过突破在表面的全球磁场产生的地下对流区。
2014-04-10 astro-ph.SR
Extended Main Sequence Turnoffs in Intermediate-Age Star Clusters: A Correlation Between Turnoff Width and Early Escape Velocity
我们提出的颜色星等图分析深哈勃太空望远镜成像的质量有限的样本中的18个中间年龄（1 - 2 Gyr老）的麦哲伦星云，其中包括8个集群的新数据获得。我们发现，我们的样本中的${\it all}$星团的特征扩展的主序星关闭（eMSTO）区域，比可以占一个简单的恒星星族（包括未解决的双星）。MSTO的半高宽表明年龄跨度为200- 5.5亿年。我们评估团簇的动力学演化和没有初始质量分离。我们的主要结果是：（1）eMSTO星团次级红团簇中的红团簇（RC）星比例与具有假年龄$\leq 1.35$ Gyr的MSTO星比例成比例;（2）eMSTO星团假年龄分布的宽度与它们的中心逃逸速度$v_{\rm esc}$相关，无论是现在还是在1000万年的年龄。我们发现，这两个结果是不太可能被复制的影响，互动的双星或恒星旋转速度的范围。因此，我们认为，eMSTO现象主要是由扩展的恒星形成的集群内;（3）我们发现，$v_{\rm esc} \geq 15$ km/s的年龄至少为1亿年的${\it all}$集群具有eMSTO，而$v_{\rm esc} \leq 12$ km/s在所有年龄的两个较低质量的集群在相同的年龄范围内，${\it not}$显示eMSTO。我们认为，eMSTO只发生在早期逃逸速度高于恒星风速的星团中，这些恒星提供了形成第二代恒星的物质。12-15 km/s的阈值与文献中中等质量AGB…
2014-11-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
WOCS XCIII: NGC 7789: the Evolution of Li, Stellar Rotation, and Extended Main Sequence Turnoffs
本研究结合多波段测光与Gaia等数据，分析疏散星团NGC 7789的红化、年龄、锂丰度演化及主序色展，证实自转速度分布是锂谷结构与延伸主序拐点的成因，并对比了NGC 752的相关差异。
2025-10-29 astro-ph.SR
Towards ensemble asteroseismology of the young open clusters Chi Persei and NGC 6910
在对英仙座迟子星和NGC 6910的变星调查中，属于这两个疏散星团的Beta Cep星的数量增加到了20颗，其中9颗在NGC 6910，11颗在英仙座迟子星。我们比较脉动的属性，特别是频谱，在这两个集群的Beta Cep星，并解释集群的全球参数的差异。我们还指出，在英仙座的B型星之间的变化更复杂的图案很可能是由在这个集群中的恒星较高的自转速度。我们的结论是，两个疏散星团中的脉动星样本构成了一个很好的起点，集合星震学的β Cep型星，也可能为其他B型脉动星。
2010-04-16 astro-ph.SR
Stellar variability at the main-sequence turnoff of the intermediate-age LMC cluster NGC 1846
大麦哲伦星系中的中龄星团呈现出扩展的主序星序转折（MSTO），这被归因于多个恒星星族或恒星自转的影响。最近有人提出，这些扩展的主序列也可以由病态的恒星变率产生。在这里，我们提出了Gemini-S/GMOS时间序列观测的中间年龄集群NGC 1846。利用差分图像分析，我们确定了73个新的变星，其中55个是盾牌座δ型，也就是说，脉动变量接近MSTO的集群年龄。考虑到完整性和背景污染的影响，我们估计属于星团的盾牌座δ的数量在40到60个成员之间，尽管这个数字是基于在星团半光半径内检测到单个盾牌座δ。在MSTO水平上，这些变星的数量不会产生MSTO的显著加宽，尽管需要更高分辨率的成像来排除变星作为扩展MSTO现象的主要贡献者。虽然不多，但这个数量的盾牌座δ使NGC 1846成为有史以来发现的这些变量数量最多的星团。最后，我们的研究结果是一个警示的故事，足够的浅变异调查在LMC（如OGLE），以获得其三角洲盾牌座人口的属性。
2018-02-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Does the A-type Metallic-line Star IW Persei Have Non-Uniform Chemical Anomaly on the Surface?
