Структура и эволюция подсистем Галактики тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК °ОЗОБ2141 СПЕЦИАЛЬНАЯ АСТРОФИЗИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ

На правах рукописи

УДК 524.3, 524.6 524.8, 524.47

Марсаков Владимир Андреевич

СТРУКТУРА И ЭВОЛЮЦИЯ ПОДСИСТЕМ ГАЛАКТИКИ

01.03.02 - астрофизика и радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

Нижний Архыз - 2007

003052141

Работа выполнена в Южном федеральном университете.

Официальные оппоненты: доктор физико-математических наук,

профессор Владимир Евгеньевич Панчук

доктор физико-математических наук, профессор Николай Николаевич Самусь

доктор физико-математических наук, профессор Алексей Сергеевич Расторгуев

Ведущая организация: Уральский государственный университет

Защита состоится "11 " апреля 2007 г. в часов на заседании Диссертационного совета Д 002.203.01 при Специальной астрофизической обсерватории РАН по адресу: 369167, КЧР, Зеленчукский район, пос. Нижний Архыз.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке CAO РАН.

Автореферат разослан " Á " марта 2007 г.

Ученый секретарь диссертационного совета кандидат физ.-мат. наук

Майорова Е.К.

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Остаточные скорости и химический состав маломассивных звезд являются реальными носителями информации о химической и динамической эволюции Галактики и могут многое нам поведать об истории формирования ее подсистем. Эффективным инструментом извлечения этой информации оказываются комплексные статистические исследования указанных характеристик звезд галактического поля и скоплений. При этом задача исследований двоякая: выявление существующих в природе закономерностей и, одновременно, недопущение принятия искусственной, несуществующей в природе закономерности. Оба аспекта задачи в исследованиях звездных населений Галактики стоят очень остро, поскольку искомые изменения параметров внутри каждой галактической подсистемы, как правило, не превышают ошибок измерения этих параметров для отдельных объектов. Именно поэтому результаты разных авторов, основанные на использовании небольших по объему выборок звезд, зачастую противоречат друг другу. Отсюда ключевым моментом в данном вопросе, наряду с качеством, надежностью и однородностью используемых наблюдательных данных, является также и их количество, достаточное для получения статистически значимых результатов.

Актуальность темы. Проблемы строения, формирования и эволюции нашей Галактики являются одними из самых актуальных в современной астрофизике. Наиболее подходящими объектами для получения необходимой информации являются непроэволюционировавшие Р-О-звезды, находящиеся на стадии горения водорода в ядре, поскольку из-за низкой температуры в их недрах они долгое время находятся в полосе главной последовательности и среди них присутствуют самые старые звезды Галактики. Кроме того, атмосферы таких звезд сохраняют практически неискаженным химический состав межзвездной среды, из которой они в свое время образовались. Исследование детального химического состава в атмосферах этих долгоживущих маломассивных звезд способно помочь восстановлению хронологической последовательности событий в ранней Галактике. Дело в том, что различные химические элементы синтезируются в звездах разных масс, которые эволюционируют с разной скоростью и последовательно обогащают межзвездную среду продуктами прошедших в

них реакций ядерного синтеза. Поэтому относительные содержания некоторых химических элементов в последующих поколениях звезд позволяют оценить их относительный возраст. Особенно важное значение имеет исследование распределений относительных содержаний а-элементов (элементов, состоящих из ядер гелия), которые дают возможность извлечь информацию как об истории звездообразования, так и о перемешивании межзвездной среды в каждой исследуемой подсистеме Галактики.

В настоящий момент в окрестностях Солнца находятся представители всех галактических подсистем. Восстановление галактических орбит и проведение на их основе сегрегации звезд по подсистемам позволяет полумать представление об объемах, оккупированных в Галактике объектами разных подсистем, и прослеживать закономерности между металличностью, относительными содержаниями некоторых химических элементов, кинематикой и возрастом, существующие среди звезд внутри каждой из них.

Развитие сети наземных и спутниковых автоматических станций наблюдения привело к тому, что появились объемные каталоги, содержащие однородные прецизионные астрометрические и фотометрические данные для многих тысяч звезд. Эти данные позволяют определять для значительной части из них эффективные температуры, абсолютные звездные величины, металличности, компоненты пространственных скоростей и элементы галактических орбит для последующего проведения по ним комплексных статистических исследований. Одновременно к настоящему моменту в различных астрономических центрах накоплено большое количество определений разными авторами детального химического состава в ближайших звездах поля на основе спектров высокого разрешения. Разнородность этих данных не всегда позволяет их непосредственно сравнивать между собой, поэтому первоочередной становится задача приведения данных в однородные шкалы для последующего анализа.

Лишь небольшой процент звезд, из находящихся в настоящее время в окрестностях Солнца, принадлежит сферическим подсистемам Галактики. Поэтому при рассмотрении вопросов, касающихся формирования и эволюции последних, очень большое значение имеют исследования старейших объектов Галактики - шаровых звездных скоплений и переменных звезд типа Ы? Лиры поля, поскольку они видны на значительных расстояниях от Солнца и позволяют непосредственно наблюдать их пространственное рас-

пределение. Для этих объектов также появилось в последнее время большое количество прецизионных измерений параметров. Отсюда возникает следующая актуальная задача - получение по разным объектам характерных свойств старых подсистем Галактики и сравнение их между собой. Такие исследования значительно увеличат надежность окончательных выводов.

Значительные силы и средства потрачены на получение этих данных, но далеко не вся возможная информация извлечена из уже опубликованного наблюдательного материала. Его привлечение позволит существенно прояснить многие вопросы формирования и эволюции галактических подсистем, установить характер процессов звездообразования и обогащения тяжелыми элементами на разных стадиях эволюции, понять происхождение многих наблюдаемых сейчас свойств Галактики. Отсюда совершенно очевидна огромная важность систематизации этого материала, комплексного статистического исследования химических и кинематических свойств различных объектов, их астрофизического анализа и установления на этой основе принципиальных особенностей эволюции Галактики.

Целью работы является воссоздание структуры Галактики, выявление существующих закономерностей и восстановление хронологии формирования, а также химической и динамической эволюции каждой галактической подсистемы на основе специально составленных больших репрезентативных выборок однородных определений химического состава, пространственных скоростей, элементов галактических орбит и возрастов звезд и шаровых скоплений, используя методы комплексного статистического исследования.

Научная новизна работы заключается в том, что впервые получены следующие результаты.

• Обнаружены точки поворота на диаграмме «цвет - абсолютная звездная величина» для звезд поля тонкого диска и показано, что нижние огибающие главных последовательностей звезд разной металличности в пределах спектрального диапазона Г совпадают между собой. Показано, что в тонком диске связи и металличности и относительного содержания магния с возрастом не являются однозначными и среди звезд одинакового возраста существует реальная дисперсия химического состава.

• Исследованы зависимости параметров эллипсоидов скоростей F-звезд тонкого диска от их металличности и возраста. Показано, что ни один из известных релаксационных механизмов в диске не в состоянии объяснить выявленные зависимости, поэтому сделан вывод, что кинематика звезд зависит в основном от динамического состояния межзвездного газа на момент их образования.

• Показано, что в тонком диске абсолютные величины радиального и вертикального градиентов металличности и обнаруженного в работе вертикального градиента относительного содержания магния систематически уменьшаются при переходе к более старым звездам.

• На базе восстановленного статистическим методом «реального» распределения F-звезд по высоте над галактической плоскостью показано, что в процессе эволюции дисковая подсистема в целом становится более плоской и при одинаковом возрасте концентрация к плоскости Галактики у металличных звезд всегда значительно выше, чем у малометалличных.

• На основе исследования относительных содержаний магния, [Mg/Fe], в звездах тонкого диска показано, что скорость звездообразования в нем уменьшается с увеличением галактоцентрического расстояния и что за пределами солнечного круга звездообразование какое-то время отсутствовало, тогда как внутри его этот процесс проходил непрерывно.

• На основе предложенных в работе критериев проведена сегрегация всех доступных шаровых скоплений, переменных типа RR Лиры поля и близких высокоскоростных звезд по трем старым подсистемам Галактики (толстый диск, «собственное» гало и «аккрецированное» гало), определены характерные параметры подсистем и проведен сравнительный анализ взаимосвязей между относительными содержаниями магния, металличностями и пространственными положениями звездных объектов внутри каждой подсистемы.

• Обнаружено, что относительные содержания магния в звездах толстого диска лежат в диапазоне (0.0 < [Mg/Fe] < 0.5) и уменьшаются с ростом металличности, начиная от точки [Fe/H] « -1.0. Это интерпрети-

руется в пользу большой длительности процесса звездообразования в толстом диске.

• В толстом диске обнаружены вертикальные градиенты металличности и относительного содержания магния, которые могут появиться в подсистеме только в случае формирования ее или в условиях медленного коллапса протогалактики, или в случае неоднократного «разогревания» звезд первичного тонкого диска Галактики другими галактиками.

• Приводятся доказательства того, что некоторые шаровые скопления ц звезды поля ведут свое происхождение от карликовых галактик-спутников, разрушенных приливными силами Галактики на разных этапах ее эволюции. В итоге показано, что подавляющее число малометалличных объектов [Fe/H] < -1.0 в сферической составляющей Галактики имеют предположительно внегалактическое происхождение.

• Обнаружено, что предположительно аккрецированные шаровые скопления демонстрируют одновременное уменьшение массы (полной светимости) и возраста с увеличением галактоцентрического расстояния, создавая дефицит далеких старых массивных скоплений.

• Показано, что у звезд «собственного» гало отношение [Mg/Fe] > 0.2, свидетельствующее о сравнительной однородности межзвездного вещества в ранней Галактике на стадии формирования подсистемы.

• Обнаружено, что в атмосферах старых малометалличных ([Fe/H] < -1.0) предположительно аккрецированных звезд отношение [Eu/Mg] > 0.0 (при зачастую солнечном относительном содержании магния), что значительно больше, чем у генетически связанных с Галактикой звезд такой же металличности. Отсюда сделан вывод о том, что максимальные массы сверхновых SNell за пределами ранней Галактики были меньше, чем внутри нее.

• На основании обнаруженных связей между относительными содержаниями магния, значениями металличности и элементами галактических орбит предположительно аккрецированных звезд выдвинуто предположение, что при уменьшении масс карликовых галактик в них одновременно уменьшаются максимальные массы сверхновых SNe II, а следовательно, и выход а-элементов.

Достоверность полученных результатов и обоснованность выводов работы обеспечивается: использованием наиболее точных из опубликованных измеряемых величин различных объектов; аккуратным определением параметров звезд поля и шаровых скоплений по современным и оригинальным методикам; тщательным сведением компилятивных данных в однородные шкалы и составлением репрезентативных выборок с объемами, достаточными для получения статистически надежных результатов; тщательным анализом селекционных эффектов и случайных ошибок; исследованием свойств каждой подсистемы Галактики по независимым выборкам объектов различных населений; привлечением для формулирования окончательных выводов результатов других авторов из смежных областей исследований; согласованностью выводов с современными представлениями о физике объектов; повторением результатов и выводов работы другими авторами; цитированием результатов.

Научная, методическая и практическая значимость работы.

Полученные в диссертации результаты углубляют наши представления о строении и эволюции Галактики и вскрывают несоответствие ряда существующих в этой области концепций наблюдательным данным.

Созданные объемные каталоги однородных астрофизических параметров различных объектов, представленные в Страсбургском центре звездных данных, уже используются и найдут дальнейшее практическое применение в исследованиях структуры, а также химической и динамической эволюции Галактики во многих (в том числе и зарубежных) астрономических учреждениях.

Представление о неоднозначности связи между возрастом и метал-личностью в галактическом диске и существовании реальной дисперсии металличности у звезд любого возраста, уже получившее подтверждение в работах других авторов, заставляет внести существенные коррективы в теорию химической эволюции и происхождения межзвездного вещества в подсистеме. Обоснование вывода о существовании отрицательного тренда скорости звездообразования вдоль галактоцентрического радиуса снимает вопрос о происхождении радиального градиента металличности в тонком диске.

Вывод о том, что населения шаровых скоплений и высокоскоростных звезд поля образуют в Галактике три, а не две старые подсистемы - толстый диск и «собственное» гало с одной стороны, и «аккрецированное» гало, с другой - заставляет отказаться от устоявшейся концепции, согласно которой все объекты Галактики образовались из единого протогалактического облака. Причем среди мапометалличных ([Fe/H] < -1.0) объектов аккрецированные составляют большинство в сферической подсистеме, а относительные содержания химических элементов, произведенных в разных процессах ядерного синтеза, у них значимо отличаются от аналогичных содержаний у звезд, генетически связанных с единым протогапактическим облаком. Этот вывод открывает новое направление в теории формирования и химической эволюции нашей и других галактик.

Обнаружение в «аккрецированном» гало наблюдательных проявлений зависимости начальной функции масс звезд от полной массы их родительских карликовых галактик диктует настоятельную необходимость в получении новых наблюдательных данных о химическом составе и кинематике мапометалличных субкарликов и субгигантов поля. Можно полагать, что эти выводы послужат стимулом к развертыванию наблюдательных программ в этой области.

Методическую ценность имеют следующие разработки: результаты исследований систематических эффектов, вызываемых случайными ошибками в определениях расстояний, покраснений, индексов металлич-ности и светимости F-звезд по данным uvby,ß-фотометрии; экспресс-метод для массового компьютерного определения возрастов звезд по теоретическим изохронам; метод статистического восстановления реального распределения по высоте различных объектов на солнечном галактоцен-трическом расстоянии, основанном на вычислении вероятности нахождения звезд в разных участках орбиты; методика сведения разнородных наблюдательных данных в однородные шкалы с присвоением веса, как каждому источнику, так и каждому индивидуальному измерению; методы сегрегации звездных объектов по подсистемам Галактики.

Основные положения, выносимые на защиту.

1. Обнаружение в тонком диске неоднозначности связей «возраст- ме-талличность» и «возраст - относительное содержание магния» и существования реальной дисперсии химического состава среди звезд одинакового возраста. Вывод о большой дисперсии отношения [Fe/H] в первые несколько миллиардов лет формирования подсистемы и о начавшемся примерно 5 млрд. лет назад ее уменьшении с одновременным увеличением средней металличности и уменьшением среднего относительного содержания магния в результате активизации процессов звездообразования и перемешивания межзвездной среды.

2. Обнаружение различия степени концентрации к плоскости Галактики и параметров эллипсоидов скоростей у звезд тонкого диска разной металличности, но одинакового возраста. Вывод о том, что звезды разной металличности рождаются в каждый момент времени из вещества, находящегося в различных динамических состояниях, причем большие размеры подсистемы малометалличных ([Fe/H]< -0.1) звезд поддерживаются падением на диск бедного металлами газа из внешних областей Галактики.

3. Обнаружение изменения хода зависимости «[Mg/Fe] - [Fe/H]» в тонком диске с удалением от центра Галактики и вывод о том, что скорость звездообразования уменьшается с увеличением галактоцентрического расстояния, при этом за пределами солнечного круга звездообразование какое-то время отсутствовало, тогда как внутри его этот процесс проходил непрерывно.

4. Результаты разнесения шаровых скоплений и высокоскоростных звезд поля по подсистемам Галактики и вывод о том, что подавляющее количество малометалличных объектов ([Fe/H] < -1.0) в сферической составляющей имеют предположительно внегалактическое происхождение.

5. Обнаружение в подсистеме толстого диска отрицательного вертикального градиента металличности среди шаровых скоплений, переменных звезд типа RR-Лиры поля и F-G-карликов поля и положительного вертикального градиента относительных содержаний магния среди звезд поля.

6. Обнаружение тенденции уменьшения относительного содержания магния в звездах толстого диска с ростом металличности, начиная от значения [Fe/H] » -1.0, и вывод о большой длительности процесса звездообразования в подсистеме.

7. Заключение о нахождении на больших галактоцентрических расстояниях преимущественно маломассивных «аккрецированных» шаровых скоплений малого возраста и вывод о том, что маломассивные шаровые скопления образовывались преимущественно в карликовых галактиках низкой массы.

8. Заключение о различии отношений [Eu/Mg] в «аккрецированных» и генетически связанных звездах Галактики и об уменьшении относительных содержаний магния с увеличением размеров и наклонов орбит «аккрецированных» звезд. Следующий отсюда вывод об уменьшении максимальных масс SNe II в их родительских карликовых галактиках-спутниках с уменьшением полной массы последних.

Реализация результатов работы.

Результаты диссертации нашли отражение в отчетах по НИР, выполненных по планам НИИ физики и кафедры физики космоса РГУ, а также по грантам «Межотраслевая научно-техническая программа Астрономия» -1992 - 1995, «Ключевые проблемы астрономии» - 1993 - 1996, ESO - 1994, 1995, «Университеты России» 1993 - 1995, Миннауки 1994, 1995, РФФИ -00-02-17689, Роснауки - 02.438.11.7001, Федерального агентства по образованию РНП -2.1.1.3486 и 2.2.3.1.3950.

Апробация результатов работы.

Результаты докладывались на астрофизических семинарах отдела космических исследований НИИ физики и кафедры физики космоса РГУ, а также семинарах САО РАН, ИНАСАН и ГАИШ МГУ; на международных конференциях: «Создание и обработка астрономических каталогов на ЭВМ» (Рига, 1986), «Структура и эволюция звездных систем» (Петрозаводск, 1995), «Переменные звезды - ключ к пониманию строения и эволюции Галактики» (Москва, 1999), Собрании Европейского астрономического общества JENAM-2000 (Москва, 2000), "Звездная динамика: от классической до современных моделей" (Санкт-Петербург, 2000), «Химическая и динамическая эволюция звезд и галактик» (Украина, Одесса,

2002), «От лития до урана» (IAU Symposium 228, Франция, Париж, 2005); на Всесоюзных и Всероссийских конференциях: «Структура галактик и звездообразование» (Киев, 1983), «Химическая эволюция галактик» (Н. Архыз, 1985), совещание РГ «Галактика» и «Звездные скопления» (Свердловск, 1986), «Актуальные проблемы астрофизики» (Абрау-Дюрсо, 1986), «Физика звездных атмосфер» (Ростов-на-Дону, 1987), «Звездные скопления» (Свердловск, 1987), «Кинематика и динамика звездных систем» (Ленинград, 1988), «Проблемы физики и динамики звездных систем» (Ташкент, 1989), ВАК-2001 (Санкт-Петербург), ВАК-2004 (Москва), «Звездные системы» (Москва, 2006) «Астрономия 2006: традиции, настоящее и будущее» (Санкт-Петербург, 2006).

Личный вклад автора.

Автору принадлежит постановка всех задач, формулировка всех выводов и написание текстов всех статей, за исключением §1.1 и §1.3. Разработка методик определения физических и кинематических параметров звезд, принципы составления компилятивных каталогов, проведение статистической обработки данных и астрофизический анализ результатов принадлежат автору равноправно с Ю.Г. Шевелевым в главах 1, 2 и с Т.В. Борковой в главах 3,4. В §1.1 и§1.3 постановка задач и формулировка выводов принадлежат автору равноправно с A.A. Сучковым, а интерпретация результатов принадлежит автору равноправно с A.A. Сучковым и Ю.Г. Шевелевым.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Работа состоит из введения, 4 глав, заключения и списка литературы, включающего 250 источников. Она изложена на 346 страницах, включая 109 рисунков и 9 таблиц, дополнительно в фондах Страсбургского центра звездных данных находится 8 каталогов.

