Моделирование химической и фотометрической эволюции шаровых скоплений тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

На правах рукописи УДК 524.47.

о/Л/-

РЯБОВА МАРИНА ВЛАДИМИРОВНА

МОДЕЛИРОВАНИЕ ХИМИЧЕСКОЙ И ФОТОМЕТРИЧЕСКОЙ ЭВОЛЮЦИИ ШАРОВЫХ СКОПЛЕНИЙ

01.03.02 - астрофизика и звездная астрономия

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

2 1 ОПТ ?010

Нижний Архыз - 2010

004610967

Работа выполнена в Федеральном государственном автономном образовательном учреждении высшего профессионального образования «Южный федеральный университет»

Научный руководитель: доктор физико-математических наук,

ст.н.с. Щекинов Юрий Андреевич

Официальные оппоненты: доктор физико-математических наук

Защита диссертации состоится «15» октября 2010 г. в 9 часов на заседании диссертационного совета Д 002.203.01 в Специальной Астрофизической Обсерватории РАН (369167, Карачаево-Черкесия, Зеленчукский район, пос. Нижний Архыз, CAO РАН)

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Специальной Астрофизической Обсерватории РАН

Вибе Дмитрий Зигфридович

кандидат физико-математических наук Растегаев Денис Александрович

Ведущая организация: Государственный астрономический

институт им. П.К. Штернберга МГУ

Автореферат разослан « » сентября 2010 г.

Ученый секретарь

диссертационного совета кандидат физ.-мат. наук

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность проблемы

Шаровые скопления (ШС) относятся к наиболее старому населению Галактики и несмотря на то, что их вклад в её полную массу пренебрежимо мал, их исследование занимает одно из центральных мест современной астрофизики. Это обусловлено как той ролью, которую они играют в понимании фундаментальной динамики самогравитирующих систем [1,2], так и тем, что они несут в себе информацию о самых начальных стадиях эволюции Галактики. Наблюдательные данные последних лет зачастую заставляют пересматривать прежние представления о происхождении и эволюции ШС.

Одним из ключевых в проблеме происхождения ШС является вопрос о химическом составе вещества газовых облаков, давших им начало. В течение длительного времени ШС традиционно рассматривались как простые звездные системы, в которых все звезды имеют практически одинаковый возраст и химический состав, происхождение которого описывалось в рамках сценария о предварительном обогащении [3]. Лишь в некоторых работах разрабатывался альтернативный сценарий самообогащения, в котором шаровые скопления образовывались из первичного вещества, не содержащего металлов, и все процессы обогащения проходили в них самих [4]. Одним из подходов для проверки этих сценариев и ответа на вопрос о составе вещества протошарового скопления может являться исследование соотношения масса-металличность таких звездных систем.

Бурное развитие наблюдательной астрономии в последние годы позволило обнаружить совершенно новые явления, нехарактерные для ШС в рамках традиционного понимания, когда они считались однородными объектами, население которых сформировалось практически

одномоментно, в едином акте звездообразования (30). Вопреки привычному представлению об однородности химического состава звездных населений ШС, обнаружены большие вариации от звезды к звезде содержания легких элементов, причем зачастую связанные определенными зависимостями, например, такими как антикорреляция О и Mg и А1, С и N [5-13]. Кроме того, диаграммы «цвет-звездная величина» для многих ШС демонстрируют множественность звездных популяций в области главной последовательности или субгигантов [14-23]. В конечном счете, наблюдательные данные заставили взглянуть на ШС по-новому, а именно, принять концепцию протяженной во времени последовательности локальных эпизодов звездообразования взамен схемы единократного акта, охватывающего всё скопление [13].

Особый интерес представляет исследование диаграмм «цвет-звездная величина» звездных систем, которые по своей сути отображают не только современное состояние системы, но и содержат в себе информацию о процессах, происходивших в ней, начиная с момента формирования. В последние годы стало возможным наблюдение отдельных маломассивных звезд в ШС, являющихся «хранителями» тех условий, которые были в системе на момент их рождения. Поэтому теоретическое моделирование фотометрической эволюции ШС и сравнение характеристик, полученных из диаграмм «цвет-звездная величина», становится актуальной задачей, решение которой позволит прояснить картину ранней эволюции этих звездных систем.

Разумеется, понимание всех аспектов эволюции ШС: истории звездообразования, обогащения химическими элементами внутри ШС, обмена веществом между скоплениями и окружающим их межзвездным газом остается все еще далеко не полным. Вместе с тем, существующие представления о ШС достаточны для построения правдоподобных численных моделей химической и фотометрической эволюции, которые

позволили бы правильно интерпретировать наблюдаемые особенности химического состава, множественности звездных популяций на диаграммах «цвет-звездная величина».

Цель работы

Работа направлена на понимание основных моментов эволюции ШС на основе математического моделирования их химических и фотометрических свойств. С помощью компьютерного моделирования и аналитических методов планируется развить существующие представления и гипотезы об их эволюции и построить количественно согласованный сценарий эволюции элементного состава ШС.

Научная новизна

Основные результаты, содержащиеся в диссертации, получены впервые:

• Предложено объяснение особенностей химического состава ШС в рамках предположения о временной зависимости начальной функции масс (НФМ) звезд.