本研究通过分析IW Per不同相位的高色散光谱，发现其关键谱线等值宽度无可靠相位依赖性变化，表明该A型金属线星表面不存在显著化学不均匀性，且丰度分析证实其Am星特性。
2023-07-18 astro-ph.SR
WIYN Open Cluster Study, LXXVI. Li Evolution Among Stars of Low/Intermediate Mass: The Metal-Deficient Open Cluster, NGC 2506
本文分析了NGC 2506从分叉到巨分支的视场中287颗恒星的HYPERANE光谱。根据以前的数据，22颗被确定为可能的双星; 90多颗被归类为潜在的非成员。使用谱线等效宽度和神经网络方法对~60颗红巨星和缓慢旋转的关闭星进行光谱分析，得到[Fe/H] = -0.27 +/-0.07（s.d.）和[Fe/H] = -0.27 +/-0.06（s.d.），分别Li丰度是由145个可能的单星成员得出的，44个是上限。在Li倾角以外的转折星中，A（Li）= 3.04 +/- 0.16（s.d.），没有颜色、亮度或旋转速度的趋势。从穿过亚巨星分支的分叉处开始，在巨星分支的底部有一个清晰的下降到A（Li）~1.25，伴随着旋转速度从~20到70 km/s之间下降到小于20 km/s的恒星进入亚巨星分支和更远。A（Li）从巨星分支底部到红巨星团水平保持有效常数。在星团上方的一个新成员重新定义了第一个上升红巨星分支的路径;它的Li比第一个上升红巨星低0.6 dex。除了一个例外，所有氦闪光后的恒星都有A（Li）的上限，在或低于最亮的第一颗红巨星的水平。的模式是在良好的定性协议与模型预测的低/中等质量的恒星进行旋转诱导的混合在关闭和亚巨星分支，第一次疏浚，和热盐混合超出红巨星凸点。
2018-02-09 astro-ph.SR
At what mass are stars braked? The implication from the turnoff morphology of NGC 6819
在大多数年轻和中等年龄的星团（小于2 Gyr）中明显存在的扩展的主序列关闭是由快速旋转的早型（早于F型）恒星引起的已知特征。晚型恒星不是快速旋转的恒星，因为它们的初始角动量由于磁制动而迅速分散。然而，恒星被磁制动的质量极限并没有被观测很好地限制。在本文中，我们提出了一个分析的eMSTO的NGC 6819，一个疏散星团的一个中等年龄（~2.5 Gyr），被认为是可比的寿命附近的恒星的质量极限磁制动。通过与合成CMD的比较，我们发现NGC 6819没有明显的eMSTO。它的TO区的形态可以很容易地解释为一个简单的恒星星族考虑到观测的不确定性以及微分红化。此外，NGC 6819中的MSTO恒星的平均自转速度和色散值非常小，表明它们经历了显著的磁制动。结合在文献中的结果的集群的年轻的年龄，我们目前的工作表明，在星团中的eMSTO消失的临界年龄必须更短，但非常接近的年龄NGC 6819，这反过来又意味着一个临界恒星质量的磁制动在太阳金属丰度以上，但接近1.54 $M_{\odot}$的基础上PARSEC模型。我们强调，eMSTO现象可以提供一种独特的方式来约束磁制动的起始质量。
2021-12-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
No evidence of chemical anomalies in the bimodal turnoff cluster NGC 1806 in the LMC
我们研究了NGC 1806的化学组成，这是一个巨大的、中等年龄的球状星团，显示出双主序的转折。我们分析了该星团中8颗巨星的高分辨率光谱样本（用甚大望远镜的FLAMES进行了加密），发现平均铁含量为[Fe/H]=--0.60 +- 0.01 dex，没有证据表明轻元素（Na，O，Mg，Al）的丰度存在内在的星与星之间的变化。结合光学测光和近紫外哈勃空间望远镜测光得到的（m_（F814 W）; m_（F336 W）-m_（F814 W））色星等图显示了一个狭窄的红巨星分支，从而排除了星团中C和N丰度的内在变化。这些发现表明，NGC 1806并没有拥有化学上不同的子种群，与在古老的球状星团中发现的不同。反过来，这表明双主序列关闭现象不能用通常用来解释在旧球状星团中观察到的化学异常的自富集过程来解释。其他解决方案（即，恒星旋转、星团之间的合并或与巨大分子云的碰撞）应该被设想来解释这类球状星团。
2014-08-31 astro-ph.SR
The intermediate polar cataclysmic variable GK Persei 120 years after the nova explosion: a first dynamical mass study
