Глубокое перемешивание в красных гигантах шаровых скоплений тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 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