• Приведены аргументы в пользу того, что переход звездообразования от режима с НФМ, первоначально смещенной в сторону массивных звезд, к режиму с нормальной НФМ, связан с радиационным охлаждением вещества протошарового скопления в результате обогащения его тяжелыми элементами.

• Получен общий вид зависимости металличности скопления от массы: при шмидтовском законе 30 и быстром перемешивании межзвездного вещества на стадии вспышек сверхновых эта зависимость имеет вид 2 ~ М~1.

• Показано, что наличие нескольких точек поворота на диаграммах «цвет-звездная величина» естественным образом объясняется в

моделях с самообогащением, требующих вариации начальной функции масс звезд от первоначально смещенной в сторону массивных звезд к нормальной.

• Показано, что отсутствие множественных точек поворота не обязательно означает внешнее (предварительное) обогащение вещества шаровых скоплений металлами и может быть совместимо со сценарием самообогащения.

• Воспроизведены характерные наблюдательные особенности функции распределения звезд по [O/Na] для скоплений NGC 2808 и NGC 6752, в рамках предложенного эволюционного сценария с вероятностным описанием процессов перемешивания.

Научная и практическая значимость работы

• Основные научные результаты диссертационной работы имеют теоретическую ценность и представляют собой вклад в исследование ряда фундаментальных проблем эволюции ШС.

• Разработан численный код и апробирован пакет программ для численного моделирования химической и фотометрической эволюции звездных систем с высоким временным разрешением. Код может быть использован для решения широкого круга эволюционных задач, связанных, например, с исследованием удаленных галактик. В частности, в настоящее время код используется в CAO РАН в задачах изучения свойств родительских галактик гамма-всплесков.

• Полученная связь между массой и металличностью для ШС, согласующаяся с наблюдаемой для ШС старого гало, говорит в пользу гипотезы о самообогащении и может служить основанием для ее дальнейшего развития.

• Показано, что наблюдаемая немонотонная зависимость масса-метапличность для маломассивных карликовых галактик может быть связана с изменением режима обмена веществом между галактикой и межгалактической средой при переходе от систем со слабым гравитационным потенциалом к системам с сильным потенциалом.

• Показано, что обогащение металлами скоплений со Cen, NGC 1851 могло осуществляться внутренними процессами.

• Показано, что особенности распределения элементного состава, в частности, антикорреляция между кислородом и натрием, несет в себе информацию не только о характере звездообразования в ШС, но и об эффективности перемешивания вещества в них.

Основные положения, выносимые на защиту

1, В моделях с самообогащением, в которых шаровое скопление начинает свою эволюцию из состояния с первичным химическим составом, начальная функция масс звезд эволюционирует от первоначально смещенной в сторону массивных звезд к нормальной вследствие радиационного остывания вещества протошарового скопления в результате обогащения его тяжелыми элементами. При этом с увеличением массы скопления его металличность уменьшается, что согласуется с наблюдаемой зависимостью для галактических шаровых скоплений старого гало [24]. Полученная зависимость определяется законом звездообразования.

2. Двухпиковые или многопиковые распределения звезд на главной последовательности по цвету, наблюдаемые, например, в юСеп, NGC 2808, могут являться следствием непрерывного (шмидтовского) закона звездообразования и не требуют разнесенных во времени вспышек рождения звезд.

3. Наличие двух или нескольких точек поворота на диаграммах «цвет-звездная величина» некоторых шаровых скоплений (со Сеп, NGC 1851) естественным образом объясняется в моделях с самообогащением, в которых начальная функция масс эволюционирует от первоначально смещенной в сторону массивных звезд к нормальной.

4. Функция распределения звезд по [O/Na] в шаровых скоплениях NGC 2808, NGC 6752 отражает неполное перемешивание вещества звездного ветра и окружающего межзвездного газа, а также свидетельствует о том, что популяция звезд, демонстрирующая антикорреляцию содержания О и Na, рождается в окрестности отдельных родительских звезд первого поколения, обогащающих газ аномальным химическим составом.

Публикации по теме диссертации

Основные результаты диссертации опубликованы в 17 работах, в том числе в 6 статьях в журналах, входящих в перечень изданий, рекомендованных ВАК.

1. Касьянова М.В., Щекинов Ю.А. О химической эволюции шаровых скоплений // Астрон. Журн. 2005. Т. 82. № 11. С. 967-975.

2. Касьянова М.В., Щекинов Ю.А. Цветовые функции звездных систем // Астрофизика. 2006. Т. 49. № 1. С. 139-150.

3. Рябова М.В., Щекинов Ю.А. Множественность точек поворота в шаровых скоплениях // Астрон. Журн. 2008. Т. 85. № 5. С. 398^108.

4. Рябова М.В., Щекинов Ю.А. О распределении [O/Na] в шаровых скоплениях // Астрон. Журн. 2009. Т.86. № 11. С. 1069-1078.

5. Рябова М.В., Щекинов Ю.А. Зависимость металличности от массы для карликовых сфероидальных галактик // Известия вузов. СевероКавказский регион. Естественные науки. 2009. № 5. С. 52-55.

6. Рябова М.В., Щекинов Ю.А. Стимулированное звездообразование в шаровых скоплениях // Известия вузов. Северо-Кавказский регион. Естественные науки. 2010. № 1. С. 48-51.