我们提出了一个完整的动力学研究的中间极性和矮新星激变变量GK Per（新星英仙座1901年）的基础上的多站点光学光谱和$R$波段测光活动。演化施主星的径向速度曲线具有半振幅$K_2=126.4 \pm 0.9 \, \mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}$和轨道周期$P=1.996872 \pm 0.000009 \, \mathrm{d}$。我们将施主星的投影旋转速度改进为$v_\mathrm{rot} \sin i = 52 \pm 2 \, \mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}$，它与$K_2$一起提供施主星与白矮星的质量比$q=M_2/M_1=0.38 \pm 0.03$。我们还确定了系统的轨道倾角，通过模拟的相位折叠椭球光变曲线，并获得$i=67^{\circ} \pm 5^{\circ}$。在$68$ %置信水平下，得到的动力学质量为$M_{1}=1.03^{+0.16}_{-0.11} \, \mathrm{M}_{\odot}$和$M_2 = 0.39^{+0.07}_{-0.06} \, \mathrm{M}_{\odot}$。白矮星的动力学质量进行比较，通过建模的下降光曲线的$1901$新星事件和X射线光谱学的估计。最匹配的质量估计来自新星光变曲线模型和X射线数据分析，该分析使用了静止时和矮新星爆发时阿尔芬半径之间的比值。
2021-09-16 astro-ph.SR
The effects of the overshooting of the convective core on main-sequence turnoffs of young- and intermediate-age star clusters
最近的研究表明，扩展的主序星转折点（eMSTO）是麦哲伦星云中中等年龄星团的一个共同特征。eMSTO也出现在100年星团的色星等图（CMD）中。eMSTO的起源仍然是一个悬而未决的问题。此外，星震学表明，对流核的过冲参数$δ_{\rm ov}$的值对于质量近似相等的恒星是不固定的。因此，星团的MSTO可能会受到对流核心（OVCC）过冲的影响。我们计算了不同$δ_{\rm ov}$的OVCC对年轻和中等年龄星团MSTO的影响。\textbf{If $δ_{\rm ov}$ varies between stars in a cluster,}观测到的年轻和中等年龄星团的eMSTO可以很好地解释的影响。由OVCC引起的MSTO的等效年龄扩展与星团的年龄有关，并且与许多星团的观测结果符合得很好。此外，观测到的NGC 1856的eMSTO被具有不同$δ_{\rm ov}$的同时代人群所复制。星团的eMSTO可能与OVCC效应有关。OVCC的影响\textbf{are similar to that of rotation in some respects. But the effects cannot result in a significant split of main sequence of young star clusters at $m_{U}\lesssim 21$.}快速…
2017-01-21 astro-ph.SR
Populations of rotating stars III. SYCLIST, the new Geneva Population Synthesis code
我们提出了一个新的工具，用于建立合成色星等图的同时代的恒星星族。我们研究，从理论的角度来看，恒星的轴向旋转的影响，对各种观察到的性能的单年龄恒星星族：在关闭的幅度，光度特性的演变恒星，表面速度，表面丰度，和旋转的影响，年龄测定的集群的等时线拟合。不同的初始质量，金属丰度，和零年龄的主序列（ZAMS）的旋转速度的恒星模型被用来建立内插恒星轨道，等时线，和合成集群的各种年龄和金属丰度。合成人口占ZAMS的旋转速度的初始分布的影响，倾角的影响和重力和临边昏暗，未解决的二进制和光度误差的影响。内插轨迹、等时线和合成簇可以通过公共网络界面计算。对于金属丰度在[0.002，0.014]范围内，年龄在30万年和1 Gyr之间的星系团，在主序列（MS）带上的快旋子的比例是最大的，就在关闭的下方。这是由于旋转而增加MS寿命的自然结果。在3000万年和1千兆年之间，快旋星的比例也随着星团年龄的增加而增加。当金属丰度降低时，富集恒星的比例会增加。我们表明，使用的等时线计算旋转恒星模型的初始旋转，这是代表的平均初始旋转的恒星在集群提供了一个合理的估计年龄，即使在一个真正的集群中的恒星没有开始他们的演化与相同的初始旋转。
2014-04-28 astro-ph.SR
X-ray polarimetry of X-ray pulsar X Persei: another orthogonal rotator?
