Orion Yıldız Oluşum Bölgesindeki Bazı Erken B Türü Yıldızların Kimyasal Bollukları

Yıl 2023, , 332 - 340, 31.12.2023

Kübra Özge Ünal , Aslı Elmaslı-akçar Doğuş Özuyar Şeyma Çalışkan-türksoy

https://doi.org/10.55064/tjaa.1203816

Öz

Bu çalışmada Orion yıldız oluşum bölgesinde konumlanan ve literatürde detaylı kimyasal bolluk analizleri olmayan HD 34989, HD 37481 ve HD 43112 yıldızlarının atmosfer kimyasal bileşimi incelendi. Yıldızların yüksek çözünürlüklü tayfları Ankara Üniversitesi Kreiken Rasathane’sinde bulunan T80 - Prof. Dr. Berahitdin Albayrak Teleskobu ve European Southern Observatory arşivinden elde edildi. Ayrıca, HD 43112 yıldızının düşük çözünürlüklü tayfı yine Ankara Üniversitesi Kreiken Rasathane’sinde bulunan T40 – Kreiken Teleskobu ile gözlendi. Atmosfer parametrelerinin hesabında erken B-türü yıldızlar için tasarlanmış olan TLUSTY atmosfer kodu kullanıldı. Her bir yıldızın etkin sıcaklığı, yüzey çekim ivmesi, dönme ve mikrotürbülans hızlarının belirlemesi için iyonize Si çizgileri dikkate alındı. HD 34989 ve HD 43112 yıldızlarının her iki gözlemevinden alınan tayflarından belirlenen atmosfer parametrelerinin uyum gösterdiği görüldü. Ayrıca, bu yıldızlar için yapılan kimyasal analizlerinin sonucunda hesaplanan element bolluklarının da birbirine yakın olduğu tespit edildi. Atmosfer parametreleri sırasıyla, HD 34989 için Tet = 27000 ± 1000 K, log g = 4.00 ± 0.25, HD 37481 için Tet = 23000 ± 1000 K, log g = 4.00 ± 0.25 ve HD 43112 için Tet = 27000 ± 1000 K, log g = 4.25 ± 0.25 olarak belirlendi.

Yıldızların tayflarından tespit edilen elementlerin bolluk değerleri, sentetik tayf çakıştırma yöntemi ile hesaplandı. Analizler sonucunda hedef yıldızların görsel bölge tayfları üzerinden 13 elementin bolluk değerleri belirlendi. Her bir yıldızın atmosferinde bulunan He, C, N, O, Ne, Mg, Al, Si ve Fe elementlerinin bolluk değerlerinin birbirine göre "homojen bir dağılım" sergilediği görüldü. Buna göre, bu genç yıldızların doğdukları ortamdan aldıkları başlangıç kimyasal bilişimlerinin halen daha mevcut olduğu çıkarımı yapıldı. Ayrıca, He, C, N, O, Ne, Mg, Al, Si ve Fe bolluk değerinin Güneş’inkine yakın olduğu tespit edildi. HD 43112 ve HD 34989 yıldızlarının tüm tayflarında fosfor elementinin bolluğunun Güneş’e göre 0.5 dex kadar daha fakir olduğu hesaplandı. Sadece HD 43112 yıldızının atmosferinde görülen argon elementinin bolluğunun ise Güneş’e göre 0.36 dex daha zengin olduğu belirlendi.

Anahtar Kelimeler

early B-type stars, star forming regions, chemical element abundance analysis

Destekleyen Kurum

TÜBİTAK

Proje Numarası

3501-121F426

Teşekkür

Yazarlar, 3501-121F426 projesi aracılığıyla Türkiye Bilimsel ve Teknolojik Araştırma Kurumu’nun (TÜBİTAK) desteğini kabul etmektedir. Yıldızların tayf verileri ESO arşivinden ve 23A.T80.02, 22C.T80.01, 22B.T80.01, 22A.T80.01, nolu projeler ile Ankara Üniversitesi Rasathanesi’nde bulunan T80 – Prof. Dr. Berahitdin Albayrak Teleskobuna bağlı Shelyak tayfçekeriyle ve 20A.T40.04 nolu proje ile de T40-Kreiken teleskobuna bağlı eShel tayfçekeri ile elde edildi. Bu çalışma aynı zamanda CDS, Strasbourg, Fransa’da işletilen SIMBAD veri tabanından ve NASA’nın Astrofizik Veri Sisteminden yararlanıldı.

