Ushbu tadqiqot F0 Ia spektral sinfidagi supergigant yulduz HD 7927 ning atmosfera parametrlarini va kimyoviy tarkibini yuqori aniqlikdagi spektral kuzatuvlar bilan atmosfera modeli yondashuvini birlashtirib aniqlaydi. 3900–7800 Å to‘lqin uzunligi oralig‘ida, R = 56.000 aniqlikda olingan spektrlardan foydalanilgan; Balmer chiziqlarining ekvivalent kengliklari hamda [c1] va Q fotometrik indekslarining kuzatilgan va nazariy qiymatlari taqqoslanib, samarali harorat T_eff = 7350 ± 200 K va sirt tortishish kuchi uchun asosiy matnda log g = 0,4 ± 0,2 qiymati olingan. Fe II chiziqlari orqali mikroturbulentlik tezligi ξ_t = 7,5 ± 1 km/s deb aniqlangan. Kimyoviy mo‘llik tahlili yulduz atmosferasida uglerod nisbatan past, azot va natriy esa yuqori ekanini, o‘rganilgan boshqa elementlarning katta qismi Quyoshga yaqin mo‘llik ko‘rsatishini aniqlaydi. Shu bilan birga C, N va Na uchun LTE dan tashqari effektlarni hisobga olish zarur, kislorod mo‘lligi esa faqat bitta O I chizig‘idan chiqarilgani sabab mualliflar tomonidan nisbatan noaniq deb baholanadi.

Tadqiqotning ilmiy ahamiyati faqat HD 7927 ning kimyoviy tarkibini kataloglash bilan cheklanmaydi. Supergigant yulduzlar atmosferalarida uglerod, azot va natriy kabi yengil elementlarning mo‘lligi yulduz evolyutsiyasi davomida ichki hududlarda qayta ishlangan moddaning sirtga ko‘chishi bilan o‘zgarishi mumkin. Tadqiqotchilar HD 7927 da aniqlangan C-N-Na naqshini shu evolyutsion kontekstda talqin qiladi; temir va boshqa ko‘plab elementlarning Quyoshga yaqin mo‘llik ko‘rsatishini esa yulduzning dastlabki kimyoviy tarkibi Quyoshnikiga o‘xshash bo‘lganiga ishora qiluvchi natija sifatida baholaydi.

Turkiya nuqtai nazaridan, ushbu tadqiqot bevosita mamlakatga xos astronomik parametr yoki mahalliy amaliy natija ishlab chiqarmaydi. Biroq yuqori aniqlikdagi yulduz spektroskopiyasi, chiziq ekvivalent kengligini o‘lchash, atmosfera modeli tuzish va element mo‘lligini aniqlash yondashuvi Turkiyadagi observatoriyalar va yulduz astrofizikasi tadqiqotlari uchun metodologik jihatdan ahamiyatlidir. HD 7927 uchun berilgan harorat, sirt tortishish kuchi va kimyoviy mo‘llik qiymatlari aynan shu yulduzga xos bo‘lib, boshqa supergigant yulduzlarga bevosita ko‘chirilmasligi kerak.

Tadqiqotning asosiy savoli nima?

Tadqiqot markazidagi savol — yuqori yorqinlikdagi F0 Ia supergigant HD 7927 atmosferasini qaysi fizik parametrlar bilan tavsiflash mumkinligi va sirtida kuzatilgan kimyoviy mo‘lliklar yulduz evolyutsiyasi nazarda tutadigan C, N va Na o‘zgarishlariga mos keladimi, degan masaladir. Mualliflar ayniqsa samarali harorat, sirt tortishish kuchi, mikroturbulentlik va element mo‘lliklarini bitta atmosfera modeli doirasida aniqlashni maqsad qiladi.