本文利用IXPE观测了X射线脉冲星X Persei，发现其偏振信号随自转相位剧烈变化，旋转矢量模型分析表明该脉冲星自转轴与磁偶极轴存在大夹角，属于正交旋转体，且消除相位效应后偏振度随能量显著增加。
2023-03-30 astro-ph.HE 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
The overlooked role of stellar variability in LMC intermediate-age clusters
在大多数中龄（1-3 Gyr）大麦哲伦星系星团中看到的广泛、延伸的主序星序转折，被解释为恒星形成历史延长和/或极端恒星自转的结果。一个更基本的解释可能是恒星的变化。对于这些年龄范围内的星团，不稳定带穿过主序上部，产生了许多变星（称为盾牌座δ），如果没有适当考虑，可能会出现一个延伸的转折。LMC星系团NGC 1846中的变率程序的第一个结果揭示了相当数量的这种类型的变量，尽管仍然太低而不能产生有意义的扩展，但需要注意的是，只有通过专门的HST程序才能揭示LMC中这个和其他星系团中心的真正变量内容。
2018-02-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The effects of differential reddening and stellar rotation on the appearance of multiple populations in star clusters: the case of Trumpler 20
我们提出了一个详细的分析的上部主序列的1.3 Gyr老疏散星团Trumpler 20。高精度BV测光结合甚大望远镜/火焰中分辨率光谱学的954颗恒星是必不可少的，以了解颜色星等图（CMD）的不寻常的外观，最初表明在特朗普勒20多个人口。我们发现，差异红化是一个主要的贡献者明显的分裂/扩大的主序列关闭区域。在其极端情况下，过量微分红化达到Delta（B-V）=0.1，而所采用的最小红化为E（B-V）=0.36。一个独特的测量投影旋转速度的样本表明，恒星旋转是高附近的主序星的转折，达到vsin i=180公里/秒。通过将上部主序星分为慢转星和快转星，我们发现快转星的边缘蓝移δ（V-I）=-0.01，对应于这些子样本之间的中值vsin i为60 km/s的差异。我们的结论是，恒星自转有一个不显著的影响，这个中间年龄的疏散星团的上主序的形态。特朗普勒20似乎包含一个单一的同时代恒星群，但有证据表明红色团块是扩展的。
2012-03-05 astro-ph.SR
Eclipsing binaries in the open cluster Ruprecht 147. III: The triple system EPIC 219552514 at the main-sequence turnoff
本文报道了位于老疏散星团疏散星团Ruprecht 147分叉处的2.75天双线分离食双星EPIC 219552514的光谱观测结果。对我们的径向速度测量和K2光变曲线的联合分析得出M1 = 1.509（+0.063 / -0.056）MSun和M2 = 0.649初级和次级的MSun为（+0.015 / -0.014），半径分别为R1 = 2.505（+0.026 / -0.031）RSun和R2 = 0.652（+0.013 / -0.012）RSun。有效温度为6180 +/- 100 K的F7小学和4010 +/- 170 K的后期K中学。轨道是圆形的，恒星的自转似乎与轨道运动同步。这是继我们早期对EPIC 219394517和EPIC 219568666的研究之后，在同一星团中分析的第三个食系统。通过与PARSEC系列的恒星演化模型比较，我们推断出2.67（+0.39 / -0.55）Gyr的年龄与其他两个系统的估计一致。EPIC 219552514是一个三级系统，其轨道周期为463天。看不见的第三纪要么是低质量的M矮星，要么是白矮星。
2020-04-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stars caught in the braking stage in young Magellanic Clouds clusters
