幼年星团中的星体旋转 II. 星体旋转与表面氦丰度的演化

我们通过拟合其光谱中 H-gamma 轮廓来推导 461 颗 OB 星在 19 个幼年星团中的有效温度与重力。我们使用旋转星体的合成模型轮廓，发展出一种估算这些星体极端重力的方法，我们认为这是判断其演化状态的有用指标。我们将这些结果与来自同一组开放星团中获得的投影旋转速度测量结果相结合。我们发现，较质量的 B 型星经历自转减速，这与旋转星体演化理论相符。此外，我们发现，双星成员也因扰民相互作用而经历显著的自转减速。我们还通过拟合 He I 4026、4387、4471 线，推导出大多数样本的非 LTE 校正氦丰度。在 Teff < 23000 K 的较冷星体中发现大量氦异常星。对高质量星体 (8.5 太阳质量 < M < 16 太阳质量) 的分析表明，氦富集过程经历主序星 (MS) 阶段进行，且较快旋转的星体氦丰度更高。这一发现支持理论上的观点，即旋转诱导的内部混合是 MS 阶段出现表面化学异常的主要原因。较低质量的星体在低重力对象中旋转速度较慢，并且有大比例的氦异常星。我们认为这两者都源于它们的年轻。低重力星体可能是原主序星前的星体，它们将随收缩而自转加速。这些年轻天体极可能携带来自其星云母体的残余磁场，这些强大的磁场塑造出具有异常化学丰度的表面区域。