Tadqiqot kirish qismida A, F va G spektral sinfidagi supergigantlarda yulduz evolyutsiyasi davom etishi bilan dastlabki moddadagi yengil element mo‘lliklari sirtida o‘zgarishi mumkinligi ta’kidlanadi. Shu doirada uglerod tanqisligi va azot ortiqligi bilan birga natriy ortiqligi ham tadqiqotning muhim kimyoviy ko‘rsatkichlaridan biridir. Mualliflar natriy oshishini oldingi adabiyotlarda taklif qilingan Ne-Na sikli va chuqur aralashish jarayonlari kontekstida muhokama qiladi; biroq bu tadqiqot HD 7927 ichidagi Ne-Na reaksiyalarini bevosita kuzatadigan tajriba emas.

HD 7927 shuningdek juda yuqori yorqinligi sabab tadqiqotchilar tomonidan e’tiborga molik obyekt sifatida tavsiflangan. Tadqiqotda oldingi adabiyotga tayangan holda mutlaq ko‘rinma yorqinlik M_V = −9,16 sifatida keltiriladi va yulduz noyob gipergigant bosqichiga yaqinlashayotgan bo‘lishi mumkinligi aytiladi. Bu ehtimoliy talqin bo‘lib, tadqiqot HD 7927 ni yangi tasniflash tahlili orqali qat’iy ravishda gipergigant deb e’lon qilmaydi.

Kuzatuv ma’lumoti qanday olindi?

HD 7927 ning spektri 2018-yil 15-dekabr kuni Ozarbayjondagi Shamakhy Astrofizika Observatoriyasining 2 metrlik teleskopiga ulangan CCD spektrograf yordamida olingan. Spektral aniqlik R = 56.000, signal-shovqin nisbati S/N = 150–400 va o‘rganilgan to‘lqin uzunligi oralig‘i 3900–7800 Å.

Spektrlar DECH paket dasturlari yordamida tahlil qilingan. Spektral chiziqlarning ekvivalent kengliklari ikki usul bilan baholangan: chiziq profilidagi maydonni sonli to‘g‘ridan-to‘g‘ri integrallash va chiziqni Gauss profili bilan yaqinlashtirib modellashtirish. Tadqiqotchilar ekvivalent kenglik o‘lchovlaridagi xato %5 dan oshmasligini ta’kidlaydi.

Balmer vodorod chiziqlarida o‘lchangan ekvivalent kengliklar Hβ uchun 4,41 Å, Hγ uchun 4,02 Å va Hδ uchun 3,91 Å. Bu qiymatlar atmosfera parametrlarini aniqlashda bevosita qo‘llanilgan kuzatuv cheklovlaridan biridir.

Samarali harorat va sirt tortishish kuchi qanday aniqlangan?

Atmosfera modelining ikki asosiy parametri bo‘lgan samarali harorat T_eff va sirt tortishish kuchi log g uchta mustaqil kuzatuv-nazariy taqqoslashning umumiy kesishgan hududidan aniqlangan: Hβ, Hγ va Hδ Balmer chiziqlarining ekvivalent kengliklari; Strömgren fotometriyasidan [c1] indeksi; Johnson UBV tizimidan Q indeksi.

Tadqiqotda ishlatilgan fotometrik indekslar quyidagicha ta’riflanadi:

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

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

Tadqiqotchilar [c1] va Q indekslari yulduzlararo so‘nish ta’siridan tozalangan ko‘rsatkichlar ekanini aytadi. Kuzatilgan indeks qiymatlari katalog ma’lumotlaridan olingan, nazariy fotometrik qiymatlar va Balmer chizig‘i hisoblari atmosfera modellari bilan taqqoslangan.

Figure 1 da Hβ, Hγ, Hδ, [c1] va Q cheklovlarining T_eff-log g tekisligidagi kesishishi ko‘rsatilgan. Tadqiqotchilar asosiy matnda qabul qilgan atmosfera parametrlari:

T_eff = 7350 ± 200 K

log g = 0,4 ± 0,2

ko‘rinishidadir.

Tadqiqotda bu samarali harorat oldin e’lon qilingan 7200–7340 K atrofidagi turli natijalar bilan umuman mos ekani, biroq adabiyotdagi sirt tortishish kuchi qiymatlari kengroq tarqalish ko‘rsatishi muhokama qilinadi. Ayniqsa LTE ostida Fe I/Fe II ionlanish muvozanatidan foydalanib olingan yuqori log g qiymatlari Fe I chiziqlaridagi LTE dan tashqari effektlar e’tibordan chetda qolgani sabab ortiqcha baholangan bo‘lishi mumkinligi ilgari suriladi.