许多麦哲伦星团（年龄高达20亿年）的色星等图显示恒星离开主序星的延伸关闭区域，表明存在多个年龄可能相差数亿年的恒星星族（Mackey et al. 2008，Milone et al. 2009，Girardi et al. 2011）。一个有争议的问题是，这种延长的关闭是否是由于不同恒星自转的种群造成的（Girardi et al. 2011，Goudfrooij et al. 2011，Rubele et al. 2013，Li et al. 2014）。最近在一些较年轻的星团（大约8000 - 40000万年）中发现了一个“分裂”的主序列，这为这个谜团增添了另一块拼图。主序的蓝（红）侧与缓慢（快速）旋转的恒星模型一致（D 'Antona et al. 2015，Milone et al. 2016，Correnti et al. 2017，Milone et al 2016），但观察到的颜色-星等图的完整理论表征似乎还需要年龄分布（Correnti et al. 2017）。我们在这里表明，在迄今为止分析的三个星团中，如果用一直缓慢旋转的模型来解释蓝色主序星，它们必须比星团的其余部分年轻约30%。如果它们被解释为恒星最初快速旋转，但后来变慢了，那么年龄差异就消失了，而“制动”也有助于解释延长的转折点的明显年龄差异。麦哲伦星云的年龄分布是旋转恒星演化的一种表现。建议进行观察性试…
2017-07-24 astro-ph.SR
The role of binarity and stellar rotation in the split main sequence of NGC 2422
除了在年轻和中等年龄（约6亿年-2千兆年）的星团中广泛发现的扩展主序列关闭外，一些年轻的星团甚至表现出分裂的主序列（MS）。不同的恒星自转速率被提出来解释分叉的MS模式，红色和蓝色MS（rMS和bMS）分别由快速和缓慢旋转的恒星组成。利用盖亚早期数据第三版的测光，我们报告了一个银河系疏散星团，它有一个分叉的MS，NGC 2422（~ 9000万年）。我们排除的可能性，分叉MS模式是由光度噪声或微分红化。我们的目标是研究恒星旋转是否可以解释分裂MS。我们使用加拿大-法国-夏威夷望远镜和南部非洲大望远镜观测到的光谱，并直接测量v sin i，投影旋转速度，为bMS和rMS中的恒星。我们发现，它们的v sin i值与它们在色星等图中的位置相关性很弱，因为大部分RMS星的低投影旋转速度造成的污染。基于光谱能量分布拟合的方法，我们认为这些缓慢旋转的恒星可能隐藏着一个双星伴星，这打破了预期的v sin i色相关。未来的时域研究重点是这些缓慢旋转的恒星是否是径向速度变量是至关重要的，以测试恒星旋转和双星在产生分裂MS的作用。
2022-08-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Multi-Wavelength Study of the Segue 3 Cluster
我们提出了新的SDSS和华盛顿测光的年轻，外晕恒星系统，Segue 3。结合存档VI观测，我们最一致的结果产生：$Z=0.006$，$\log(Age)=9.42$，$(m-M)_0=17.35$，$E(B-V)=0.09$，具有高的二进制分数的$0.39\pm 0.05$，使用帕多瓦模型。我们证实，质量隔离已经发生，支持这一集群被潮汐破坏的假设。一个3参数的King模型产生的星团半径为$r_{cl}=0.017^\circ$，核心半径为$r_{c}=0.003^\circ$，潮汐半径为$r_t=0.04^\circ \pm 0.02^\circ$。帕多瓦和达特茅斯模型网格的比较表明，集群是没有显着的$α$增强，平均[Fe/H] $=-0.55^{+0.15}_{-0.12}$ dex，和人口年龄只有$2.6\pm 0.4$ Gyr。我们排除了一个显著的年龄分布在主序星关闭，因为一个狭窄的亚巨星分支，并讨论了恒星自转和星团年龄的作用，使用达特茅斯和日内瓦模型：大约70%的赛格3星或低于主序星关闭增强旋转。我们对Segue 3的研究结果表明，它比迄今为止所有以前的研究报告都更年轻，更富含金属。从涉及华盛顿-C和SDSS-U过滤器的颜色，我们确定了几个巨人和未来的后续光谱研究可能的蓝离散，我们产生光谱能量分布以前已知的成员和潜在的Segue 3源与华盛顿（$CT_1$），斯隆（ugri…
2017-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
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。
2013-06-26 astro-ph.SR
The initial spin distribution of B-type stars revealed by the split main sequences of young star clusters
