| dc.description.abstract | Bu çalışmada, oldukça dar ve keskin soğurma çizgilerine sahip A2 la tayf türünden en parlak bir sttperdev yddız olan a Cygni'nin element bolluğu yeni analiz teknikleriyle ayrıntılı bir şekilde hesaplanmıştır. Öncelikle, Dominion Astrophysical Observatory (DAO)'de Reticon ve CCD detektörleri ile alınmış tayflar Üzerinde yapılan çizgi tanısı sunulmuştur. Tayflar XX3830 - 5212 Â dalgaboyu aralığında olup 2.4 Â mm'1 ayırma gücüne ve 0.072 Â çözünürlüğe sahiptir. Tüm tayflar için sinyal-gürültü oranı (S/N) ortalama 800 dır. Çizgi tanısı sonucunda belirlenen çizgilerin gözlenen ve laboratuvar dalgaboylan, çizgi genişlikleri, derinlikleri ve hangi elemente ait oldukları verilmiştir. Bu inceleme sonucunda; H I, He I, C I, C H, N I, N II, O I, Mg I, Mg II, Al I, Al II, Si I, Si II, S II, Ca I, Ca II, Sc II, Ti I, Ti II, V II, Cr I, Cr II, Mn I, Mn H, Fe I, Fe II, Fe in, Co II, Ni I, Ni II, Sr II, Y II, Zr II, Ba II, La II ve Eu II atom ve iyonlarının bu yıldızın atmosferinde mevcut olduğu belirlenmiştir. Bunlardan C I, N II, Si I, Fe III, Ba II ve La II çizgilerinin varlığı ilk kez bu çalışmayla tespit edilmiştir. Sonuçlar, a Cygni'nin yayınlanmış benzer çalışmalarının bulgularıyla karşılaştırılmıştır. Ayırma gücü, çözünürlük ve S/N bakımından çok daha kaliteli tayfsal verilere ilişkin bu çalışmada sunulan çizgi tanısı sonuçları, diğer A tayf türü süperdevler için yapılacak benzer çalışmalara önemli bir kaynak oluşturacaktır. Model Atmosfer hesaplamaları Kurucz (1995)'un ATLAS9 programıyla gerçekleştirildi. Atmosfer parametreleri (Tet, log g) dört farklı ölçüt dikkate alınarak belirlendi. Bunlar sırasıyla; Mg I/Il ve Fe I/H'nin iyonizasyon dengesi, gözlemsel ve kuramsal HT profilinin çalıştırılması ve görsel bölge için yapılmış spektrofotometrik gözlemlerdir. Bu birbirinden farklı yöntemleri kullanarak belirlenen değerlerden oluşturulan Kiel diyagramından Tet = 9000 °K ve log g = 1.45 olarak tespit edildi. Mikrotürbulans hızı; Mg I, Mg II, Si II, Ti II, Cr II, Fe I ve Fe II çizgileri için sırasıyla 3.60, 6.50, 8.50, 8.00, 11.90, 3.60 ve 10.40 km s'1 hesaplandı. Ayrıca, mikrotürbülansın a Cygni'nin atmosferinde derinliğe ve eşdeğer genişliğe bağlı olarak değiştiği incelenen 34 Fe II çizgisinden tespit edildi. SYNTH E (Kurucz ve Avret 1981) programıyla üretilen sentetik tayfın gözlemler ile karşılaştırılmasından, a Cygni'nin dönme ve makrotürbülans hızı için mümkün olabilecek en iyi değerler sırasıyla v sin i = 25 km s"' ve % = 14 km s"1 olarak belirlendi. Her iki değer de daha önceki çalışmalarda hesaplananlara oldukça yakındır. Tayflara ilişkin yapılan radyal hız ölçümleri, radyal hız değişim genliği için yaklaşık 15 km s"1 değerini vermektedir. Bu sonuç makrotürbülans için bulduğumuz değere oldukça yakındır. Diğer taraftan a Cygni'nin makrotürbülans ve radyal hız değişim genliği için bulunan bu değerler, mevcut pulsasyonlarının toplam genliği için Lucy (1976) tarafından hesaplanan 10.44 km s"1 ile de uyuşmaktadır. Ayrıca Lucy'e göre, bu süperdevin atmosferindeki kararsızlıklar makrotürbülans olarak adlandırılan hız alanlarından kaynaklanır. a Cygni'nin atmosferinde helyum' un Güneş'e göre 0.15 dex daha az olduğu belirledi. Ayrıca, karbon orta düzeyde (0.34 dex) az, azot oldukça fazla (0.91 dex) ve oksijen ise hafif denilebilecek miktarda (0.25 dex) azdır. CNO elementlerinin bu sonuçları A tayf türü bir sttperdev olan a Cygni'nin, yıldız evriminde ilk büyük karışım (first dredge-up) olarak adlandırılan evreyi geçirdiğini göstermektedir. Ayrıca, a Cygni'nin atmosferinde Güneş'e göre alüminyum 0.24 dex ve kükürt 0.43 dex daha azdır. Magnezyum ve silisyum için hesaplanan bolluk değerleri Güneş ile aynıdır. Metal bolluğu (Sc hariç Ca'dan Ni'e kadar olan elementler) Güneş'e göre kıyaslandığında bu erken A tayf türü süperdevin metalce daha zengin olma eğilimi taşıdığı söylenebilir, a Cygni Sc bakımından biraz (0.22 dex) fakirdir. Ağır elementlere (Sr, Y ve Zr) ilişkin belirlenen bolluk değerleri ise Güneş'e göre (sırasıyla 031, 0.79 ve 0.81 dex) oldukça fazladır. Elde edilen bu kimyasal kompozisyona göre a Cygni, diğer normal Populasyon I A tayf türü süperdevlere benzerdir (bkz. Yenn 1995a). Nadir toprak elementleri (Ba, La ve Eu) bakımından Güneş'e göre anlamlı sayılabilecek oranda (sırasıyla 0.75, 1.64 ve 1.97 dex) zengindir. Ayrıca bu üç elemente ilişkin bolluk hesaplaması ilk kez bir A tayf türü süperdev için bu çalışmasıyla gerçekleştirildi. Kütle kaybı nedeniyle a Cygni'nin atmosferinde oluşan hız alanının çizgi profilleri üzerindeki etkisi araştırıldı. Bu amaç için şiddetli çizgiler (VVj. â 250 mÂ) dikkate alındı. Bu