Mikroturbulentlik nega Fe II chiziqlaridan hisoblandi?

Bir o‘lchamli yulduz atmosferasi modellarida kuzatilgan spektral chiziq kengliklarining faqat issiqlik harakati bilan to‘liq izohlab bo‘lmaydigan qismi uchun mikroturbulentlik va makroturbulentlik parametrlari qo‘llanadi. Mikroturbulentlik tezligi ξ_t turli ekvivalent kengliklarga ega chiziqlardan hisoblangan element mo‘lligi bilan chiziq kuchi o‘rtasida sun’iy trend qolmaydigan tarzda sozlanadi.

HD 7927 spektrida ko‘plab Fe I va Fe II chiziqlari mavjud bo‘lsa-da, tadqiqotchilar mikroturbulentlikni aniqlashda Fe II chiziqlarini afzal ko‘rgan. Sababi Fe I chiziqlari LTE dan tashqari effektlarga ko‘proq sezgir, Fe II chiziqlari esa bu effektlardan kamroq ta’sirlanadi.

Aniqlangan T_eff va log g dan foydalanib Kurucz ATLAS 9 dasturi bilan atmosfera modeli hisoblangan va turli ξ_t qiymatlarida Fe II mo‘lliklari taqqoslangan. Atomik chiziq ma’lumotlari VALD-3 ma’lumotlar bazasidan olingan. Figure 2 da ξ_t = 7,5 km/s bo‘lganda Fe II mo‘lligi log ε(Fe II) bilan chiziqlarning ekvivalent kengligi W_λ o‘rtasida sezilarli korrelyatsiya qolmagani ko‘rsatiladi.

Natijada:

ξ_t = 7,5 ± 1 km/s

qiymati qabul qilingan va ayni tahlildan o‘rtacha temir mo‘lligi log ε(Fe) = 7,47 ± 0,13 olingan.

Element mo‘lligi qaysi shkala bilan ifodalangan?

Elementlarning mo‘lligi astronomiyada keng qo‘llanadigan logarifmik son mo‘lligi shkalasida berilgan. Tadqiqotda shkala quyidagicha ta’riflanadi:

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

Bu yerda N(el) tegishli element atomlari sonini, N(H) vodorod atomlari sonini anglatadi va vodorod uchun log ε(H) = 12 deb qabul qilinadi.

HD 7927 bilan Quyosh o‘rtasidagi mo‘llik farqi esa:

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

ko‘rinishida hisoblangan. Musbat Δlog ε HD 7927 da tegishli element Quyoshga nisbatan yuqoriroq, manfiy qiymat esa pastroq mo‘llikka ega ekanini ko‘rsatadi.

Kimyoviy tarkib nimani ko‘rsatadi?

Table 3 dagi to‘g‘ridan-to‘g‘ri taqqoslashda uglerod uchun log ε(C) = 8,36 va Quyoshga nisbatan Δlog ε = −0,07; azot uchun log ε(N) = 8,70 va Δlog ε = +0,87; kislorod uchun log ε(O) = 8,96 va Δlog ε = +0,27; natriy uchun log ε(Na) = 6,70 va Δlog ε = +0,49 berilgan. Temir uchun log ε(Fe) = 7,47 va Δlog ε = 0,00.

Biroq C, N va Na qiymatlarini talqin qilishda LTE dan tashqari, ya’ni lokal termodinamik muvozanatdan tashqari (non-LTE) effektlar muhim. Tadqiqotchilar oldingi hisob-kitoblarga tayangan holda N I chiziqlari uchun taxminan −0,5 dan −0,6 dex gacha, C I chiziqlari uchun taxminan −0,2 dan −0,3 dex gacha tuzatishlar zarurligini; Na mo‘lligida ham taxminan 0,1–0,2 dex kattalikda kamaytiruvchi yo‘nalishdagi LTE dan tashqari effekt borligini bildiradi. O I 6300,30 Å chizig‘ida LTE dan tashqari effekt esa ahamiyatsiz deb ko‘rsatiladi.