Результаты, изложенные в работе, получены в течение более чем двадцати лет и размещены в порядке, соответствующему их завершению. Первые две главы и третий параграф четвертой главы посвящены исследованию тонкого диска, тогда как свойства объектов старых подсистем Галактики исследованы в двух последних главах. Каждый параграф представляет собой отдельное законченное исследование, результаты которого

опубликованы, как правило, в нескольких статьях. В начале каждого параграфа описано предшествующее состояние разрабатываемой в нем проблемы. В конце каждой главы в специальном параграфе кратко сформулированы ее итоги.

Во введении (формальном по структуре) обоснована актуальность выбранной темы исследования, сформулированы цели работы и положения, выносимые на защиту, указаны новизна и практическое значение полученных результатов, а также приведен список публикаций автора, на которых базируется представляемая диссертационная работа.

Первая глава посвящена исследованию распределения близких Р-звезд поля по содержанию в них тяжелых элементов и связей металличности с кинематикой и возрастом звездных населений в подсистеме тонкого диска Галактики. В качестве основного источника для определения физических параметров исследуемых звезд в этой главе использована среднеполосная фотометрическая система uvby.fi [3, 4, 13, 14, 21]. Были исследованы систематические эффекты, вызываемые случайными ошибками в определении расстояний, покраснений (Еь.у), индексов металличности (Зт{) и светимости (&]) Р-звезд из нескольких каталогов с иубу.Д-фотометрией. Показано, что выборки Р-звезд, отобранные по видимой звездной величине V < 9т, содержат не более 30% покрасневших и возможных двойных звезд. Сделан вывод, что из-за больших ошибок измерения индекса Д незначительной величины покраснения и вероятного присутствия некоторого количества неразрешенных двойных для близких звезд предпочтительнее пользоваться шкалой расстояний, основанной на данных четырехцветной шЪу-фотометрии, без процедуры исправления за покраснение, поскольку случайные ошибки в измеряемых величинах и, V, Ь, у, Р приводят к ложным корреляциям: Еь.у~ 5т\, Еь.у~ 6сх, которые искажают результаты статистических исследований. Обнаружена зависимость между металличностями и избытками цвета, получаемыми из фотометрии, которая объясняется присутствием в выборке неразрешенных двойных звезд. Показано, что Р-звезды диска с разным химическим составом распределены в окрестностях Солнца практически однородно, и сделано заключение о возможности проведения статистических исследований по близким звездам с параметрами, определенными из фотометрических данных [12].

Исследование распределения металличности примерно для двух с половиной тысяч Б-звезд выявило, что при возрастании эффективной температуры содержание тяжелых элементов у близких Р-карликов скачком увеличивается в районе спектрального класса Р5, при этом одновременно уменьшается дисперсия металличности. Показано, что распределение металличности карликов Р6 - вО нельзя считать гауссовским, но можно рассматривать как сумму двух нормальных кривых. При этом в середине распределения наблюдается дефицит звезд (провал), разделяющий их по металличности на две группы; ранние Р-карлики такого провала не имеют [1].

Третий параграф является центральным в первой главе. В нем по данным иуйу-фотометрии и собственным движениям примерно для 5500 близких Б-звезд [18] обнаружено, что в узких диапазонах металличности наблюдаются резкие падения численности на распределениях по температурному индексу (Ь-у) с голубой стороны, которые, как мы полагаем, являются точками поворота главной последовательности звезд поля фиксированной металличности. Далее показано, что возрасты соответствующих точек поворота, определенные по теоретическим изо-хронам, обнаруживают значимую корреляцию со средними значениями пекулярных скоростей звезд, находящихся в окрестностях точек поворота. Причем подгруппы звезд разного цвета при низкой металличности имеют практически одинаковые пекулярные скорости, тогда как при высокой металличности скорости «красных» подгрупп много больше, чем «голубых» подгрупп. Сделан вывод, что эти свойства Р-звезд приводят к «двумерно-сти» зависимости металличности от возраста, предполагающей сравнительно большой разброс содержания металлов у старых звезд и сужение разброса металличности с одновременным увеличением средней металличности при уменьшении возраста. Такая зависимость «возраст -металличность» свидетельствует, что исходное пространственное распределение содержания металлов в межзвездной среде было вначале весьма неоднородным, но со временем неоднородность уменьшалась, а средняя металличность росла [6,7, 16, 17, 19].

Далее в параграфе показано, что в спектральном диапазоне Б нижние огибающие главной последовательности (ГП) групп звезд галактического диска с разной металличностью совпадают между собой. Если предполо-

жить, что влияние металличности на положение ГП компенсируется влиянием содержания гелия, то содержание гелия должно меняться с изменением содержания тяжелых элементов как AY » 1/3 AlgZ. Сделан вывод, что, ввиду противоречия столь сильной зависимости AY от AZ непосредственным определениям содержания гелия в горячих звездах, объяснение этого эффекта следует искать в поведении других параметров звездных атмосфер. Свойства звезд ГП в спектральном диапазоне позднее G3, по-видимому, отличаются от свойств звезд ГП в диапазоне F2 - G3: при одинаковой металличности у них узкая главная последовательность, а положения нижних огибающих зависят от металличности [2,5, 9,10,17,19].

В этом же параграфе обращено внимание на парадоксы F-G-карликов и G-K-гигантов [8, 11, 16, 17, 19], заключающиеся в том, что при одинаковой металличности F-карлики близки по кинематике к G-гигантам, а G-кар-лики - к K-гигантам. В целом F-карлики с [Fe/H] < -0.1 , являясь химически более «старыми», чем G-карлики с [Fe/H] > -0.1 , по кинематике оказываются моложе их. Тот же парадокс обнаруживается при сравнении G- и IC-гигантов. Эти результаты можно объяснить, предположив, что.звезды рождались из неоднородной по химическому составу среды с растущей со временем средней металличностью. В этом случае при данной металличности среди холодных звезд будут как старые, так и молодые, а старые горячие звезды должны уже уйти с ГП. В рамках этой модели G-гиганты образуются из более молодых F-карликов с уменьшенной металличностью, а К-гиганты - из более старых G-карликов с увеличенной металличностью.

В параграфе приведено также свидетельство того, что эволюция межзвездного вещества, из которого образовались впоследствии рассеянные скопления, существенно отличалась от эволюции всего остального прото-дискового межзвездного-вещества [15, 19].

В последнем параграфе главы по той нее выборке F-звезд диска исследованы параметры эллипсоидов скоростей [20, 22]. Показано, что величины всех трех полуосей эллипсоидов систематически увеличиваются с уменьшением как температуры (при постоянной металличности), так и металличности (при постоянной температуре), причем самые большие и довольно близкие величины полуосей наблюдаются у самых малометал-личных подгрупп звезд разных температур, а самые маленькие - у самых

горячих и металличных. В итоге оказывается, что в дисковой подсистеме Галактики каждый из трех групповых параметров - температура, метал-личность и дисперсия скоростей - для F-звезд является статистическим индикатором возраста. Обнаружено, что с увеличением возраста звездной группы их эллипсоиды скоростей принимают все более равновесную форму, а направления их больших полуосей приближаются к направлению на центр Галактики и для самых старых звезд отклонение вертекса равно нулю. Дисперсия пекулярных скоростей звезд диска демонстрирует при этом излом зависимости «erv - [Fe/H]» в точке, соответствующей середине распределения звезд диска по металличности, и если в малометалличном диапазоне с ростом [Fe/H] дисперсия уменьшается, то в металличном она остается постоянной для всех температурных диапазонов.

Эллипсоиды скоростей подтвердили существование парадокса среди звезд диска, в частности, с увеличением «химического» возраста (то есть с уменьшением металличности) угловой момент F-звезд растет, а с увеличением «температурного» возраста (то есть с уменьшением температуры) -падает, в итоге наибольшую скорость Солнце имеет относительно центроида звезд с такой же, как у него, металличностью и температурой.

Во второй главе исследуются зависимости химических и кинематических параметров F-звезд тонкого диска от их возраста на основе уже не групповых, а индивидуальных значений возраста и элементов галактических орбит звезд.

В первом параграфе описан разработанный экспресс-метод для массового компьютерного определения возрастов звезд по теоретическим изохронам [25]. По Новым Йельским изохронам определены возрасты примерно 3500 F-звезд поля, лежащих в окрестностях 80 пк от Солнца [30]. Построена диаграмма «возраст - металличность» для звезд диска. Показано, что средняя металличность и дисперсия металличности в первые несколько миллиардов лет формирования дисковой подсистемы остаются практически постоянными. Однако около (4 - 5) млрд. лет назад у новых поколений звезд средняя металличность начинает монотонно расти, а дисперсия металличности непрерывно уменьшаться. Обнаружено также систематическое различие поведения дисперсий пекулярных скоростей звезд разной металличности в зависимости от возраста.

Далее в работе обнаружено различие зависимостей от возраста параметров эллипсоидов скоростей Р-звезд разной металличности [26]. При этом, с увеличением возраста у металличных (ре/Н] > -0.1) звезд форма эллипсоидов скоростей становится более равновесной, величины полуосей быстро растут, отклонения вертекса, уменьшаясь, стремятся к нулю, а апекс Солнца разворачивается, приближаясь к направлению галактического вращения. У менее же металличных звезд с увеличением возраста форма эллипсоида скоростей практически не меняется, оставаясь приблизительно равновесной, величины полуосей растут незначительно, отклонение вертекса уменьшается, как и у металличных звезд, а направление апекса Солнца не обнаруживает систематического изменения. Одновременно выявлено, что во всем, характерном для диска, диапазоне металличности степенному закону подчиняется зависимость от возраста только величины большой полуоси эллипсоида скоростей звезд (показатель степени равен 0.45 ±0.05), тогда как средняя и малая полуоси (а также большая для возрастов > 1 млрд. лет) аппроксимируются прямыми линиями. Перечисленные свойства приводят к следующим выводам: а) релаксационные процессы в диске не играют определяющей роли, и кинематика звезд зависит, в основном, от динамического состояния межзвездного газа на момент их образования; б) динамическое состояние межзвездной среды в каждый момент времени неоднородно и звезды разной металличности рождаются в разных областях.

В третьем параграфе второй главы исследовано изменение с возрастом величин радиальных и вертикальных градиентов металличности в тонком диске [23, 26, 27, 28]. Для 1630 звезд созданного каталога фундаментальных астрофизических параметров близких Р-звезд диска, имеющих измеренные лучевые скорости, вычислены компоненты пространственных скоростей и элементы галактических орбит на основе модели Галактики, содержащей балдж, диск и протяженное гало [30]. Показано, что эксцентриситет, апогалактический радиус орбиты и максимальное удаление звезды от плоскости Галактики коррелируют с возрастом и поэтому могут служить в тонком диске его статистическими индикаторами. Обнаружено, что величины обоих градиентов металличности систематически уменьшаются с переходом к более старым звездам.

В следующем параграфе по данным полной выборки (генеральной совокупности) F-звезд в окрестностях 50 пк от Солнца исследована вертикальная пространственная структура подсистем звезд разного возраста и металличности [29, 31]. Найдено, что плоскость галактического диска лежит на расстоянии - (9 ±2) пк от Солнца в направлении Южного галактического полюса, а составляющая плотности в плоскости диска, обеспечиваемая звездами F0 - F9, равна 0.0035 М0 пк"3. На основе вычисления вероятности нахождения звезд в разных участках орбиты разработан метод статистического восстановления реального распределения по высоте различных объектов на солнечном галактоцентрическом расстоянии и с его помощью определена шкала высоты подсистемы F-звезд диска, которая оказалась 160 ±10 пк. Показано, что в процессе эволюции дисковая подсистема в целом становится более плоской, но в каждый момент времени концентрация к плоскости Галактики у металличных ([Fe/H] > -0.13) звезд значительно выше, чем у малометалличных. Сделано предположение, что большие размеры подсистемы малометалличных звезд поддерживаются падением на диск бедного металлами газа из внешних областей Галактики.

В пятом параграфе на базе восстановленного статистическим методом реального распределения по высоте F-звезд на солнечном галактоцентрическом расстоянии построены и исследованы свойства функций металличности звезд диска разного возраста [32]. Показано, что на высоком уровне статистической значимости аппроксимация одной нормалью функции металличности звезд любого возраста отвергается против альтернативы описания ее суммой двух нормальных кривых с центрами в <[Fe/H]> » -0.2 и 0.0. При этом максимум распределения звезд моложе 3 млрд. лет находится вблизи солнечной металличности, а у более старых звезд он попадает в область второго выделенного значения металличности.

В третьей главе исследованы свойства старейших объектов Галактики - шаровых звездных скоплений и переменных звезд типа RR-Лиры поля.

В первом параграфе по опубликованным данным составлен каталог однородных фундаментальных астрофизических параметров для 145 шаровых скоплений Галактики. На основе данного каталога исследованы связи между химическим составом, строением горизонтальной ветви, пространственным положением, элементами орбит, возрастом и другими

физическими параметрами шаровых скоплений [33, 34, 36]. Показано, что население шаровых скоплений не является однородным и делится провалом на функции металличности при [Ре/Н] = -1.0 на две дискретные группы с четкими максимумами при [Ре/Н] = -1.60 ±0.03 и -0.60 ±0.04. Одновременно, при переходе через пограничное значение металличности скачком меняются средние величины и дисперсии пространственно-кинематических параметров. В итоге оказалось, что малометалличные скопления занимают в пространстве приблизительно сферический объем, заметно концентрируясь к центру Галактики. Население металличных скоплений (подсистема толстого диска), демонстрируя значительно меньшие размеры, концентрируется не только к центру, но и к плоскости Галактики, имеет значительную скорость вращения (У„Р = 165 ±28 км/с), значимый отрицательный вертикальный градиент металличности, в среднем является самым молодым и состоит только из скоплений с экстремально красными горизонтальными ветвями.

Новые данные нашего обширного каталога подтвердили известный результат, что население малометалличных шаровых скоплений также является неоднородным и в свою очередь делится на две группы по строению горизонтальной ветви. Подсистема скоплений с экстремально голубыми горизонтальными ветвями в среднем оказалась самой старой в Галактике. Она занимает сфероидальный объем радиусом примерно 9 кпк, имеет большую скорость вращения (Увр = 77 ±33 км/с) и небольшие равные по величине отрицательные радиальный и вертикальный градиенты металличности (подсистема старого «собственного» гало). Население скоплений с горизонтальными ветвями промежуточного типа занимает галактоцентриче-ский эллипсоидальный объем с большой полуосью «19 кпк и малой полуосью «10 кпк, направленной вдоль оси, перпендикулярной к Ъ и лежащей под углом «30° к Х-координате. В среднем это население несколько моложе скоплений «собственного» гало и образует подсистему «аккрециро-ванного» гало. Оно обнаруживает величины градиентов металличности примерно такие же, как в «собственном» гало. В результате на данном га-лактоцентрическом расстоянии и расстоянии от галактической плоскости средняя металличность скоплений «аккредитованного» гало систематически на Д[Ре/Н] « 0.3 выше. Подсистема «аккрецированного» гало содержит

большое количество скоплений с ретроградными орбитами, поэтому скорость ее вращения мала и находится с большой неопределенностью (Увр = -23 ±54 км/с).

Определены характерные параметры всех выделенных подсистем и средние характеристики входящих в них шаровых скоплений. Приводятся доказательства различной природы скоплений толстого диска и «собственного» гало, с одной стороны, и «аккрецированного» гало, с другой: скопления первых двух подсистем генетически связаны с Галактикой, тогда как подсистема «аккрецированного» гало состоит из скоплений, захваченных Галактикой в разное время. Проведена определенная работа по сбору, анализу и сведению в однородную шкалу всех найденных опубликованных определений «изохронных» возрастов для шаровых звездных скоплений. Показано, что возрасты скоплений генетически связанных подсистем различаются: скопления «собственного» гало старше и образовались практически одновременно, а в толстом диске для этого потребовалось по крайне мере более одного миллиарда лет. Разрыв в возрастах между подсистемами если и есть, то он может быть завуалирован ошибками определения возрастов. Данные демонстрируют, что обогащение тяжелыми элементами и коллапс межзвездной среды протогапактики произошли в основном в период между формированием подсистем «собственного» гало и толстого диска.

Важным для понимания природы предположительно аккрецированных шаровых скоплений явилось обнаружение увеличения доли маломассивных скоплений с удалением от галактического центра. В итоге показано, что средние массы аккрецированных скоплений уменьшаются с увеличением галактоцентрического расстояния. Одновременно они демонстрируют положительную корреляцию между возрастом и массой. У генетически связанных скоплений Галактики обе корреляции полностью отсутствуют. Высказано предположение, что маломассивные и одновременно сравнительно молодые шаровые скопления образуются преимущественно в карликовых галактиках низкой массы, которые, даже находясь на довольно больших расстояниях от галактического центра, теряют свои скопления под действием приливных сил Галактики.

Во втором параграфе главы продолжено исследование характерных параметров старых галактических подсистем по звездам поля [35, 36, 38]. По

опубликованным прецизионным наземным и спутниковым измерениям собственных движений, компилятивным лучевым скоростям и фотометрическим расстояниям вычислены компоненты пространственных скоростей и элементы галактических орбит для 174 переменных звезд типа RR Лиры околосолнечной окрестности. На основе вычисленных элементов орбит и опубликованных обилий тяжелых элементов исследована связь между химическими, пространственными и кинематическими характеристиками лирид поля. Обнаружены скачкообразные изменения пространственно-кинематических характеристик звезд при переходах через пограничное значение металличности ([Fe/H] »-1.0) и через критическое значение полной остаточной скорости относительно локального центроида (Voct ~ 290 км/с), свидетельствующие о том, что все население звезд RR Лиры не является однородным, а состоит по крайне мере из трех подсистем, различающихся занимаемым объемом в Галактике.

На основании совпадения характерных параметров соответствующих подсистем у лирид поля и шаровых скоплений, сделан вывод, что металлич-ные ([Fe/H] > -1.0) звезды и шаровые скопления являются составляющими быстро вращающейся и весьма сплюснутой галактической подсистемы толстого диска, обладающей значимым отрицательным вертикальным градиентом металличности. Менее металличные объекты, в свою очередь, делятся на два типа населений, но критерии при этом для звезд и скоплений различаются. Полагается, что малометалличные звезды поля с остаточными скоростями относительно локального центроида меньше критического значения и скопления с экстремально голубыми горизонтальными ветвями образуют генетически связанную с толстым диском сферическую, медленно вращающуюся подсистему «собственного» гало с незначительными, но отличными от нуля радиальным и вертикальным градиентами металличности. Размеры подсистем, оцененные по апогалактическим радиусам орбит звезд поля, оказались примерно одинаковыми. Быстрые звезды поля (как и скопления с более красными горизонтальными ветвями) образуют сфероидальную подсистему «аккрецированного» гало, примерно в три раза большего размера, чем две предыдущие. Полное отсутствие в ней градиентов металличности, преимущественно вытянутые орбиты, большое число звезд с обратным галактическому вращением и относительно малые средние

значения возрастов подтверждают гипотезу о внегалактическом происхождении объектов ее составляющих.

Четвертая (важнейшая) глава диссертации посвящена исследованию относительных содержаний магния (а-элемент) и европия (элемент г-про-цесса) в ближайших Р-в-звездах с целью восстановления этапов формирования и эволюции галактических подсистем.