7. Касьянова М.В. Химическая эволюция шаровых скоплений // Физика космоса. - Труды 33-й Международной студенческой научной конференции, Екатеринбург, февраль 2004 г. - Екатеринбург: Изд-во Урал, ун-та, 2004. С. 200.

8. Касьянова М.В. Моделирование химической эволюции шаровых скоплений // «Молодежь XXI века - будущее Российской науки» (тезисы докладов II Межрегиональной научно-практической конференции студентов, аспирантов и молодых ученых, 21-22 мая

2004 г.). Ростов-на-Дону: Изд-во ООО «ЦВВР», 2004. С. 54-55.

9. Касьянова М.В. Моделирование хемодинамической эволюции шаровых скоплений // Труды государственного астрономического института им. П.К. Штернберга, том LXXV. Тезисы докладов на Всероссийской астрономической конференции ВАК-2004 «Горизонты Вселенной», МГУ, ГАИШ, 2004. С. 121.

Ю.Касьянова М.В. Бимодальное звездообразование в шаровых скоплениях // Тезисы докладов 11-ой Всероссийской научной конференции студентов физиков и молодых ученых, Екатеринбург,

2005 г. С. 387.

П.Касьянова М.В. Моделирование химической и фотометрической эволюции шаровых скоплений // «Молодежь XXI века - будущее Российской науки» (тезисы докладов III межрегиональной научно-практической конференции, 12-13 мая 2005 г.). Ростов-на-Дону: Изд-во ООО «ЦВВР», 2005. С. 198-199.

12. Касьянова М.В. Химическая и фотометрическая эволюция шаровых скоплений // Физика космоса. - Труды 34-й Международной студенческой научной конференции, Екатеринбург, февраль 2005 г. -Екатеринбург: Изд-во Урал, ун-та, 2005. С. 227.

13.Рябова М.В., Щекинов Ю.А. Множественность точек поворота на цветовых диаграммах шаровых скоплений // Труды Всероссийской астрономической конференции ВАК-2007. - Сборник трудов конференции, Казань, 17-22 сентября. - Казань: Изд-во Казанского государственного ун-та, 2007. С. 361.

14.Рябова М.В., Щекинов Ю.А. Соотношение масса - металличность для карликовых сфероидальных галактик // Труды Всероссийской астрономической конференции ВАК-2007. - Сборник трудов конференции, Казань, 17-22 сентября. - Казань: Изд-во Казанского государственного ун-та, 2007. С. 396-397.

15.Ryabova M.V., Shchekinov Yu.A. The Modelling of the Mass-Metallicity Relation for the Local Group Dwarf Galaxies // Odessa Astronomical Publications. 2008. V. 21. P. 100-101.

ló.Ryabova M.V., Shchekinov Yu.A., The Sequential Star Formation in Globular Clusters // Odessa Astronomical Publications. 2008. V. 21. P. 102-103.

17.Рябова М.В. Моделирование соотношения масса - металичность для карликовых сфероидальных галактик // Физика космоса. - Труды 38-й Международной студенческой научной конференции, Екатеринбург, февраль 2009 г. - Екатеринбург: Изд-во Урал, ун-та, 2009. С. 330.

Личный вклад автора

Постановка задач осуществлялась автором совместно с научным руководителем Ю. А. Щекиновым. При этом автору принадлежат анализ

наблюдательных данных, проведение теоретических исследований, разработка алгоритмов, написание и отладка численных кодов, численное моделирование и анализ результатов расчетов. Написание статей выполнялось автором совместно с научным руководителем в равных долях.

Апробация результатов

Результаты исследования были представлены

- на астрофизических семинарах кафедры физики космоса Южного федерального университета, САО РАН и Астрономического института Рурского университета (Бохум, Германия).

- на всероссийских конференциях:

1. Всероссийская астрономическая конференция (ВАК-2004, ВАК-2007) (2004, Москва; 2007, Казань);

2. XXXIV, XXXV и XXXVIII зимние студенческие конференции «Физика космоса» (2004, 2005, 2009 гг., Екатеринбург, Астрономическая обсерватория УрГУ);

3. Всероссийская научной конференции студентов физиков и молодых ученых (2005., Екатеринбург);

4. Всероссийская XXIII конференция «Актуальные проблемы внегалактической астрономии» (2006., ПРАО ФИАН);

5. Всероссийская астрономическая школа «Физика галактик» (2007., п. Нижний Архыз, САО РАН);

6. II и III Межрегиональные научно-практические конференции студентов, аспирантов и молодых ученых «Молодежь XXI века-будущее российской науки» (2004, 2005 гг., Ростов-на-Дону);

7. Всероссийская научная конференция «Химическая и динамическая эволюция галактик» (2009, Ростов-на-Дону).

- на международных конференциях:

1. «Dynamics of galaxies» (2007, Санкт-Петербург);

2. «Химическая и динамическая эволюция звезд и галактик» (2008 г.,

Украина, Одесса);

3. «Nearby Dwarfs Galaxies» (2009, п. Нижний Архыз, CAO РАН).

Объем и структура диссертации

Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения, списка цитируемой литературы из 133 наименований, 33 рисунков. Общий объем диссертации 143 страницы.

Содержание работы

Во введении обоснована актуальность темы диссертационной работы, определены цель и задачи исследования, дан краткий исторический обзор проблематики, сформулированы положения, выносимые на защиту, кратко изложено содержание глав.

