Глубокое перемешивание в красных гигантах шаровых скоплений тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ
Денисенков, Павел Альбертович
АВТОР
|
||||
доктора физико-математических наук
УЧЕНАЯ СТЕПЕНЬ
|
||||
Санкт-Петербург
МЕСТО ЗАЩИТЫ
|
||||
2001
ГОД ЗАЩИТЫ
|
|
01.03.02
КОД ВАК РФ
|
||
|
1 Введение
1.1 Шаровые скопления.
1.2 Красные гиганты.
1.3 Дополнительное перемешивание в звездах: наблюдения.
1.4 Дополнительное перемешивание в звездах: теоретические модели
1.5 Объединенный сценарий.
1.6 Места первичного нуклеосинтеза в шаровых скоплениях.
1.7 Возможная роль среды шарового скопления.
1.8 Актуальность проблемы.
1.9 Цель, задачи и методы исследования.
1.10 Научная новизна.
1.11 Научная и практическая ценность.
1.12 Результаты, выносимые на защиту.
1.13 Апробация работы.
1.14 Структура и объем диссертации.
1.15 Перечень статей, в которых опубликованы основные результаты диссертации
2 Дополнительное перемешивание в красных гигантах
2.1 Диффузионная модель дополнительного перемешивания в красных гигантах шаровых скоплений (1994-95 гг.).
2.1.1 Введение.
2.1.2 Модели и метод вычислений.
2.1.3 Результаты.
2.2.2 Полуэмпирическая диффузионная модель дополнительного перемешивания .54
2.2.3 Механизм перемешивания Цана.57
2.2.4 Выбор критерия сдвиговой неустойчивости.62
2.2.5 Результаты численных расчетов.67
2.2.6 Заключение.73
2.3 Эпизодическое производство лития в красных гигантах (2000 г.).76
2.3.1 Введение.76
2.3.2 Дополнительное перемешивание в красных гигантах.77
2.3.3 Проблема красных гигантов, богатых литием.80
2.3.4 Предлагаемое решение литиевой проблемы.83
2.3.5 Заключение.87
3 Химическс1я эволюция шаровых скоплений 89
3.1 Объединенный сценарий: унаследованные химические аномалии плюс дополнительное перемешивание в красных гигантах (1997 г.).89
3.1.1 Введение.89
3.1.2 Использованные компьютерные программы.92
3.1.3 Сценарий с глубоким перемешиванием.94
3.1.4 Сценарий с первичным нуклеосинтезом: унаследованные аномалии 107
3.1.5 Заключительные замечания.119
3.2 Вклад ЛАА1 в антикорреляцию между содержаниями О и А1 у красных гигантов шаровых скоплений (2001 г.).121
3.2.1 Введение.121
3.2.2 Проблема дефицита 0.122
3.2.3 Проблема избытка А1.125
3.2.4 Заключительные замечания.126
4 Переход звезд ГП с массами 10 и 30 М© в состояние стационарного вращения (1998 г.) 130
4.1 Введение.130
4.2 Основные уравнения.132
4.3 Дополнительные предположения и упрощения.134
4.4 Результаты расчетов.136
4.5 Основные выводы.141
5 Заключение 145 Библиография 148
4.5 Основные выводы
Мы рассчитали эволюцию профиля вращения, связанную с перераспределением углового момента меридиональной циркуляцией и турбулентной диффузией, в лучистых оболочках моделей звезд ГП с массами 10 и 30 М®. При этом использовались основные предположения и уравнения из работ Цана [221] и Талон и Дана [195].
Следует отметить, что в наших расчетах мы не учитывали градиент среднего молекулярного веса. Оправданием такого приближения служит то, что найденные нами времена перехода исследуемых звезд в состояние стационарного вращения намного меньше их времен жизни на ГП.
Одним из наших упрощающих предположений было пренебрежение потерей массы звездой. К сожалению, это было вынужденное допущение, так как пока еще не понятно, какое граничное условие для уравнения (4.4) следует использовать в присутствии звездного ветра. Имеющиеся полуэмпирические формулы для скоростей потери массы звездами ГП позволяют рассчитать лишь темпы потери углового момента, т.е. фактически дают внешнее граничное условие для интеграла от уравнения (4.4). Но даже и здесь не ясно, какая доля углового момента выносится в атмосферу звезды меридиональной циркуляцией, а какая - турбулентной диффузией. Остается только надеяться, что здесь мы имеем дело с тем простым случаем, когда „собака машет хвостом", а не наоборот, и пренебрежение звездным ветром не означает, что мы „выплескиваем ребенка вместе с водой".
На основании результатов выполненных расчетов мы пришли к следующим вывоо тs.