对年轻疏散星团中恒星的光谱观测显示出恒星自转速度的二分分布，其中10-30%的恒星自转缓慢，而其余70-90%的恒星自转相当快。与此同时，年轻星团的高精度多波段测光显示出分裂的主序星带，这再次被解释为由于自旋二分法。最近的论文表明，极端的旋转需要恢复光度分裂。然而，我们新的MESA模型网格和流行的SYCLIST模型表明，初始缓慢（0-35%的线性开普勒旋转速度）和中间（开普勒旋转速度的50-65%）旋转足以解释光度分裂。这些值与最近对星团和场星的光谱测量结果相一致，并且可能反映了上主序星的出生自旋分布。一小部分最初旋转速度较快的恒星可能在主序星演化结束时达到近临界旋转，并在年轻星团的关闭区域产生Be星。然而，我们发现，被明星的存在下，集群关闭两个幅度主张在创建被明星的二进制相互作用的关键作用。我们认为，表面化学成分的测量可能有助于区分这两个恒星形成通道。虽然只有最快速旋转的，因此富含氮的，单颗恒星可以演变成Be星，缓慢的前质量转移旋转和低效的吸积允许温和或没有富集，即使在临界旋转吸积诱导的Be星。我们的研究结果揭示了新的起源的自旋分布的年轻和演化的B型主序星。
2022-12-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar rotation and binaries in open clusters with Gaia DR3
INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri（INAF-阿切特里天文台）；Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università di Firenze（佛罗伦萨大学物理与天文学系）；INAF – Osservatorio Astronomico di Roma（INAF-罗马天文台）；Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università degli Studi di Bologna（博洛尼亚大学物理与天文学系）
利用Gaia DR3数据研究开放星团中恒星自转特性，发现蓝走星、快速旋转红巨星及eMSTO星团的新结果，并提出蓝走星数量与星团质量年龄关系的新参数化模型。
2026-05-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Bayesian Ages for Early-Type Stars from Isochrones Including Rotation, and a Possible Old Age for the Hyades
我们结合最近计算的恒星演化模型，使用一种新的治疗旋转与贝叶斯统计框架，以约束早期型恒星的年龄和其他属性。我们发现早期类型的恒星和星团与已知的年轻年龄，包括β Picture，昴宿星，大熊座移动群很好的协议。然而，我们得出的毕宿疏散星团的年龄要大得多（7.5亿+/-1亿年，而不是6.25亿+/-5000万年）。这一年龄的增长是由于主序星寿命随恒星自转而增加，以及主序星转折点附近的旋转模型更明亮，与质量稍大（寿命较短）的非旋转模型重叠。我们的方法使用一个大的网格的非旋转模型之间插入一个更稀疏的旋转网格，还包括一个详细的计算合成幅度作为方向的函数。我们在www.bayesianstellarparameters.info上提供了一个网络界面，可以下载我们对个别早期型（B-V<~0.25）依巴谷星的分析结果。Web界面接受用户提供的高斯金属丰度先验参数，并返回质量、年龄和方向的后验概率分布。
2015-05-28 astro-ph.SR
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。
2010-04-12 astro-ph.SR
The Relationship of Stellar Radius Inflation to Rotation and Magnetic Starspots at 10--670 Myr
本研究基于261颗年轻低质量恒星，发现半径膨胀与自转（Rossby数）及星斑覆盖比例密切相关，且温度抑制平衡膨胀以维持光度，支持磁性为直接原因。
2025-06-23 astro-ph.SR
When does the onset of multiple stellar populations in star clusters occur-III: No evidence of significant chemical variations in main-sequence stars of NGC 419
最近的研究表明，星团中多个恒星星族（MP）的出现年龄似乎与年轻星团中扩展主序星序转折（eMSTO）的消失相对应，这是一种与恒星自转相关的模式。一个推测性的建议是，MP可能是由磁制动引起的，这是一种与旋转有关的恒星进化效应。在这项工作中，我们使用年轻的大质量星系团NGC 419作为测试床。我们检查了它的磁烤MS星是否会显示MP。利用哈勃太空望远镜观测到的深紫外和可见光图像，结合对氮（N）丰度敏感的特定颜色指数，我们研究了其晚期G型和K型MS星是否受到N变化的影响。我们的分析报告，其GK型MS的形态是最有可能的SSP，只有一个可以忽略不计的概率，表明N的变化高达0.4 dex的存在。我们的结论是，没有显着的N变化之间的GK型MS星。晚型MS星之间没有显著的化学变化表明MP可能不是磁制动星的特定模式。
