Бул изилдөө F0 Ia спектрдик классына кирген супергигант HD 7927 жылдызынын атмосфералык параметрлерин жана химиялык курамын жогорку ажыратуучулуктагы спектрдик байкоолор менен атмосфера моделин айкалыштырып аныктайт. 3900–7800 Å толкун узундугу аралыгында, R = 56.000 ажыратуучулукта алынган спектрлер колдонулган; Балмер сызыктарынын эквиваленттүү кеңдиктери менен [c1] жана Q фотометриялык индекстеринин байкалган жана теориялык маанилерин салыштыруу аркылуу эффективдүү температура T_eff = 7350 ± 200 K жана беттик тартылуу үчүн негизги текстте log g = 0,4 ± 0,2 мааниси алынган. Fe II сызыктары боюнча микротурбуленттик ылдамдык ξ_t = 7,5 ± 1 km/s деп аныкталган. Химиялык молчулук анализи жылдыз атмосферасында көмүртек салыштырмалуу аз, азот менен натрий болсо жогору экенин, изилденген башка элементтердин көбү Күнгө жакын молчулукту көрсөткөнүн аныктайт. Ошол эле учурда C, N жана Na үчүн LTEден тышкаркы таасирлерди эске алуу зарыл, ал эми кычкылтектин молчулугу бир гана O I сызыгынан чыгарылгандыктан авторлор аны көбүрөөк белгисиз деп баалашат.

Изилдөөнүн илимий мааниси HD 7927нин химиялык курамын каталогдоштуруу менен гана чектелбейт. Супергиг棨? жылдыздардын атмосфераларында көмүртек, азот жана натрий сыяктуу жеңил элементтердин молчулугу жылдыздын эволюциясында ички катмарларда иштетилген заттын бетке ташылышынан өзгөрүшү мүмкүн. Изилдөөчүлөр HD 7927де аныктаган C-N-Na үлгүсүн ушул эволюциялык алкакта чечмелешет; темирдин жана башка көптөгөн элементтердин молчулугу Күнгө жакын болушун жылдыздын баштапкы химиялык курамы Күнгө окшош болгонун көрсөткөн жыйынтык деп баалашат.

Түркия жагынан бул изилдөө өлкөгө тиешелүү астрономиялык параметр же жергиликтүү колдонмо жыйынтыгын бербейт. Бирок жогорку ажыратуучулуктагы жылдыз спектроскопиясы, сызык эквиваленттүү кеңдигин өлчөө, атмосфера моделин түзүү жана элементтик молчулукту аныктоо ыкмасы Түркиядагы обсерваториялар жана жылдыз астрофизикасы изилдөөлөрү үчүн методологиялык мааниге ээ. HD 7927 үчүн берилген температура, беттик тартылуу жана химиялык молчулук маанилери ушул жылдызга гана тиешелүү; аларды башка супергигант жылдыздарга түз колдонууга болбойт.

Изилдөөнүн негизги суроосу кандай?

Изилдөөнүн борбордук суроосу — жарыктыгы өтө жогору F0 Ia супергигант HD 7927нин атмосферасын кайсы физикалык параметрлер менен сүрөттөөгө болору жана бетинде байкалган химиялык молчулуктар жылдыз эволюциясы болжолдогон C, N жана Na өзгөрүүлөрүнө туура келеби деген маселе. Авторлор өзгөчө эффективдүү температураны, беттик тартылууну, микротурбуленттикти жана элементтик молчулуктарды бир атмосфера модели алкагында аныктоону максат кылышат.

Изилдөөнүн кириш бөлүгүндө A, F жана G спектрдик класстарындагы супергигант жылдыздар эволюцияланган сайын баштапкы заттагы жеңил элементтердин молчулуктары бетинде өзгөрүшү мүмкүн экени баса белгиленет. Ушул алкакта көмүртектин жетишсиздиги жана азоттун ашыкчалыгы менен катар натрийдин ашыкчалыгы да изилдөөнүн маанилүү химиялык көрсөткүчтөрүнүн бири. Авторлор натрийдин көбөйүшүн мурунку адабиятта сунушталган Ne-Na цикли жана терең аралашуу процесстери менен байланыштырып карашат; бирок бул изилдөө HD 7927нин ичинде жүргөн Ne-Na реакцияларын түз байкаган эксперимент эмес.