inceleme, a Cygni'nin görsel bölge tayfında bulunan tüm şiddetli çizgilerin simetrik olduğunu göstermektedir. Böylece fotosferik çizgi profilleri, bu süperdevin atmosferinde kütle kaybı nedeniyle oluşan hız alanından ya etkilenmemektedir (asimetrik olmamakta) ya da a Cygni'nin kütle kaybı miktarı 10"6 M0 y''den daha küçük olmalıdır. Abstract In this study a detailed model atmosphere abundance analysis of a Cygni, which is a brightest A2 la type supergiant and its pecularity being the presence of the enhanced absorption lines of metals, fairly sharp and narrow, is presented. I present line identifications of a Cygni based on a study of Dominion Astrophysical Observatory (DAO) Reticon or CCD spectrograms which have a dispersion of 2.4 Â mm'1 and resolution of 0.072 A. The typical signal-to-noise ratio is 800 at the continuum and the spectral range is XA3830 - 5212 Â. The lines found on spectrograms, their wavelengths as observed and in the laboratory frame, line widths, depths, and possible identifications are given. The lines of the following atomic species are defmetely present: H I, He I, C I, C II, N I, N II, O I, Mg I, Mg II, Al I, Al II, Si I, Si II, S II, Ca I, Ca II, Sc II, Ti I, Ti II, V II, Cr I, Cr II, Mn I, Mn II, Fe I, Fe II, Fe III, Co II, Ni I, Ni II, Sr II, Y II, Zr II, Ba II, La II, and Eu II. Of these C I, N II, Si I, Fe III, Ba II, and La II are reported for the first time in the atmosphere of a Cygni. Comparisons are made with published studies of a Cygni. This description of the line spectrum should be useful as a guide for studies of other A-type supergiants as due to the extremely high quality of spectrograms, both in resolution and signal-to-noise ratio. The atmospheric analysis was performed using Kurucz (1995)'s LTE ATLAS9 model atmospheres. The atmospheric parameters were determined from Mg I/II and Fe I/II equilibrium, and fitting the Hy profile and optical region spectrophotometry. I chose as compromise values to best satisfy these criteria: T ~ = 9000 °K and log g = 1.45. Microturbulence in the atmosphere of a Cygni has been studied with Mg I, Mg II, Si II, Ti II, Cr II, Fe I, and Fe II lines. I found 3.60, 6.50, 8.50, 8.00, 11.90, 3.60, and 10.40 km s"1 respectively for those species. Also, distribution of microturbulent velocity, which determined for 34 Fe II lines, with different equivalent width and optical depth are found in the atmosphere of a Cygni. From comparing the synthetic spectrum with the observations I have found the best values for rotational velocity: v sin / = 25 km s"1, and macroturbulent velocity: Ç = 14 km s'1 which are similar to those of some earlier derived values. Also, my individual spectrograms have a range of radial velocity variation of ~ 15 km s"1 which is approximately equal to macroturbulent velocity. These value of the macroturbulence and the range of radial velocity variation are close to the sum of the amplitudes (10.44 km s"1) of all the pulsation periods found by Lucy (1976) who also suggested that the surface motions of the atmosphere of a Cygni are to be identified with macroturbulence. a Cygni showed a definite helium underabundant of 0.15 dex as the He/H value was well determined. The CNO values with of C being mildly deficiency (0.34 dex), N being in moderate excess (0.91 dex), and an O being slightly deficiency (0.25 dex) are consistent with the mixing of the CNO-cycIed products into the surface layers from the processed materials presumably dredged-up from the interior. Alumunium is mildly deficient by ~ 0.24 dex with respect to solar value while sulfur is moderately underabundant by ~ 0.43 dex in a Cygni. Mg and Si have the solar abundances. The metal abundances (Ca to Ni) tend to be greater than solar except Sc which is slightly deficient. The heavy elements abundances (Sr, Y, and Zr) are all greater (0.31, 0.79 and 0.81 dex, respectively) than solar. These abundance patterns appear to conform to the common tendency seen with other normal Population I A supergiants found by Venn (1995a). The rare-earth elements (Ba, La, and Eu) which have been unexplored in other early A-type supergiants are significantly overabundant (0.75, 1.64 and 1.97 dex, respectively) relative the Sun. To determine the effect of velocity gradient due to mass loss on the line profiles in the atmosphere of a Cygni I examined the strong lines (Wx £ 250 mÂ). But all strong lines in a Cygni do not exhibit any asymmetry. Hence, either the profiles of photospheric lines do not become asymmetric as the velocity gradient in the atmosphere is too small and/or the mass loss rate has to be less than 10"* M0 y | |