0.3 0.4 0.5 0.6 0.7 0.8 0.9 1.0 мг/м time, Иуг
Рис. 4.3: Фрагмент а: Распределения содержаний {Х{ = у{А1, А{ - атомное массовое число) основных СКО-нуклидов и Не в лучистой оболочке звезды с массой М =10 М© к концу ее жизни на ГП, рассчитанные для двух случаев: без перемешивания (тонкие линии) и с перемешиванием вследствие турбулентной диффузии (меридиональная циркуляция здесь не играет большой роли), порожденной вращением, со скоростью на поверхности Уа = 230 км-с~А (жирные линии). Профиль коэффициента диффузии в расчетах с перемешиванием был взят из нестационарного решения для возраста ¿ = 8-10А лет (Рис. 4.2а). Фрагмент Ь: Увеличение со временем поверхностного содержания N в расчетах с перемешиванием. Содержание N начинает расти лишь спустя некоторое время задержки, которое требуется волне диффузии, чтобы достичь поверхности.
12,0
1 - 1-1-1 — <-1>-1-,-1 — А ,
М=1ОМ0. = 230ктз-». 1 = 6-10*уз
10.0
18 Он ад
6.0
4.0 18 О, 1 у1зС08|1у
2.0 о
00 «-Л АI1 J-1-1-1 А А 0.40 0.50 0160 0.70 0.80 0.90 1.00
М /М
Рис. 4.4: Иллюстрация того, что критерии самосогласованности модели (4.14-4.17) начинают выполняться сразу после начала эволюции профиля вращения. дам:
1. При достаточно больших значениях угловой скорости вращения на поверхности fig 5 которые можно оценить а priori, время релаксации ггеь необходимое для перехода массивной звезды в состояние стационарного вращения, оказывается намного меньше ее времени жизни на ГП гмз", если оценка дает rAei <С TMS, то предположение о том, что звезда находится в состоянии стационарного вращения с самого начала ее эволюции на ГП, использованное Талон и др. [196], является допустимым; с другой стороны, при достаточно малых значениях fig указанное предположение не является корректным, и эволюция профиля вращения должна отслеживаться путем решения уравнения (4.4) параллельно с расчетом звездной эволюции;
2. Качественно нестационарные решения не сильно отличаются от стационарных в отношении способности соответствующих им меридиональной циркуляции и турбулентной диффузии перемешивать химические элементы; даже при почти однородном вращении скорость дополнительного перемешивания (в этом случае оно обеспечивается меридиональной циркуляцией) получается намного меньше классической оценки \rU\; причиной этого является эрозия неоднородностей химического состава на поверхностях уровня, производимая горизонтальной турбулентной диффузией; ни в одном из рассмотренных нами случаев не было получено полное (до установления однородных распределений содержаний химических элементов) перемешивание лучистой оболочки;
3. Несмотря на малую скорость перемешивания, при достаточно большом значении (2g турбулентная диффузия (которая преобладает над меридиональной циркуляцией при вращении, близком к стационарному) успевает заметно изменить поверхностные содержания N и С в звезде еще до ее ухода с ГП; при этом важный результат состоит в том, что имеется некоторое время задержки (до 50% от времени жизни звезды на ГП), спустя которое „волна" диффузии достигает поверхности, и изменения содержаний становятся доступными наблюдениям (Рис. 4.3); интересно, что Любимков [127] сообщал о подобной задержке в появлении избытков Не в атмосферах ОВ-звезд; если дополнительное перемешивание способно проникнуть внутрь конвективного ядра (скорее всего это возможно на ранних стадиях эволюции звезды на ГП [65]), то эволюция поверхностного содержания Не у массивных звезд ГП может выглядеть подобно зависимости содержания N от времени, изображенной на Рис. 4.3.
Глава 5
Заключение в работах, вошедших в диссертацию, получила дальнейшее подтверждение и развитие теоретическая интерпретация связи между содержаниями На и СКО-элементов у красных гигантов шаровых скоплений (КГШС), предложенная нами в 1990 году в статье 5]. Суть этой интерпретации состоит в следуюпдем.
Во внешних слоях водородного слоевого источника внутри красного гиганта температура оказывается достаточно высокой для того, чтобы там наряду с уменьшением содержаний С и О и увеличением содержания N в СКО-цикле - основном источнике энергии красного гиганта - также происходил синтез Ыа (в реакции ААКе(р,7)ААКа) и А1. Что касается последнего, то в зависимости от используемых скоростей реакций MgAl-цикла {которые все еще не достаточно надежно известны) он может производиться либо в виде стабильного изотопа ааА1 в цепочке реакций ААMg(p,7)А®AlА(p,7)А'АSi(/?"'"I/)ААAl (для этого нужно, чтобы скорость реакции А®А18(р,7)А''А81 была достаточно большой), либо в виде радиоактивного изотопа а®А1а в реакции ААMg(p,7)А®AlА. Автор диссертации был одним из первых (см. [5]), кто предположил, что по мере своего производства в КГШС N и Ка (а теперь еще и А1) некоторым дополнительным перемешиванием транспортируются наружу, к основанию конвективной оболочки. При этом масштаб изменений поверхностного химического состава красных гигантов зависит от эффективности дополнительного перемешивания, которая может варьироваться от звезды к звезде (по неизвестной пока причине).