2020-02-29 astro-ph.GA 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
Rotation of Kepler field dwarfs and sub giants: Spectroscopic $v \sin I$ from APOGEE
我们使用来自APOGEE巡天的5，337个开普勒矮星和次巨星的光谱$v \sin i$测量来研究恒星旋转趋势。我们发现一个检测阈值为10公里/秒，这使我们能够探索中等质量恒星的自旋离开主序星，合并产品，年轻的恒星，潮汐同步双星。在富含$α$的恒星中，我们看到了蓝离散星和场关闭之间的明显区别，蓝离散星的急剧快速旋转截止与卡夫中断一致。我们还发现快速旋转和RV的变化，在一个样本的红色离散恒星，大大低于巨大的分支，贷款的假设，这些是积极的，潮汐同步的二进制文件的可信度。在现代角动量演化模型所预测的区域中，我们看到了亚巨星分支快速和缓慢旋转之间过渡的明确证据。我们发现Huber等人（2014）基于2 MASS光度法添加的KIC目标的光谱和光度特性之间存在实质性一致性。对于未演化的低主序，我们看到相同的浓度对快速旋转的光度计双星的旋转周期数据中观察到的，但在一个增强的速度。我们将这种差异归因于未解决的近等光度光谱双星的速度位移的顺序上的APOGEE分辨率。在冷的未进化的恒星中，我们发现了4%的过度快速旋转器分数，这是由光度双星的管道问题引起的。
2020-06-25 astro-ph.SR
Rotation periods for cool stars in the 4 Gyr-old open cluster M67, the solar-stellar connection, and the applicability of gyrochronology to at least solar age
我们报告20个冷（FGK）的主序星成员星的4 Gyr-old的疏散星团M 67（= NGC 2682）的旋转周期，通过分析从活动5的K2任务与开普勒太空望远镜的数据。自转周期在颜色周期图（CPD）中描绘了一个随颜色变红而增加的周期序列。这个序列代表了在星团表面年龄P = P（t，M）的横截面，在先前的工作中建议至少延伸到太阳年龄。目前的太阳位于边缘（约。一个σ），因为它的相对年龄使我们预期，并且位于P = P（t，M）表面上，在测量精度范围内。因此，我们得出结论，与星团恒星相比，太阳的自转速率是正常的，这一事实加强了太阳与恒星的联系。M1，67自转周期测量值与先前预测值之间的一致性进一步表明，自转周期，特别是当与适当的支持工作（如光谱学）相结合时，可以通过陀螺年代学为其他类似的FGK矮星提供从主序早期到太阳年龄以及可能直到主序关闭的可靠年龄。M 67旋转星的旋转年龄为4.2 Gyr，标准偏差为0.7 Gyr，这意味着类似的恒星可以精确到17%。因此，M 67星系团整体的旋转年龄为4.2 Gyr，但不确定性较低（平均）为0.2 Gyr。
2016-03-30 astro-ph.SR
Uncovering the Origin of Slow Rotators among Intermediate-Mass Stars in the Star-Forming Cluster Trumpler 14
National Central University（中央大学）；Curtin University（科廷大学）；University of Texas, Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）
本研究通过分析Trumpler 14星团中118个中等质量成员的盘和X射线特征，发现慢自转体与星周盘及X射线发射相关，提出高能过程可能是角动量损失的额外通道。
2026-09-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Extended Main Sequences in Star Clusters
本文综述了年轻和中年星团中扩展主序带与扩展主序转折点的观测特征、形成机制及天体物理意义，指出恒星自转是解释这些现象的最合理机制，并讨论了相关研究对恒星磁制动、潮汐锁定双星和磁星形成等问题的启示。