В первой главе сформулирована система уравнений для моделирования химической эволюции звездных систем с элементами моделирования динамических свойств в рамках модели, описанной впервые в работе [25] и развитой впоследствии в работе [26]. Описываемый подход соответствует однозонной химико-динамической модели, которая на качественном уровне позволяет понять последовательность событий, определяющих химическую эволюцию звездных систем.

Предложен новый подход к пониманию эволюционных процессов, происходящих на ранних стадиях эволюции ШС в рамках сценария о самообогащении, когда скопление начинает свою эволюцию из газа с первичным химическим составом. Показано, что звездообразование в них должно было включать два основных эпизода: на начальном этапе звездообразование характеризовалось НФМ, смещенной в сторону

массивных звезд, что находится в согласии с современными представлениями о том, что звезды, рождающиеся из вещества с первичным химическим составом являются более массивными; на следующем этапе НФМ должна была трансформироваться к нормальному виду с подавляющей долей маломассивных звезд. При этом переход звездообразования к режиму с нормальной НФМ связан с радиационным охлаждением вещества протошарового скопления в результате обогащения его тяжелыми элементами. Проведенный численный расчет показывает, что, когда происходит данный переход, концентрация металлов в скоплении становится равной 0.02 ГА , что близко к наблюдаемому значению.

В рамках предложенного эволюционного сценария получена зависимость масса-металличность для шаровых скоплений.

В рамках однозонной модели, включающей учет темной материи, исследовалось соотношение масса-металличность также для карликовых сфероидальных галактик Местной группы. По результатам исследования можно сделать вывод, что благодаря истечению вещества соотношение между массой и металличностью для этих галактик может быть немонотонным, что находится в согласии с наблюдениями.

Во второй главе исследовано влияние вариации НФМ на структуру диаграмм «светимость-эффективная температура» в области маломассивных звезд. Показано, что звезды малых масс концентрируются вблизи минимальной и максимальной температур при заданной светимости и показывают недостаток в промежуточной области. Избежать такого двухпикового распределения звезд удается в открытых моделях с выбросом избыточных металлов в окружающую среду. Функции распределения звезд по эффективной температуре на диаграмме чувствительны к истории звездообразования в системе и к возможным вариациям во времени НФМ. В главе предложена возможность

наблюдательного определения этих вариаций при помощи такой количественной оценки как асимметрия распределения звезд вдоль среза при некотором фиксированном значении светимости.

В третьей главе приводятся результаты моделирования тонкой структуры диаграмм «цвет-звездная величина» шаровых скоплений и описывается их зависимость от сценария обогащения.

Продемонстрирована возможность получения нескольких точек поворота в рамках предложенной в главе 1 самосогласованной модели химической эволюции. Приводится пример перехода от диаграммы с двумя точками поворота к диаграмме с тремя точками поворота, который получен только увеличением на порядок одного из параметром модели, без необходимости задания «руками» последовательности нескольких вспышек 30. Наличие нескольких точек поворота в исследуемой модели является следствием естественной эволюции звездной системы и не требует более сильных предположений о характере звездообразования.

Для анализа главной последовательности были рассчитаны распределения звезд по цвету вдоль «среза» при некотором фиксированном значении звездной величины. Показано, что если в действительности на диаграмме выделяется на несколько главных последовательностей, то в наблюдениях такое разделение проявляется далеко не всегда из-за ошибок наблюдения, сравнимых с различием цвета между отдельными ветвями (или превышающих его).

Для модели эволюции ШС с предварительным обогащением на диаграмме «цвет-звездная величина» множественные точки поворота отсутствуют. Однако получить подобную диаграмму можно и в модели с самообогащением в том случае, если параметры модели 30 таковы, что расстояние (по В-У) между главными последовательностями окажется меньше величины ошибки наблюдений. В этом случае различить две популяции на экспериментальных диаграммах практически невозможно.

Таким образом, отсутствие множественных точек поворота на диаграмме «цвет-звездная величина» не означает с необходимостью, что вещество соответствующего шарового скопления было предварительно обогащено тяжелыми элементами - разделение, возникающее в моделях с самообогащением, может оказаться меньше ошибки определения цветов.

Результаты моделирования могут являться аргументом в пользу того, что обогащение металлами шаровых скоплений с множественными точками поворота (таких как m Cen, NGC 1851) могло осуществляться внутренними процессами;

В четвертой главе анализируется возможность построения такой эволюционной схемы, которая позволила бы воспроизвести наблюдаемую в ШС антикорреляцию между Na и О.

Эволюция звездной системы рассматривается в рамках предположения о том, что протооблако ШС вместе с веществом всей Галактики было уже предварительно обогащено металлами предшествующим звездным населением (населением III), а внутри скопления в процессе звездной эволюции происходило последующее обогащение лишь легкими элементами вплоть до Al.

Предложен эволюционный сценарий, позволяющий воспроизвести наблюдаемые функции распределения звезд по [O/Na] для скоплений NGC 2808 и NGC 6752. В качестве источника химических аномалий рассматривается медленный ветер от массивных вращающихся звезд в соответствии с [27]. Результаты моделирования позволяют сделать вывод о том, что особенности химического состава шаровых скоплений могут быть объяснены в рамках модели с ограниченным перемешиванием вещества звездного ветра и окружающего межзвездного газа, т. е. звезды второго поколения рождаются в окрестности отдельных массивных звезд первого поколения из неоднородно распределенного вещества, выбрасываемого с их поверхности.