HD 7927 изилдөөчүлөр тарабынан өзгөчө жогорку жарыктыгынан улам көңүл бурдурган объект катары да мүнөздөлөт. Изилдөөдө мурунку адабиятка таянып абсолюттук визуалдык жарыктык M_V = −9,16 деп берилет жана жылдыз сейрек кездешүүчү гипергигант баскычына жакындап калышы мүмкүн экени айтылат. Бул билдирүү мүмкүнчүлүк катары берилген чечмелөө; изилдөө HD 7927ни жаңы классификациялык анализ менен так гипергигант деп жарыялаган эмес.

Байкоо маалыматы кантип алынган?

HD 7927нин спектри 15 Декабрь 2018 күнү Азербайжандагы Шамахы астрофизикалык обсерваториясынын 2 метрлик телескобуна туташтырылган CCD спектрографы менен алынган. Спектрдик ажыратуучулук R = 56.000, сигнал-ызы-чуу катышы S/N = 150–400, изилденген толкун узундугу 3900–7800 Å аралыгында.

Спектрлер DECH пакеттик программалары менен талданган. Спектрдик сызыктардын эквиваленттүү кеңдиктери эки ыкма менен бааланган: сызык профилинин аянтын сандык түз интеграциялоо жана сызыкты Гаусс профили менен жакындатуу. Изилдөөчүлөр эквиваленттүү кеңдик өлчөөлөрүнүн катасы %5тен ашпаганын билдиришет.

Балмер суутек сызыктарында өлчөнгөн эквиваленттүү кеңдиктер Hβ үчүн 4,41 Å, Hγ үчүн 4,02 Å жана Hδ үчүн 3,91 Å. Бул маанилер атмосфера параметрлерин аныктоодо түз колдонулган байкоолук чектөөлөрдүн бири.

Эффективдүү температура жана беттик тартылуу кантип аныкталган?

Атмосфера моделинин эки негизги параметри — эффективдүү температура T_eff жана беттик тартылуу log g — үч өз алдынча байкоо-теориялык салыштыруунун орток аймагынан аныкталган: Hβ, Hγ жана Hδ Балмер сызыктарынын эквиваленттүү кеңдиктери; Strömgren фотометриясынан [c1] индекси; Johnson UBV системасынан Q индекси.

Изилдөөдө колдонулган фотометриялык индекстер төмөнкүдөй аныкталат:

\\[ [c_1] = c_1 - 0.2(b-y) \]

\\[ Q = (U-B)-0.72(B-V) \]

Изилдөөчүлөр [c1] жана Q индекстери жылдыздар аралык өчүүнүн таасиринен тазаланган көрсөткүчтөр экенин белгилешет. Байкоолук индекс маанилери каталог маалыматтарынан алынган, теориялык фотометриялык маанилер жана Балмер сызыгынын эсептөөлөрү атмосфера моделдери менен салыштырылган.

1-сүрөттө Hβ, Hγ, Hδ, [c1] жана Q чектөөлөрүнүн T_eff-log g тегиздигиндеги кесилиши көрсөтүлгөн. Изилдөөчүлөр негизги текстте кабыл алган атмосфера параметрлери:

T_eff = 7350 ± 200 K

log g = 0,4 ± 0,2

түрүндө.

Изилдөөдө бул эффективдүү температура мурда жарыяланган 7200–7340 K тегерегиндеги ар түрдүү жыйынтыктар менен жалпысынан шайкеш экени, ал эми адабияттагы беттик тартылуу маанилери кеңирээк таралгандыгы талкууланат. Айрыкча LTE шартында Fe I/Fe II иондошуу тең салмагын колдонуп алынган жогорку log g маанилери Fe I сызыктарындагы LTEден тышкаркы таасирлер эске алынбагандыктан ашыкча бааланган болушу мүмкүн деген пикир айтылат.

Микротурбуленттик эмне үчүн Fe II сызыктарынан эсептелген?