В первом параграфе описано составление сводного каталога эффективных температур, ускорений силы тяжести, содержаний железа и магния в атмосферах, а также расстояний, компонентов скоростей и элементов орбит звезд околосолнечной окрестности [40]. Параметры атмосфер и содержания железа получены усреднением опубликованных соответствующих величин, определенных методом синтетического моделирования спектров, на основе 1809 определений в 35 публикациях. Относительные содержания магния получены для 867 карликов и субгигантов в результате специально разработанной трехходовой итерационной процедуры усреднения с присвоением веса как каждому первоисточнику, так и каждому индивидуальному определению, при этом учитывались систематические смещения всех шкал относительно приведенной средней шкалы. Предполагаемая полнота охвата первоисточников с объемом более 5 звезд на декабрь 2003' года более 90%. Для 77 звезд нашего каталога однородные относительные содержания европия взяты из публикаций одного автора. Компоненты пространственных скоростей для абсолютного большинства звезд кагалога определены по данным наземных и спутниковых высокоточных астрометрических и спектроскопических наблюдений, а элементы галактических орбит вычислены на основе трехкомпонентной модели Галактики, состоящей из диска, балджа и массивного протяженного гало.

Данные сводного каталога карликов и субгигантов поля использованы для сегрегации по кинематическим критериям объектов тонкого диска, толстого диска и галактического гало, а также идентификации среди них предположительно аккрецированных звезд. Исследованы связи относительных содержаний магния в звездах всех выделенных подсистем с их металличностью, элементами галактических орбит и возрастом.

Во втором параграфе, посвященном толстому диску [41], показано, что относительные содержания магния в звездах подсистемы лежат в диапазо-

не (0.0 < [Mg/Fe] < 0.5) и уменьшаются с ростом металличности, начиная от точки [Fe/H] « -1.0, тогда как массовое образование звезд в подсистеме началось при [Fe/H] » -1.25. Это интерпретируется в пользу большой длительности процесса звездообразования в толстом диске. Обнаружены значимые вертикальные градиенты металличности и относительного содержания магния, которые могут присутствовать в подсистеме только в случае формирования ее в условиях медленного коллапса протогалактики. Однако градиенты в толстом диске исчезают, если из выборки исключить звезды, орбиты которых лежат в галактической плоскости, но имеют большие эксцентриситеты и малые азимутальные компоненты пространственной скорости, нехарактерные для звезд тонкого диска. Такие звезды можно рассматривать как отдельное население в подсистеме. Если эти два населения образовались в результате независимых процессов, то весьма актуальной становится модель формирования толстого диска в результате неоднократного взаимодействия ранней Галактики с массивными карликовыми галактиками.

Большой разброс относительных содержаний магния (-0.3 < [Mg/Fe] < 0.5) у звезд малометалличного "хвоста" толстого диска, составляющих в подсистеме »8%, свидетельствует о том, что они образовались внутри изолированных межзвездных облаков, слабо взаимодействовавших с веществом единого протогалактического облака. В пользу последнего предположения говорит и тот факт, что среди звезд с кинематикой толстого диска присутствуют звезды движущейся группы Арктура, предположительно попавшие в Галактику из распавшейся довольно массивной галактики-спутника. В параграфе доказывается генетическая связь звезд в выделенной группе и обсуждается история звездообразования в ее родительской карликовой галактике.

В толстом диске обнаружен значимый отрицательный радиальный градиент относительного содержания магния вместо ожидаемого положительного. Предполагаемой причиной инверсии градиента являются, по-видимому, меньшие перигалактические радиусы орбит и большие эксцентриситеты у более богатых магнием звезд среди других, находящихся в данный момент в небольшом объеме пространства Галактики вблизи Солнца. Аналогичная, но статистически менее достоверная инверсия на-

блюдается в подсистеме и для радиального градиента металличности. Обсуждается временная шкала формирования толстого диска.

В третьем параграфе исследуется содержание магния в тонком диске [44]. Показано, что в его звездах отношения [Mg/Fe] при любом значении металличности в диапазоне (-1.0 < [Fe/H] < -0.4) в среднем меньше, чем в толстом диске. Из этого следует, что звезды тонкого диска в основном моложе звезд толстого диска. Обнаружено, что у таких малометалличных звезд тонкого диска относительные содержания магния систематически уменьшаются с увеличением радиусов их орбит так, что повышенные его содержания ([Mg/Fe] > 0.2) наблюдаются практически только у звезд, орбиты которых почти целиком лежат внутри солнечного круга. Одновременно с этим, у бедных магнием звезд при увеличении радиусов их орбит наблюдается перемещение диапазона металличности от (-0.5 < [Fe/H] < +0.3) до (-0.7 < [Fe/H] < +0.2). Такое поведение свидетельствует, во-первых, о том, что скорость звездообразования уменьшается с увеличением галактоцентрического расстояния, а, во-вторых, о том, что за пределами солнечного круга звездообразование какое-то время отсутствовало, тогда как внутри него этот процесс проходил непрерывно.

Тренд скорости звездообразования вдоль галактоцентрического расстояния явился причиной существования в диске отрицательного радиального градиента металличности, который обнаруживает тенденцию к возрастанию с уменьшением возраста При этом радиальный градиент относительного содержания магния не прослеживается. Обнаружен значительный положительный вертикальный градиент относительного содержания магния и подтверждено существование большого отрицательного вертикального градиента металличности, причем оба градиента заметно увеличиваются по абсолютной величине с уменьшением возраста.

Обнаружено, что в тонком диске существует не только связь между возрастом и металличностью, но и между возрастом и содержанием магния. Обсуждены этапы формирования подсистемы. Высказано предположение, что структура тонкого диска многокомпонентна, но в ближайших окрестностях Солнца надежно отождествить звезды разных его компонентов не позволяет тренд скорости звездообразования вдоль галактического радиуса.

В четвертом параграфе исследована сферическая подсистема [39, 43, 45]. Показано, что аккрецированные звезды составляют большинство в га-

лактическом гало. Они попали в Галактику из распадающихся карликовых галактик-спутников. Исследована связь относительных содержаний магния и европия с металличностью, элементами галактических орбит и возрастом звезд «собственного» и «аккрецированного» гало. Показано, что во всех предположительно аккрецированных звездах отношения содержаний европия к магнию резко отличаются от их отношений в звездах, генетически связанных с Галактикой. Согласно современным представлениям, европий образуется главным образом в маломассивных SNell, тогда как магний синтезируется в больших количествах в предсверхнорых звездах II типа больших масс. Поскольку все старые малометалличные аккрецированные звезды нашей выборки обнаруживают значительный избыток европия относительно магния, делается вывод, что максимальные массы предсверхновых SNell за пределами ранней Галактики были много меньше, чем внутри нее. Низкие же отношения [Eu/Mg] < 0 демонстрирует лишь небольшое количество аккрецированных звезд, причем только более молодых, что можно объяснить некоторой задержкой первичного звездообразования и вспышками впоследствии массивных сверхновых типа II в относительно небольшой части внегалактического пространства.

Обнаружено уменьшение отношения [Eu/Mg] с увеличением [Fe/H] у генетически связанных звезд, свидетельствующее, что в Галактике, сформированной из единого протогалактического облака, максимальная масса предсверхновых SNell со временем увеличивалась одновременно с ростом средней металличности.

Далее показано, что относительные содержания магния у звезд «собственного» гало практически не зависят от металличности и лежат в довольно узком диапазоне, тогда как предположительно аккрецированные звезды демонстрируют очень большой разброс относительных содержаний магния, вплоть до отрицательных значений [Mg/Fe]. Такое поведение звезд «собственного» гало свидетельствует о том, что на стадии его формирования межзвездное вещество в ранней Галактике было достаточно однородно по химическому составу.

Обнаружено смещение средней металличности бедных магнием ([Mg/Fe] < 0.2) предположительно аккрецированных звезд в отрицательную сторону при переходе от медленно вращающихся вокруг

галактического центра звезд (|©| < 50 км/с) к наиболее быстро вращающимся на A[Fe/H] » -0,5. Одновременно с ростом абсолютного значения |©| увеличиваются также и средние значения апогалактических радиусов и наклоны орбит и уменьшаются их эксцентриситеты. В итоге в аккрецированном гало наблюдаются отрицательные и радиальный и вертикальный градиенты относительных содержаний магния, а корреляции между отношениями [Mg/Fe] и другими элементами галактических орбит у аккрецированных и у генетически связанных звезд Галактики противоположны по знаку. (Обратим внимание, что для аккрецированных объектов максимальные удаления точек их орбит от центра и плоскости Галактики отражают галактоцентрическое расстояние, на котором они не рождаются, а теряются родительской карликовой галактикой.) Выдвинуто предположение, что при уменьшении масс карликовых галактик в них одновременно уменьшаются и максимальные массы сверхновых SNe II, а следовательно, и выход а-элементов. В этом случае обнаруженная в данной работе связь отношений [Mg/Fe] с наклонами и размерами орбит у аккрецированных звезд оказываются в полном согласии с результатами численного моделирования динамических процессов при взаимодействии галактик. В итоге поведение содержания магния в аккрецированных звездах свидетельствует, что достаточно массивные галактики-спутники начинают разрушаться и в массовом порядке терять свои звезды только после того, как динамическое трение существенно уменьшит в размерах и переместит их орбиты практически в плоскость Галактики. При этом менее массивные галактики-спутники начинают разрушаться еще до того, как их орбиты заметно изменятся под действием приливных сил.

В этом же параграфе исследуется химический состав звезд движущейся группы шарового скопления со Центавра, захваченными Галактикой из разрушенной довольно массивной карликовой галактики-спутника. На основе характера изменения отношений [Mg/Fe] с металличностью обсуждается история звездообразования в этой группе.

В заключении перечислены основные результаты и сформулированы выводы работы.

Основные результаты диссертации опубликованы в следующих статьях:

1. Марсаков В.А., Сучков A.A., Шевелев Ю.Г. Химический состав F-звгз^ околосолнечной окрестности. //Астрон. Журн. - 1984. - Т.61. - С.483-490

2. Шевелев Ю.Г., Сучков A.A., Марсаков В.А. О содержании гелия в !• звездах диска. // Астрон. Цирк. - 1985. - № 1372. - С.1-3

3. Марсаков В.А., Шевелев Ю.Г. Каталог определений металличности, компонентов скоростей и элементов орбит F5-K5 карликов в окрестности 80 парсск. от Солнца. // Научн. информ. Астросовета АН СССР - 1986. - № 59. - C.6Î -63

4. Шевелев Ю.Г., Марсаков В.А. Каталог определений [Fe/H], расстояний, компонентов скоростей и элементов орбит F-звезд южного галактическго полюса. // Научн. информ. Астросовета АН СССР. - 1986. - № 59. - С.67-69

5. Марсаков В.А., Сучков A.A., Шевелев Ю.Г. О содержании гелия в звездах диска и скоплениях Гиады и Кома. // в «Звездные скопления». Свердловск, 1987, Материалы научн. конф. - 1987а. - С.40-44

6. Марсаков В.А., Сучков A.A., Шевелев Ю.Г. Обнаружение точки поворота F-звезд поля. Возраст диска Галактики // Астрон. Цирк. - 19876. - № 1485. - С.1-3

7. Шевелев Ю.Г., Марсаков В.А., Сучков A.A. Связь между возрастом, кинематикой и металличностью F-звезд диска Галактики. // Астрон. Цирк. - 1987. -№ 1486.-С.1-3

8. Сучков A.A., Шевелев Ю.Г., Марсаков В.А. Парадокс соотношения кинематика - металличность для звезд диска Галактики. // Астрон. Цирк. - 1987 -№ 1501.-С.1-3

9. Шевелев Ю.Г., Сучков A.A., Марсаков В.А. Ширина главной последовательности: роль эффектов возраста, металличности и содержания гелия. // Астрон. Цирк. - 1987а. -№ 1514. -С.1-2

Ю.Шевелев Ю.Г., Сучков A.A., Марсаков В.А. Содержание гелия и светимость F-звезд главной последовательности по данным фотометрической системы uvby ß. // Астрон. Журн. - 19876. - Т.64. - С.747-755

11.Марсаков В.А., Сучков A.A., Шевелев Ю.Г. Загадка несоответствия между кинематическим и изохронным возрастом F-звезд. // Астрон. Цирк. - 1988. -№ 1533.-С.9-10

12.Марсаков В.А., Шевелев Ю.Г. Шкала расстояний, покраснения и пространственные вариации металличности F-звезд в окрестности Солнца. // Астрон. Журн. - 1988. - Т.65. - С.918-926

13.Marsakov V.A., Shevelev Yu.G. The catalogue of metallicities, velocity components, and orbital parameters for F2-K5 dwarfs in the vicinity of 80 pc from the Sun. // Bull. Inform. CDS. - 1988. - №35. - P.129-130

M.Shevelev Yu.G, Marsakov V.A The catalogue of metallicities, distances, velocity components, and parameters of orbits for F stars of the southern sky. // Bull. Inform. CDS. - 1988. -№ 35. -P.131-133

15.Сучков A.A., Шевелев Ю.Г., Марсаков B.A. Из чего рождаются рассеянные скопления? // Астрон. Цирк. - 1989. - № 1536. - С.13-14

16.Шевелев Ю.Г. Марсаков В.А., Сучков A.A. Связь между кинематикой, химическим составом и возрастом F-G звезд диска Галактики. П Астрон. Журн. - 1989. - Т.66. - С.317-327

17.Сучков A.A., Шевелев Ю.Г., Марсаков В.А. Структура "главной последовательности" F-G-звезд: эффекты возраста, металличности и содержания гелия. // Астрон. Журн. - 1989. - Т.66. - С. 1227-1238

18.Марсаков В.А., Шевелев Ю.Г. Каталог физических характеристик F-звезд главной последовательности в окрестности 80 пк от Солнца. // Астрон. Цирк. - 1990.-№ 1545.-С.11-12

19.Marsakov V.A., Suchkov A.A., Shevelev Yu.G. F-stars: evidence for "two-dimensional" age-metallicity relation and a new light on the enrichment history of the Solar neighbourhood. //Astrophys. and Space Sei. - 1990. - V.172. - P.51-75

20.Марсаков B.A. Инверсия зависимости между металличностью и круговой скоростью F-звезд диска Галактики. // Астрон. Цирк. -1991. - № 1548. - С.9-10

21.Шевелев Ю.Г., Марсаков В.А. Каталог физических и кинематических параметров А-звезд главной последовательности в окрестности 80 пк от Солнца. // Астрон. Цирк. -1991. - № 1548. - С.41-42

22.Марсаков В.А. Связь параметров эллипсоидов скоростей F-звезд с их металличностью, температурой и возрастом. // Астрон. Журн. - 1992а. - Т.69. -С.1015-1027

23.Марсаков В.А. Эволюция радиального градиента металличности в галактическом диске. // Астрон. Цирк. - 19926. - № 1553. - С.17-18

24.Марсаков В.А., Шевелев Ю.Г. О релаксации в галактическом диске. // Ас-трон. Цирк. - 1993. - № 1554. - С.7-8

25.Шевелев Ю.Г., Марсаков В.А. Изохронные возрасты близких F-звезд и связь между возрастом и металличностью в галактическом диске. // Астрон. Журн. - 1993. - Т.70. - С. 1218-1227

26.Марсаков В.А., Шевелев Ю.Г Различие зависимостей параметров эллипсоидов скоростей металличных и мапометалличных F-звезд диска от возраста и проблема релаксации. // Астрон. Журн. - 1994. - Т.71. - С.368-376

27.Шевелев Ю.Г., Марсаков В.А. Эксцентриситеты орбит звезд как статистический индикатор возраста в галактическом диске. // Астрон. Цирк. - 1994. -№ 1556.-С.9-10

28.Шевелев Ю.Г., Марсаков В.А. Изменение радиального и вертикального градиентов металличности в галактическом диске с возрастом. // Асгрон. Журн. - 1995 - Т.52. - С.321-332

29. Марсаков В.А., Шевелев Ю.Г. Вертикальная структура галактического диска в окрестности Солнца. // Асгрон. Журн. - 1995. - Т.72. - С.630-640

30.Marsakov V.A., Shevelev Yu.G. The catalogue of metallicities, orbital elements, and other parameters for nearby F-stars. H Bull. Inform. CDS. - 1995. - № 47. -P.13-15

31 .Marsakov V,A. Shevelev Yu.G. Scale-height for the galactic dick subsystems being different in age end metallicity. // in "Structure end evolution of stellar system-" Int, Cpnf, held in Petrozavodsk, Russia, 15-23 Aug. 1995. Eds. Agecian Y.A., Mullarj A.A., Orlov V.V, - Saint Petersburg. - 1997, - P. 150-154

32.Shevelev Yu.G., Marsakov V.A. On properties of metallicity function of F-stars in the galactic disk. II Bull. Spec. Astrophys. Obs.- 1998. - V.46. - P.101-109

33.Боркова T.B., Марсаков В.А. Подсистемы шаровых скоплений Галактики. // Астрон. Журн, - 2000а. - Т.77. - С.750-772

34.Boikova T.V., Marsakov V.A. "Scenario of Early history of the Milky Way on genetic bound globular clusters" // in «Variable stars - key to understanding a structure and evolutions of the Galaxy» Astron., Soc. Conf. held m Moscow. - 23 - 29 Okt. 1999. Eds. Samus N.N., Mironov A.V. - Nizniy Arhys. - 20006. - P.193-196

35.Боркова T.B., Марсаков В.А. Подсистемы переменных звезд типа RR Лиры нашей Галактики. // Астрон. Журн. - 2002а. - Т.79. - С.510-525

36.Marsakov V.A., Borkova T.V. Subsystems of the Galactic halo, their structures and compositions. // Odessa Astron. Publ. - 2002. - V.15. - P.52-60

37.Borkova T.V., Marsakov V.A, Distant globular clusters with anomalously small masses. // Bull. Spec. Astrophys. Obs. -20026. - V.54. - Т.61-65

38.Borkova T.V., Marsakov V.A. Two populations among the metal-poor field RR Lyrae stars. // Astron. Astrophys. - 2003. - V.398. - P.133-139

39.Боркова T.B., Марсаков В.А. Звезды внегалактического происхождения в окрестности Солнца. // Письма в «Астрон. журн.»- 2004. - Т.30. - С. 173-184

40.Боркова Т.В., Марсаков В.А. Сводный каталог спектроскопических определений содержаний химических элементов в звездах с точными параллаксами. Магний. // Астрон. Журн. - 2005а. - Т.82. - С.453-465

41 .Марсаков В.А., Боркова Т.В. Формирование подсистем Галактики в свете содержания магния в звездах поля. Толстый диск. И Письма в «Астрон. журн.»- 2005а. - Т.31. - С.577-591

42.Borkova T.V., Marsakov V.A. About compiled catalogue of spectroscopic determined chemical abundances for stars with accurate parallaxes. Magnesium. // In: From Lithium to Uranium: Elemental Tracers of Early Cosmic Evolution, IAU

Symposium Proceedings of the international Astronomical Union 228, Held in Pans, France, May 23-27, 2005. Edited by Hill, V.; François, P.; Primas, F. Cambridge: Cambridge University Press, - 20056. - P.241-242

43.Marsakov V.A., Borkova T.V. Solar Vicinity: Star of Extragalactic Origin. // In: From Lithium to Uranium: Elemental Tracers of Early Cosmic Evolution, IAU Symposium Proceedings of the international Astronomical Union 228, Held in Paris, France, May 23-27, 2005. Edited by Hill, V.; Francois, P.; Primas, F. Cambridge: Cambridge University Press, - 20056. - P.543-544

44.Марсаков B.A., Боркова T.B. Формирование подсистем Галактики в свете содержания магния в звездах поля. Тонкий диск. // Письма в «Астрон. журн.»- 2006а. - Т.32. - С.419-437

45.Марсаков В.А., Боркова Т.В. Формирование подсистем Галактики в свете содержания магния в звездах поля. Гало. // Письма в «Астрон. журн.» -

20066 - Т.32. - С.545-556

Подписано в печать 26.02.07 г. Формат 60x84/16. Бумага офсетная. Ризография. Объем 2,0 печ. л. Тираж 100. Заказ № 17/02.