Нами были предложены две модели дополнительного перемешивания в красных гигантах: (г) полуэмпирическая диффузионная с подбором параметров глубины и скорости перемешивания из наблюдений (см. [67] и раздел 2.1 диссертации); и (п) первая (и пока единственная) реальная физическая модель ([71] и раздел 2.2), основанная на механизме меридиональной циркуляции и турбулентной диффузии Цана [221, 133 . Обе модели достаточно хорошо воспроизводят (анти-)корреляции между содержаниями СКО-элементов, Ка и А1 у КГШС ш Сеп и М4 и глобальную антикорреляцию [О/Ре] с [Ыа/Ре] (Рис. 3.2, 2.12, 2.13, 3.10, 3.11).
В механизме Цана дополнительное перемешивание обусловлено вращением звезды. Косвенными подтверждениями того, что вращение имеет какое-то отношение к происхождению аномалий химического состава в красных гигантах являются следующие наблюдательные факты: (1) именно в шаровом скоплении М13, в котором присутствуют гиганты с экстремально низкими содержаниями О, обнаружены звезды горизонтальной ветви с необычно быстрым вращением [146]; (п) гиганты поля с избытками лития в среднем вргацаются примерно на порядок быстрее, чем нормальные К-гиганты (частное сообщение Н. А. Драке).
Оказалось, что в сценарии с дополнительным перемешиванием для объяснения аномально высоких избытков А1 у красных гигантов в ш Сеп, М4 и М13 требуется, чтобы начальное содержание ллMg в них превосходило значение, пропорциональное солнечному, более, чем на порядок.
В статье [69] (см. также раздел 3.1 диссертации) нами было впервые показано, что требуемый избыток AAMg мог быть произведен в звездах АВГ средних масс, принадлежавших поколению, предшествовавшему наблюдаемым красным гигантам, т.е. в процессе „первичного нуклеосинтеза" в шаровых скоплениях.
За время, прошедшее с момента выхода статьи [5], появился целый ряд наблюдательных данных, свидетельствующих о присутствии вариаций содержаний О, К, Ка и, возможно, даже О, А1 и Mg в звездах, расположенных вблизи ГП, в некоторых шаровых скоплениях. Таким образом возникла необходимость объединить сценарий с дополнительным перемешиванием со сценарием с первичным нуклеосинтезом. Впервые объединенный сценарий был предложен нами в статье [69]. Его последняя модификация обсуждается в разделе 3.2.
На основе объединенного сценария мы предлагаем следующую
Модель химической эволюции шаровых скоплений. Эволюция химического состава шаровых скоплений, по-видимому, значительно отличается от химической эволюции Галактики [201]. Один из вероятных сценариев образования шарового скопления был предложен Кэйрел [47] и позднее разработан количественно Брауном и др. [34] и Пар-ментьер и др. [144]. Последние дополнили сценарий Кэйрел двумя важными деталями: во-первых, они показали, что протоскопление способно пережить сотни вспышек сверхновых П-го типа и при этом не распасться, и, во-вторых, что в рамках этого сценария можно получить весь диапазон значений [Ре/Н], наблюдаемых у шаровых скоплений. Сценарий Кэйрел является основой нашей модели, описываемой ниже.
Мы предполагаем, что после отделения массивного облака-протоскопления от среды протогалактики первыми в его плотном ядре из вещества с космологическим химическим составом {Е = 0) образуются только массивные звезды (отнесем их к „первому поколению"). Эти звезды эволюционируют довольно быстро и взрываются как сверхновые П-го типа; по какой-то причине (см., например, доводы Накамуры и Умемуры [137]) звезды малых масс на этом этапе отсутствуют (действительно, они не наблюдаются!). Сверхоболочка, создаваемая ударными волнами от многократных взрывов сверхновых сметает и сжимает вещество протоскопления, которое теперь уже состоит из смеси космологического состава и того, который имеет вещество, выброшенное сверхновыми. Мы считаем, что именно из этого вещества образуются звезды всего спектра массы (отнесем их ко „второму поколению" звезд шарового скопления). Наиболее массивные из них тоже станут сверхновыми П-го типа, ударные волны от которых очистят скопление от большей (если не всей) части оставшегося газа. Звезды АВГ средних масс, принадлежащие ко второму поколению, теряют вещество со значительно меньшей кинетической энергией, чем сверхновые, поэтому оно остается в межзвездной среде скопления (возможно, перемешиваясь с остатками старого вещества). И, наконец, уже с примесью этого вещества, возможно, образуются еще и звезды „третьего поколения". Отметим, что вещество, теряемое звездами АВГ второго поколения имеет то же значение [Ре/Н], что и вещество, из которого они образовались: в звездах АВГ, как известно (и мы это показали), изменяются лишь содержания ОНО-нуклидов, изотопные отношения Mg, отношение ААКе/Ма и ряд других содержаний. Таким образом, наблюдаемые сейчас звезды шаровых скоплений могут относиться как ко второму, так и к третьему поколению. При этом аномалии химического состава, наблюдаемые или предполагаемые (например, избыток ААMg) у них, либо уже существовали в веществе, из которого они образовались, либо были приобретены ими в процессе эволюции в результате аккреции вещества межзвездной среды и глубокого перемешивания на ветви красных гигантов.