Бир өлчөмдүү жылдыз атмосферасы моделдеринде байкалган спектрдик сызык кеңдиктеринин жылуулук кыймылдары менен толук түшүндүрүлбөгөн бөлүгүн сүрөттөө үчүн микротурбуленттик жана макротурбуленттик параметрлер колдонулушу мүмкүн. Микротурбуленттик ылдамдык ξ_t ар башка эквиваленттүү кеңдикке ээ сызыктардан эсептелген элементтик молчулук менен сызык күчүнүн ортосунда жасалма тенденция калбай тургандай жөнгө салынат.

HD 7927 спектринде көптөгөн Fe I жана Fe II сызыктары болгонуна карабастан, изилдөөчүлөр микротурбуленттикти аныктоодо Fe II сызыктарын тандашкан. Себеби Fe I сызыктары LTEден тышкаркы таасирлерге көбүрөөк сезгич, ал эми Fe II сызыктары бул таасирлерден азыраак жабыркайт.

Аныкталган T_eff жана log g маанилери колдонулуп, Kurucz ATLAS 9 программасы менен атмосфера модели эсептелген жана ар башка ξ_t маанилеринде Fe II молчулуктары салыштырылган. Атомдук сызык маалыматтары VALD-3 маалымат базасынан алынган. 2-сүрөттө ξ_t = 7,5 km/s болгондо Fe II молчулугу log ε(Fe II) менен сызыктардын эквиваленттүү кеңдиги W_λ ортосунда көрүнүктүү корреляция калбаганы көрсөтүлгөн.

Натыйжада:

ξ_t = 7,5 ± 1 km/s

мааниси кабыл алынган жана ошол эле анализден орточо темир молчулугу log ε(Fe) = 7,47 ± 0,13 алынган.

Элементтик молчулук кайсы шкала менен берилген?

Элементтердин молчулугу астрономияда кеңири колдонулган логарифмдик сандык молчулук шкаласында берилген. Изилдөөдө шкала төмөнкүдөй аныкталат:

\\[ \log \varepsilon(\mathrm{el}) = \log \left(\frac{N(\mathrm{el})}{N(\mathrm{H})}\right)+12 \]

Бул жерде N(el) тиешелүү элементтин атомдорунун санын, N(H) суутек атомдорунун санын билдирет жана суутек үчүн log ε(H) = 12 деп кабыл алынат.

HD 7927 менен Күндүн ортосундагы молчулук айырмасы болсо:

\\[ \Delta \log \varepsilon = \log \varepsilon_{\star}(\mathrm{el}) - \log \varepsilon_{\odot}(\mathrm{el}) \]

түрүндө эсептелген. Оң Δlog ε HD 7927де тиешелүү элемент Күнгө караганда көбүрөөк, терс маани азыраак экенин көрсөтөт.

Химиялык курам эмнени көрсөтөт?

3-таблицадагы түз салыштырууда көмүртек үчүн log ε(C) = 8,36 жана Күнгө салыштырмалуу Δlog ε = −0,07; азот үчүн log ε(N) = 8,70 жана Δlog ε = +0,87; кычкылтек үчүн log ε(O) = 8,96 жана Δlog ε = +0,27; натрий үчүн log ε(Na) = 6,70 жана Δlog ε = +0,49 берилген. Темир үчүн log ε(Fe) = 7,47 жана Δlog ε = 0,00.

Бирок C, N жана Na маанилерин чечмелөөдө LTEден тышкаркы, башкача айтканда локалдык термодинамикалык тең салмактан тышкаркы (non-LTE) таасирлер маанилүү. Изилдөөчүлөр мурунку эсептөөлөрдүн негизинде N I сызыктары үчүн болжол менен −0,5тен −0,6 dexке чейин, C I сызыктары үчүн болжол менен −0,2ден −0,3 dexке чейин түзөтүү керек экенин; Na молчулугунда да болжол менен 0,1–0,2 dex чоңдукта азайтуучу багыттагы LTEден тышкаркы таасир бар экенин белгилешет. O I 6300,30 Å сызыгында LTEден тышкаркы таасир маанисиз деп көрсөтүлөт.