Отпечатано в типографии ООО «Диапазон». 344010, г. Ростов-на-Дону, ул. Красноармейская, 206. Лиц. ПЛД № 65-116 от 29.09.1997 г.

Введение

1 Свойства населений F-звезд разной металличности и возраста в тонком диске

1.1 Функция металличности близких F-звезд

1.1.1 Определение металличности в системе uvby,j3.

1.1.2 Наблюдательный материал.

1.1.3 Зависимость металличности от избытков цвета Е (Ь — у)

1.1.4 Зависимость металличности F-карликов от температуры.2G

1.1.5 Функция металличности F-карликов.

1.1.6 Свойства распределения металличности субгигантов.

1.2 Пространственные вариации металличности F-звезд в окрестностях Солнца

1.2.1 Избытки цвета F-звезд и межзвездное покраснение.

1.2.2 Шкала расстояний F-звезд.

1.2.3 Зависимость между индексом металличности и избытком цвета

1.2.4 Систематические эффекты, возникающие из-за случайных ошибок в системе uvby,/3.

1.2.5 Пространственное распределение F-звезд разной металличности

1.3 F-звезды: свидетельство "двумерности" зависимости "возраст - металлич-ность".

1.3.1 Выборка и определение астрофизических параметров.

1.3.2 Зависимость положения главной последовательности нулевого возраста от металличности.

1.3.3 Нижняя огибающая и ширина главной последовательности G-звезд

1.3.4 Точки поворота и разброс возрастов у звезд разной металличности

1.3.5 Связь между возрастом, мсталличиостью и скоростями звезд

1.3.6 Об истории обогащения тяжелыми элементами в тонком диске

1.4 Эллипсоиды скоростей F-звезд разной металличности.

1.4.1 Анализ исходных данных и методика вычислений параметров эллипсоидов

1.4.2 Связь параметров эллипсоидов скоростей с металличиостыо и температурой

1.4.3 Интерпретация поведения параметров эллипсоидов скоростей

1.4.4 О характере связи между возрастом и величинами полуосей эллипсоидов скоростей.

1.4.5 Параметры эллипсоидов и эволюция галактического диска

1.5 Краткие итоги главы 1.

2 Связь характерных параметров звезд тонкого диска с возрастом

2.1 Связь между возрастом и металличностыо в тонком диске.

2.1.1 Определение возрастов по теоретическим изохроиам.

2.1.2 Зависимость металличиости от возраста.

2.1.3 Уточнение сценария истории галактического диска.

2.2 Различие зависимостей от возраста параметров эллипсоидов скоростей металличных и малометадличных F-звезд диска.

2.2.1 Анализ исходных данных.

2.2.2 Связь между параметрами эллипсоидов скоростей и возрастом

2.2.3 Закономерности эволюции эллипсоидов скоростей.

2.2.4 Проблема релаксации в галактическом диске.

2.3 Изменение радиального и вертикального градиентов металличностп с возрастом

2.3.1 Анализ селекции в выборке и методик определения градиентов

2.3.2 Анализ элементов орбит звезд диска.

2.3.3 Радиальный градиент металличиости

2.3.4 Вертикальный градиент металличиости.

2.3.5 Эволюция градиентов металличиости

2.4 Вертикальная структура галактического диска.

2.4.1 Оценка полноты используемой выборки звезд.

2.4.2 Положение плоскости галактического диска.

2.4.3 Плотность F-звезд в плоскости галактического диска

2.4.4 О кинематической и пространственной однородности звезд в ближайшей околосолнечной окрестности.

2.4.5 Метод восстановления реального распределения звезд по высоте

2.4.6 Шкалы высот подсистем F-звезд разного возраста и металличиости

2.5 Свойства функции металличиости F-звезд топкого диска

2.5.1 Анализ исходных данных.

2.5.2 Функция металличиости звезд диска разного возраста.

2.5.3 Связь между возрастом и металличностыо с учетом селекции

2.5.4 Функция металличиости звезд диска на разной высоте над галактической плоскостью.

2.5.5 Вертикальный градиент металличиости с учетом селекции

2.5.6 О бимодальности функции металличиости в тонком диске.

2.6 Краткие итоги главы 2.

3 Старые подсистемы Галактики

3.1 Подсистемы шаровых звездных скоплений.

3.1.1 Каталог шаровых скоплений.

3.1.2 Шаровые скопления толстого диска и малометалличного гало

3.1.3 Населения шаровых скоплений в малометалличном гало.

3.1.4 Сценарий эволюции Галактики.

3.1.5 Далекие шаровые скопления аномально малой массы

3.2 Подсистемы переменных звезд типа RR Лиры.

3.2.1 Каталог близких звезд типа RR Лиры.

3.2.2 Критерии выделения подсистем.

3.2.3 Свойства звезд выделенных подсистем.

3.2.4 Сравнение характерных параметров одноименных подсистем лирид поля и шаровых скоплений

3.3 Краткие итоги главы 3.

4 Формирование подсистем Галактики в свете содержания магния в звездах поля

4.1 Сводный каталог спектроскопических определений содержаний магния в ближайших звездах.

4.1.1 Составление сводного каталога.

4.1.2 Параметры атмосфер и содержание железа.

4.1.3 Итерационная процедура вычисления относительных содержаний магния

4.1.4 Расстояния, собственные движения и лучевые скорости.

4.1.5 Пространственные скорости и элементы галактических орбит

4.1.6 Возрасты звезд.

4.1.7 Содержание европия.

4.1.8 Анализ выборки.

4.2 Подсистема толстого диска.

4.2.1 Идентификация звезд подсистем.

4.2.2 Связь между содержаниями железа и магния

4.2.3 Связи содержаний железа и магния с элементами орбит и возрастом

4.2.4 Временная шкала формирования толстого диска

4.3 Подсистема тонкого диска.

4.3.1 Идентификация звезд тонкого диска.

4.3.2 Зависимость содержания магния от металличности

4.3.3 Связь химического состава с другими характеристиками звезд

4.3.4 Формирование тонкого диска.

4.4 Подсистемы гало

4.4.1 Идентификация звезд подсистем гало.

4.4.2 Отношение [Eu/Mg] как индикатор верхнего предела массы SNell в звездной системе.

4.4.3 Связь между содержаниями железа и магния

4.4.4 Связь химического состава с элементами орбит звезд.

4.4.5 Формирование "собственного" гало и "аккрецированного" гало в Галактике

4.5 Краткие итоги главы 4.

Остаточные скорости и химический состав маломассивных звезд являются реальными носителями информации о химической и динамической эволюции Галактики и могут многое нам поведать об истории формирования ее подсистем. Эффективным инструментом извлечения этой информации оказываются комплексные статистические исследования указанных характеристик звезд галактического поля и скоплений. При этом задача исследований двоякая: выявление существующих в природе закономерностей и, одновременно, недопущение принятия искусственной, несуществующей в природе закономерности. Оба аспекта задачи в исследованиях звездных населений Галактики стоят очень остро, поскольку искомые изменения параметров внутри каждой галактической подсистемы, как правило, не превышают ошибок измерения этих параметров для отдельных объектов. Именно поэтому результаты разных авторов, основанные на использовании небольших по объему выборок звезд, зачастую противоречат друг другу. Отсюда ключевым моментом в данном вопросе, наряду с качеством, надежностью и однородностью используемых наблюдательных данных, является также и их количество, достаточное для получения статистически значимых результатов.

Актуальность проблемы Вопросы строения, формирования и эволюции нашей Галактики являются одними из самых актуальных в современной астрофизике. Наиболее подходящими объектами для получения необходимой информации являются непроэволюционировавшие F-G-звезды, находящиеся на стадии горения водорода в центре, поскольку из-за низкой температуры в их недрах они долгое время находятся в полосе главной последовательности и среди них присутствуют самые старые звезды Галактики. Кроме того, атмосферы таких звезд сохраняют практически неискаженным химический состав межзвездной среды, из которой они в свое время образовались. Исследование детального химического состава в атмосферах этих долгоживущих маломассивных звезд способно помочь восстановлению хронологической последовательности событий в ранней Галактике. Дело в том, что различные химические элементы синтезируются в звездах разных масс, которые эволюционируют с разной скоростью и последовательно обогащают межзвездную среду продуктами прошедших в них реакций ядерного синтеза. Поэтому относительные содержания некоторых химических элементов в последующих поколениях звезд позволяют оценить относительный возраст звезд. Особенно важное значение имеет исследование относительных содержаний а-элементов, которые дают возможность извлечь информацию как о скорости звездообразования, так и о перемешивании межзвездной среды в каждой исследуемой подсистеме Галактики.

В настоящий момент в окрестности Солнца находятся представители всех галактических подсистем. Восстановление галактических орбит и проведение на их основе сегрегации звезд по подсистемам позволит получить представление об объемах, оккупированных в Галактике объектами разных подсистем, и проследить закономерности между металличностью, относительными содержаниями некоторых химических элементов, кинематикой и возрастом, существующие среди звезд внутри каждой из них.

Развитие сети наземных и спутниковых автоматических станций наблюдения привело к тому, что появились объемные каталоги, содержащие однородные прецизионные астрометрические и фотометрические данные для многих тысяч звезд. Эти данные позволяют определять для значительной части из них эффективные температуры, абсолютные звездные величины, металличности, компоненты пространственных скоростей и элементы галактических орбит для последующего проведения по ним комплексных статистических исследований. Одновременно ввод в действие новых мощных телескопов и прогрессирующее развитие приемников излучения стимулировало совершенствование теоретических методов анализа спектров и построение более реалистических моделей атмосфер звезд. В результате к настоящему моменту в различных астрономических центрах накоплено большое количество определений разными авторами детального химического состава в ближайших звездах поля. Разнородность этих данных не всегда позволяет их непосредственно сравнивать между собой, поэтому первоочередной становится задача приведения данных в однородные шкалы.

Лишь небольшой процент звезд, из находящихся в настоящее время в окрестностях Солнца, принадлежит сферическим подсистемам Галактики. Поэтому при рассмотрении вопросов, касающихся формирования и эволюции последних, очень важное значение имеют исследования старейших объектов Галактики - шаровых звездных скоплений и переменных звезд типа RR Лиры поля, поскольку они видны на значительных расстояниях от Солнца и позволяют непосредственно наблюдать их пространственное распределение. Для этих объектов также появилось в последнее время большое количество прецизионных измерений параметров. Отсюда возникает следующая актуальная задача - получение по разным объектам характерных свойств старых подсистем Галактики и сравнение их между собой. Такая работа существенно увеличивает надежность окончательных выводов.

Значительные силы и средства потрачены на получение этих данных, но далеко не вся возможная информация извлечена из уже опубликованного наблюдательного материала. Его привлечение позволит существенно прояснить многие вопросы формирования и эволюции галактических подсистем, установить характер процессов звездообразования и обогащения тяжелыми элементами на разных стадиях эволюции, понять происхождение многих наблюдаемых сейчас свойств Галактики. Отсюда совершенно очевидна огромная важность систематизации этого материала, его астрофизического анализа и установления на этой основе принципиальных особенностей эволюции Галактики.

Целью работы является воссоздание структуры Галактики, выявление существующих закономерностей и восстановление хронологии формирования, а также химической и динамической эволюции каждой галактической подсистемы на основе специально составленных больших репрезентативных выборок однородных определений химического состава, пространственных скоростей, элементов галактических орбит и возрастов звезд и шаровых скоплений, используя методы комплексного статистического исследования.

Работа состоит из введения, четырех глав, заключения и списка литературы, включающего 249 источников. Результаты, изложенные в работе, получены в течение более чем двадцати лет и размещены в порядке, соответствующему их завершению. Каждый параграф представляет собой отдельное, законченное исследование, результаты которого опубликованы, как правило, в нескольких статьях. В начале каждого параграфа описано предшествующее состояние разрабатываемой в нем проблемы.

В первых двух главах в качестве объекта исследования использованы F-звезды главной последовательности, а в качестве основного инструмента определения их физических параметров - среднеполосная фотометрическая система uvby,/?.

В главе 1 исследуются взаимосвязи между металличностью, скоростью и возрастом в тонком диске на основе групповых оценок указанных параметров для больших выборок звезд. Наиболее значимым результатом главы является обнаружение "двумерности" связи между возрастом и металличностью, предполагающей, что пространственное распределение содержания металлов в межзвездной среде было вначале весьма неоднородным, но со временем неоднородность уменьшалась, а средняя метал-личность увеличивалась.

В главе 2 продолжено исследование зависимости характерных параметров звезд тонкого диска от возраста, но уже на основе индивидуальных определений возрастов, компонентов скоростей и элементов галактических орбит звезд. Учитывая эффекты селекции в исходной выборке, в главе уточнено поведение зависимости "возраст - металличность", исследовано изменение с возрастом градиентов металличности, а также параметров эллипсоидов скоростей и вертикальной структуры звезд разной металличности.

В главе 3 исследуются свойства старейших объектов Галактики - шаровых звездных скоплений и переменных звезд типа RR Лиры поля. Разработаны критерии сегрегации объектов по подсистемам Галактики. Показано, что подавляющая часть малометалличных ([Fe/H] < —1.0) звезд поля и шаровых скоплений попало в Галактику из разрушенных се приливными силами карликовых галактик-спутников. Эти объекты образуют подсистему "аккрецированного" гало, которая значительно больше по размерам, чем подсистемы "собственного" гало и толстого диска, образованные генетически связанными объектами. Исследуются свойства и определяются характерные параметры всех выделенных подсистем.

В четвертой, важнейшей главе диссертации, основываясь на спектроскопически определенных содержаниях железа, магния и европия в близких F-G-звездах и вычисленных для них элементах галактических орбит, восстанавливается хронология формирования и последующая эволюция всех подсистем Галактики. Приводятся доказательства существования вблизи Солнца звезд внегалактического происхождения, и анализируется история звездообразования в их родительских карликовых галактиках-спутниках, разрушенных приливными силами нашей Галактики.

В заключении суммируются полученные результаты.

Научная новизна работы заключается в том, что в первые получены следующие результаты.

• Обнаружены точки поворота на диаграмме "цвет - абсолютная звездная величина" для звезд тонкого диска и показано, что нижние огибающие главных последовательностей звезд разной металлично-сти в пределах спектрального диапазона F совпадают между собой. Показано, что в тонком диске связи металличности и относительного содержания магния с возрастом не являются однозначными и среди звезд одинакового возраста существует реальная дисперсия химического состава.

Исследованы зависимости параметров эллипсоидов скоростей F звезд тонкого диска от их металличности и возраста. Показано, что ни один из известных релаксационных механизмов в диске не в состоянии объяснить выявленные зависимости, поэтому сделан вывод, что кинематика звезд зависит в основном от динамического состояния межзвездного газа на момент их образования.

Показано, что в тонком диске абсолютные величины радиального и вертикального градиентов металличности и обнаруженного вертикального градиента относительного содержания магния систематически уменьшаются при переходе к более старым звездам.

На базе восстановленного статистическим методом реального распределения F-звезд по высоте над галактической плоскостью показано, что в процессе эволюции дисковая подсистема в целом становится более плоской и при одинаковом возрасте концентрация к плоскости Галактики у металличных звезд всегда значительно выше, чем у малометал личных.

На основе исследования относительных содержаний магния, [Mg/Fe], в звездах тонкого диска показано, что скорость звездообразования в нем уменьшается с увеличением галактоцентрического расстояния и за пределами солнечного круга звездообразование какое-то время отсутствовало, тогда как внутри его этот процесс проходил непрерывно.

На основе предложенных в работе критериев проведена сегрегация всех доступных шаровых скоплений, переменных типа RR Лиры поля и высокоскоростных звезд поля по трем старым подсистемам Галактики (толстый диск, "собственное" гало и "аккрецированное" гало). Определены характерные параметры подсистем и проведен сравнительный анализ взаимосвязей между относительными содержаниями магния, металличностями и пространственными положениями звездных объектов внутри каждой подсистемы.

Обнаружено, что относительные содержания магния в звездах толстого диска лежат в диапазоне (0.0 < [Mg/Fe] < 0.5) и уменьшаются с ростом металличности, начиная от точки [Fe/H] ^ —1.0. Это интерпретируется в пользу большой длительности процесса звездообразования в толстом диске.

В толстом диске обнаружены вертикальные градиенты металличности и относительного содержания магния, которые могут появиться в подсистеме только в случае формирования ее или в условиях медленного коллапса протогалактики или в случае неоднократного "разогревания" звезд первичного тонкого диска массивными галактиками-спутниками.

Приводятся доказательства того, что часть шаровых скоплений и звезд поля ведут свое происхождение от карликовых галактик-спутников, разрушенных приливными силами Галактики на разных этапах ее эволюции. В итоге показано, что подавляющее число мало-мсталличных объектов [Fe/H] < —1.0 в сферической составляющей Галактики имеют предположительно внегалактическое происхождение.

Обнаружено, что предположительно аккрецированные шаровые скопления демонстрируют одновременное уменьшение массы (полной светимости) и возраста с увеличением галактоцентрического расстояния, создавая дефицит далеких старых массивных скоплений.

Показано, что у звезд собственного галактического гало отношения [Mg/Fe] > 0.2. Это свидетельствует о сравнительной однородности межзвездного вещества в ранней Галактике на стадии формирования собственного гало.

Обнаружено, что для всех старых предположительно аккрециро-ванных звезд отношение [Eu/Mg] > 0.0, что значительно больше, чем для звезд, генетически связанных с Галактикой, а относительные содержания магния достигают отрицательных значений отношений [Mg/Fe], Отсюда сделан вывод о том, что максимальные массы сверхновых SNe II за пределами ранней Галактики были меньше, чем внутри нее.

На основании обнаруженных связей между относительными содержаниями магния, значениями металличности и элементами орбит предположительно аккрецированных звезд выдвинуто предположение, что при уменьшении масс карликовых галактик в них одновременно уменьшаются максимальные массы сверхновых SNell, а следовательно, и выход а-элементов.

Достоверность полученных результатов и обоснованность выводов работы обеспечивается: использованием наиболее точных из опубликованных измеряемых величин различных объектов; аккуратным определением параметров звезд поля и шаровых скоплений по современным и оригинальным методикам, тщательным сведением компилятивных данных в однородные шкалы и составлением репрезентативных выборок с объемами, достаточными для получения статистически надежных результатов; исследованием свойств каждой подсистемы Галактики по независимым выборкам объектов различных населений; привлечением для формулирования окончательных выводов результатов других авторов из смежных областей исследований; согласием выводов с современными представлениями о физике объектов; повторением результатов и выводов работы другими авторами; цитированием результатов.

Научная, методическая и практическая значимость работы Полученные в диссертации результаты углубляют наши представления о строении и эволюции Галактики и вскрывают несоответствие ряда существующих в этой области концепций наблюдательным данным.

Созданные объемные каталоги однородных астрофизических параметров различных объектов, представленные в Страсбургском центре звездных данных, уже используются и найдут дальнейшее практическое применение в исследованиях структуры, а также химической и динамической эволюции Галактики во многих (в том числе и зарубежных) астрономических учреждениях.