ЦИТИРУЕМАЯ ЛИТЕРАТУРА

[1] Кинг А.Р. Введение в классическую звездную динамику: Учебное пособие. Пер. с англ. В.Г. Сурдина и А.С. Расторгуева. -М.: Едиториал УРСС, 2002. 288 с.

[2] Сурдин В.Г. Приливное разрушение шаровых скоплений в Галактике // Астрон. журн. 1979. Т. 56. С. 1149.

[3] Harris W.E., Pudritz R.E. Supergiant molecular clouds and the formation of globular cluster systems // Astrophys. J. 1994. V. 429. P. 177.

[4] Parmentier G., Jehin E., Magain P., Neuforge C., Noels A., Thoul A.A. The self-enrichment of galactic halo globular clusters. A clue to their formation? // Astron. and Astrophys. 1999. V. 352. P. 138.

[5] Kraft R.P., Sneden C., Langer G.E., Shetrone M.D. Oxygen abundaces in Halo giants. IV - The oxygen-sodium anticorrelation in a sample of 22 bright giants in M13 // Astrophys. J. 1993. V. 106. P. 1490.

[6] Grundahl F., Briley M., Nissen P.E., Feltzing S. Abundances of RGB stars in NGC 6752 // Astron. and Astrophys. 2002. V. 385. P. L14.

[7] Cohen J.G., Briley M.M., Stetson P.B. Carbon and Nitrogen Abundances in Stars at the Base of the Red Giant Branch in M5 // Astrophys. J. 2002. V. 123. P. 2525.

[8] Yong D., Grundahl F„ Lambert D.L., Nissen P.E., Shetrone M.D. Mg isotopic ratios in giant stars of the globular cluster NGC 6752 // Astron. and Astrophys. 2003. V. 402. P. 985.

[9] Sneden C„ Kraft R.P., Guhathakurta P., Peterson R.C., Fulbright J.P. The Chemical Composition Contrast between M3 and M13 Revisited: New Abundances for 28 Giant Stars in M3 // Astrophys. J. 2004. V. 127. P. 2162.

[10] Yong D., Grundahl F., Nissen P.E., Jensen H.R., Lambert D.L. Abundances in giant stars of the globular cluster NGC 6752 // Astron. and Astrophys. 2005. V. 438. P. 875.

[11] Carretta E., Bragaglia A., Gratton R.G., Leone F., Reclo-Blanco A., Lucatello S. Na-0 anticorrelation and HB. I. The Na-0 anticorrelation in NGC 2808 // Astron. and Astrophys. 2006. V. 450. P. 523.

[12] Gratton R.G., et al Na-0 anticorrelation and horizontal branches. V. The Na-0 anticorrelation in NGC 6441 from Giraffe spectra // Astron. and Astrophys. 2007. V. 464. P. 953.

[13] Marino A. F., Villanova S., Piotto G., Milone A. P., Momany Y., BedinL.R., Medling A.M. Spectroscopic and photometric evidence of two stellar populations in the Galactic globular cluster NGC 6121 (M 4) // Astron. and Astrophys. 2008. V. 490. P. 625.

[14] Anderson J. 2002, in ASP Conf. Ser. Vol. 265, co Centauri: A Unique Window into Astrophysics, eds F. van Leeuwen, J.D. Hughes, G. Piotto. (San Francisco: ASP), P. 87.

[15] Bedin L.R., Piotto G., Anderson J., Cassisi S., King I.R., Momany Y., Carraro G. co Centauri: The Population Puzzle Goes Deeper // Astrophys. J. 2004. V. 605. P. L125.

[16] Villanova S., et al. The Multiplicity of the Subgiant Branch of co Centauri: Evidence for Prolonged Star Formation // Astrophys. J. 2007. V. 663. P. 296.

[17] Piotto G., et al. A Triple Main Sequence in the Globular Cluster NGC 2808 // Astrophys. J. (Letters) 2007. V. 661. P. L53.

[18] Milone A.P. et al. The ACS Survey of Galactic Globular Clusters. III. The Double Subgiant Branch of NGC 1851 // Astrophys. J. 2008. V. 673. P. 241-250.

[19] Busso G., et al. The peculiar horizontal branch morphology of the Galactic globular clusters NGC 6388 and NGC 6441: new insights from UV observations // Astron. and Astrophys. 2007. V. 474. P. 105.

[20] Caloi V., D'Antona F. NGC 6441: another indication of very high helium content in globular cluster stars // Astron. and Astrophys. 2007. V. 463 P. 949.

[21] Siegel M.H., et al. The ACS Survey of Galactic Globular Clusters: M54 and Young Populations in the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy // Astrophys. J. (Letters). 2007. V. 667. P. L53.

[22] Mackey A.D., Broby Nielsen P. A double main-sequence turn-off in the rich star cluster NGC 1846 in the Large Magellanic Cloud // Month. Not. Roy. Astron. Soc. 2007. V. 379. P. 151.

[23] Prantzos N., Charbonnel C. On the self-enrichment scenario of galactic globular clusters: constraints on the IMF // Astron. and Astrophys. 2006. V. 458. P. 135-149.