Бул түзөтүүлөр эске алынганда изилдөөчүлөрдүн негизги сапаттык жыйынтыгы өзгөрбөйт: көмүртек салыштырмалуу аз, азот менен натрий салыштырмалуу көп; изилденген башка элементтердин көбү Күнгө жакын молчулук көрсөтөт.

3-сүрөт эмне үчүн өзгөчө маанилүү?

3-сүрөт HD 7927 менен Күндүн ортосундагы элементтик молчулук айырмаларын бир огуна чыгарып, изилдөөнүн негизги химиялык жыйынтыгын көрүнүктүү кылат. Нөл сызыгына жакын Mg, Si, Ca, Sc, Ti, V, Cr, Fe, Y, Zr, Ba, La, Ce, Nd жана Gd маанилери жалпысынан Күнгө окшош оор элементтердин үлгүсүн көрсөтсө, C, N жана Na өзүнчө талкууланат.

Сүрөттө C, N жана Na үчүн LTEден тышкаркы түзөтүүлөр да өзүнчө көрсөтүлөт. Ошондуктан 3-таблицадагы чийки айырмаларды, өзгөчө азот үчүн +0,87 dex маанисин, түз эле акыркы физикалык молчулук айырмасы катары чечмелөө туура эмес. Изилдөөнүн өз чечмелөөсү боюнча LTEден тышкаркы түзөтүүлөрдөн кийин да C жетишсиздиги жана N менен Na ашыкчалыгы сакталат.

Кычкылтек жыйынтыгын эмне үчүн этият чечмелөө керек?

Кычкылтектин молчулугу бир гана O I 6300,30 Å сызыгына таянып log ε(O) = 8,96 деп эсептелген. Изилдөөчүлөр бир сызыкка негизделген бул аныктоонун ишенимдүүлүгү чектелүү болушу мүмкүн экенин ачык айтышат.

LTEден тышкаркы C жана N түзөтүүлөрү колдонулгандан кийин жалпы C+N+O молчулугу үчүн log ε(C+N+O) = 9,07 табылган; Күн үчүн салыштыруу мааниси 8,92 деп берилген. Авторлор HD 7927деги бир аз жогору жалпы маани чыныгы C+N+O байышынан эмес, кычкылтек молчулугундагы белгисиздиктен келип чыгышы мүмкүн деп баалашат.

Изилдөө колдогон жыйынтыктар

• HD 7927 үчүн атмосфера модели менен T_eff болжол менен 7350 K деңгээлинде аныкталган.
• Негизги анализде беттик тартылуу log g = 0,4 ± 0,2 деп берилген.
• Fe II сызыктары микротурбуленттик үчүн ξ_t = 7,5 ± 1 km/s жыйынтыгын колдойт.
• Темир жана изилденген элементтердин көбү Күнгө жакын молчулук көрсөтөт.
• C, N жана Na башка элементтерден айырмаланган эволюциялык молчулук үлгүсүн көрсөтөт.
• LTEден тышкаркы таасирлер өзгөчө C, N жана Naнын сандык чечмеленишинде маанилүү.
• Кычкылтектин жыйынтыгы бир сызыкка гана таянгандыктан башка айрым элементтерге караганда этият бааланууга тийиш.

Изилдөө колдобогон же түз текшербеген жыйынтыктар

Изилдөө HD 7927нин ички катмарларындагы ядролук реакцияларды түз сүрөткө тартпайт жана терең аралашуу механизмин түз өлчөбөйт. Байкалган беттик молчулуктар эволюциялык моделдердин контекстинде чечмеленет. Изилдөө ошондой эле жылдыздын убакыт боюнча спектрдик өзгөрүүсүн көзөмөлдөгөн көп мезгилдүү иш эмес; колдонулган байкоолук спектр 15 Декабрь 2018 күнү алынган. HD 7927 гипергигант баскычына сөзсүз өткөнү да бул изилдөө менен далилденген эмес.

Ошол сыяктуу, изилдөөдөгү химиялык молчулук үлгүсү F класстагы бардык супергигант жылдыздар ушундай эле сандык мааниге ээ дегенди билдирбейт. Жыйынтыктар HD 7927нин атмосферасына, колдонулган спектрдик сызыктарга, атмосфера модели боюнча божомолдорго жана колдонулган LTE/LTEден тышкаркы баалоолорго көз каранды.