Представление о неоднозначности связи между возрастом и металличностыо в галактическом диске и существовании реальной дисперсии металличиости у звезд любого возраста, уже получившее подтверждение в работах других авторов, заставляет внести существенные коррективы в теорию химической эволюции и происхождения межзвездного вещества в подсистеме. Обоснование вывода о существовании отрицательного тренда скорости звездообразования вдоль галактоцентрического радиуса снимает вопрос о происхождении радиального градиента металличиости в тонком диске.

Вывод о том, что населения шаровых скоплений и высокоскоростных звезд поля образуют в Галактике три, а не две старые подсистемы толстый диск и "собственное" гало с одной стороны, и "аккрецирован-ное" гало - с другой, заставляет отказаться от устоявшейся концепции, согласно которой все объекты Галактики образовались из единого прото-галактического облака. Причем среди малометалличных объектов аккрс-цированные составляют большинство в сферической подсистеме, а относительные содержания химических элементов, произведенных в разных процессах ядерного синтеза, у них значимо отличаются от аналогичных содержаний у звезд, генетически связанных с единым протогалактиче-ским облаком. Этот вывод открывает новое направление в теории формирования и химической эволюции нашей и других галактик.

Обнаружение в "аккрецированном" гало наблюдательных проявлений зависимости начальной функции масс звезд от полной массы их родительских карликовых галактик диктует настоятельную необходимость в получении новых наблюдательных данных о химическом составе и кинематике малометалличных субкарликов и субгигантов поля. Можно полагать, что эти выводы послужат стимулом к развертыванию наблюдательных программ в этой области.

Методическую ценность имеют следующие разработки. Результаты исследований систематических эффектов, вызываемых случайными ошибками в определении расстояний, покраснений, индексов металлично-сти и светимости F-звезд по данным uvby -фотометрии. Экспресс-метод для массового компьютерного определения возрастов звезд по теоретическим изохронам. Метод статистического восстановления реального распределения по высоте различных объектов на солнечном галактоцентри-ческом расстоянии, основанный на вычислении вероятности нахождения звезд в разных участках орбиты. Методика сведения разнородных наблюдательных данных в однородные шкалы с присвоением веса как каждому источнику, так и каждому индивидуальному измерению. Метод сегрегации звездных объектов по подсистемам Галактики.

На защиту выносятся следующие результаты.

1. Обнаружение в тонком диске неоднозначности связей "возраст - ме-талличность" и "возраст - относительное содержание магния" и существования реальной дисперсии химического состава среди звезд одинакового возраста. Вывод о большой дисперсии отношения [Fe/H] в первые несколько миллиардов лет формирования подсистемы и о начавшемся примерно 5 млрд. лет назад ее уменьшении с одновременным увеличением средней металличности и уменьшением среднего относительного содержания магния в результате активизации процессов звездообразования и перемешивания межзвездной среды.

2. Обнаружение различия степени концентрации к плоскости Галактики и параметров эллипсоидов скоростей у звезд тонкого диска разной металличности, но одинакового возраста. Вывод о том, что звезды разной металличности рождаются в каждый момент времени из вещества, находящегося в различных динамических состояниях, причем большие размеры подсистемы малометалличных ([Fe/H] < —0.1) звезд поддерживаются падением на диск бедного металлами газа из внешних областей Галактики.

3. Обнаружение изменения хода зависимости "[Mg/Fe] - [Fe/H]" в тонком диске с удалением от центра Галактики и вывод о том, что скорость звездообразования уменьшается с увеличением галактоцен-трического расстояния, при этом за пределами солнечного круга звездообразование какое-то время отсутствовало, тогда как внутри его этот процесс проходил непрерывно.

4. Результаты разнесения шаровых скоплений и высокоскоростных звезд поля по подсистемам Галактики и вывод о том, что подавляющее число малометалличных объектов ([Fe/H] < —1.0) в сферической составляющей имеют предположительно внегалактическое происхождение.

5. Обнаружение в подсистеме толстого диска отрицательного вертикального градиента металличности среди шаровых скоплений, переменных звезд типа RR Лиры поля и F-G-карликов поля и положительного вертикального градиента относительных содержаний магния среди звезд поля.

6. Обнаружение тенденции уменьшения относительного содержания магния в звездах толстого диска с ростом металличности, начиная от значения [Fe/H] « —1.0, и вывод о большой длительности процесса звездообразования в подсистеме.

7. Заключение о нахождении на больших галактоцентрических расстояниях преимущественно маломассивных "аккрецированных" шаровых скоплений малого возраста и вывод о том, что маломассивные шаровые скопления образовывались преимущественно в карликовых галактиках низкой массы.

8. Заключение о различии отношений [Eu/Mg] в "аккрецированных" и генетически связанных звездах Галактики и об уменьшении относительных содержаний магния с увеличением размеров и наклонов орбит "аккрецированных" звезд. Следующий отсюда вывод об уменьшении максимальных масс SNe II в их родительских карликовых галактиках-спутниках с уменьшением полной массы последних.

Реализация результатов работы. Результаты диссертации нашли отражение в отчетах по НИР, выполненных по планам НИИ физики и кафедры физики космоса РГУ, а также по грантам "Межотраслевая научно-техническая программа Астрономия" 1992—1995, "Ключевые проблемы астрономии" 1993-1996, ESO-1994, ESO-1995, Университеты России 1993 - 1995, Миннауки 1994, 1995, РФФИ - 00-02-17689, Роснауки -02.438.11.7001, Федерального агентства по образованию РНП - 2.1.1.3486 и 2.2.3.1.3950.

Апробация работы. Результаты работы докладывались на астрофизических семинарах отдела космических исследований НИИ физики и кафедры физики космоса РГУ, а также семинарах САО РАН, ИНА-САН и ГАИШ МГУ; на международных конференциях: "Создание и обработка астрономических каталогов на ЭВМ" (Рига, 1986), "Структура и эволюция звездных систем" (Петрозаводск, 1995), "Переменные звезды - ключ к пониманию строения и эволюции Галактики" (Москва, 1999), Собрании Европейского астрономического общества JENAM

2000 (Москва, 2000), "Звездная динамика: от классической до современных моделей" (Санкт-Петербург, 2000), "Химическая и динамическая эволюция звезд и галактик" (Украина, Одесса, 2002), "От лития до урана" (IAU Symposium 228, Франция, 2005); на Всесоюзных и Всероссийских совещаниях: "Структура галактик и звездообразование" (Киев, 1983), "Химическая эволюция галактик" (Н. Архыз, 1985), совещание РГ "Галактика" и "Звездные скопления" (Свердловск, 1986), "Актуальные проблемы астрофизики" (Абрау-Дюрсо, 1986), "Физика звездных атмосфер" (Ростов-на-Дону, 1987), "Звездные скопления" (Свердловск, 1987), "Кинематика и динамика звездных систем" (Ленинград, 1988), "Проблемы физики и динамики звездных систем" (Ташкент, 1989), ВАК

2001 (Санкт-Петербург), ВАК-2004 (Москва), "Звездные системы" (Москва, 2006) "Астрономия 2006: традиции, настоящее и будущее" (Санкт-Петербург, 2006).

Личный вклад автора. Автору принадлежит постановка всех задач, формулировка всех выводов и написание текстов всех статей, за исключением § 1.1 и § 1.3. Разработка методик определения физических и кинематических параметров звезд, принципы составления компилятивных каталогов, проведение статистической обработки данных и астрофизический анализ результатов принадлежат автору равноправно с Ю.Г. Шевелевым в главах 1, 2 и с Т.В. Борковой в главах 3, 4. В § 1.1 и § 1.3 постановки задач и формулировки выводов принадлежат автору равноправно с А. А. Сучковым, а интерпретации результатов принадлежат автору равноправно с А.А. Сучковым и Ю.Г. Шевелевым.

Основное содержание диссертации изложено в следующих публикациях:

1. Марсаков В.А., Сучков А.А., Шевелев Ю.Г. Химический состав F-звезд околосолнечной окрестности. // Астрон. Журн. - 1984. -Т.61. - С.483-490

2. Шевелев Ю.Г., Сучков А.А., Марсаков В.А. О содержании гелия в F-звездах диска. // Астрон. Цирк. - 1985. - № 1372. - С. 1-3

3. Марсаков В.А., Шевелев Ю.Г. Каталог определений металличности,, компонентов скоростей и элементов орбит F5-K5 карликов в окрестности 80 парсек от Солнца. // Научн. информ. Астросо-вета АН СССР - 1986. - №59. - С.61-63

4. Шевелев Ю.Г., Марсаков В.А. Каталог определений /Fe/H'], расстояний, компонентов скоростей и элементов орбит F-звезд южного галактического полюса. // Научн. информ. Астросовета АН СССР.

- 1986. - №59. - С.67-69

5. Марсаков В.А., Сучков А.А., Шевелев Ю.Г. О содержании гелия в звездах диска и скоплениях Гиады и Кома, //в "Звездные скопления". Свердловск, 1987, Материалы научн. конф. - 1987. - С.40-44

6. Марсаков В.А., Сучков А.А., Шевелев Ю.Г. Обнаружение точки поворота F-звезд поля. Возраст диска Галактики. // Астрон. Цирк.

- 1987. - №1485. - С. 1-3

7. Шевелев Ю.Г., Марсаков В.А., Сучков А.А. Связь между возрастом, кинематикой и металличностъю F-звезд диска Галактики. // Астрон. Цирк. - 1987. - №1486. - С. 1-3

8. Сучков А.А., Шевелев Ю.Г., Марсаков В.А. Парадокс соотношения кинематика - металличность для звезд диска Галактики. // Астрон. Цирк. - 1987 - №1501. - С. 1-3

9. Шевелев Ю.Г., Сучков А.А., Марсаков В.А. Ширина главной последовательности: роль эффектов возраста, металличности и содержания гелия. // Астрон. Цирк. - 1987. - №1514. - С.1-2

10. Шевелев Ю.Г., Сучков А.А., Марсаков В.А. Содержание гелия и светимость F-звезд главной последовательности по данным фотометрической системы uvbyj3. // Астрон. Журн. - 1987. - Т.64. -С.747-755

11. Марсаков В.А., Сучков А.А., Шевелев Ю.Г. Загадка несоответствия между кинематическим и изохронным возрастом F-звезд. // Астрон. Цирк. - 1988. - №1533. - С.9-10

12. Марсаков В.А., Шевелев Ю.Г. Шкала расстояний, покраснения и пространственные вариации металличности F-звезд в окрестности Солнца. 11 Астрон. Журн. - 1988. - Т.65. - С.918-926

13. Marsakov V.A., Shevelev Yu.G. The catalogue of metallicities, velocity components, and orbital parameters for F2-K5 dwarfs in the vicinity of 80 pc from the Sun. // Bull. Inform. CDS. - 1988. - №35. - P.129-130

14. Shevelev Yu.G, Marsakov V.A The catalogue of metallicities, distances, velocity components, and parameters of orbits for F stars of the southern sky. 11 Bull. Inform. CDS. - 1988. - №35. - P. 131-133

15. Сучков А.А., Шевелев Ю.Г., Марсаков В.А. Из чего рождаются рассеянные скопления? II Астрон. Цирк. - 1989. - №1536. - С.13-14

16. Шевелев Ю.Г. Марсаков В.А., Сучков А.А. Связь между кинематикой, химическим составом и возрастом F-G звезд диска Галактики. // Астрон. Журн. - 1989. - Т.66. - С.317-327

17. Сучков А.А., Шевелев Ю.Г., Марсаков В.А. Структура "главной последовательности" F-G-звезд: эффекты возраста, металличности и содержания гелия. // Астрон. Журн. - 1989. - Т.66. - С.1227-1238

18. Марсаков В.А., Шевелев Ю.Г. Каталог физических характеристик F-звезд главной последовательности в окрестности 80 пк от Солнца. // Астрон. Цирк. - 1990. - №1545. - С.11-12

19. Marsakov V.A., Suchkov А.А., Shevelev Yu.G. F-stars: evidence for "two-dimensional" age-metallicity relation and a new light on the enrichment history of the Solar neighbourhood. // Astrophys. and Space Sci. - 1990. - V.172. - P.51-75.

20. Марсаков В.А. Инверсия зависимости между металличностью и круговой скоростью F-звезд диска Галактики. // Астрон. Цирк. -1991. -№1548. - С.9-10

21. Шевелев Ю.Г., Марсаков В.А. Каталог физических и кинематических параметров А-звезд главной последовательности в окрестности 80 пк от Солнца. // Астрон. Цирк. - 1991. - №1548. - С.41-4222

22. Марсаков В.А. Связь параметров эллипсоидов скоростей F-звезд с их металличностью, температурой и возрастом. // Астрон. Журн. - 1992. - Т.69. - С.1015-1027

23. Марсаков В.А. Эволюция радиального градиента металличиости в галактическом диске. // Астрон. Цирк. - 1992. - №1553. - С. 17-18

24. Марсаков В.А., Шевелев Ю.Г. О релаксации в галактическом диске. // Астрон. Цирк. - 1993. - №1554. - С.7-8

25. Шевелев Ю.Г., Марсаков В.А. Изохронные возрасты близких F-звезд и связь между возрастом и металличностью в галактическом диске. // Астрон. Журн. - 1993. - Т.70. - С. 1218-1227

26. Марсаков В.А., Шевелев Ю.Г Различие зависимостей параметров эллипсоидов скоростей металличных и малометалличных F-звезд диска от возраста и проблема релаксации. // Астрон. Журн. -1994. - Т.71. - С.368-376

27. Шевелев Ю.Г., Марсаков В.А. Эксцентриситеты орбит звезд как статистический индикатор возраста в галактическом диске. // Астрон. Цирк. - 1994. - №1556. - С.9-10

28. Шевелев Ю.Г., Марсаков В.А. Изменение радиального и вертикального градиентов металличиости в галактическом диске с возрастом. // Астрон. Журн. - 1995 - Т.52. - С.321-332

29. Марсаков В.А., Шевелев Ю.Г. Вертикальная структура галактического диска в окрестности Солнца. // Астрон. Журн. - 1995. -Т.72. - С.630-640

30. Marsakov V.A., Shevelev Yu.G. The catalogue of metallicities, orbital elements, and other parameters for nearby F-stars. // Bull. Inform. CDS. - 1995. - №47. - P. 13-15

31. Marsakov V.A. Shevelev Yu.G. Scale-height for the galactic dick subsystems being different in age and metallicity. //in "Structure and evolution of stellar system." Int. Conf. held in Petrozavodsk, Russia, 15 — 23 Aug. 1995. Eds. Agecian Y.A., Mullari A.A., Orlov V.V. - Saint Petersburg.

- 1997. - P. 150-154

32. Shevelev Yu.G., Marsakov V.A. On properties of metallicity function of F-stars in the galactic disk. // Bull. Spec. Astrophys. Obs. - 1998. -V.46. - P. 101-109

33. Боркова Т.В., Марсаков В.А. Подсистемы шаровых скоплений Галактики. // Астрон. Журн. - 2000. - Т.77. - С.750-772

34. Borkova T.V., Marsakov V.A. Scenario of Early history of the Milky Way on genetic bound globular clusters //in "Variable stars - key to understanding a structure and evolutions of the Galaxy" Astron., Soc. Conf. held in Moscow. - 23 - 29 Okt. 1999. Eds. Samus N.N., Mironov A.V. - Nizniy Arhys. - 2000. - P. 193-196

35. Боркова T.B., Марсаков В.А. Подсистемы переменных звезд типа RR Лиры нашей Галактики. // Астрон. Журн. - 2002. - Т.79. -С.510-525

36. Marsakov V.A., Borkova T.V. Subsystems of the Galactic halo, their structures and compositions. // Odessa Astron. Publ. - 2002. - V.15. -P. 52-60

37. Borkova T.V., Marsakov V.A. Distant globular clusters with anomalously small masses. // Bull. Spec. Astrophys. Obs. - 2002. - V.54. - Т.61-65

38. Borkova T.V., Marsakov V.A. Two populations among the metal-poor field RR Lyme stars. // Astron. Astrophys. - 2003. - V.398. - P.133-139

39. Боркова Т.В., Марсаков В.А. Звезды внегалактического происхождения в окрестности Солнца. // Письма в Астрон. Журн. - 2004.

- Т.ЗО. - С. 173-184

40. Боркова Т.В., Марсаков В.А. Сводный каталог спектроскопических определений содержаний химических элементов в звездах с точными параллаксами. Магний. // Астрон. Журн. - 2005. - Т.82. -С.453-465

41. Марсаков В.А., Боркова Т.В. Формирование подсистем Галактики в свете содержания магния в звездах поля. Толстый диск. // Письма в Астрон. Журн. - 2005. - Т.31. - С.577-591

42. Borkova T.V., Marsakov V.A. About compiled catalogue of spectroscopic determined chemical abundances for stars with accurate parallaxes. Magnesium. // In: From Lithium to Uranium: Elemental Tracers of Early Cosmic Evolution, IAU Symposium Proceedings of the international Astronomical Union 228, Held in Paris, France, May 23-27, 2005. Edited by Hill, V.; Franocis, P.; Primas, F. Cambridge: Cambridge University Press, - 2005. - P.241-242

43. Marsakov V.A., Borkova T.V. Solar Vicinity: Star of Extragalactic Origin. // In: From Lithium to Uranium: Elemental Tracers of Early Cosmic Evolution, IAU Symposium Proceedings of the international Astronomical Union 228, Held in Paris, France, May 23-27, 2005. Edited by Hill, V.; Francois, P.; Primas, F. Cambridge: Cambridge University Press, - 2005. - P.543-544

44. Марсаков В.А., Боркова Т.В. Формирование подсистем Галактики в свете содержания магния в звездах поля. Тонкий диск. // Письма в Астрон. Журн.- 2006. - Т.32. - С.419-437

45. Марсаков В.А., Боркова Т.В. Формирование подсистем Галактики в свете содержания магния в звездах поля. Гало. // Письма в Астрон. Журн. - 2006. - Т.32. - С.545-556

Заключение

В заключение перечислим по порядку основные результаты работы.

По данным uvby, /^-фотометрии вычислены нормальные индексы 8тi, 8с\ и определены металличности для 2472 F-звезд. Обнаружено, что содержание тяжелых элементов у близких F-карликов скачком увеличивается при возрастании эффективной температуры в районе спектрального класса F5; одновременно уменьшается дисперсия металличности. Показано, что распределение металличности карликов F6-G0 нельзя считать гауссовским, но можно рассматривать как сумму двух нормальных кривых. При этом в середине распределения наблюдается дефицит звезд (провал), разделяющий их по металличности на две группы; ранние F-карлики такого провала не имеют.

Исследованы систематические эффекты, вызываемые случайными ошибками в определениях расстояний, покраснений, индексов металличности и светимости F-звезд из каталогов с uvby, /^-фотометрией. Показано: каталоги F-звезд с V < 9т содержат не более 30% покрасневших и возможных двойных звезд, причем для них в среднем: избыток цвета (Еъ-у) та 0.02. Из-за больших ошибок /?, незначительной величины покраснения и вероятного наличия неразрешенных двойных звезд для этих каталогов предпочтительнее пользоваться шкалой расстояний, основанной на данных четырехцветной uvby, /^-фотометрии, без процедуры исправления за покраснение. Случайные ошибки в измеряемых величинах и, v, Ь, у, Р приводят к ложным корреляциям: Еъ^у ~ 5т\, ~ 8с\ которые необходимо учитывать при статистических исследованиях. Показано, что F-звезды диска с разным химическим составом распределены в окрестности Солнца практически равномерно. Обнаружена зависимость между металличностыо и покраснением, которая объясняется присутствием в выборке неразрешенных двойных звезд.

