[论文解读] Rotational velocities of A-type stars II. Measurement of vsini in the northern hemisphere

F. Royer, S. Grenier+3 more|ArXiv.org|May 16, 2002

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 4被引用 143

一句话总结

本研究利用奥赛-上普罗旺斯天文台1.52米望远镜的高分辨率光谱，对北半球249颗A型恒星进行了投影旋转速度（v sin i）的同质化测量。通过在4200–4600 Å波段对谱线轮廓进行傅里叶变换分析，作者测得v sin i，其平均相对误差约为5%，确认了与早期Slettebak等人（1975年）值之间存在系统性偏差，并建立了新的校准关系：v sin i(新) = 1.03 × v sin i(旧) + 7.7 km s⁻¹。

ABSTRACT

This work is the second part of the set of measurements of vsini for A-type stars, begun by Royer et al. (2002). Spectra of 249 B8 to F2-type stars brighter than V=7 have been collected at Observatoire de Haute-Provence (OHP). Fourier transforms of several line profiles in the range 4200--4600 A are used to derive vsini from the frequency of the first zero. Statistical analysis of the sample indicates that measurement error mainly depends on vsini and this relative error of the rotational velocity is found to be about 5% on average. The systematic shift with respect to standard values from Slettebak et al. (1975), previously found in the first paper, is here confirmed. Comparisons with data from the literature agree with our findings: vsini values from Slettebak et al. are underestimated and the relation between both scales follows a linear law: vsini(new) = 1.03 vsini(old) + 7.7. Finally, these data are combined with those from the previous paper (Royer et al. 2002), together with the catalogue of Abt & Morrell (1995). The resulting sample includes some 2150 stars with homogenized rotational velocities.

研究动机与目标

• 为北半球天空中的A型恒星提供一个同质化、无需校准的v sin i测量样本。
• 通过应用一致且客观的方法，解决以往发表的v sin i值之间的不一致性。
• 量化并校正当前测量值与早期标准（如Slettebak等人，1975年）之间的系统性偏差。
• 将新数据与先前结果（论文I及Abt & Morrell，1995年）相结合，形成一个约2150颗恒星的全面、统一样本。
• 提高用于恒星演化和运动学研究的早型星旋转速度数据的准确性和一致性。

提出的方法

• 利用奥赛-上普罗旺斯天文台1.52米望远镜上的AURÉLIE光谱仪获取高分辨率光谱（R ~ 16,000）。
• 在4200–4600 Å波段对谱线轮廓使用傅里叶变换技术，通过首次零点的频率确定v sin i。
• 使用钨灯进行平场校正，并通过钍-氩灯进行波长校准，同时对仪器引起的伪影进行调整。
• 在三个波段中选择光谱线：Λ₁（4110–4310 Å）、Λ₂（4226–4432 Å）和Λ₃（4390–4600 Å），其中优先使用Λ₃进行v sin i分析。
• 在与文献值比较时，采用3σ裁剪法识别并剔除异常值，尤其针对已知为双星或多星系统或变星的恒星。
• 推导出新旧v sin i值之间的线性比例关系：v sin i(新) = 1.03 × v sin i(旧) + 7.7 km s⁻¹。

实验结果

研究问题

• RQ1 北半球A型恒星的真实v sin i分布是什么？其系统性偏差最小化程度如何？
• RQ2 傅里叶变换方法在v sin i测定中的准确性和一致性方面，与以往技术相比如何？
• RQ3 早期v sin i测量值（如Slettebak等人，1975年）在多大程度上系统性地低估了真实值？
• RQ4 能否通过使用统一方法整合多个来源的数据，构建一个一致且同质化的v sin i样本？
• RQ5 恒星多重性和变异性在多大程度上影响v sin i测量的可靠性？

主要发现

• v sin i的平均相对测量误差约为5%，主要取决于v sin i本身的数值大小。
• 确认了新测量值与Slettebak等人（1975年）值之间存在系统性偏差，后者系统性地低估了真实值。
• 新旧v sin i值之间的线性比例关系被量化为：v sin i(新) = 1.03 × v sin i(旧) + 7.7 km s⁻¹。
• 像HD 111786和HD 192640这类已知为变星或多星系统的恒星，表现出显著偏差，通过3σ裁剪法被排除在最终校准之外。
• 最终样本包含约2150颗恒星的同质化v sin i值，整合了本研究、论文I以及Abt & Morrell（1995年）星表的数据。
• Vega的v sin i被确认为约23 km s⁻¹，与近期高分辨率研究结果一致，否定了早期<10 km s⁻¹的低估值。