В качестве дополнительных наблюдательных свидетельств в пользу предлагаемой модели химической эволюции шаровых скоплений могут служить результаты следующих исследований: ({) [103], в котором следы нуклеосинтеза, происходившего в сверхновых П-го типа, а затем и в звездах АВГ (причем их относительный вклад коррелирует с металличностью [Ге/Н]), были обнаружены у бедных металлами карликов поля, и было высказано предположение, что эти карлики ранее входили в состав шаровых скоплений; (и) [100], в котором у красных гигантов из М4 был обнаружен избыток бария, [Ва/Ре] = -ЬО.бО. Это говорит об обогащении среды (прото-)скопления элементами продвинутого 8-процесса, а, как известно, именно в звездах АВГ происходит такой процесс.
Время, прошедшее между образованием звезд второго и третьего поколений, равно характерному времени жизни звезд АВГ средних масс, т.е. ~ 10* лет, что пренебрежимо мало по сравнению с возрастами современных КГШО. Оледовательно, в отдельно взятом шаровом скоплении все звезды должны иметь одинаковое значение [Ге/Н] (исключение представляет и> Сеп, в котором за счет его необычно большой массы могли сохраниться продукты взрывов сверхновых второго поколения, что могло привести к наблюдаемым вариациям [Ре/Н]), но (по крайней мере) некоторые из них могут иметь избытки аа^^^^ и другие особенности содержаний, о которых говорилось выше. Детали будут зависеть от скорости образования звезд, начальной функции массы и т.д., но качественно предлагаемая нами модель способна согласованно объяснить все наблюдательные данные об особенностях химического состава звезд шаровых скоплений.
Как было показано в статье [70] (см. раздел 4.1 диссертации), механизм перемешивания Цана также может быть ответственен за особенности химического состава атмосфер ОВ-звезд. Именно, квазистационарные условия в лучистой оболочке массивной звезды ГП приводят к тому, что действия меридиональной циркуляции и турбулентной диффузии в ней почти полностью компенсируют друг друга спустя короткое (тепловое) время. Вследствие этого, а также из-за горизонтальной эрозии химического состава турбулентностью, дополнительное перемешивание в ОВ-звездах оказывается очень медленным, несмотря на их быстрое вращение. Это может объяснить задержку (до 50% от времени жизни ОВ-звезд на ГП) в появлении в их атмосферах продуктов СКО-цикла, на что указывают некоторые наблюдения [127].
1. Боярчук A.A., Губены И., Кубат И., Любимков Л.С., Сахибуллин H.A., 1988, Астрофизика 28, 343
2. Денисенков П.А., Иванов В.В., 1987, Письма в АЖ 13, 214
3. Денисенков П.А., 1989, Астрофизика З1, 293
4. Денисенков П.А., Денисенкова CH., 1989, Астрон. Цирк. 1538, 11
5. Денисенков П.А., Денисенкова CH., 1990, ПАЖ 16, 642
6. Кудряшов А. Д., Тутуков A.B., 1988, Астрон. Цирк. 1525, И
7. Любимков Л.С., 1984, Астрофизика 20, 475
8. Любимков Л.С., 1989, Астрофизика 30, 99
9. Alongi M., Bertem G., Bressan A., Chiosi C, 1991, A&A 244, 95 10] Anders е., Grevesse N., 1989, Geochim. Cosmochim. Acta 53, 197
10. Angulo С. et al., 1999, Nucí. Phys. A 656, 3
11. Arnould M., Mowlavi N., Champagne A., 1995, опубликовано в: Noels A. et al. (eds.). Stellar Evolution: What Should Be Done, Univ. Liège, Liège, стр. 17
12. Arnould M., Goriely S., Jorissen A., 1999, A&A 347, 572 14] Bao Z., Rappeler P., 1987, AD&NDT 36, 411
13. Beech M., Mitalas R., 1994, ApJS 95, 517
14. Beer H., Rappeler P., Arcoragi J.-P., 1989, опубликовано в: Hillebrandt W., МиДег E. (eds.), Proc. of the 5th Workshop on Nuclear Astrophysics, стр. 10
15. ВеД R.A., Dickens J.A., Gustafsson В., 1979, ApJ 229, 604