[24] Parmentier G., Gilmor G. The self-enrichment of galactic halo globular clusters. The mass-metallicity relation // Astron. and Astrophys. 2001. V. 378. P. 97-101.

[25] Firmani C., Tutukov A. Evolutionary models for disk galaxies // Astron. and Astrophys. 1992. V. 264. P. 37-48.

[26] Вибе Д.З., Тутуков A.B., Шустов Б.М. Об эволюции темпа звездообразовании в дисковых галактиках // Астрон. журн. 1998. Т. 75. С. 3-13.

[27] Decressin Т., Meynet G., Charbonnel С., et al. Fast rotating massive stars and the origin of the abundance patterns in galactic globular clusters // Astron. and Astrophys. 2007. V. 464. P. 1029-1044.

Печать цифровая. Бумага офсетная. Гарнитура «Тайме». Формат 60x84/16. Объем 1,0 уч.-изд.-л. Заказ № 1842. Тираж 100 экз. Отпечатано в КМЦ «КОПИЦЕНТР» 344006, г. Ростов-на-Дону, ул. Суворова, 19, тел. 247-34-88

Введение.

Глава 1. Модель самообогащения в шаровых скоплениях

1.1 Введение.

1.2 Однозонная хемодинамическая модель

1.3 Оценка скорости звездообразования.

1.4 Эволюция НФМ.

1.5 Перемешивание металлов.

1.6 Изменение теплового режима газа.

1.7 Позднее обогащение.

1.8 Функция металличности

1.9 Соотношения масса-металличность для карликовых сфероидальных галактик.

1.10 Выводы.

Глава 2. Расчет диаграммы «светимость—эффективная температура»

2.1 Введение.

2.2 Основы расч'ета фотометрических характеристик

2.3 Замкнутые звездные системы.

2.4 Открытые звездные системы.

2.5 Выводы.

Глава 3. Множественность точек поворота в шаровых скоплениях.

3.1 Введение

3.2 Результаты моделирования тонкой структуры диаграммы «цвет-звездная величина»

3.2.1 Модель с самообогащением

3.2.2 Модель с предварительным обогащением.

3.2.3 Сравнение результатов численного моделирования с наблюдательными данными для и Сеп.

3.3 Выводы.

Глава 4. Моделирование функции распределения звезд по [O/Na] в шаровых скоплениях.

4.1 Введение

4.2 Численные модели.

4.2.1 Предположение о производстве химических элементов

4.2.2 Модель полного перемешивания.

4.2.3 Модель частичного перемешивания в окрестности группы звезд.

4.2.4 Модель частичного перемешивания в окрестности одной звезды.

4.3 Выводы.

Актуальность работы

Шаровые скопления относятся к наиболее старому населению Галактики и несмотря на то, что их вклад в ее полную массу пренебрежимо мал, их исследование занимает одно из центральных мест современной астрофизики. Это обусловлено как той ролью, которую они играют в понимании фундаментальной' динамики самогравитирую-щих систем [33,34], так и тем, что они несут в себе информацию о самых начальных стадиях эволюции Галактики. Наблюдательные данные последних лет зачастую заставляют пересматривать прежние представления о происхождении и эволюции ШС.

Одним из ключевых в проблеме происхождения ШС является вопрос о химическом составе вещества газовых облаков, давших им начало. В течение длительного времени ШС традиционно рассматривались как простые звездные системы, в которых все звезды имеют практически одинаковый возраст и химический состав, происхождение которого описывалось в рамках сценария о предварительном обогащении [35]. Лишь в некоторых работах разрабатывалась альтернативный сценарий самообогащения, в котором ШС образовывались из первичного вещества, не содержащего металлов, и все процессы обогащения проходили в них самих [36]. Одним из подходов для проверки этих гипотез и ответа на вопрос о составе вещества протошарового скопления может являться исследование соотношения масса-металличность таких звездных систем.

Бурное развитие наблюдательной астрономии в последние годы позволило обнаружить совершенно новые явления, нехарактерные для ШС в рамках традиционного понимания, когда они считались однородными объектами, население которых сформировалось практически одномоментно, в едином акте звездообразования. Вопреки привычному представлению об однородности химического состава звездных населений ШС, обнаружены большие вариации от звезды к звезде содержания легких элементов, причем зачастую связанные определенными зависимостями, например, такими как антикорреляция О и Na, Мg и А1, С и N [17,37-44]. Кроме того, диаграммы «цвет-звездная величина» для многих ШС демонстрируют множественность звездных популяций в области главной последовательности или субгигантов [19-21,26,44-49].

Bi конечном счете, наблюдательные данные заставили взглянуть на ШС по-новому, ашменно; принять концепцию протяженной во времени последовательности:' локальных эпизодов звездообразования взамен схемы, единократного акта, охватывающего все скопление [28].

Особый интерес представляет исследование диаграмм «цвет-звездная величина» звездных систем, которые по своей? сути отображают не только современное состояние системы, но и содержат в себе информацию о процессах,- происходивших в ней, начиная с момента:формирования. В последние годы стало возможным наблюдение отдельных маломассивных звезд в ШС, являющихся «хранителям» тех условий,, которые были в системе; на момент их рождения; Поэтому теоретическое моделирование фотометрической эволюции ШС и сравнение характеристик, полученных из диаграмм «цвет-звездная- величина» становится актуальной задачей, решение которой позволит прояснить картину ранней эволюции этих звездных систем.

