La rotación juega un papel clave en la evolución de las estrellas con masas por encima de 8 masas solares. Conocer de manera precisa sus velocidades de rotación es, por tanto, crucial para caracterizar las propiedades de este tipo de estrellas y poder ofrecer restricciones observacionales a los modelos que estudian su evolución.

En este artículo investigamos la fiabilidad de los métodos que se utilizan en la actualidad para la determinación de las velocidades de rotación proyectadas (vsini) a partir del estudio del ensanchamiento de perfiles de líneas fotosféricas de estrellas masivas. En concreto, nos centramos en dos estrellas O magnéticas de rotación lenta, en las que el estudio del campo magnético ha permitido determinar de manera fiable los periodos de rotación. Comparamos las velocidades de rotación obtenidas de esta manera con aquellas que se obtienen aplicando dos métodos de uso común en la actualidad, basados en la transformada de Fourier (FT) y el ajuste óptimo de perfiles de línea (GOF), respectivamente.

El estudio del campo magnético indica que las dos estrellas consideradas tienen periodos de rotación de más de 1 año, lo cual implica unas velocidades de rotación proyectada menores que 1 km/s. Por otra parte, la aplicación de las técnicas FT y GOF dan como resultado valores de vsini ~ 40-50 km/s. Esta falta de acuerdo entre ambas determinaciones podría ser debida a un tratamiento inadecuado del ensanchamiento de los perfiles de línea producido por la macroturbulencia y microturbulencia.

Este estudio nos advierte de que debemos examinar de manera crítica aquellos resultados referentes a velocidades de rotación proyectadas en estrellas OB, obtenidas a partir de la aplicación del análisis FT y GOF de perfiles de línea, cuando la vsini derivada está por debajo de 50 km/s y la línea está afectada por una componente de ensanchamiento macroturbulento importante. En particular, esta aparente deficiencia de los métodos actuales podría ser crucial (i) en la interpretación de las distribuciones de velocidades de rotación en estrellas masivas obtenidas a partir de la aplicación de estas técnicas a muestras estadísticas de espectros de estrellas OB, (ii) la interpretación del estado evolutivo y los mecanismos de frenado en supergigantes B, y (iii) a la hora de explicar el bajo número de estrellas O con medidas de vsini próximas a cero.