16. Bellman S., Brüey M.M., Smith G.H., Claver CF., 2001, PASP 113, 326
17. Berdyugina S.R., Savanov IS., 1994, SvA Lett. 20, 639 20] Bernasconi P.A., Maeder A., 1996, A&A 307, 829
18. Bonifacio P., Molaro P., 1997, MNRAS 285, 847
19. Boothroyd A.I., Sackmann I.-J., Wasserburg G.J., 1994, ApJ 430, L77
20. Boothroyd A.I., Sackmann I.-J., Wasserburg G.J., 1995, ApJ 442, L21
21. Boothroyd A.I., Sackmaan I.-J., 1999, ApJ 510, 232
22. Briley M.M., BeU R.A., Hoban S., Dickens R.J., 1990, ApJ 359, 307
23. Briley M.M., Hesser J.E., Bell R.A., Bolte M., Smith G.H., 1994, AJ 108, 2183
24. Briley M.M., Smith V. V., Lambert D.L., 1994, ApJ 424, L119
25. Briley M. M., Smith V. V., SuntzefFN.B., Lambert D.L., Bell R.A., Hesser J.E., 1996, Nature 383, 604
26. Brown J.A., Sneden C., Lambert D.L., Dutchover E., 1989, ApJS 71, 293
27. Brown J.A., WaUerstein G., 1989, AJ 98, 1643
28. Brown J.A., Wallerstein G., 1989, AJ 106, 133
29. Brown J.A., Wallerstein G., Оке J.B., 1991, AJ 101, 1693
30. Brown J.H., Burkert A., Truran J.W., 1991, ApJ 376, 115 34] Brown J.H., Burkert A., Truran J.W., 1995, ApJ 440, 666
31. Busso M., Picchio 0., Gallino R., Chieffi A., 1988, ApJ 326, 196
32. Cameron A.G.W., 1955, ApJ 121, 144
33. Cameron A.G.W., Powler W.A., 1971, ApJ 164, 111
34. Cameron A. G. W., 1982, опубликовано в: Barnes CA., Clayton D.D., Schramm D.N., (eds.), Essays in Nuclear Astrophysics, Cambridge Univ. Press, стр. 23
35. Cannon R.D., Croke B.F.W., Bell R.A., Hesser J.E., Stathakis R.A., 1998, MNRAS 298,601
36. Carbon D.P., Langer O.E., Butler D., Kraft R.P., Suntzeff N.B., Kemper E., Trefzger Ch.F., Romanishin W., 1982, ApJS 49, 207
37. Carney B.W., 1996, опубликовано в: Morrison H., Sarajedini A. (eds.), Formation of the Galactic Halo. Inside and Out, ASP Conference Series 92, 103
38. Carney B.W., Fry A.M., Gonzalez G., 1998, AJ 116, 2984
39. Castilho B.V., Spite P., Barbuy В., Spite M., De Medeiros J.R., Gregorio-Hetem J., 1999, A&A 345, 249
40. Caughlan G.R., Fowler W.A., 1988, AD&NDT 40, 283
41. CavaUo R.M., Sweigart A.V., BeU R.A., 1996, ApJ 464, L79
42. Cavallo R. M., Nagar N. M., 2000, AJ 120, 1364
43. Cayrel R., 1986, A&A 168, 81
44. Chaboyer В., Zahn J.-R, 1992, A&A 253, 173
45. Chandrasekhar S., 1961, Hydrodynamic and Hydromagnetic Stability, Clarendon Press, Oxford, p. 491
46. Charbonnel C, Vauclair S., 1992, A&A 265, 55
47. Charbonnel C, 1994, A&A 282, 811 52] Charbonnel C, 1995, ApJ 453, L41
48. Charbonnel C, Brown J.A., Wallerstein 0., 1998, A&A 332, 204
49. Cohen J.G., 1978, ApJ 223, 487
50. Cohen J.G., 1999, AJ 117, 2428
51. Cohen J.G., 1999, AJ 117, 2434
52. Cottrell P.L., Da Costa G.S., 1981, ApJ 245, L79
53. Cowan J.J., Thielemann F.-K., Truran J.W., 1991, Phys. Rep. 208, 267
54. Cox J.P., Guih R.T., 1968, Principles of SteBar Structure, Vol. 1, Gordon and Breach, New York, Oh. 14
55. Da Costa G.S., CottreU P.L., 1980, ApJ 236, L83
56. Da Costa G.S., 1997, опубликовано в: Bedding T.R. et al. (eds.), Fundamental Stellar Properties: The Interaction Between Observations and Theory, lAU Symp. 189, стр. 193
57. Da Silva L., De la Reza R., Barbuy В., 1995, ApJ 448, L41
58. De la Reza R., Drake N.A., Da Silva L., 1996, ApJ 456, L115
59. De la Reza R., Drake N.A., Da Silva L., Torres C.A.O., Martin E.L., 1997, ApJ 482, L77
60. Denissenkov P.A., 1994, A&A 287, 113
61. Denissenkov P.A., 1994, Space Sci. Rev. 66, 405
62. Denissenkov P.A., Weiss A., 1996, A&A 308, 773
63. Denissenkov P.A., Weiss A., Wagenhuber J., 1997, A&A 320, 115