Bu tuzatishlar hisobga olinganda tadqiqotchilarning asosiy sifat xulosasi o‘zgarmaydi: uglerod nisbatan tanqis, azot va natriy nisbatan ortiq; o‘rganilgan boshqa elementlarning katta qismi Quyoshga yaqin mo‘llik ko‘rsatadi.

Figure 3 nega ayniqsa muhim?

Figure 3 HD 7927 bilan Quyosh o‘rtasidagi element mo‘lligi farqlarini bir xil o‘qda ko‘rsatib, tadqiqotning asosiy kimyoviy natijasini vizual qiladi. Nol chizig‘iga yaqin Mg, Si, Ca, Sc, Ti, V, Cr, Fe, Y, Zr, Ba, La, Ce, Nd va Gd qiymatlari umuman Quyoshga o‘xshash og‘ir element naqshini ko‘rsatadi, C, N va Na esa alohida muhokama qilinadi.

Figurada C, N va Na uchun LTE dan tashqari tuzatishlar ham alohida ko‘rsatiladi. Shu sababli Table 3 dagi xom farqlarni, ayniqsa azot uchun +0,87 dex qiymatini, to‘g‘ridan-to‘g‘ri yakuniy fizik mo‘llik farqi sifatida talqin qilish to‘g‘ri emas. Tadqiqotning o‘z talqiniga ko‘ra, LTE dan tashqari tuzatishlardan keyin ham C tanqisligi va N hamda Na ortiqligi saqlanib qoladi.

Kislorod natijasini nega ehtiyotkorroq talqin qilish kerak?

Kislorod mo‘lligi faqat O I 6300,30 Å chizig‘iga asoslanib log ε(O) = 8,96 deb hisoblangan. Tadqiqotchilar bitta chiziqqa asoslangan bu aniqlashning ishonchliligi cheklangan bo‘lishi mumkinligini ochiq aytadi.

LTE dan tashqari C va N tuzatishlari qo‘llangandan so‘ng umumiy C+N+O mo‘lligi uchun log ε(C+N+O) = 9,07 topilgan; Quyosh uchun taqqoslash qiymati 8,92 deb berilgan. Mualliflar HD 7927 dagi biroz yuqoriroq jami qiymat haqiqiy C+N+O boyishidan ko‘ra kislorod mo‘lligidagi noaniqlikdan kelib chiqishi mumkinligini baholaydi.

Tadqiqot qo‘llab-quvvatlaydigan natijalar

• HD 7927 uchun atmosfera modeli bilan T_eff taxminan 7350 K darajasida aniqlangan.
• Asosiy tahlilda sirt tortishish kuchi log g = 0,4 ± 0,2 deb berilgan.
• Fe II chiziqlari mikroturbulentlik uchun ξ_t = 7,5 ± 1 km/s natijasini qo‘llab-quvvatlaydi.
• Temir va o‘rganilgan elementlarning ko‘pchiligi Quyoshga yaqin mo‘llik ko‘rsatadi.
• C, N va Na boshqa elementlardan ajralib turuvchi evolyutsion mo‘llik naqshini ko‘rsatadi.
• LTE dan tashqari effektlar ayniqsa C, N va Na ning miqdoriy talqinida muhim.
• Kislorod natijasi faqat bitta chiziqqa asoslangani sabab ayrim boshqa elementlarga qaraganda ehtiyotkorroq baholanishi kerak.

Tadqiqot qo‘llab-quvvatlamaydigan yoki bevosita sinamagan natijalar

Tadqiqot HD 7927 ning ichki hududlaridagi yadroviy reaksiyalarni bevosita tasvirlamaydi yoki chuqur aralashish mexanizmini to‘g‘ridan-to‘g‘ri o‘lchamaydi. Kuzatilgan sirt mo‘lliklari evolyutsion modellar kontekstida talqin qilinadi. Tadqiqot yulduzning vaqt bo‘yicha spektral o‘zgarishini kuzatadigan ko‘p davrli tadqiqot ham emas; ishlatilgan kuzatuv spektri 2018-yil 15-dekabrda olingan. HD 7927 ning aniq ravishda gipergigant bosqichiga o‘tgani ham bu tadqiqot bilan isbotlanmagan.

