Ulduz atmosferləri fizikası və maqnetizm şöbəsi

Tel. (+994 50) 3840733
Faks  
Elektron poçtu janmamed@yahoo.com
Struktur bölmənin rəhbəri f.-r.e.n. Canməmməd Nizam oğlu Rüstəmov 
İşçilərin ümumi sayı 17
Əsas fəaliyyət istiqamətləri 

Şöbədə səma cisimlərinin spektral tədqiqi 2 mövzu üzrə yerinə yetirilir:

1. Ulduzlarda baş verən qeyri stasionar proseslərin tədqiqi;

2. Cavan ulduzlarda qeyri-stasionar proseslər.

Əsas elmi nəticələri 9 Her, HD14662, HR7451, HR7495, HR6978 irathəhəng ulduzların ŞAR-ın “Zeiss-2000” teleskopunda spektral müşahidələri həyata keçirilmişdir. Bu ulduzların kimyəvi tərkibi və spektral xətlərin parametrləri (ekvivalent enləri, şüa sürətləri və s.) təyin edilmişdir. 89 Her ulduzu spektrində Hα xəttinin profillərin tədqiqi nəticəsində aydın olmuşdur ki, Hα xəttinin absorbsiyası spektrin bənövşəyi tərəfinə sürüşmüş komponentlərdən ibarətdir. Emissiya komponenti isə həmişə Hα xəttinin qırmızı qanadında müşahidə olunur. 55 Cyg ifratnəhəng ulduzunun spektrlərində Hα xətti profilinin yox olması hadisəsi aşkar edilmişdir.

ŞAR-ın “Zeiss-2000” teteleskopunda alınmış spektrlərə Kuruçun modellərini tətbiq edərək yüksək enlikdə yerləşən 89 Her ifratnəhəng ulduzunun kimyəvi tərkibi və atmosfer parametrləri təyin olunmuşdur. Qalaktika müstəvisində və yüksək qalaktik enlikdə yerləşən ifratnəhəng ulduzların kimyəvi tərkibi təyin olunmuş və mügayisəli şəkildə təhlil olunmuşdur. Aydın olmuşdur ki, 89 Her və yüksək enlikdə yerləşən digər ifratnəhəng ulduzlarda I nəsil normal ifratnəhənglərə nisbətən dəmirin migdarı az, carbonun və kükürdün migdarı isə xeyli çoxdur. Yüksək enlikdə yerləşən F tipli ifratnəhəng ulduzların kimyəvi tərkibi I nəsil normal ifratnəhəng ulduzlardan fərqlidir. Aparılan tədqiqatların nəticələri yüksək enlikdə yerləşən F tipli ifratnəhəng ulduzların nəhənglərin asimptotik qolunu (post - AGB) tərk etmək mərhələsində olan yaşlı ulduzlar olması haqqındakı hipotezə uyğun olmuşdur.

Volf-Raye tipli WR134, WR136, WR138 ulduzlarının ŞAR-ın “Zeiss-2000” və “Zeiss-600” teleskoplarında spektral və fotometrik müşahidələri həyata keçirilmişdir. WR134 və WR136 ulduzlarının spektrində spektral dəişkənlik WR 134 ulduzunda isə qısamüddətli (bir neçə dəqiqə ərzində) güclü (0m.05 və 0m.1) fotometrik dəyişkənlik aşkar edilmişdir. WR134 ulduzunun belə fotometrik dəyişkşnliyi ilk dəfə aşkar edilmişdir. Azot ardıcıllığına mənsub olan WR134 və WR136 ulduzlarının spektral sinifləri müəyyən edilmişdir. Spektral təsnif zamanı azot ardıcıllığına mənsub olan WR ulduzlar üçün hal-hazırda istifadə olunan müasir təsnifat sxemindən istifadə edilmişdir. Bu ulduzların WN6 alt tipinə mənsub olduğu müəyyən edilmişdir.

WR134 və WR136 ulduzları üçün xətlərin yarımeninin həyəcanlanma potensialından asılılığı qurulmuşdur. Bu asılılıq ulduzu əhatə edən örtükdə ionlaşma vəziyyətini bilmək üçün mühüm əhəmiyyət kəsb edir. Müxtəif WR tipli ulduzlarda bu asılılığı müqayisəli şəkildə tədqiq etməklə bu ulduzların təkamül xüsusiyyətləi haqqında mülühizələr söyləmək mümkündür.