64. Denissenkov P.A., Da Costa G.S., Norris J.E., Weiss A., 1998, A&A 333, 926
65. Denissenkov P.A., Ivanova N.S., Weiss A., 1999, A&A 341, 181
66. Denissenkov P.A., Tout C.A., 2000, MNRAS bf 316, 395
67. Denissenkov P.A., Weiss A., 2000, A&A 358, L49
68. Dickens R.J., BeU R.A., Gustafsson В., 1979, ApJ 232, 428
69. Dickens R.J., Croke B.F.W., Cannon R.D., BeU R.A., 1991, Nature 351, 212
70. Eddington A.S., 1925, Observatory 48, 78
71. El Eid M.P., Champagne A.E., 1995, ApJ 451, 298
72. Endal A.S., Sofia S., 1976, ApJ 210, 184
73. РаД S.M., Rees M. J., 1985, ApJ 298, 18
74. FHegner J., Langer N., Venn K.A., 1996, A&A 308, L13
75. Powler W.A., Caughlan G.R., Zimmerman B.A., 1967, ARA&A 5, 525
76. Preeman K.C., 1993, опубликовано в: Smith G.H., Brodie J.P. (eds.), The Globular Cluster-Galaxy Connection, ASP Conference Series, 48, стр. 608
77. Prost CA., Lattanzio J.O., 1996, ApJ 473, 383
78. Pujimoto M. Y., Aikawa M. , Kato K., 1999, ApJ 519, 733
79. Gallino R., Busso M., Picchio G., Raiteri СМ., Renzini A., 1988, ApJ 334, L45
80. Garcia López R.J., Spruit H.C, 1991, ApJ 377, 268
81. Geisler D., Sarajedini A., 1999, AJ 117, 328
82. Gies D.R., Lambert D.L., 1992, ApJ 387, 673
83. Gihroy K.K., Brown J.A., 1991, ApJ 371, 578
84. Gratton L., 1945, Mem. Soc. Astron. Ital. 17, 5
85. Gratton R.G., Sneden C, Carretta E., Bragaglia A., 2000, A&A 354, 169
86. Gratton R.G., Bonifacio P., Bragaglia A. et al., 2001, A&A 369, 87
87. Haft M., Raffelt 0., Weiss A., 1994, ApJ 425, 222
88. Hanni L., 1984, SvA Lett. 10, 51
89. Herrero A., Kudritzki R.-P., Vilchez J.M., Kunze D., Butler K., Haser S., 1992, A&A 261, 209
90. Herrero A., 1994, Space Sei. Rev. 66, 137
91. Hin v., Pasquini L., 1999, A&A 348, L21
92. Holmes J.A., Woosley S.E., Fowler W.A., Zimmerman B.A., 1978, AD&NDT 18, 305
93. Iben I., Jr., Livio M., 1991, PASP 105, 1373
94. Iglesias C.A., Rogers F.J., 1996, ApJ 464, 943
95. Ivans 1.1., Sneden C, Kraft R.P., Suntzeff N.B., Smith V.V., Langer G.E., Fulbright J.P., 1999, AJ 118, 1273
96. Jasniewicz G., Parthasarathy M., de Laverny P., Theevenin P., 1999, A&A 342, 831
97. Jura M., 1986, ApJ 301, 624
98. Jehin E., Magain P., Neuforge C, Noels A., Parmentier G., Thoul A.A., 1999, A&A 341, 241
99. King J.R., Stephens A., Boesgaard A.M., DeUyannis C.P., 1998, AJ 115, 666
100. Kippenhahn R., 1974, опубликовано в: R.J.Tayler, J.E.Hesser (eds.). Late Stages of Stellar Evolution, Proc. of lAU Symp. 66, Dordrecht: Reidel, стр. 20
101. Kippenhahn R., Weigert A., 1994, Stellar Structure and Evolution. Springer-Verlag
102. Kraft R.P., Sneden C, Langer G.E., Prosser C.F., 1992, AJ 104, 645
103. Kraft R.P., Sneden C, Langer G.E., Shetrone M.D., 1993, AJ 106, 1490
104. Kraft R.P., 1994, PASP 106, 553
105. Kraft R.P., Sneden C., Smith G.H., Shetrone M.D., Langer G.E., Pilachowski C.A., 1997, AJ 113, 279
106. Kraft R.P., Peterson R.C., Guhathakurta P., Sneden C., Fulbright J.P., Langer G.E., 1999, ApJ 518, L53
107. Kudritzki R.P., Pauldrach A., Puis J., Voels S.R., 1991, опубликовано в: R.Haynes, D.Milne (eds.). The Magellanic Clouds, lAU Symp. 148, Kluwer Acad. Publ., стр. 279
108. Kumar P., Narayan R., Loeb A., 1995, ApJ 453, 480
109. Laird J.B., Sneden C, 1996, опубликовано в: H.Morrison, A.Sarajedini (eds.), Formation of the Galactic Halo. Inside and Out, ASP Conference Series 92, стр. 192
110. Landre V., Prantzos N., Aguer P., Bogaert G., Lefebvre A., Thibaud J.P., 1990, A&A 240, 85
111. Langer G.E., Kraft R.P., Carbon D.P., Friel E., 1986, PASP 98, 473
112. Langer G.E., Suntzeff, N.B., Kraft, R.P., 1992, PASP 104, 523