Xuddi shuningdek, tadqiqotdagi kimyoviy mo‘llik naqshi barcha F sinfidagi supergigantlar bir xil miqdoriy qiymatlarga ega degani emas. Natijalar HD 7927 atmosferasiga, ishlatilgan spektral chiziqlarga, atmosfera modeli farazlariga va qo‘llanilgan LTE/LTE dan tashqari baholashlarga bog‘liq.

Tadqiqotning Usuli va Natijalari

Kuzatuv va ma’lumotlarni qayta ishlash parametrlari

Balmer chiziqlari

Ushbu uch Balmer chizig‘ining kuzatilgan ekvivalent kengliklari nazariy atmosfera modeli qiymatlari bilan taqqoslanib, T_eff-log g yechimini aniqlashda ishlatilgan. Fotometrik [c1] va Q cheklovlarining qo‘shilishi Figure 1 da ko‘rsatilgan umumiy yechim hududini hosil qilgan.

Atmosfera modelining asosiy parametrlari

Element mo‘lligi tahlilining texnik doirasi

Atmosfera modeli T_eff = 7350 ± 200 K va log g = 0,4 ± 0,2 parametrlari bilan Kurucz ATLAS 9 yordamida yaratilgan. Mikroturbulentlik va temir mo‘lligida Fe II chiziqlari tanlangan, spektral chiziqlarga oid atomik ma’lumotlar VALD-3 ma’lumotlar bazasidan olingan.

Tadqiqot C I, N I, O I, Na I, Mg I, Si I, Ca I hamda Sc II, Ti II, V II, Cr II, Fe II, Y II, Zr II, Ba II, La II, Ce II, Nd II va Gd II chiziqlari orqali keng elementlar to‘plamini baholaydi. Table 2 har bir chiziq uchun to‘lqin uzunligi, quyi energiya sathining qo‘zg‘alish potensiali, osillyator kuchi log gf, ekvivalent kenglik va chiziqdan hisoblangan log ε qiymatini beradi.

Asosiy kimyoviy natijalar

Table 3 va Figure 3 birgalikda baholanganda, tadqiqotning kimyoviy imzosi keng ko‘lamli umumiy metall boyishidan ko‘ra, ayniqsa C, N va Na dagi farqlanish sifatida namoyon bo‘ladi. Tadqiqotchilar bu naqshni yulduz evolyutsiyasi davomida ichki hududlarda qayta ishlangan moddaning aralashish jarayonlari orqali atmosferada ko‘rinadigan bo‘lib qolishi kontekstida talqin qiladi.

LTE dan tashqari tuzatishlar

Manba ichidagi muhim nomuvofiqliklar

Sirt tortishish kuchi noaniqligi: Tadqiqot annotatsiyasi, atmosfera parametrlari bo‘limi va Figure 1 atrofidagi asosiy natija log g = 0,4 ± 0,2 qiymatini beradi, natijalar bo‘limining birinchi bandida esa log g = 0,4 ± 0,1 deb yozilgan. Manba bu farq uchun izoh bermaydi. Shu sababli bu yerda asosiy tahlilda takrorlangan 0,4 ± 0,2 qiymati asos qilib olingan, natijalar bo‘limidagi ±0,1 ifodasi esa manba ichidagi nomuvofiqlik sifatida saqlangan.

Fe II ekvivalent kenglik chegarasi: Mikroturbulentlik bo‘limida faqat W < 280 mÅ bo‘lgan Fe II chiziqlari ishlatilgani aytiladi. Biroq Table 1 da 6147,73 Å Fe II chizig‘ining ekvivalent kengligi 281 mÅ deb berilgan. Tadqiqot bu 1 mÅ chegaradan oshishning nega jadvalga kiritilganini tushuntirmaydi.