По данным uvby, /^-фотометрии и собственным движениям примерно для 5500 близких F-звезд обнаружено следующее: 1) F-звезды, взятые в узких диапазонах металличности, обнаруживают при [Fe/H] < 0 резкие падения численности на своих распределениях по температурному индексу (Ь—у) с голубой стороны, которые, как мы полагаем, являются точками поворота главной последовательности звезд поля фиксированной металличности. 2) Возрасты соответствующих точек поворота, определенные по теоретическим изохронам, обнаруживают значимую корреляцию со средними остаточными скоростями звезд, лежащих в окрестностях этих точек. 3) Подгруппы звезд разного цвета имеют практически одинаковые остаточные скорости при низкой металличности, но при высокой металличности скорости "красных" подгрупп много больше, чем "голубых" подгрупп. Мы полагаем, что эти свойства F-звезд приводят к "двумер-ности" зависимости между возрастом и металличностью со следующими основными свойствами: большая дисперсия содержания металлов у старых звезд и уменьшение дисперсии с одновременным увеличением средней металличности в сторону уменьшения возрастов. Такая зависимость "возраст - металличность" предполагает, что пространственное распределение содержания металлов в межзвездной среде тонкого диска было вначале довольно неоднородным, но со временем неоднородность уменьшалась, а средняя металличность росла.

Показано, что нижние огибающие главной последовательности групп звезд галактического диска с разной металличностью совпадают между собой. Если предположить, что влияние металличности на положение главной последовательности компенсируется влиянием содержания гелия, то содержание гелия должно меняться с изменением содержания тяжелых элементов как AY « 1/3Д lg Z. Сделан вывод, что ввиду противоречия столь сильной зависимости AY от AZ непосредственным определениям содержаний гелия в самых малометалличных звездах, для объяснения этого эффекта следует искать причину в изменениях других параметров звездных атмосфер. Свойства звезд главной последовательности в спектральном диапазоне позднее G3, похоже, отличаются от свойств звезд главной последовательности в диапазоне F2 - G3: при одинаковой металличности у них узкая главная последовательность, а положения нижних огибающих зависят от металличности.

Показано, что при одинаковой металличности F-карлики близки по кинематике к G-гигантам, а G-карлики - к К-гигантам. В целом F-карлики с [Fe/H] < —0.1, являясь химически более "старыми", чем G-карлики с [Fe/H] > -0.1, по кинематике оказываются моложе их. Тот же парадокс обнаруживается при сравнении G- и К-гигантов. Эти результаты можно объяснить, предположив, что звезды рождались из неоднородной по химическому составу среды с растущей со временем средней металличностью. При данной металличности среди холодных звезд тогда будут как старые, так и молодые, а старые горячие звезды должны уже уйти с главной последовательности. G-гиганты в этой картине являются звездами восходящей ветви гигантов; они образуются сейчас из более молодых F-карликов с уменьшенной метал личностью, а К-гиганты - из более старых G-карликов с увеличенной металличностью.

Приведены свидетельства того, что эволюция межзвездного вещества, из которого образовались впоследствии рассеянные скопления, существенно отличалась от эволюции всего остального протодискового межзвездного вещества.

По данным uvby, /^-фотометрии и собственным движениям для ~ 5500 близких F-звезд диска исследованы параметры эллипсоидов скоростей и получены следующие результаты. 1) Величины всех трех полуосей эллипсоидов систематически увеличиваются у звездных групп с уменьшением как температуры (при постоянной металличности), так и металличности (при постоянной температуре), причем самые большие и довольно близкие величины полуосей наблюдаются у самых малометалличных подгрупп звезд разных температур, а самые маленькие - у самых горячих и металличных. В итоге оказывается, что в дисковой подсистеме Галактики каждый из трех групповых параметров - температура, металлич-ность и дисперсия скоростей - для F-звезд главной последовательности является статистическим индикатором возраста. 2) С увеличением возраста звездной группы их эллипсоиды скоростей принимают все более сферическую форму, а направление их больших полуосей приближается к направлению на центр Галактики, и для самых старых звезд отклонение вертекса равно нулю. 3) Дисперсия пекулярных скоростей звезд диска обнаруживает излом зависимости "v - [Fe/H]" в точке, соответствующей середине распределения звезд диска по металличности, и если в мало-металличном диапазоне с ростом [Fe/H] дисперсия уменьшается, то в металличном она остается постоянной для всех температурных диапазонов. 4) С увеличением "химического" возраста (то есть с уменьшением металличности) угловой момент F-звезд главной последовательности растет, а с увеличением "температурного" возраста (то есть с уменьшением температуры) - падает, в итоге наибольшую скорость Солнце имеет относительно центроида звезд с такой же, как у него, металличностью и температурой.

Разработан экспресс-метод для массового компьютерного определения возрастов звезд по теоретическим изохронам, причем для звезд, попадающих в область пересечения изохрон, возрасты усредняются. По Новым Иельским изохронам определены возрасты примерно 3500 F-звезд поля, лежащих в окрестности 80 пк от Солнца. Построена диаграмма "возраст - металличиость" для звезд диска. Показано, что средняя металличиость и дисперсия металличиости в первые несколько миллиардов лет формирования дисковой подсистемы остаются практически постоянными: ([Fe/H]) ~ -0.23 и сг[^е/я] ~ 0.21, соответственно. Однако около (4 — 5) млрд. лет назад у новых поколений звезд средняя металличиость начинает монотонно расти, а дисперсия металличиости непрерывно уменьшаться, достигнув солнечной металличиости и сг[^е/я] ~ 0.18 у самых молодых звезд диска. Обнаружено также систематическое различие поведения дисперсий пекулярных скоростей звезд разной металличиости в зависимости от возраста.

По данным uvby, /^-фотометрии, изохронным возрастам и собственным движениям 3500 F-звезд диска в окрестности 80 пс от Солнца исследованы зависимости от возраста параметров эллипсоидов скоростей и получены следующие результаты. (1) Для металличных ([Fe/H] > —0.1) звезд, с увеличением возраста звездной группы эллипсоиды скоростей принимают все более равновесную сферическую конфигурацию, величины полуосей сильно растут, отклонения вертекса, уменьшаясь, стремятся к нулю, а апекс Солнца разворачивается, приближаясь к направлению галактического вращения. (2) Для малометалличных ([Fe/H] < —0.1) звезд, с увеличением возраста форма эллипсоида скоростей практически не меняется, оставаясь приблизительно равновесной, величины полуосей растут незначительно, отклонение вертекса уменьшается, а направление апекса Солнца не обнаруживает систематического изменения. (3) Зависимость от возраста только величины большой полуоси эллипсоида скоростей звезд во всем, характерном для диска, диапазоне металличиости описывается степенным законом (показатель степени равен 0.45 ± 0.05), тогда как средняя и малая полуоси (а также большая для возрастов > 1 млрд.лет) аппроксимируются прямыми линиями. Перечисленные свойства приводят к выводам: а) релаксационные процессы в диске не играют определяющей роли и кинематика звезд зависит, в основном, от динамического состояния межзвездного газа на момент их образования; б) динамическое состояние межзвездной среды в каждый момент времени неоднородно и звезды разной металличиости рождаются в разных областях.

Для 1630 звезд созданного каталога фундаментальных астрофизических параметров близких F-звезд диска, имеющих измеренные лучевые скорости, вычислены компоненты пространственных скоростей и элементы галактических орбит. Показано, что эксцентриситет, апогалактиче-ский радиус орбиты и максимальное удаление звезды от плоскости Галактики коррелируют с возрастом и поэтому могут служить его статистическими индикаторами. Найдены значения радиального и вертикального градиентов металличности звезд смешанного возраста и в нескольких узких возрастных диапазонах. Радиальный градиент звезд смешанных возрастов, вычисленный по апогалактичсским расстояниям, равен d[Fe/H]/dPa = —0.045 ± 0.005 кпк-1, а по средним радиусам орбит (R) -d[Fe/H]/d{R) = -0.09 ± 0.01 кпк-1. Вертикальный градиент для тех же звезд: d[Fe/H]/dZmax = —0.33 ± 0.04 кпк-1. Обнаружено, что величины всех градиентов систематически уменьшаются с переходом к более старым звездам. Показано, что после учета радиального градиента вертикальный градиент хотя и уменьшился примерно на четверть, но характер его изменения с возрастом сохраняется.

По данным полной выборки (генеральной совокупности) F-звезд в окрестности 50 пк от Солнца исследована вертикальная пространственная структура подсистем звезд разного возраста и металличности. Найдено, что плоскость галактического диска лежит на расстоянии —(9 ±2) пк от Солнца в направлении Южного галактического полюса, а составляющая плотности в плоскости диска, обеспечиваемая звездами F0-F9, равна 0.0035'.; пк-3. На основе вычисления вероятности нахождения звезд в разных участках орбит разработан метод статистического восстановления реального распределения по высоте различных объектов на солнечном галактоцентричсском расстоянии и с его помощью определена шкала высоты подсистемы F-звезд диска, которая оказалась 160 ± 10 пк. Показано, что в процессе эволюции дисковая подсистема в целом становится более плоской, но в каждый момент времени концентрация к плоскости Галактики у металличных ([Fe/H] > -0.13) звезд значительно выше, чем у малометалличных. Сделано предположение, что большие размеры подсистемы малометалличных звезд поддерживаются падением на диск бедного металлами газа из внешних областей Галактики.

На базе восстановленного статистическим методом реального распределения по высоте F-звезд на солнечном галактоцентрическом расстоянии построены и исследованы свойства функций металличности звезд диска разного возраста. Показано, что на высоком уровне статистической значимости аппроксимация одной нормалью функции мсталличности звезд любого возраста отвергается против альтернативы описания ее суммой двух нормальных кривых с центрами в ([Fe/H]) та —0.2 и 0.0. При этом максимум распределения звезд моложе 3 млрд. лет находится вблизи солнечной металличности, а у более старых звезд он попадает в область второго выделенного значения металличности.

По данным из компилятивного каталога Харриса (1997) и из литературы составлен каталог однородных фундаментальных астрофизических параметров для 145 шаровых скоплений Галактики. На основе данного каталога исследованы связи между химическим составом, строением горизонтальной ветви, пространственным положением, элементами орбит, возрастом и другим физическими параметрами шаровых скоплений. Показано, что все население шаровых скоплений делится провалом на функции металличности при [Fe/H] = —1.0 на две дискретные группы с четкими максимумами при [Fe/H] = —1.60±0.03 и -0.60±0.04. Одновременно, при переходе через пограничное значение металличности скачком меняются средние величины и дисперсии пространственно-кинематических параметров. В итоге оказалось, что малометалличные скопления занимают в пространстве довольно сферический объем, заметно концентрируясь к центру Галактики. Население металличных скоплений (подсистема толстого диска), имея значительно меньшие размеры, концентрируется не только к центру, но и к плоскости Галактики, имеет значительную скорость вращения (Увр = 165 ± 28 км с-1), очень большой отрицательный вертикальный градиент металличности при отсутствии радиального градиента, в среднем является самым молодым и состоит только из скоплений с экстремально красными горизонтальными ветвями.

Подтверждается, что население шаровых скоплений сферической подсистемы также является неоднородным и в свою очередь делится, по крайней мере, на две группы по строению горизонтальной ветви. Подсистема скоплений с экстремально голубыми горизонтальными ветвями занимает в Галактике сфероидальный объем радиусом ~ 9 кпк, имеет большую скорость вращения (УВр = 77±33 км с-1), заметные и равные по величине отрицательные радиальный и вертикальный градиенты металличности и в среднем оказалась самой старой (подсистема "собственного" галактического гало). Население скоплений с горизонтальными ветвями промежуточного типа занимает галактоцентрический эллипсоидальный объем, с большой полуосью та 19 кпк и малой полуосью % 10 кпк, направленной вдоль оси, перпендикулярной к Z и лежащей под углом ~ 30° к Х-координате. В среднем это население несколько моложе скоплений старого "собственного" гало и образует подсистему молодого "аккрецированного" гало. Оно обнаруживает величины градиентов металличности примерно такие же, как в собственном гало, так что в результате на данном галактоцентрическом расстоянии и расстоянии от галактической плоскости металличность скоплений аккрецированного гало систематически на A [Fe/H] «0.3 выше. Подсистема "аккрецированного" гало содержит большое количество скоплений с ретроградными орбитами и поэтому скорость ее вращения мала и находится с большой неопределенностью (Увр = —23 ± 54 кме-1).

Определены характерные параметры всех выделенных подсистем и средние характеристики входящих в них шаровых скоплений. Приводятся доказательства различной природы скоплений толстого диска и собственного гало с одной стороны, и "аккрецированного" гало, с другой: скопления первых двух подсистем генетически связаны с Галактикой, тогда как подсистема аккрецированного гало состоит из скоплений, захваченных Галактикой в разное время. Найдено, что возрасты скоплений генетически связанных подсистем различаются: скопления гало старше и образовались практически одновременно, а в диске для этого потребовалось по крайне мере более одного миллиарда лет. Разрыв в возрастах между подсистемами если и есть, то он может быть завуалирован ошибками определения возрастов. Данные демонстрируют, что обогащение тяжелыми элементами и коллапс межзвездной среды протогалактики произошли в основном в период между формированиями подсистем "собственного" гало и толстого диска.

Найдено, что на плоскости "скорость диссипации - масса" резко выделяются 10 шаровых скоплений аномально малой массы. Оказалось, что все они лежат далее 15 кпк от галактического центра, заметно моложе основной группы малометалличных скоплений, обладают аномально красными горизонтальными ветвями и все относятся к подсистеме "аккрецированного" гало, то есть предположительно захвачены Галактикой. Обнаружена значимая корреляция между возрастом и массой у предположительно аккрецированных скоплений. Одновременно эти же скопления демонстрируют уменьшение массы с увеличением галактоцентрического расстояния. У внутренних, генетически связанных скоплений Галактики обе корреляции практически отсутствуют. Высказано предположение, что маломассивные шаровые скопления образуются преимущественно в карликовых галактиках-спутниках низкой массы, поэтому даже находясь на довольно больших расстояниях от галактического центра, они теряют свои скопления под действием приливных сил Галактики. Скорость звездообразования в таких галактиках, по-видимому, несколько понижена.

По опубликованным прецизионным наземным и спутниковым измерениям собственных движений, компилятивным лучевым скоростям и фотометрическим расстояниям вычислены компоненты пространственных скоростей и элементы галактических орбит для 174 переменных звезд типа ab RR Лиры околосолнечной окрестности. На основе вычисленных элементов орбит и опубликованных обилий тяжелых элементов исследованы связи между химическими, пространственными и кинематическими характеристиками близких переменных звезд типа RR Лиры. Обнаружены скачкообразные изменения пространственно-кинематических характеристик звезд при переходах через пограничное значение металличности ([Fe/H] « —1.0) и через критическое значение полной остаточной скорости относительно локального центроида (V^CT « 290 кмс-1), свидетельствующие о том, что все население звезд RR Лиры не является однородным, а состоит, по крайне мере, из трех подсистем, различающихся занимаемым объемом в Галактике.

На основании совпадения характерных параметров соответствующих подсистем у звезд типа RR Лиры и шаровых скоплений, сделан вывод, что металличные звезды и шаровые скопления являются составляющими быстро вращающейся и весьма сплюснутой галактической подсистемы толстого диска, обладающего значительным отрицательным вертикальным градиентом металличности. Менее металличные объекты в свою очередь делятся на два типа населений, но критерии при этом для звезд и скоплений различаются. Полагается, что малометалличные звезды поля со скоростями меньше критического значения и скопления с экстремально голубыми горизонтальными ветвями образуют генетически связанную с толстым диском сферическую, медленно вращающуюся подсистему собственного гало с незначительными, но отличными от нуля радиальным и вертикальным градиентами металличности. Размеры подсистем, оцененные по апогалактическим радиусам орбит звезд поля, оказались примерно одинаковыми. Быстрые звезды поля и скопления с более красными горизонтальными ветвями образуют сфероидальную подсистему внешнего аккрецированного гало, примерно в три раза большего размера, чем две предыдущие. Полное отсутствие в ней градиентов металличности, преимущественно вытянутые орбиты, большое число звезд с обратным галактическому вращением и относительно малые возрасты подтверждают гипотезу о внегалактическом происхождении объектов ее составляющих.

Составлен сводный каталог эффективных температур, ускорений силы тяжести, содержаний железа и магния, а также расстояний, компонентов скоростей и элементов орбит звезд околосолнечной окрестности. Параметры атмосфер и содержания железа получены усреднением опубликованных соответствующих величин, определенных методом синтетического моделирования спектров, на основе 1809 определений в 35 публикациях. Относительные содержания магния получены для 867 карликов и субгигантов в результате трехходовой итерационной процедуры усреднения с присвоением веса, как каждому первоисточнику, так и каждому индивидуальному определению, при этом учитывались систематические смещения всех шкал относительно приведенной средней шкалы. Предполагаемая полнота охвата первоисточников с объемом более 5 звезд на конец 2003 года более 90 %. Компоненты пространственных скоростей для абсолютного большинства звезд каталога определены по данным современных высокоточных астрометрических и спектроскопических наблюдений, а элементы галактических орбит вычислены на основе трехком-понентной модели Галактики, состоящей из диска, балджа и массивного протяженного гало.

Данные сводного каталога карликов и субгигантов поля использованы для идентификации по кинематическим критериям объектов толстого диска, тонкого диска и галактического гало, а также идентификации среди них предположительно аккрецированных звезд. Исследованы связи относительных содержаний магния в звездах всех выделенных подсистем с их металличностями, элементами галактических орбит и возрастами.

Показано, что относительные содержания магния в звездах толстого диска лежат в диапазоне (0.0 < [Mg/Fe] < 0.5) и уменьшаются с ростом металличности, начиная от точки [Fe/H] та —1.0, тогда как самые первые звезды подсистемы образовались при [Fe/H] та —1.25. Это интерпретируется в пользу большой длительности процесса звездообразования в толстом диске. Обнаружены вертикальные градиенты металличности [gradz[Fe/H] = -0.13 ± 0.04 кпк-1) и относительного содержания магния (gradz[Mg/Fe] = 0.06 ± 0.02 кпк-1), которые могут присутствовать в подсистеме только в случае формирования ее в условиях медленного коллапса протогалактики. Однако градиенты в толстом диске исчезают, если из выборки исключить звезды, орбиты которых лежат в галактической плоскости, но имеют большие эксцентриситеты и малые азимутальные компоненты пространственной скорости, нехарактерные также и для звезд тонкого диска. Такие звезды можно рассматривать как отдельное население в подсистеме. Если эти два населения образовались в результате независимых процессов, то весьма актуальной становится модель формирования толстого диска в результате неоднократного взаимодействия ранней Галактики с другими массивными галактиками.

Большой разброс относительного содержания магния (—0.3 < [Mg/Fe] < 0.5) у звезд малометалличного "хвоста" толстого диска, составляющих в подсистеме ~ 8%, свидетельствует о том, что они образовались внутри изолированных межзвездных облаков, слабо взаимодействовавших с веществом единого протогалактического облака. В пользу двух последних предположений говорит и тот факт, что среди звезд с кинематикой толстого диска присутствуют звезды движущейся группы Арктура, предположительно попавшие в Галактику из распавшейся довольно массивной галактики-спутника. Доказывается генетическая связь звезд в выделенной группе и обсуждается история звездообразования в их родительском протогалактическом облаке.