Chemical Abundance of Some Early Type B Stars in the Orion Starforming Region

Öz

In this study, we investigate the atmospheric chemical compositions of the neglected Orion star formation region B-type stars; HD 34989, HD 37481 and HD 43112. The high-resolution spectra of these stars were obtained at the Ankara University Kreiken Observatory by using the T80-Prof. Dr. Berahitdin Albayrak Telescope and also from the European Southern Observatory archives. Moreover, low-resolution spectra of HD 43112 was also observed with the T40 – Kreiken Telescope located at the Ankara University Kreiken Observatory. The atmosphere code TLUSTY, designed for early B-type stars, was used to calculate the atmospheric parameters. Ionized Si lines were taken into account to determine the effective temperature, surface gravity, rotational and microturbulent velocities of each star. Atmospheric parameters were found as Tet = 27000 ± 1000 K, log g = 4.00 ± 0.25 for HD 34989, as Tet = 23000 ± 1000 K, log g = 4.00 ± 0.25 for HD 37481, as Tet = 27000 ± 1000 K, log g = 4.25 ± 0.25 for HD 43112, respectively.

The abundance values of the elements determined from the spectra of the stars were calculated with the synthetic spectrum fitting technique. 13 elements were detected on the visual region spectra of the target stars. The abundance analysis results of He, C, N, O, Ne, Mg, Al, Si, and Fe elements of each star show that they are chemically homogeneous. Therefore, we assume that these young stars still are preserving the initial chemical compositions that they have gathered from their birth environment. The abundance values of He, C, N, O, Ne, Mg, Al, Si, and Fe were found to be close to that of the Sun. The abundance of phosphorus in all of the spectra of HD 43112 and HD 34989 was calculated to be 0.5 dex underabundant. The abundance value of the argon element, which is only seen in the atmosphere of the star HD 43112, was determined to be 0.36 dex overabundant respect to the Sun.

Anahtar Kelimeler

early B-type stars, star forming regions, chemical element abundance analysis

Proje Numarası

3501-121F426

Kaynakça

• Asplund M., Grevesse N., Sauval A. J., Scott P., 2009, ARA&A, 47, 481
• Bhat A., Irrgang A., Heber U., 2022, A&A, 663, A39
• Bobylev V. V., Bajkova A. T., 2009, Astronomy Letters, 35, 396 Brown A. G. A., Hartmann D., Burton W. B., 1995, A&A, 300, 903
• Bubar E. J., King J. R., 2010, AJ, 140, 293
• Cunha K., Smith V. V., 1996, A&A, 309, 892
• Dolan C. J., Mathieu R. D., 2001, AJ, 121, 2124
• Ducati J. R., 2002, VizieR Online Data Catalog
• Ekström S., ve diğ., 2012, A&A, 537, A146
• Fossati L., Ryabchikova T., Bagnulo S., Alecian E., Grunhut J., Kochukhov O., Wade G., 2009, A&A, 503, 945
• Gaia Collaboration 2020, VizieR Online Data Catalog, p. I/350
• Großschedl J. E., Alves J., Meingast S., Herbst-Kiss G., 2021, A&A, 647, A91
• Gummersbach C. A., Kaufer A., Schaefer D. R., Szeifert T., Wolf B., 1998, A&A, 338, 881
• Høg E., ve diğ., 2000, A&A, 355, L27
• Hoogerwerf R., de Bruijne J. H. J., de Zeeuw P. T., 2001, A&A, 365, 49
• Hubeny I., 1988, Computer Physics Communications, 52, 103
• Kaufer A., Szeifert T., Krenzin R., Baschek B., Wolf B., 1994, A&A, 289, 740
• Kervella P., Arenou F., Mignard F., Thévenin F., 2019, A&A, 623, A72
• Kilian J., 1992, A&A, 262, 171
• Kos J., ve diğ., 2021, MNRAS, 506, 4232
• Kounkel M., 2020, ApJ, 902, 122
• Lang W. J., Masheder M. R. W., Dame T. M., Thaddeus P., 2000, A&A, 357, 1001
• Lanz T., Hubeny I., 2007, ApJS, 169, 83
• Melnik A. M., Dambis A. K., 2020, MNRAS, 493, 2339 Nieva M. F., 2013, A&A, 550, A26
• Nieva M. F., Przybilla N., 2012, A&A, 539, A143
• Ochsendorf B. B., Brown A. G. A., Bally J., Tielens A. G. G. M., 2015, ApJ, 808, 111
• Perryman M. A. C., ve diğ., 1997, A&A, 323, L49, ADS Simón-Díaz S., 2010, A&A, 510, A22
• Simón-Díaz S., Herrero A., 2014, A&A, 562, A135
• Swihart S. J., Garcia E. V., Stassun K. G., van Belle G.,
• Mutterspaugh M. W., Elias N., 2017, AJ, 153, 16
• Warren W. H. J., Hesser J. E., 1977, ApJS, 34, 115
• Winkler P. F., Reipurth B., 1992, ApJ, 389, L25