Asosiy ilmiy cheklovlar

Tadqiqot bir o‘lchamli atmosfera modeli yondashuviga tayangan va ayrim spektral turlarda LTE farazi yetarli emasligi tadqiqotchilarning o‘zi tomonidan muhokama qilingan. C, N va Na uchun LTE dan tashqari tuzatishlar shu sabab juda muhim. Bu tuzatishlar HD 7927 uchun tadqiqotning o‘z batafsil non-LTE atom modeli bilan qayta hisoblanmay, tegishli adabiyotdagi natijalar asosida baholanadi.

Kislorod mo‘lligining faqat bitta O I chizig‘idan olinishi C+N+O jami haqidagi talqinning noaniqligini ham oshiradi. Bundan tashqari tadqiqot bitta kuzatuv sanasidagi spektrga tayanganligi uchun yulduz atmosferasidagi mumkin bo‘lgan vaqt o‘zgarishlarini sinamaydi.

Manba va Usul Izohi

To‘liq original ish nomi: THE ATMOSPHERE OF SUPERGIANT STAR HD 7927 (F0 Ia): FUNDAMENTAL PARAMETERS AND CHEMICAL COMPOSITION

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

Mualliflar tartibi: Z. A. Samedov birinchi muallif, G. M. Hajiyeva ikkinchi muallif. Manbada teng birinchi mualliflik yoki teng hissa bayonoti yo‘q.

Institutlar: 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.

Mas’ul/aloqa muallifi ma’lumoti: Maqolaning ko‘rinadigan bibliografik qismida ochiq “corresponding author” yorlig‘i yo‘q. G. M. Hajiyeva uchun haciyevagunay@yahoo.com elektron pochta manzili berilgan. Shu sababli ochiq yorliq yo‘qligi saqlangan holda aloqa manzili G. M. Hajiyeva bilan bog‘langan.

Manba turi: Peer-reviewed original ilmiy tadqiqot maqolasi (“Original scientific paper”).

Jurnal: Serbian Astronomical Journal.

Son va sahifalar: 212 (2026), 89–95.

DOI:10.2298/SAJ250505001S

Rasmiy nashr yozuvi:DOISerbia maqola yozuvi

Nashr qiluvchi muassasalar: Astronomical Observatory of Belgrade va Faculty of Mathematics, University of Belgrade.

Maqolaning topshirilgan/qabul qilingan sanasi: 5-may 2025.

Qabul sanasi: 17-noyabr 2025.

Nashr yili: 2026.

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

Moliyalashtirish: Manba matnida alohida moliyalashtirish bayonoti yo‘q.

Ma’lumotlar mavjudligi: Manba matnida alohida ma’lumotlar mavjudligi bayonoti yo‘q.

Manfaatlar to‘qnashuvi: Manba matnida alohida manfaatlar to‘qnashuvi bayonoti yo‘q.

CRediT/muallif hissalari: Manba matnida alohida CRediT yoki batafsil muallif hissalari bayonoti yo‘q.

Ushbu Verianla sharhi ilmiy natijalar nuqtai nazaridan faqat Samedov va Hajiyeva tadqiqotiga asoslanadi. Tashqi manbalar yangi astronomik topilma, element mo‘lligi, mexanizm yoki sonli natija qo‘shish uchun ishlatilmagan; faqat nashr identifikatsiyasi, DOI va jurnalning peer-review siyosatini bibliografik tekshirishda ishlatilgan.

Tadqiqotning asosiy metodologik cheklovlari — bir o‘lchamli atmosfera modeli ishlatilishi, C-N-Na mo‘lliklarining LTE dan tashqari tuzatishlarga sezgirligi, kislorod mo‘lligining bitta O I 6300,30 Å chizig‘iga tayanganligi va spektral kuzatuvning faqat bitta sanada bajarilganidir. Bundan tashqari, manba ichida log g noaniqligi uchun ±0,2 va ±0,1 shaklida ikki xil qiymat hamda Fe II chiziq tanlash chegarasi bo‘yicha W < 280 mÅ ifodasiga qaramay 281 mÅ lik jadval qatori mavjud. Bu farqlar jimlik bilan tuzatilmagan.