В толстом диске обнаружен значимый отрицательный радиальный градиент относительного содержания магния (gradu[Mg/Fe] = —0.03 ± 0.01 кик-1) вместо ожидаемого положительного. Предполагаемая причина инверсии градиента объясняется меньшими перигалактическими радиусами орбит и большими эксцентриситетами у более богатых магнием звезд среди других, находящихся в данный момент в небольшом объеме пространства Галактики вблизи Солнца. Аналогичная, но статистически менее достоверная инверсия наблюдается в подсистеме и для радиального градиента металличиости. Обсуждается временная шкала формирования толстого диска.

Показано, что в звездах тонкого диска отношения [Mg/Fe] при любом значении металличиости в диапазоне (—1.0 < [Fe/H] < —0.4) меньше, чем в толстом диске. Из этого следует, что звезды тонкого диска в среднем моложе звезд толстого диска. Обнаружено, что у таких малометалличных звезд тонкого диска относительные содержания магния систематически уменьшаются с увеличением радиусов их орбит так, что повышенные его содержания ([Mg/Fe] > 0.2) наблюдаются практически только у звезд, орбиты которых почти целиком лежат внутри солнечного круга. Одновременно с этим, у бедных магнием звезд при увеличении радиусов их орбит наблюдается перемещение диапазона металличиости от (-0.5 < [Fe/H] < +0.3) до (-0.7 < [Fe/H] < +0.2). Такое поведение свидетельствует, во-первых, о том, что скорость звездообразования уменьшается с увеличением галактоцентрического расстояния, а во-вторых, о том, что за пределами солнечного круга звездообразование какое-то время отсутствовало, тогда как внутри его этот процесс проходил непрерывно. Тренд скорости звездообразования вдоль галактоцентрического расстояния явился причиной существования в диске отрицательного радиального градиента металличности (дтайр\Fe/H] = (—0.05 ±0.01) кпк-1), который, как оказалось, обнаруживает тенденцию возрастания с уменьшением возраста. При этом радиальный градиент относительного содержания магния не прослеживается. Подтверждено существование большого отрицательного вертикального градиента металличности (gradz[Fe/ll\ = (-0.29 ± 0.06) кик-1) и обнаружен значительный положительный вертикальный градиент относительного содержания магния (gradz[Mg/Fe] = (0.13±0.02) кпк-1), причем оба градиента заметно увеличиваются по абсолютной величине с уменьшением возраста. Обнаружено, что в тонком диске существует не только связь между возрастом и металличностью, но и между возрастом и содержанием магния, свидетельствующие об увеличении скорости звездообразования в подсистеме примерно 5 млрд. лет назад. Высказано предположение, что структура тонкого диска многокомпонентна, но надежно отождествить в ближайших окрестностях Солнца звезды разных его компонентов не позволяет тренд скорости звездообразования вдоль галактоцентрического радиуса.

Показано, что аккрецированные звезды составляют большинство в галактическом гало. Они попали в Галактику из распадающихся карликовых галактик-спутников. Исследованы связи относительных содержаний магния и европия с метал личностями, элементами галактических орбит и возрастами звезд собственного и аккрецированного гало. Показано, что во всех предположительно аккрецированных звездах нашей выборки отношения содержаний элементов r-процесса к а -элементам резко отличаются от их отношений в звездах, генетически связанных с Галактикой. Согласно современным представлениям, европий образуется главным образом в маломассивных SNe II тогда как магний синтезируется в больших количествах в предсверхновых звездах II типа больших масс. Поскольку все старые аккрецированные звезды нашей выборки обнаруживают значительный избыток европия относительно магния, делается вывод, что максимальные массы предсверхновых SNe II за пределами Галактики были много меньше, чем внутри нее. Низкие же отношения [Eu/Mg] < 0 демонстрирует лишь небольшое количество аккрецированных звезд, причем только молодых, что можно объяснить задержкой первичного звездообразования и вспышек впоследствии массивных сверхновых типа II в относительно небольшой части внегалактического пространства. Приводятся свидетельства того, что в Галактике, сформированной из единого протогалактического облака, максимальная масса предсверхновых SNe II со временем увеличивалась одновременно с ростом средней металличности.

Показано, что относительные содержания магния у звезд "собственного" гало практически не зависят от металличности и лежат в довольно узком диапазоне, тогда как "аккрецированные" звезды демонстрируют очень большой разброс относительных содержаний магния, вплоть до отрицательных значений [Mg/Fe]. Такое поведение звезд "собственного" гало свидетельствует о том, что на стадии его формирования межзвездное вещество в ранней Галактике было достаточно однородно по химическому составу. Обнаружено смещение средней металличности бедных магнием ([Mg/Fe] < 0.2) "аккрецированных" звезд в отрицательную сторону при переходе от медленновращающихся вокруг галактического центра звезд (|©| < 50 кме-1) к быстровращающимся на A [Fe/H] « —0.5. Одновременно с ростом абсолютного значения |0| увеличиваются также и средние значения апогалактических радиусов и наклоны орбит и уменьшаются их эксцентриситеты. В итоге в аккрецированном гало наблюдаются отрицательные и радиальный и вертикальный градиенты относительных содержаний магния, а корреляции между отношениями [Mg/Fe] и любыми элементами орбит у аккрецированных и у генетически связанных звезд Галактики противоположны по знаку. Выдвинуто предположение, что при уменьшении масс карликовых галактик в них одновременно уменьшаются и максимальные массы сверхновых SNe II, а следовательно, и выход а -элементов. В этом случае обнаруженные в данной работе связи отношений [Mg/Fe] с наклонами и размерами орбит у аккрецированных звезд оказываются в полном согласии с результатами численного моделирования динамических процессов при взаимодействии галактик. В итоге поведение содержания магния в аккрецированных звездах свидетельствует, что достаточно массивные галактики-спутники начинают разрушаться и в массовом порядке терять свои звезды только после того, как динамическое трение существенно уменьшит в размерах и переместит их орбиты практически в плоскость Галактики. При этом менее массивные галактики-спутники начинают разрушаться еще до того, как их орбиты заметно изменятся под действием приливных сил.

1. Адуз и Тинсли (Audouze J., Tinsley В.) //Annual Rev. Astron. and Astrophys. -1976. -V. 14. -P.43

2. Айбэтэ и др. (Ibata R., Gilmore G., Irvin M.) // Nature. -1994. -V. 370. -P. 194

3. Айбэтэ и др. (Ibata R.A., Wyse R.F.G., Gilmor G., Irwin M.J., Suntzef N.B.) // Astron. J.-1997. -V.113. -P.634

4. Айбэтэ и Разумов (Ibata R.A. and Rasoumov A.O.) // Astron. Astrophys.-1998. -V.336. -P. 130

5. Аллен К.У. Астрофизические величины. М.: Мир. -1977.

6. Аллен, Сантиллан (Allen С., Santillan А.) // Rev. Mexicana. Astron. Astrof.-1991.-V. 22.-P.255

7. Алькаино, Лиллер (Alkaino G., Liller W.) // The Xlth European Regional Astron. Meeting Publ. Astron. Inst. Czech. Acad. Sci., 1987. -№69. - P. 193

8. Андерсэн и др. (Andersen J., Nordstrem В., Ardeberg A. et al.) // Astrophys. J. Suppl. Ser.-1985. -V.59. -P. 15.

9. Апгрэн (Upgren A.R.) // Astron. J.-1963. -V.67. -P. 194

10. Армандроф (Armandroff Т.Е.) // Astron. J.-1989. -V.97. -P.375 11 Арнет (Arnett W.D.) // Astrophys. J.-1978. -V. 219. -P.1008

11. Базср и др. (Buser R., Rong J., Karaali S.) // Astron. Astrophys-1999. -V.348. -P.98

12. Барбери, Граттон (Barberi M., Gratton R.G.) // Astron. Astrophys.- 2002. -V.384 -P.879

13. Барбье-Броссат, Файгон (Barbier-Brossat М., Figon P.) // Astron. Astrophys. Suppl. Scr.-2000. -V.142. -P.217

14. Барри (Barry D.) // Astrophys. J.- 1988. -V. 334. -P. -436.

15. Барри (Barry D.) // Nature. -1977. -V.268. -P.509

16. Беркет, Смит (Burkert A., Smith G.H.) // Astrophys. J.-1997, -V.474, -L.15

17. Беркэт и др. (Burkert A., Truran J.W. and Hensler G.) // Astrophys. J.-1992. -V.392. -P.651

18. Берман, Сучков, (Berman B.G., Suchkov A.A.) // Astrophys. Space Sci. -1991. -V.184. -P. 169

19. Бир и др. (Beer T.C., Chiba M., Yoshi Y., et al.) // Astron. J.-2000. -V.119, -P.286

20. Боркова T.B., Марсаков В.А. // Астрон. Журн. 2000. -Т.77. -С. 750

21. Боркова, Марсаков (Borkova T.V., Marsakov V.A.) // Astron. Astrophys-2003. -V.398. -P. 113

22. Боркова T.B. // Дисс. канд. физ.-мат. наук, CAO PAIL -2005

23. Боркова T.B., Марсаков В.А. // Письма в Астрон. журн. -2004. -Т. 30. -С. 173

24. Боркова Т.В., Марсаков В.А. // Астрон. Журн. -2005. -Т.82. -С.453

25. Буонанно и др. (Buonanno R., Corsi С.Е., Fusi Pccci F.) // Astron. Astrophys-1989, -V.216. -P.80

26. Буонанно и др. (Buonanno R., Corsi C., Bellazzini M., Ferraro F.R., Fusi Pecci F.) // Astron. J.-1997. -V.113. -P.706

27. Бэкос и др. (Bakos G.A., Sahu К.С., Nemeth P.) // Astrophys. J. Suppl. Ser.-2002, -V.141. -P.187

28. Бэллазини, Ферраро (Bellazini M. & Ferraro F.R.) // Astron. J-2003. -V.125. -P. 188

29. Бэнсби и др. (Bensby Т., Filtzing S., Lundstrom I.) // Astron. Astrophys-2003. -V.410. -P.527

30. Бэнсби и др. (Bensby Т., Feldzing S., Lungstrem I.) // Astron. Astrophys-2003. -V.410. -P.527

31. Бэнсби и др. (Bensby Т., Feldzing S., Lungstrem I.) // Astron. Astrophys-2004. -V.415. -P.155

32. Бэрнкопф и др. (Bernkoff J., Fiedler A., Fuhrmann K.) //in "Astrophys. Ages and time Scales", ASP, Conf., Ser., -2001. -V.245. -P.207

33. Вайз и Джилмор (Wyse R.F.G. and Gilmore G.) //Astrophys. J.-1991. -V.367. -L.55

34. Вайз и Джилмор (Wyse R.F.G. , Gilmore G.) // Astron. J.-1992. -V.104 -P. 144

35. ВандэнБерг (VandenBerg D.A.) // Astrophys. J. Suppl. Ser.-1985. -V. 58. -P. 711

36. ВандэнБерг (VandenBerg D.A.) // Astrophys. J.-1992. -V. 391. -P.685

37. Вилен (Wielen R.) // Astron. Astrophys. Suppl. Ser.-1974. -V.15. -P.l

38. Вусли, Вэйвэ (Woosley S.E., Weaver T.A.) // Astrophys. Л. Suppl. Ser.-1995. -V.101. -P.181

39. Герен и др. (Gehren N., Liang Y.C., Shi J.R., et al.) // Astron. Astrophys-2004. -V.413. -P.1045

40. Гнедин, Острайкер (Gnedin O.Y., Ostriker J.P.) // Astrophys. J.-1997. -V.474. -P.223

41. Гонзалез (Gonzalez G.) // in. Proc. of a Workshop, Tenerife, Spain, March 1997, ASP Conf. Ser., (eds. Rebolo R. and Martin E.L.) M.R.Z. Osorio. -1998. -№34. -P.431

42. Граттон (Gratton R.G.) // Astron. Astrophys.-1985. -V.147. -P.169

43. Граттон и др. (Gratton R.G., Carretta E., Matteuchi F. and Sncden C.) // in: Formation of the Galactic Halo Inside and Out, ASP Conf. Ser., (ed. H. Morrison and A. Sarajedini) -1996. -V.92, -P.307

44. Граттон и др. (Gratton R., Carretta E., Matteucci F., Sneden C.) // Astron. Astrophys-2000. -V.358. -P.671

45. Граттон и др. (Gratton R., Carretta E., Claudi R., et al.,) // Astron. Astrophys.- 2003a, -v.404. -p. 187

46. Граттон и др. (Gratton R.G., Carretta E., Desidera S., et al.) // Astron. Astrophys.-2003b. -V.406. -P. 131

47. Грин и др. (Green E., Demarque P., King C.) // The revised Yale isochrones. New Haven: Yale Univ. obs. -1987

48. Грэнон (Grenon M.J.) // Astron. Astrophys-1987. -V.8. -P.123

49. Грэнон (Grenon M.J.) // Astrophys. J. Suppl. Ser.-1989. -V.156. -P.29

50. Густафссон, Ниссен (Gustafsson В., Nissen P.E.) // Astron. Astrophys., 1972. -V.19. -P.261

51. Гуськов Ю.Н., Марсаков B.A., Сучков A.A. // Астрон. цирк. -1979, №1091. -C.l

52. Да Коста, Армандроф (Da Costa G.S., ArmandrofFT.E.) // Astron. J.-1995 -V.109. -P.253

53. Дамбис A.K., Расторгуев А.С. // Письма в Астрон. журн. -2001. -Т.27. -С.108

54. Дауфол и др. (Douphole В., Geffert М., Colin J., et al.) // Astron. Astrophys. -1996. -V.313. -P. 119

55. Джейнс (Janes K.A.) // Astrophys. J. Suppl. Ser.-1979. -V.39. -P. 135

56. Джейнс и др. (Janes K.A, Tilley C., Lynga G.) // Astrophys. J-1988. -V.95. -P.771

57. Джейнс, МакКлюр (Janes K.A., McClure R.D.) // in: "L'age des etoiles", IAU Coll. 17, Paris. -1972

58. Дженненс, Хэлфер (Jennens P.A., Heifer H.L.) // Mon. Not. R. Astron. Soc-1975. -V.172. -P.701

59. Джехин и др. (Jehin E., Magain P., Neuforge C., etal.) // Astron. Astrophys-1999. -V.341. -P.241

60. Джилмор и Вайз (Gilmore G., Wyse R.F.G.) // in: The Galaxy, ed. Gilmore G. and Carswell B. (NATO ASI Ser. C, 207) (Dordrecht: Reidel). -1987. -P.247

61. Джилмор, Вайз (Gilmore G. , Wise R.F.G.) // Astrophys. J.Lett. -1998. -V.367. -L55

62. Джонсон, Кнуклес (Jonson H.L., Knuckles C.F.) // Astrophys. J-1955. -V.122. -P.209

63. Диковер и др. (Decauwer H., Jehcin E., Parmentier G., Magain P.) // Astron. Astrophys-2005. -V.433. -P.285

64. Динеску и др. (Dinescu D., Girard T.M., van Altena W.F.) // Astron. J.-1999. -V.117. -P.7892

65. Динеску и др. (Dinescu D., Majewski S.R., Girard T.M., Cudworth K.M) // Astron. J.-2000. -V.120. -P.1892

66. Динеску и др. (Dinescu D., Majewski S.R., Girard T.M., Cudworth K.M) // Astron. J.-2001. -V.122. -P.1916

67. Ермаков C.B. // Дисс. канд. физ.-мат. наук, САО РАН. -2002

68. Жао, Герен (Zhao G., Gehren Т.) // Astron. Astrophys. -2000. -V.362. -P. 1077

69. Зинн (Zinn R.) //Astrophys. J.-1985. -V.293. -R424

70. Зинн (Zinn R.) // in: "The Globular Cluster-Galaxy Connection", ASP Conf. Ser., (eds. Smith H. and Brodee J.) -1993. -V.48. -P.38

71. Зинн, Вест (Zinn R., West M.J.) // Astrophys. J. Suppl. Ser-1984. -V.55. -P.45

72. Идиарт, Тевенин (Idiart Т., Thevenin F.) // Astrophys. J.-2000. -V.541. -P.207

73. Йоши и др. (Yoshii Y., Tsujimoto Т., Nomoto K.) // Astrophys. J.-1996. -V.462. -P.266

74. Каретта, Граттон (Carretta E., Gratton R.G.) // Astron. Astrophys. Suppl. Ser.-1997. -V.121. -P.95

75. Каретта и др. (Carretta E., Gratton R., Sneden C.) // Astron. Astrophys.-2000. -V.356. -P.238

76. Каримова Д.К., Павловская Е.Д.// Астрон. журн. -1974. -Т 51. -С.597

77. Каримова Д.К., Павловская Е.Д. // Астрон. журн. -1976. -Т.53.-С.495

78. Карлберг и др. (Carlberg R.G., Dawson Р.С., Hsu Т., VandenBerg D.A.) // Astrophys. J.-1985. -V.294. -P.674

79. Карни (Carney B.W.) // Publ. Astr. Soc. Pacific-1996. -V.108. -P. 900

80. Карни (Carney B.W.) // Globular clusters, univ. Chapel Hill. USA. -1999

81. Карни и др. (Carney B.W., Latham D.W., Laird J.B., Aguilar L.A.) // Astron. J.-1994. -V.107. -P.2240

82. Карни и др. (Carney B.W., Wrigen J.S., Sneden C., et al.) // Astron. J.-1997. -V.114. -P.363

83. Кастеллани (Castelleni V.) // In: Chemical and Dynamical Evolution of Our Galaxy. 1977. (eds. Basinska-Grzesik and Mayor M.) IAU Colloq. -№45. -P.133

84. Кастро (Castro S., Rich R.M., Grenon M., etal) // Astron. J-1997. -V.114. -P. 376

85. Квинн и др. (Quinn P.J., Hernquist L., Fullagar D.P.) // Astrophys. J.-1993.-V.403. -P.74

86. Kepp, Линдэн-Бэлл (Kerr F.J., Lynden-Bell D.) // Mon. Not. R. Astron. Soc.-1986. -V.221. -P.1023

87. Кинг (King L.R.) .) // Astron. J.-1997. -V.113. -P.2302

88. Клементини и др. (Clementini G., Gratton R., Carretta E., Sneden C.) // Mon. Not. R. Astron. Soc.-l999. -V.302. -P.22

89. Клэгг, Бэлл (Clegg R.E.S., Bell R.A.) // Mon. Not. R. Astron. Soc.-1973. -V.163. -P.13.

90. Кнудэ и др. (Knude J., Nielsen H.S., Winther M.) // Astron. Astrophys-1987. -V.179. -P.115

91. Крамер Г. // Математические методы статистики. М.: Мир. -1975. -С.185

92. Краупэ (Kroupa Р.) // Mon. Not. R. Astron. Soc.-2002. -V.330. -P.707.