113. Langer G.E., Hoffman R., Sneden C, 1993, PASP 105, 301 119] Langer G.E., Hoffman R.D., 1995, PASP 107, 1177
114. Langer G.E., Hoffman R.D., Zaidins CS., 1997, PASP 109, 244 121] Langer N., 1992, A&A 265, L17
115. Lattanzio J.C, Prost CA., 1997, опубликовано в: Bedding T.R. et al. (eds.), Pundamental Stellar Properties: The Interaction Between Observation and Theory, Proc. lAU Symp. 189
116. Lattanzio J.C, Frost CA., Cannon R.C, Wood P.R., 1997, опубликовано в: R.P.Wing (ed.). The Carbon Star Phenomenon, Proc. of lAU Symp. 177
117. Lattanzio J.C, Forestini M., Charbonnel C, 2000, Mem. Soc. Astron. Italiana, в печати
118. Leushin V.V., Urpin V.A., Yakovlev D.O., 1989, Письма в АЖ 15, 1008
119. Lyubimkov L.S., 1991, опубликовано в: Michaud О., Tutukov А. (eds.). Evolution of Stars: The Photospheric Abundance Connection, Dordrecht, Kluwer, стр. 125
120. Lyubimkov L.S., 1996, Ap&SS 243, 329
121. Maeder A., 1983, A&A 120, 113
122. Maeder A., 1992, A&A 264, 105
123. Maeder A., 1995, A&A 299, 84
124. Maeder A., Meynet G., 1996, A&A 313, 140
125. Maeder A., 1997, A&A 321, 134
126. Maeder A., Zahn J.-R, 1998, A&A 334, 1000
127. McWilliam, A., Lambert, D.L., 1988, MNRAS 230, 573
128. Meynet 0., Maeder A., 1997, A&A 321, 465
129. Messenger В., 2000, PhD Thesis, Monash University
130. Nakamura P., UmemuraM., 1999, ApJ 515, 239
131. Norris J., Freeman K.C., Cottreü P.L., Da Costa G.S., 1981, ApJ 244, 205
132. Norris J.E., Cottreü P.L., 1979, ApJ 229, L69
133. Norris J.E., Da Costa G.S., 1995, ApJ 447, 680
134. Opik E.J., 1951, MNRAS 111, 278
135. Paczynski В., 1970, Acta Astron. 20, 47
136. Paltoglou G., Norris J.E., 1989, ApJ 336, 185
137. Parmentier G., Jehin E., Magain P., Neuforge C, Noels A., Thoul A.A., 1999, A&A 352, 138
138. Pavlov G.G., Yakovlev D.G., 1978, АЖ 55, 1043
139. Peterson R.C., Rood R.T., Crocker D.A., 1995, ApJ 453, 214
140. Pilachowski C.A., Sneden C, Kraft R.P., Langer G.E., 1996, AJ 112, 545
141. Pinsonneault M., 1997, ARA&A 35, 557
142. Pinsonneault M.H., Kawaler S.D., Demarque P., 1989, ApJ 338, 424
143. Prantzos N., Coc A., Thibaud J.P., 1991, ApJ 379, 729
144. Press W.H., 1981, ApJ 245, 286
145. Raffelt G., Weiss A., 1992, A&A 264, 536
146. Ratynski, KSppeler P., 1988, Phys. Rev. С 37, 595
147. Renzini A., 1981, опубликовано в: I. Iben, Jr., A. Renzini (eds.). Physical Processes in Red Giants, D.Reidel Publ. Сотр., Dordrecht, стр. 431
148. Renzini A., VoU M., 1981, A&A 94, 175
149. Riess A.G., PiUppenko A., ChaUis P. et al., 1998, ApJ 118, 1009
150. Ringot 0., 1998, A&A 335, L89
151. Rogers F.J., Iglesias C.A., 1992, ApJS 79, 507
152. Rogers F.J., Swenson F.J., Iglesias C.A., 1992, ApJ 456, 902
153. Rood R.T., 1973, ApJ 184, 815
154. Sackmann I.-J., Boothroyd A.I., 1992, ApJ 392, L71
155. Sackmann I.-J., Boothroyd A.I., 1999, ApJ 510, 217
156. Salaris M., Weiss A., 1997, A&A 327, 107
157. Salpeter E.E., 1955, ApJ 121, 161
158. Schatz H., Jaag S., Linker G. et al., 1995, Phys. Rev. С 51, 379
159. Schatzman E., Maeder A., 1981, A&A 96, 1
160. Schatzman E., 1993, A&A 279, 431
161. Schlattl H., Weiss A., Ludwig H.-G., 1997, A&A 322, 646
162. Shetrone M.D., 1994, BAAS 26, 1513
163. Shetrone M.D., 1996, AJ 112, 1517
164. Shetrone M.D., 1996, AJ 112, 2639
165. Shetrone M.D., 1997, опубликовано в: Bedding T.R. et al. (eds.). Fundamental SteUar Properties: The Interaction Between Observation and Theory, Proc. l AU Symp. 189
166. Siess L., Livio M., 1999, MNRAS 308, 1133
167. Smith G.H., Norris J.E., 1982, ApJ 254, 149
