The rotation rates of massive stars How slow are the slow ones
The rotation rates of massive stars How slow are the slow ones
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大质量恒星的自转速度慢的恒星有多慢
DOI：
10.1051/0004-6361/201322761
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发表时间：
2013
影响因子：
6.5
通讯作者：
Markova N.
中科院分区：
文献类型：
--
作者：
Sundqvist J.O;Simon-Diaz S;Puls J;Markova N.
ContextRotation在质量超过~8M <$m的恒星的生命周期中起着关键作用。因此，准确的知识，这样的大质量恒星的旋转速率是理解他们的属性和约束模型的演变是至关重要的aimsThis本文调查的可靠性，目前的方法来获得投影旋转速度svsini从线加宽签名的光球光谱的大质量恒星，方法我们使用具有确定的旋转周期的缓慢旋转的磁性O星来测试傅里叶变换（FT）和拟合优度（GOF）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量旋转周期超过一年的磁性测试星，即，withvsini 100米 s-1，我们推导出40 − 50公里 s~（-1）分别来自FT和GOF方法。这些严重的高估很可能是由于对称为微观湍流和宏观湍流的竞争性增宽机制的处理不充分造成的。结论这些发现警告我们，在存在显著的额外谱线增宽的情况下，至少当存在大于50 km的谱线增宽时，不要不加批判地依赖现有标准技术的结果来推导大质量恒星的投影转速。 s-1条件下例如，这可能对于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;以及iii）解释观测到的O星的光谱推断的缺陷是至关重要的。 s-1条件下目前正在进一步调查上述技术的潜在缺点。
ContextRotation plays a key role in the life cycles of stars with masses above ~8M⊙. Hence, accurate knowledge of the rotation rates of such massive stars is critical for understanding their properties and for constraining models of their evolution.AimsThis paper investigates the reliability of current methods used to derive projected rotation speedsvsinifrom line-broadening signatures in the photospheric spectra of massive stars, focusing on stars that are not rapidly rotating.MethodsWe use slowly rotating magnetic O-stars with well-determined rotation periods to test the Fourier transform (FT) and goodness-of-fit (GOF) methods typically used to infer projected rotation rates of massive stars.ResultsFor our two magnetic test stars with measured rotation periods longer than one year, i.e., withvsini≲ 1 km s-1, we derivevsini≈ 40−50 km s-1from both the FT and GOF methods. These severe overestimates are most likely caused by an insufficient treatment of the competing broadening mechanisms referred to as microturbulence and macroturbulence.ConclusionsThese findings warn us not to rely uncritically on results from current standard techniques to derive projected rotation speeds of massive stars in the presence of significant additional line broadening, at least whenvsini≲ 50 km s-1. This may, for example, be crucial for i) determining the statistical distribution of observed rotation rates of massive stars; ii) interpreting the evolutionary status and spin-down histories of rotationally braked B-supergiants; and iii) explaining the deficiency of observed O-stars with spectroscopically inferredvsini≈ 0 km s-1. Further investigations of potential shortcomings of the above techniques are presently under way.
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