Изилдөөнүн Методу жана Жыйынтыктары

Байкоо жана маалымат иштетүү параметрлери

Балмер сызыктары

Бул үч Балмер сызыгынын байкалган эквиваленттүү кеңдиктери теориялык атмосфера модели маанилери менен салыштырылып, T_eff-log g чечимин аныктоодо колдонулган. Фотометриялык [c1] жана Q чектөөлөрүн кошуу 1-сүрөттө көрсөтүлгөн жалпы чечим аймагын түзгөн.

Атмосфера моделинин негизги параметрлери

Элементтик молчулук анализинин техникалык алкагы

Атмосфера модели T_eff = 7350 ± 200 K жана log g = 0,4 ± 0,2 параметрлери менен Kurucz ATLAS 9 колдонулуп түзүлгөн. Микротурбуленттик жана темир молчулугу үчүн Fe II сызыктары тандалган, спектрдик сызыктардын атомдук маалыматтары VALD-3 маалымат базасынан алынган.

Изилдөө C I, N I, O I, Na I, Mg I, Si I, Ca I жана Sc II, Ti II, V II, Cr II, Fe II, Y II, Zr II, Ba II, La II, Ce II, Nd II, Gd II сызыктары боюнча кеңири элементтер топтомун баалайт. 2-таблица ар бир сызык үчүн толкун узундугун, төмөнкү энергия деңгээлинин козголуу потенциалын, осциллятор күчү log gfти, эквиваленттүү кеңдикти жана сызыктан эсептелген log ε маанисин берет.

Негизги химиялык жыйынтыктар

3-таблица жана 3-сүрөт бирге каралганда изилдөөнүн химиялык белгиси жалпы чоң металл байышынан эмес, негизинен C, N жана Naдагы айырмачылыктан көрүнөт. Изилдөөчүлөр бул үлгүнү жылдыз эволюциясы учурунда ички катмарларда иштетилген заттын аралашуу процесстери аркылуу атмосферада көрүнүшү менен түшүндүрүшөт.

LTEден тышкаркы түзөтүүлөр

Булактагы маанилүү дал келбестиктер

Беттик тартылуунун белгисиздиги: Изилдөөнүн кыскача мазмуну, атмосфера параметрлери бөлүмү жана 1-сүрөттүн жанындагы негизги жыйынтык log g = 0,4 ± 0,2 маанисин берет, бирок жыйынтык бөлүмүнүн биринчи пунктунда log g = 0,4 ± 0,1 деп жазылган. Булак бул айырмага түшүндүрмө бербейт. Ошондуктан бул жерде негизги анализде кайталанган 0,4 ± 0,2 маани негиз катары алынып, жыйынтык бөлүмүндөгү ±0,1 билдирүүсү булак ичиндеги дал келбестик катары сакталган.

Fe II эквиваленттүү кеңдик чеги: Микротурбуленттик бөлүмүндө W < 280 mÅ болгон Fe II сызыктары гана колдонулганы айтылат. Бирок 1-таблицада 6147,73 Å Fe II сызыгынын эквиваленттүү кеңдиги 281 mÅ деп берилген. Изилдөө бул 1 mÅ ашуунун таблицага эмне үчүн киргизилгенин түшүндүрбөйт.

Негизги илимий чектөөлөр

Изилдөө бир өлчөмдүү атмосфера модели ыкмасына негизделет жана айрым спектрдик түрлөрдө LTE божомолу жетишсиз экени изилдөөчүлөр тарабынан өзүнчө талкууланат. C, N жана Na үчүн LTEден тышкаркы түзөтүүлөр ушул себептен өзгөчө маанилүү. Бул түзөтүүлөр HD 7927 үчүн изилдөөнүн өзүнүн деталдуу non-LTE атом модели менен кайра эсептелбестен, тиешелүү адабияттагы жыйынтыктарга таянып бааланат.