168. Smith G.H., 1989, опубликовано в: Cayrel de Strobel G. et al. (eds.), The Abundance Spread within Globular Clusters: Spectroscopy of Individual Stars, Obs. de Paris, стр. 63
169. Smith G.H., Suntzeff N.B., 1989, AJ 97, 1699
170. Smith G.H., Tout O.A., 1992, MNRAS 256, 449
171. Smith G.H., Kraft R.P., 1996, PASP 108, 344
172. Smith G.H., Shetrone M.D., BeU R.A., ChurchiU C.W., Briley M.M., 1996, AJ 112, 1511
173. Smith V.V., Lambert D.L., 1990, ApJ 361, L69
174. Smith V.V., Shetrone M.D., Keane M.J., 1999, ApJ 516, L73
175. Smith V. V., Suntzeff N. B ., Cunha K., Gallino R., Busso M ., Lambert D .L., Straniero O., 2000, AJ 119, 1239
176. Sneden C, Pilachowski C.A., VandenBerg D.A., 1986, ApJ 311, 826
177. Sneden C, Kraft R.P., Prosser C.F., Langer O.E., 1991, AJ 102, 2001
178. Sneden C, Kraft R.P., Prosser C.F., Langer G.E., 1992, AJ 104, 2121
179. Sneden C, Kraft R.P., Shetrone M.D., Smith G.H., Langer O.E., Prosser СР., 1997, AJ 114, 1964
180. Spite F., Spite M., 1982, A&A 115, 357
181. Suntzeff N.B., 1989, опубликовано в: Cayrel de Strobel G. et al. (eds.), The Abundance Spread within Globular Clusters: Spectroscopy of Individual Stars, Obs. de Paris, стр. 71
182. Suntzeff N.B., Smith G.H., 1991, ApJ 381, 160
183. Suntzeff N.B., 1993, опубликовано в: Smith G.H., Brodie J.P. (eds.). The Globular Cluster-Galaxy Connection, ASP Conference Series, 48, стр. 167
184. Sweet P.A., 1950, MNRAS 110, 548
185. Sweigart A.V., Mengel J.G., 1979, ApJ 229, 624
186. Sweigart A.V., 1997, ApJ 474, L23
187. Tabhashi K., Yokoi K., 1987, AD&NDT 36, 375
188. Talon S., Zahn J.-R, 1997, A&A 317, 749
189. Talon S., Zahn J.-P., Maeder A., Meynet G., 1997, A&A 322, 209 197] Talon S., Charbonnel C, 1998, A&A 335, 959
190. Talon S., Charbonnel C, 1999, A&A 335, 959
191. Thorburn J.A., 1994, ApJ 421, 318
192. Thoul A., Jorissen A., Goriely S. et al., 2000, опубликовано в: Noels А. et al. (eds.), The Galactic Halo: From Globular Clusters To Field Stars, Univ. Liège, Liège, стр. 567
193. Timmes F.X., Woosley S.E., Weaver T.A., 1995, ApJ Suppl. Ser. 98, 617
194. Tout C. A., Pringle J. E., 1992, MNRAS, 256, 269
195. Urpin V.A., Shalybkov D.A., Spruit H.C., 1996, A&A 306, 455
196. VandenBerg D.A., Smith G.H., 1988, PASP 100, 314
197. VandenBerg D.A., 1992, ApJ 391, 685
198. Vauclair S., 1988, A&A 335, 971
199. Ventura P., D'Antona F., Mazzitelh I., Gratton R., 2001, ApJ 550, L65
200. Vogt H., 1925, Astron. Nachr. 223, 229
201. Wagenhuber J., Weiss A., 1994, A&A 290, 807
202. Walker T.P., Steigman G., Kang, H.-S., Schramm D.M., OUve K.A., 1991, ApJ 376, 51
203. WaHerstein G., Sneden C, 1982, ApJ 255, 572
204. Weidemann V., 1987, A&A 188, 74
205. Weiss A., Keady J.J., Magee N.H.Jr., 1990, AD&NDT 45, 209 214] Weiss A., 1994, A&A 284, 138
206. Weiss A., Wagenhuber J., Denissenkov P.A., 1996, A&A 313, 581
207. Weiss A., Denissenkov P.A., Charbonnel C, 2000, A&A 356, 181
208. Wheeler J.C., Sneden C, Truran J.W., 1989, ARA&A 27, 279
209. Whitney J.H. O'Connell R.W., Rood R.T., Dormán В., Landsman W.B., Cheng K.-R, BohHnR.C.,Hintzen P.M.N.,Roberts M. S., Smith A.M., Smith E.P., Stecher T.P., 1994, AJ 108, 1350
210. Woosley S.E., Powler W.A., Holmes J.A., Zimmerman B. A., 1978, AD&NDT 22, 371
211. Woosley S.E., Weaver T.A., 1995, ApJ SuppL Ser. 101, 181
212. Zahn J.-R, 1992, A&A 265, 115
213. Zahn J.-P., 1997, опубликовано в: Provost J., Schmider P.-X. (eds.). Sounding Solar and SteUar Interiors, lAU, стр. 175
214. Zahn J.-P., Talon S., Matias J., 1997, A&A 322, 320
215. Zaidins C.S., Langer G.E., 1997, PASP 109, 252