Разумеется, понимание всех аспектов эволюции ШС: истории звездообразования, обогащения химическими элементами внутри ШС, обмена веществом^ между скоплениями и окружающим их межзвездным газом? остается все еще далеко не полным. Вместе, с тем, существующие представления О'ШС достаточны для построения правдоподобных численных' моделей химической и фотометрической эволюции, которые позволили бы правильно интерпретировать наблюдаемые особенности химического состава, множественности звездных популяций на диаграммах «цвет-звездная величина»

Цели работы

Работа направлена на понимание основных моментов эволюции ШС Галактики на основе математического моделирования их химических и фотометрических свойств. С помощью компьютерного моделирования и аналитических методов в диссертационной работе развиваются существующие представления и гипотезы об эволюции ШС и проводится попытка построения количественно согласованного сценария эволюции элементного состава шаровых скоплений. Научная новизна

Основные результаты, содержащиеся' в диссертации, получены впервые:

• Предложено объяснение особенностей химического состава ШС в рамках предположения о временной зависимости начальной функции масс (НФМ) звезд.

• Приведены аргументы в пользу того, что переход звездообразования от режима с НФМ, первоначально смещенной в сторону массивных звезд, к режиму с нормальной НФМ, связан с радиационным охлаждением вещества протошарового скопления в результате обогащения его тяжелыми элементами.

• Получен общий вид зависимости металличности скопления от массы: при шмидтовском законе звездообразовании и быстром перемешивании межзвездного вещества на стадии вспышек сверхновых эта зависимость имеет вид

• Показано, что наличие двух или нескольких точек поворота на диаграммах «цвет-звездная величина» естественным образом объясняется в моделях с самообогащением, требующих вариации НФМ звезд от первоначально смещенной в сторону массивных звезд к нормальной.

• Показано, что отсутствие множественных точек поворота не обязательно означает внешнее (предварительное) обогащения вещества ШС металлами "и может быть совместимо с гипотезой о самообогащении.

Воспроизведены характерные наблюдательные особенности функции распределения звезд по [O/Na], для скоплений NGC 2808 и NGC 6752 в рамках предложенного эволюционного сценария с вероятностным описанием.процессов перемешивания.

Научная и практическая значимость работы

Основные научные результаты диссертационной работы имеют теоретическую ценность и представляют собой вклад в исследование ряда фундаментальных проблем эволюции ШС.

Разработан численный код и апробирован пакет программ для численного моделирования химической и фотометрической эволюции звездных систем с высоким временным разрешением. Код может быть использован для решения широкого круга эволюционных задач, связанных, например, с исследованием удаленных галактик. В частности, в настоящее время код используется в САО РАН в задачах изучения свойств родительских галактик гамма-всплесков.

Полученная связь между массой и металличностью для ШС, согласующаяся с наблюдаемой для ШС старого гало, говорит в пользу гипотезы о самообогащении и может служить основанием для ее дальнейшего развития.

Показано, что наблюдаемая немонотонная зависимость масса-металличность для маломассивных карликовых галактик может быть связана с изменением режима обмена веществом между галактикой и межгалактической средой при переходе от систем со слабым гравитационным потенциалом к системам с сильным потенциалом.

Показано, что обогащение металлами скоплений и Cen, NGC 1851 могло осуществляться внутренними процессами.

• Показано, что особенности распределения элементного состава, в частности, антикорреляция между кислородом и натрием, несет в себе информацию не только о характере звездообразования в ШС, но и об эффективности перемешивания вещества в них.

Основные положения, выносимые на защиту

1. В моделях с самообогащением, в которых шаровое скопление начинает свою эволюцию из состояния с первичным химическим составом, начальная функция масс звезд эволюционирует от первоначально смещенной в сторону массивных звезд к нормальной вследствие радиационного остывания вещества протошарового скопления в результате обогащения его тяжелыми элементами. При этом с увеличением массы скопления его металличность уменьшается, что согласуется с наблюдаемой зависимостью для галактических шаровых скоплений старого гало [50]. Полученная зависимость определяется законом звездообразования.

2. Двухпиковые или многопиковые распределения звезд на главной последовательности по температуре, наблюдаемые, например, в ш Cen, NGC 2808, могут являться следствием непрерывного (шмид-товского) закона звездообразования и не требуют разнесенных во времени вспышек рождения звезд.

3. Наличие двух или нескольких точек поворота на диаграммах «цвет-звездная величина» некоторых шаровых скоплений (и Сеп, NGC 1851) естественным образом объясняется в моделях с самообогащением, в которых начальная функция масс эволюционирует от первоначально смещенной в сторону массивных звезд к нормальной.

4. Функция распределения звезд по [O/Na] в ШС NGC 2808, NGC 6752 отражает неполное перемешивание вещества звездного ветра и окружающего межзвездного газа, а также свидетельствует о том, что популяция звезд, демонстрирующая антикорреляцию содержания О и Na, рождается в окрестности отдельных родительских звезд первого поколения, обогащающих газ аномальным химическим составом.

Апробация результатов

Результаты исследования были представлены на астрофизических семинарах

1. Кафедры физики космоса Южного федерального университета.

2. САО РАН.