93. Крауфорд (Crawford D.L.) // Astron. J.-1975. -V.80. -P.955

94. Крауфорд (Crawford D.L.) // "Problems of calibration of multicolor photometric systems", (ed. Philip A.G.D.) Dudl. Observ. Rep. -1979. -№14. -P.23

95. Крауфорд, Пэрри (Crawford D.L., Perry C.L.) // Astron. J.-1966. -V.71. -P.206

96. Крауфорд, Пэрри (Crawford D.L., Perry C.L.) // Publ. Astr. Soc. Pacific-1976. -V.88. -P.454

97. Куликовский П.Г. // Звездная астрономия. М.: Наука. -1978

98. Курилене (Kuriliene G.) // Bull. Vilnius Observ. -1977. -V.44. -P.37

99. Ламбэрт и др. (Lambert D.L., Heath .I.E., Lamke M., Drake J.) // Astrophys. J. Suppl. Ser.-1996. -V.103. -P.183

100. Ларсон (Larson R.B.) // in: "Formation of the Galactic halo ASP Conf. Ser., (eds. Morrison H. and Sarajedini A.) San Francisco. -1996. -V.2. -P.241

101. Леон и др. (Leon S., Meylan G., Combes F.) // Astron. Astrophys.-2000. -V.359. -P.907

102. Лэйдэн (Layden A.C.) // Astron. J.-1994. -V.108. -P.1016

103. Лэйдэн (Layden A.C.) // Gaha. Conf. ASP Confer. Ser. (eds. Zarotsky D.) -1998. -P. 14

104. Лэйдэн и др. (Layden А.С., Hanson R.B., Hawley S.L., Klemola A.R., Hanley C.J.) // Astron. J.-1996. -V.112. -P.2110

105. Майевски (Majewski S.R.) // Astrophys. J. Suppl. Ser.-1992. -V.78. -P.87

106. Майерс и др. (Myers J.R., Sande C.B., Miller A.C., Warren Jr.W.H., Tracewell D.A.) // Sky 2000. Catalog, version 4. -2002

107. Майор (Mayor M.) // Astron. Astrophys-1974. -V.32. -P.321

108. Майор (Mayor M.) // Astron. Astrophys-1976. -V.48. -P.301

109. МакНамара, Колтон (McNamara D.H., Colton D.) // Publ. Astr. Soc. Pacific- 1969. -V.81. P.826

110. Марсаков В.А. // Дисс. канд. физ.-мат. наук, Тарту, Эстония. -1981

111. Марсаков В.А., Сучков А.А. // Письма в Астрон. журн. -1976. -Т.2. -С.381

112. Марсаков В.А., Сучков А.А. // Астрон, журн., -1977. -Т.54. -С. 1232

113. Марсаков В.А., Сучков А.А. //Астрон. журн. -1978а. -Т.55. -С.472

114. Марсаков В.А., Сучков А.А. // Письма в Астрон. журн. -19786. -Т.4. -С.500

115. Марсаков В.А., Сучков А.А. // Письма в Астрон. журн. -1978в. -Т.4. -С.531

116. Марсаков В.А., Сучков А.А. // Астрон. журн. -1980. -Т.57. -С.53

117. Марсаков В.А., Сучков А.А. // Астрофизика. -1982. -Т. 18. -С.367

118. Марсаков В.А., Сучков А.А. //Астрой, журн. -1985. -Т.62. -С.847

119. Марсаков В.А., Шевелев Ю.Г. //Астрон. цирк. -1990. -№1545. -С. 11

120. Марсаков и др. (Matsakov V.A., Suchkov А.А., Shevelev Yu.G.) // Astrophys. Space Sci.-1990. -V.172. -P.51

121. Марсаков B.A., Шевелев Ю.Г. //Астрон. цирк. -1991. -№1548. -С.41

122. Марсаков, Шевелев (Marsakov V.A., Shevelev Yu.G.) // Bull. Inform. CDS. -1995. -№47. -P. 13

123. Мартин (Martin B.R.) // Statistics for physicists. L.- N.Y.: Acad. Press. -1971

124. Мартин, Моррисон (Martin J.C., Morrison H.L.) // Astron. J-1998. -V.116. -P. 1724

125. Матео (Mateo N.) // "Formation of the Galactic halo ASP Conf. Ser. (ed. Morrison H., Sarajedini A.) San Francisco. -1996. №92. -P.434

126. Маттеучи (Matteucci F.) // Nature. -2001. -V.414. -P.253

127. Маттеучи, Грегио (Matteucci F., Greggio I.) // Astron. Astrophys.-1986.-V.154.-P.279

128. Маттеучи, Франкоис (Matteucci F., Francois P.) // Mon. Not. R. Astron. Soc-1989. -V.239. -P.885

129. Машонкина Л.И. // Дисс. док. физ.-мат. наук, Санкт-Петербург. -2003. -С.283

130. Машонкина, Герен (Mashonkina L., Gehren Т.) // Astron. Astrophys. -2001. -V.376. -Р.232 //

131. Машонкина и др. (Mashonkina L., Gehren Т., Travaglio С., Borkova Т.) // Astron. Astrophys-2003. -V.397. -Р.275

132. Меза и др. (Meza A., Navarro J.F., Abadi M.G., Steinmetz М.) // Mon. Not. R. Astron. Soc.-2005. -V.359. -P.93

133. Миронов А.В., Самуеь H.H. // Переменные звезды. -1974. -Т. 19. -С.337

134. Мишенина, Ковтюх (Mishenina T.V., Kovtyukh V.V.) // Astron. Astrophys-2001. -V.370. -P.951

135. Мишенина и др. (Mishenina T.V., Soubiran С., Kovtyukh V.V., Korotin S.A.) // Astron. Astrophys.-2004. -V.418. -P.551

136. Мьюсинджер (Meusinger H.) // Astrophys. Space Sci. -1991. -V.182. -P. 19

137. Мэгэин (Magain P.) // Astron. Astrophys-1989. -V.209. -P.211

138. Наварро и др. (Navarro J.F., Helmi A., Freeman K.C.) // Astrophys. J.-2004. -V.601. -L.43

139. Нидевер и др. (Nidever D.L., Marcy G.W., Butler R.P., et al.) // Astrophys. J. Suppl. Ser.-2002. -V.141. -P.503

140. Нииз, Йосс (Neese C.L., Yoss K.M) // Astron. J.-1988. -V.95. -P.463

141. Ниссен (Nissen P.E.) // Astron. Astrophys.- 1988. -V.199. P. 146

142. Ниссен (Nissen P.E.) //in Xl-th European Meeting of the IAU. (eds. Sanchez F. and Vazquez M.) Cambridge Univ. Press, -1990. P. 179

143. Ниссен и др. (Nissen P.E., Gustafsson В., Edvardsson В., Gilmore G.) // Astron. Astrophys-1994. -V.284. -P.440

144. Ниссен, Шустер (Nissen P.E., Schuster W.J.) // Astron. Astrophys-1997. -V.326. -P.751

145. Номото и др. (Nomotto К., Iwamoto К., Nakasato N., etal.) // Nucl. Phys. A. -1997. -V.621. -P.467

146. Нордстрем и др. (Nordstrem В., Mayor М., Andersen J., etal.) // Astron. Astrophys-2004. -V.418. -P.989

147. Норрис и др. (Norris J., Bcssel M., Piscles A.J.) // Astrophys. J. Suppl. Ser.-1985. -V.58. -P.463

148. Огородников К.Ф. // Динамика звездных систем. М.: Изд. физ.-мат. лит. -1958. -С.84

149. Ольсен (Olsen Е.Н.) // Astron. Astrophys. Suppl. Ser- 1983. -V.54. -P.55

150. Ольсен (Olsen Е.Н.) // Astron. Astrophys. Suppl. Ser.-1984. -V.57. -P. 443

151. Ольсен, Пэрри (Olsen E.H., Perry C.L.) // Astron. Astrophys. Suppl. Ser.-1984. -V.56. -P.229

152. Оттоман и др. (Ottmann R., Pfeiffer M.J., Gehren T.) // Astron. Astrophys.-1998. -V.338. -P.661

153. Ошенбэйн (Oschenbein F. ) // Bull. Inform. CDS. -1980. -V.19. -P.74

154. Палма, Маевски (Palma С., Majewski S.R.) // Astron. J.-2002. -V.564. -P.736

155. Паренаго П.П. // Труды ГАИШ. -1951. -T.20. -C.26

156. Прочаска и др. (Prochaska J.X., Naumov S.O., Carney B.W., McWilliam A., Wolfe A.M.) // Astron. J.-2000. -V.120. -P.2513

157. Пэйджел (Pagel B.E.J.) // In: "The structure and evolution of normal galaxies." (eds. Fall S.M. and Lynden Bell D.) Cambridge: Cambridge Univ. Press. -1980. -P.211

158. Пэйджел, Патчетт (Pagel B.E., Patchett B.E.) // Mon. Not. R. Astron. Soc.-1975. -V.172. -P.13

159. Пэйджел, Эдмунде (Pagel B.E.L., Edmunds M.G.) // Ann. Rev. Astron. Astrophys. -1981. -V.19. -P.77

160. Пэррии и др., (Perry С. L., Johnston L., Crawford D.L.) // Astron. J.-1982. -V.87. -P. 1751

161. Пэррин и др.(Регпп M.N., Hejlesen P.M., Cayrel de Strobel G., Cayrel B.) // Astron. Astrophys-1977. -V.54. -P.779

162. Район и др. (Ryan S.G., Norris J.E., Bessell M.S.) //Astron. J-1991. -V.102. -P.303

163. Райен и др. (Ryan S.G., Norris J.E., Beers T.C.) // Astrophys. J.-1996. -V.471. -P.254

164. Ратнатунга и др. (Ratnatunga K.U., Bahcall J.N., Casrtano S.) // Astrophys. J.-1989. -V.291. -P.260

165. Рслейя и Куруц (Releya L.V., Kurucz R.L.) // Astrophys. J. Suppl. Ser.-1978. V.37. - P.45

166. Рид (Reid I.N.) // Astron. J.-1997. -V.114. -P. 161

167. Ричер и др. (Richer H.B., Harris W.E., Fahlman G., Bell R., et al.) // Astrophys. J.-1996. -V.463. -P.602

168. Робин и др. (Robin A.C., Hauwood M., Creze M., et al.) // Astron. Astrophys-1996. -V.305. -P.125

169. Роуз, Агостино (Rose J.A., Agostino J.A.) // Astron. J.-1991. -V.101. -P.950

170. Рэдди и др. (Reddy B.E., Tomkin J., Lambert L., et al.) // Mon. Not. R. Astron. Soc.-2003. -V.340. -P.304

171. Саларис (Salaris M., Weiss A.) //Astron. Astrophys-1997. -V.327. -P. 107

172. Сараедини, Кинг (Sarajedini A., King G.,R.) // Astrophys. J.-1989. -V.98. -P. 1624

173. Сараедини и др. (Sarajedini A., Lee Y.-W., Lee D.-H.) // Astrophys. J.-1995. -V.450. -P.712

174. Силеман и др. (Thielemann F.K, Nomoto K., Yokio Y.) //Astron. Astrophys-1986. -V.158. -P. 17

175. Силеман и др. (Thielemann F.K., Hashimoto M., Nomoto K.) // Astrophys. J.-1990. -V.349. -P.222

176. Силеман и др. (Thielemann F.K., Nomoto К., Meyned G.) // Astrophys. J.—1996. -V.460. -P.408

177. Скало (Scalo J.M.) // In: The Xlth European Regional Astron. Meeting Publ. Astron. Inst. Czech. Acad. Sci. -1987. №69. -P. 101

178. Стефенс (Stephens A.) // Astron. J.-1999. -V.117. -P. 1771

179. Стефенс, Боесгард (Stephens A., Boesgaard A.M.) // Astron. J-2002. -V.123. -P. 1647

180. Стоуби и др. (Stobie R.S., Ishida К., Yoshii Y., Macgillwray H.T.) // Astrophys. Space Sci.-1986. -V.118. -P.419

181. Стрсмгрсн (Stromgren B.) // Observatory and Astrophys. Lab. Univ. Helsinky Report. -1984. -.№>6. -P.7

182. Стрсмгрен и др. (Stremgren В., Olscn E.H., Gustafsson В.) // Publ. Astr. Soc. Pacific-1982, -V.94. -P.5

183. Стробэль (Strobel A.) // The Xlth European Regional Astron. Meeting Publ. Astron. Inst. Czech. Acad. Sci., -1987. -№69. -P.129.

184. Субирэн и др. (Soubiran С., Bienaume О., Siebert A.) // Astron. Astrophys-2003. -V.398. -P.141

185. Сурдин В.Г., Архипова Н.А. // Письма в Астрон. журн. -1998, -Т.24. -С.407

186. Сучков А.А. // Письма в Астрон. журн. -1980. -6. -С.632

187. Сучков (Suchkov А.А.) // Astrophys. Space Sci-1981. V.77. -Р.З

188. Сучков А.А., Марсаков В.А., Шевелев Ю.Г. // Астрон. журн. -1987. -Т.64. -С.586

189. Тварог (Twarog В.А.) // Astrophys. J. Suppl. Ser. 1980a. -V. 44, -P.l

190. Тварог (Twarog B.A.) // Astrophys. J.-1980. -V.242. -P.242

191. Тинсли (Tinsley B.M.) // Astrophys. J.-1979. -V.229. -P.1046

192. Толстой и др. (Tolstoy E., Venn K.A., Shetrone M. etal.) // Astron. J.-2003. -V.125. -P.707

193. Томас (Thomas P.) // Mon. Not. R. Astron. Soc. -1989. -V.238. -P.1319

194. Трэфсгер и др. (TVefsger C.F., Pel J.W., Blaaw A.) // in "The Milky Way Galaxy" IAU Symp. -1985. -V.106. -P.151

195. Тсуджимото и др. (Tsujimoto Т., Nomoto К., Yoshii Y. etal.) // Mon. Not. R. Astron. Soc.-1995. -V.277. -P.945

196. Тсучая и др. (Tshuchiya Т., Dinescu D., Korchagin V.I.) // Astrophys. J-2003. -V.589. -L.29

197. Уилер и др. (Wheeler J.C., Cowan J.J., Hillebrandt W.) // Astrophys. J.-1998. -V.493. -L.101

198. Фелдзинг и др. (Feldzing S., Holmberg J., Hurley J.R.) // Astron. Astrophys-2001. -V.377. -P.911

199. Фелдзинг и др. (Feldsing S., Bensby T. and Lundstrem I.) // Astron. Astrophys-2003. -V.397. -L.l

200. Филип и Эгре (Philip A.G.D., Egret D.) // Astron. Astrophys. Suppl. Ser.-1980. -V 40. -P.199

201. Фитцджеральд (Fitzgerald M.P.) // Astron. J.-1968. -V.73. -P.983

202. Фузи-Печчи и др. (Fusi Pecci F., Ferraro F.R., Bellazini M., Djorgowski G., Piotto G., Buonanno R.) // Astron. J.-1993. -V.105. -P. 1145

203. Фриман (Freeman K.) // "Galactic Bulges IAU Symp. 153. (eds. Dejonghe H. and Hobiug H.J.) Dordrecht, Kluwer. -1993. -P.263

204. Фурман (Fuhrmann K.) // Astron. Astrophys-1998. -V. 338. -P. 183

205. Фурман (Fuhrmann K.) // The First Stars. Proc. MPA/ESO Workshop, eds. A. Weiss, T.G. Abel, V. Hill, Springer. -2000a. -P.68

206. Фурман (Fuhrmann K.) // Preprint "Nearby stars of the Galactic disk and halo."II. Munich -20006

207. Фурман (Fuhrmann, K.) // New Astron. -2002. -v.7. -p.161

208. Фурман и др. (Fuhrmann К., Axer M., Gehren Т.) // Astron. Astrophys-1995. -V.301. -P.492

209. Хансен, Кьяргаард (Hansen L., Kjaergaard P.) // Astron. Astrophys-1971. -V.15. -P.123

210. Хансон и др. (Hanson R.B., Sneden С., Kraft R.P., Fulbright J.) // Astron. J.-1998. -V.116, -P. 1286

211. Харадзс и др. (Kharadze E.K., Bartaya R.A., Dluzhnevskaya O.B., Piskunov A.E., Pavlovskaya E.D.) // Astrophys. Space Sci.—1989. -V.151. -P.319

212. Харрис (Harris W.E.) // Astron. J.-1996, -V.112, -P.1487

213. Харрис (Harris W.E.) // частное сообщение. -1998.

214. Хартвик (Hartwick F.D.A.) // in "The Galaxy"/ Eds. G. Gilmore, B. Carwell, Reidel. Dordrecht. -1987. -P.281

215. Харченко (Kharchenko N.V.) // All-sky Compiled Catalogue of 2.5 million stars, KFNT. -2001. -V.17. -P.409

216. Хаук, Мермийод (Наиск В., Mermilliod М.) // Astron. Astrophys. Suppl. Ser.-1985. -V.60. -P.61

217. Хаук, Мермийод (Hauck, В., Mermilliod, M.) // Astron. Astrophys. Suppl. Ser.-1998. -V.129. -P.431

218. Хиппаркос и Тихо // The Hipparcos and Tycho Catalogues. ESO. -1997

219. Чабойер и др. (Chabouer В., Sarajedini A., Demarque P.) // Astrophys. J.-1992. -V.216. -P.80

220. Чабойер и др. (Chabouer В., Demarque P., Saraedini A.) // Astrophys. J.-1996. -V.459. -P.558

221. Чабойер, Ким (Chabouer В., Kim Y.-C.) // Astrophys. J.-1995. -V.454. -P.767

222. Чайба, Йоши (Chiba M., Yoshii Y.) // Astron. J.-1998. -V.115. -P. 168

223. Чен и др. (Chen Y.Q., Nissen P.E., Zhao G., et al.) // Astron. Astrophys. Suppl. Ser.-2000. -V.141. -P.491

224. Чен и др. (Chen Y.Q., Zhao G., Nissen P.E., et al.) // Astron. Astrophys-2003. -V.591. -P.925

225. Черно и др. (Cherno D.F., Kochanek C.S., Shapiro S.L.) // Astron. J.-1986. -V.309. -P. 183

226. Черноф, Дьерговски (Chernoff D.F., Djorgovski S.) // Astrophys. J.-1989. -V.339. -P.904

227. Чиаппини и др. (Chiappini С., Matteycci F., Gratton R.G.) // Astrophys. J.-1997. -V.477. -P.765

228. Шетрон и др. (Shetrone M., Venn K.A., Tolstou E., etal.) // Astron. J.-2003. -V.125. -P.684

229. Шиманская H.H., Машонкина JI.И. // Астрон. журн. -2001.1. Т.78. -С.122

230. Шиманская H.IL, Машонкина Л.И., Сахибуллин Н.А. // Астрон. Журн. -2000. -Т.77. -С.599

231. Шустер, Ниссен (Schuster W.J., Nissen P.E.) // In: Proc. of ESO workshop on "Stellar evolution and dynamics in the outer halo of the Galaxy". 1987. Carching, 1987. - P. 17

232. Шустер, Ниссен (Schuster W.J., Nissen P.E.) // Astron. Astrophys.-1989. -V.221. -P.65

233. Шустер и др. (Shuster W. J., Parrao L., Contreras M.E.) // Astron. Astrophys. Suppl. Ser.-1993. -V.97. -P.951

234. Эгген (Eggen O.J.) // Astrophys. J.-1979. -V.229. -P.158

235. Эгген (Eggen O.J.) // Astrophys. J. Suppl. Ser.-1982. -V.50.1. P. 221

236. Эгген (Eggen O.J.) // Astron. J.-1986. -V.92. -P.910

237. Эгген (Eggen O.J.) // Publ. Astr. Soc. Pacific-1989. -V.101. -P.366

238. Эгген (Eggen O.J.) // Astron. J.-1998, -V.115, -P.2397

239. Эгген и др. (Eggen O.J., Linden-Bell D., Sandage A.) // Astrophys. J.-1962. -V.136. -P.748

240. Эдвардссон и др. (Edvardsson В., Andersen J., Gustafsson В., Lambert D.L., Nissen P.E., Tomkin J.) // Astron. Astrophys-1993. -V.275. -P.101

241. Эйбэди и др. (Abadi M.G., Navarro M.G., Steinmetzand М., Eke V.R.) // Astrophys. J.-2003. -V.591. -P.499