2024-01-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Rotation and H$α$ emission in a young SMC cluster: a spectroscopic view of NGC 330
本文通过对年轻SMC星团NGC 330中30颗eMSTO恒星的高分辨率光谱分析，揭示了由快速自转Be星和慢速自转较热恒星组成的双族群结构，并发现了窄Hα/Hδ发射特征及星云Hα发射对观测的影响。
2024-06-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Grids of rotating stellar models with masses between 1.0 and 3.0 Msun
计算了质量在1.0 ~ 3.0 $M_{\odot}$之间、分辨率为$δM \leq 0.02$ $M_{\odot}$的旋转模型的演化轨迹网格，可用于研究旋转对恒星演化和星团特征的影响。$\sim$ 2.05 $M_{\odot}$是自转对恒星结构和演化影响的临界质量。对于$M >$ 2.05 $M_{\odot}$的恒星，旋转导致对流核的增加和主序（MS）寿命的延长;旋转模型的演化比非旋转模型慢;旋转对这些恒星演化的影响与对流核过冲的影响相似。然而对于$< M/M_{\odot}<$为1.1 $< M/M_{\odot}<$ 2.05的恒星，自转会导致对流核心的减少，并缩短MS的寿命;自转模型比非自转模型演化得更快。当质量位于$\sim$ 1.7 - 2.0 $M_{\odot}$的范围内时，由旋转引起的不稳定性引起的混合是无效的;流体静力学效应在这些恒星的演化中占主导地位。对于质量在1.6 ~ 2.0 $M_{\odot}$之间的模型，在MS阶段，旋转模型的有效温度总是低于相同年龄的非旋转模型。对于给定的年龄，质量越低，有效温度的变化越小。因此，旋转可能会导致在中等年龄星团的色星等图中MS关闭附近的颜色扩散。
2012-12-07 astro-ph.SR
The Ages of Early-Type Stars: Strömgren Photometric Methods Calibrated, Validated, Tested, and Applied to Hosts and Prospective Hosts of Directly Imaged Exoplanets
对附近的早期型（BAF）恒星进行了年龄测定，这些恒星是高对比度碎片盘和行星成像调查的有吸引力的目标。我们的分析序列包括：从星表中获取紫外-β测光，对消光效应进行校正，将测光结果插值到确定大气参数的模型大气网格上，最后，与主序前到主序后恒星演化模型的理论等时线进行比较，并考虑恒星自转的影响。我们校准和验证我们的方法在大气参数阶段，通过比较我们的结果从根本上确定Teff和log g值。我们验证和测试我们的方法在演化模型阶段，通过比较我们的结果的年龄几个基准疏散星团（IC 2602，α英仙座，昴星团，毕星团）的公认的年龄。最后，我们应用我们的方法来估计恒星年龄的3493场恒星，包括几个直接成像的系外行星候选人。
2015-04-08 astro-ph.SR
Li Evolution and the Open Cluster NGC 6819: A Correlation Between Li Depletion and Spindown in Dwarfs More Massive Than the F-Dwarf Li-Dip
利用333颗NGC 6819恒星的光谱和盖亚天体测量，绘制了从巨分支尖端到Li倾角以下0.5等的Li演化图。基于神经网络光谱分析，与[Fe/H] =-0.04的等时线比较，产生的年龄为2.25（2.4）Gyr，E（B-V）= 0.16（0.14）和（m-M）= 12.40（12.29）。尽管起源于Li dip之外，但只有10%的单个次巨星/巨星具有可测量的Li。在Li倾角以上，单颗恒星的极限A（Li）为3.2 +/- 0.1，但较低的范围与倾角内的范围相当。F-矮星Li倾斜剖面与Hyades/Praesepe一致，向前演化。在比Li倾斜度更暗的高原上的恒星中，Li水平为A（Li）= 2.83 +/- 0.16;色散比仅从光谱误差中预期的要大。比较NGC 7789、NGC 2506、NGC 3680和NGC 6819中转折星的Li和V_ROT分布表明，主序的旋转自旋下降对确定Li倾斜的边界至关重要。对于更高质量的矮星，自旋下降同样与Li耗尽相关，产生第二次下降，但质量更高，时间尺度更长。NGC 6819的演化恒星中的Li分布更能代表较老的M67，其中亚巨星和巨星从Li凹陷中出现，而较年轻的NGC 7789，其中关闭恒星之间的V_ROT范围很大，可能产生巨星之间的质量范围。
2019-09-10 astro-ph.SR