Кычкылтек молчулугунун бир гана O I сызыгынан чыгарылышы C+N+O суммасы боюнча чечмелөөнүн белгисиздигин да жогорулатат. Мындан тышкары, изилдөө бир гана байкоо датасында алынган спектрге таянгандыктан, жылдыз атмосферасындагы мүмкүн болгон убакыт өзгөрүүлөрүн текшербейт.

Булак жана Метод Эскертмеси

Толук түпнуска изилдөө аталышы: THE ATMOSPHERE OF SUPERGIANT STAR HD 7927 (F0 Ia): FUNDAMENTAL PARAMETERS AND CHEMICAL COMPOSITION

Авторлор: Z. A. Samedov; G. M. Hajiyeva.

Авторлордун ирети: Z. A. Samedov биринчи автор, G. M. Hajiyeva экинчи автор. Булакта тең биринчи авторлук же тең салым тууралуу билдирүү жок.

Мекемелер: Z. A. Samedov — Department of Astrophysics, Baku State University, Baku, Azerbaijan; Division of Physics of stellar atmospheres and magnetism, Shamakhy Astrophysical Observatory, Shamakhy, Azerbaijan. G. M. Hajiyeva — Division of Physics of stellar atmospheres and magnetism, Shamakhy Astrophysical Observatory, Shamakhy, Azerbaijan; Graduate School of Science, Art and Technology, Khazar University, Baku, Azerbaijan.

Жооптуу/байланыш автору маалыматы: Макаланын көрүнгөн библиографиялык бөлүгүндө ачык “corresponding author” белгиси жок. G. M. Hajiyeva үчүн haciyevagunay@yahoo.com электрондук дареги берилген. Ошондуктан ачык белгинин жок экени сакталуу менен байланыш дареги G. M. Hajiyeva менен байланыштырылган.

Булак түрү: Рецензияланган оригиналдуу илимий изилдөө макаласы (“Original scientific paper”).

Журнал: Serbian Astronomical Journal.

Сан жана барактар: 212 (2026), 89–95.

DOI:10.2298/SAJ250505001S

Расмий жарыялоо жазуусу:DOISerbia макала жазуусу

Жарыялоочу мекемелер: Astronomical Observatory of Belgrade жана Faculty of Mathematics, University of Belgrade.

Макаланын тапшырылган/кабыл алынган күнү: 5 Май 2025.

Кабыл алынган дата: 17 Ноябрь 2025.

Жарыяланган жыл: 2026.

Лицензия: Creative Commons Attribution-NonCommercial-NoDerivatives 4.0 International (CC BY-NC-ND 4.0).

Каржылоо: Булак текстинде өзүнчө каржылоо билдирүүсү жок.

Маалыматтардын жеткиликтүүлүгү: Булак текстинде өзүнчө маалымат жеткиликтүүлүгү билдирүүсү жок.

Кызыкчылыктардын кагылышы: Булак текстинде өзүнчө кызыкчылыктардын кагылышы тууралуу билдирүү жок.

CRediT/авторлордун салымы: Булак текстинде өзүнчө CRediT же деталдуу автордук салым билдирүүсү жок.

Бул Verianla түшүндүрмөсү илимий жыйынтыктар боюнча Samedov жана Hajiyevaнын изилдөөсүнө гана таянат. Тышкы булактар жаңы астрономиялык табылга, элементтик молчулук, механизм же сандык жыйынтык кошуу үчүн колдонулган эмес; алар жарыялоо идентификациясын, DOIни жана журналдын рецензиялоо саясатын библиографиялык текшерүү үчүн гана пайдаланылган.

Изилдөөнүн негизги методологиялык чектөөлөрү — бир өлчөмдүү атмосфера моделин колдонуу, C-N-Na молчулуктарынын LTEден тышкаркы түзөтүүлөргө сезгичтиги, кычкылтек молчулугунун бир гана O I 6300,30 Å сызыгына негизделиши жана спектрдик байкоонун бир гана датада жүргүзүлүшү. Мындан тышкары, булакта log g белгисиздиги үчүн ±0,2 жана ±0,1 түрүндө эки башка маани, ошондой эле Fe II сызыктарын тандоо чеги W < 280 mÅ деп айтылганына карабастан 281 mÅ болгон таблица сабы бар. Бул айырмачылыктар үнсүз оңдолгон эмес.