CH Cyg simbiotik ulduzunun 1998-2001-ci illərdə ŞAR-ın “Zeiss-2000” teleskopunун Kude fokusunda eшelle-spektrometr vasitəsi ilə alınmış spetroqramların işlənməsindən alınan nəticələrin və həmin zaman kəsiyində dərc olunmuş elmi ədəbiyyatdan götürülmüş fotometrik müşahidələrdən alınmış müşahidə nəticələrinin müqayisəli təhlilindən ilk dəfə yeni elmi nəticələr alınmışdır. Udulma xətlərinin P1=5650d və P2=756d periodlarla dəyişkənliyi aşkar edilmişdir. Bu periodik dəyişkənliklər CH Cyg ulduzunun 3 qat sistem ola bilməsi ilə izah edilmişdir. Ha şüalanma xəttinin şüa sürətinin və profilin digər parametrlərinin dəyişməsində 1350 sutkaliq period aşkar olunmuşdur. Bu period bu ulduzun fotometrik müşahidələrindən alınmiş periodla yaxşı uzlaşır. 1998-ci ildə ulduzun parlaqlığının kəskin artması zamanı qısa müddət ərzində (30 dəqiqə) HeI6678 emissiya xəttinin əmələ gəlməsi, parlaqlığın düşməsi vaxtı isə yoxa çıxması aşkar olunmuşdur.

AG Dra simbiotik ulduzunun fotometrik fəallığının müxtəlif mərhələlərində aparılmış bircins, yüksəkayırdetməli spektral müşahidə materiallarının kompleks təhlili nəticəsində yeni elmi nəticələr alınmışdır. 1983-1987-ci illərdə ŞAR-ın “Zeiss-2000” teleskopunun Kasseqren fokusunda alınmış spektrlər əsasında sistemin orbit elementləri hesablanmış, sistemi təşkil edən komponentlərin – nəhəngin və ağ cırtdanın kütlələri nisbəti və temperaturları, sistemi əhatə edən örtüyün elektron temperaturu və sıxlığı təyin edilmişdir. AG Dra ulduzunun əsas müşahidə xüsusiyyətlərini izah edən fenomenoloji model təklif edilmişdir. 1994-cü ilin iyun ayında (18 gün ərzində ulduzun parlaqlığı UBVR süzgəclərində uyğun olaraq 2.9, 2.2 1.4, və 0.6 ulduz ğlçüsü qədər atrmışdır) və 1995-ci ilin avqustunda (alışmanın amplitudu V süzgəcində ~1 ulduz ölçüsü qədər olmuşdur) AG Dra ulduzunun parlaqliğinda “alışma” askar edilmişdir.

T Tau tipli cavan ulduzlarlan RY Tau, DR Tau, AB Aur, HD 216629 ulduzları tədqiq olunmuşdur. RY Tau ulduzunun spektrində MgII2800 xəttinin 23.26 sutlakiq periodla dəyişdiyi aşkar edilmişdir və bir çox hallarda parlaqlığın da bu periodla dəyişdiyi aşkar edilmişdir. V zolağında parlaqlığın və MgII 2800 şüalanma dultetinin intensivliyinin dəyişməsinin müqayisəli təhlili göstərmişdir ki, bu parametrlər arasında birqiymətli korrelyasiya mövcud deyil. Bu müşahidə faktı pallaqlığın və şüalanma xətlərinin dəyişkənliyini yaradan mexanizmlərin müxtəlif olduğunu göstərir. 1983-2004-cü illərdə RY Tau ulduzunun parlaqlığının dəyişməsində 22, 14 və 6 illik üç ən ehtimallı periodun olduğu aşkar edilmişdir. 6 və 14 illik periodlarınkombinasiyası əsasında orta illik işıq əyrisi ilə yaxşı uyğunluq təşkil edən sintetik işıq əyrisi qurulmuşdur. Bu isə sistemin bir neçə komponentdən ibarət ola bilməsi faktını gücləndirir. Spektral enerji paylanma diaqramına əsasən əsas şüalanma mənbəyinin temperaturu 60000K və spektral sinfi G1-G2 olan ulduz olduğu göstərilmişdir. Diaqramda şüalanma artıqlığına görə temperaturu 30000K olan daha bir mənbənin mövcudluğu müəyyən olunmuşdur. Bu müşühidə fakti da sistemdə əlavə şüalanma mənbəyinin olduğunu təsdiq edir.

DR Tau ulduzu üçün müşühidələr əsasında qurulmuş 28 illik dövrü əhatə edən işıq əyrisinin təlili aparılmışdır. Göstərilmişdir ki, ulduzun parlaqlığı V zolağında ayrı-ayrı mövsümlərdə 2m-dən artıq dəyişmələr göstərdiyi halda parlaqlığın orta qiyməti bir neçə 10 il ərzində dəyişmir.Ulduzun işıq əyrisi Şamaxı təsnifat sxeminə görə II qrupa aid edilmişdir. V zolağında parlaqlığın qiymətləriin statistik təhlili iki ən ehtimallı periodun olduğunu göstırdi (P1=5d.8 və P2=7d.4). Bu periodlar uyğun olaraq müxtəlif illərdə özünü göstərir, qalan mövsümlərdə çox kiçik ehtimalla müşahidə olunur. Parlaqlığın dəyişməsində alınan periodlar spektral xətlərin intensivliklərinin dəyişməsində özünü göstərmir.

