ЗОРЯНІ ПЕРСПЕКТИВИ

Максим Могорян
студент 5-ого курсу кафедри астрономії
КНУ ім. Т. Шевченко
Робота «Порівняльний аналіз контурів спектральних ліній карлика та гіганта» є дуже цікавою. Об'єктами дослідження є зорі одного спектрального класу К: HD 166974 (зоря головної послідовності) та HD 190227 (зоря-гігант). Спектри були отримані на спектрографі VUES, встановленому на 165-см телескопі Молетайської астрономічної обсерваторії, яка знаходиться у Литві. Для первинної обробки та побудови спектрів було використано програму Jupyter notebook. За допомогою спектрального аналізу ліній FeII та FeIII у програмі SPLAT-VO analyzing tool було знайдено та проаналізовано такі параметри атмосфер цих зір, як температура, прискорення вільного падіння та металевість.

Тема дослідження є прекрасним стартом для початку наукової діяльності у сфері зоряної астрофізики, оскільки дозволяє застосувати на практиці отримані теоретичні знання щодо природи спектральних ліній поглинання та закономірностей у хімічному складі зір різних класів. Під час роботи авторка показала вільне володіння вищезгаданим програмним забезпеченням, а також сервісів пошуку інформації про зорі (база даних SIMBAD). Ґрунтовно проаналізувала закономірності профілів ліній HD 166974 та HD 190227 як карлика та гіганта. Отримані значення температур відрізняються від значень, вказаних у каталозі GAIA, на 0.4% та 3.8% відповідно, що може (з деякими застереженнями, вказаними нижче) свідчити про високу точність обраного методу.

З іншого боку, в цій роботі не достатньо аргументований вибір об'єктів та методів дослідження, а саме: критерії відбору, кількість та спектральний клас об'єктів, використане програмне забезпечення та апроксимація спектральних ліній. Також незрозумілою є природа позначення карлика HD 166974 («Кіммі»). Прикрим є факт відсутності похибок на деяких графіках і у фінальній таблиці, адже саме похибки дають змогу оцінити, наскільки «гарно» підібрана апроксимація та оцінені шукані параметри. Отримані значення температури поверхні досліджуваних об'єктів порівняли з відповідними значеннями, взятими з каталогу GAIA. Складається враження, що температура була визначена з формули Саха або її аналогу, але, як вже було згадано, формули зв'язку між шуканими параметрами слід також зазначати. До того ж, корисно було б провести повний порівняльний аналіз власних результатів (включно зі значенням прискорення вільного падіння та металевості) із результатами досліджень інших авторів з цієї тематики. Остання слабка сторона роботи, яка пов'язана з попередньою, — це відсутність джерел інформації та посилань на них.

Так, це дослідження можна істотно покращити, врахувавши вищезгадані недоліки, але навіть у такому вигляді робота авторки є захопливою і може бути розповсюджена на більшу кількість зір спектрального класу К для статистичного підтвердження коректності використаних у цій роботі методів та отриманих закономірностей. Виникає також цікаве питання щодо обмеження використаних методів і того, які зорі не підкорюватимуться згаданим закономірностям. Ще один напрям, в якому авторка може рухатися далі, — проведення аналогічного дослідження зір іншого спектрального класу.