Müxtəlif spektral siniflərə və pekulyarlıq tiplərinə mənsub olan HD 112185, HD 189849, HD 124224, HD184905, HD 137909 kimyəvi pekulyar maqnit ulduzlarının spektral, maqnit və fotometrik müşahidələri əsasında kompleks tədqiqatlar aparılmışdır. HD 112185 ulduzu üçün periodik dəyişmənin yeni qiyməti tapılmışdır. Aşkar edilmişdir ki, bu ulduzun atmosferi qeyri bircins quruluşa malikdir və onun səthində ən çox pekulyar və nisbətən normal olan oblastlar j(P)=0.5-0.6 və j(N)=0.30-0.35 fazalarında müşahidə olunur. Spektral və fotometrik müşahidələr əsasında HD 112185 ulduzunun fundamental parametrləri (Teff, log g, L, Mv, R) təyin edilmişdir.

HD 189849 və HD 137909 ulduzları üçün 2006-cı ildən sonra alınmış spektrlərdə Ha xətti işlənilmişdir. Hər iki ulduzun səthində ən çox anomal (pekulyar) olan oblastları aşkar etmək üçün spektral müşahidələrlə birgə maqnit və fotometrik müşahidələrdən də istifadə edilmişdir. Aşkar edilmişdir ki, HD 137909 ulduzunun səthində ən çox pekulyar olan oblast maqnit sahəsinin müsbət qütbü ətrafında (B=700 qaus) yerləşir və bu oblast j(P)=0.15 fazasında müşahidə olunur. Normal oblastların isə j(N)=0.6-07 fazasında müşahidə olunduğu müəyyən edilmişdir. Analoji üsulla HD 189849 ulduzu üçün də ən çox ləkəli (pekulyar) və normal oblastlar aşkar edilmiş və bu oblastların uyğun olaraq j(P)=0.50-0.60 və j(N)=0.90-1.00 fazalarında müşahidə olunduğu aşkar edilmişdir. HD 189849 və HD 137909 ulduzlarının fundamental parametrləri təyin edilmişdir.

HD 137909 ulduzu üçün: Teff(P)=78000K, Teff(N)=7000, lg g=3.75

HD 137909 ulduzu üçün: Teff(P)=80000K, Teff(N)=7000, lg g=4.00

Analoji tədqiqatlar CU Vir maqnit ulduzu üçün də yerinə yetirilmişdir.

Astronomik tədqiqatlar üçün vacib olan aşağıdakı proqramlar yaradılmışdır:

1. Hərəkət edən mühitdə şüaköçürmə tənliyinin sferik halda həll etmək üçün RETSLEA proqram paketi.

Şüaköçürmə tənliyinin həm analitik, həm də ədədi həlli ən çətin problemlərdən biridir. Atmosferin genişlənməsi və spektral xətdə tezliklərə görə paylanma analitik həll üçün ciddi çətinlik yaradır. Ədədi həlli isə tənlikdə səpilməni nəzərə alan həddil olması çətinləşdirir. İndiyə kimi yaradılmış inteqral tənliklər üsulu yığılmır. 2-ci tərtib diftənliklər üsulu isə korrekt deyil. Problemin həlli üçün yaradılmış RETSLEA proqram paketi şüaköçürmə tənliyi üçün sərhəd məsələsini momentlər metodu tətbiq edilməklə korrekt həll edir.

2. Spektral xətdə şüaköçürmə tənliyinin diskret oordinatlar üsulu ilə həlli – SLP_MDO proqram paketi.

Şüaköçürmə tənliyinin ədədi həll metodlarından biri də diskret ordinatlar metodudur. Bu metodda inteqral hədd cəmlə aproksimasiya olunur. Aproksimasiyanın doğru olması üçün hədlərin syının çox seçilməsi (bucaq və tezliklərə görə nöqtələrin sayı) bir tərəfdən, hər bir nöqtə üçün sərhəd şərtlərinin verilməsi böyük massiv yaradır ki, bu da öz növbəsində proqramın yaradılmasını və hesablamanın aparılmasını çətinləşdirir. Bütün bu çətinlikləri aşmaqla SLP_MDO – proqram-paketı yaradılmışdır.

3. Örtükdə şüaköçürmə - starenvelope proqram paketi.

Astrofiziki obyektlər ətrafında disk və ya sferik formalı örtüyün varlığı geniş yayılmış hadisədir. Əgər nəzərə alsaq ki, ulduz küləyinə də örtük kimi baxmaq olar, onda örtüksüz obyekt olmaması qənatinə gəlirik. Bu da örtükdə şüaköçürmə məsələsinə baxılmasını aktual edir. Starenvelope bu məqsədlə yaradılmış proqram-paketdir. Proqram elə yaradılmışdır ki, o, öncə ulduz spektrini hesablayır, sonra isə örtüyü bir tərəfdən işıqlandıran ulduz şüalanmasını nəzərə almaqla örtükdə yaranan spektri hesablayır.

4. Astronomiya arxivlərindən informasiyanın çəkilməsi və işlənməsi: DİPİ proqram paketi. Ulduz müşahidəsi materiallarının saxlandığı arxiv - AAVSO -dan xəbər massivini çəkib gətirmə və işlənməsinin avtomatlaşdırılması üçün DIPI – proqram-paketi yaradılmışdır.

5. Müşahidə materiallarının işlənməsi üçün SpAn proqram paketi.