3. Астрономического института Рурского университета (г. Бохум, Германия) на всероссийских астрономических конференциях

1. XXXIV, XXXV и XXXVIII зимние студенческие конференции «Физика космоса» (2004, 2005, 2009 гг., г. Екатеринбург, Астрономическая обсерватория УрГУ).

2. Всероссийская научной конференции студентов физиков и молодых ученых (2005, г. Екатеринбург).

3. Всероссийская XXIII конференция «Актуальные проблемы внегалактической астрономии» (2006 г., ПРАО ФИ АН).

4. Всероссийская астрономическая конференция (ВАК—2007) (2007, г. Казань).

5. Всероссийская астрономическая школа «Физика галактик» (2007, п. Нижний Архыз, САО РАН).

6. II и III Межрегиональные научно-практические конференции студентов, аспирантов и молодых ученых «Молодежь XXI века — будущее российской науки» (2004, 2005 гг., г. Ростов-на-Дону).

7. Всероссийская научная конференция «Химическая и динамическая эволюция галактик» (2009, г. Ростов-на-Дону). на международных конференциях

1. «Dynamics of galaxies» (2007, г. Санкт-Петербург).

2. «Химическая и динамическая эволюция звезд и галактик» (2008, г. Одесса, Украина).

3. «Nearby Dwarfs Galaxies» (2009, п. Нижний Архыз, САО РАН). Личный вклад автора

Постановка задач осуществлялась автором совместно с научным руководителем Ю. А. Щекиновым. При этом автору принадлежат анализ наблюдательных данных, проведение теоретических исследований, разработка алгоритмов, написание и отладка численных кодов, численное моделирование и анализ результатов расчетов. Написание статей выполнялось автором совместно с научным руководителем в равных долях. Объем и структура диссертации

Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения, списка цитируемой литературы из 133 наименований, 33 рисунков. Общий объем диссертации 143 страницы. Содержание работы

4.3 Выводы

Результаты моделирования содержания [O/Na] в рамках однозонной модели позволяют сделать следующие выводы:

Распределение звезд шаровых скоплений NGC 2808, NGC 6752 по [O/Na] отражает неполное перемешивание вещества звездного ветра и окружающего межзвездного газа. Иными словами, распределение [O/Na] свидетельствует о том, что следующее поколение звезд рождается в окрестности своей родительской звезды, обогатившей газ. Это, в свою очередь, может свидетельствовать о стимулировании звездообразования звездным ветром.

Наличие звезд с [0/Na]<—1 при условии, что полная металличность [Z]= —1.2 может свидетельствовать о вкладе массивных (60 — 120М©) звезд с'низким отношением [O/Na].

Избыточное содержание Не в звездных подсистемах ШС NGC 2808, NGC 6752 может быть достигнуто, если предположить, что звезды первого поколения выносят за пределы скопления существенную часть газовой компоненты барионной массы (~90%).

Заключение

В работе в рамках простой однозонной модели проведено численное моделирование химических и фотометрических особенностей шаровых скоплений в соответствии с существующими представлениями об их эволюции.

В рамках классической гипотезы о самообогащении шаровых скоплений проанализирована последовательность событий, определявших начальные этапы звездообразования. Показано, что первый эпизод звездообразования характеризовался НФМ, смещенной в сторону массивных звезд, М > 8MQ, что находится в согласии с современными представлениями о том, что звезды, рождающиеся из вещества с первичным химическим составом являются более массивными; на следующем этапе НФМ должна была трансформироваться к нормальному виду с подавляющей долей маломассивных звезд. Приведены аргументы в пользу того, что переход звездообразования к режиму с нормальной (солпитеровской) НФМ был обусловлен более эффективным радиационным охлаждением газа протошарового скопления после обогащения его тяжелыми элементами до значения металличности Z~O.O2Z0 в согласии с наблюдаемой в шаровых скоплениях металличностью. При этом оказывается, что при увеличении массы шарового скопления его металличность уменьшается, и при шмидтовском законе звездообразования ZocM~l. Такой закон согласуется с наблюдаемой зависимостью.

В работе также представлены результаты численного моделирования соотношения «масса—металличность» для звездных систем больших масс — карликовых сфероидальных галактик, которые позволяют сделать следующие выводы: наблюдаемая немонотонная зависимость масса-металличность для маломассивных карликовых галактик может быть связана- с изменением режима обмена веществом между галактикой и межгалактической средой при переходе от систем со слабым гравитационным потенциалом к системам с сильным потенциалом; наблюдаемое соотношение масса-металличность в области малых масс Mtot < 1О8М0 соответствует короткой шкале времени диссипации ударных, волн от сверхновых 107 лет, в то время как в области больших масс — длинной шкале времени диссипации > 107 лет; в массивных галактиках, Mtot> 108Мо, обогащение происходит на коротких временах t < 1 млрд. лет.

В рамках предложенной модели с вариацией НФМ исследована фотометрическая эволюция шаровых скоплений. Показано, что на диаграмме «светимость-эффективная температура» звезды малых масс концентрируются вблизи минимальной и максимальной температур при заданной светимости и показывают недостаток в промежуточной области. Такое двухпиковое распределение по температуре не связано с бимодальным режимом 30, характеризуемым различиями НФМ в первому втором эпизодах. Избежать двухпикового распределения в можно в открытых моделях с выбросом вещества из системы, и тем самым прекращением рождения звезд с избытком металлов. Наблюдаемые в шаровых скоплениях распределения с одним пиком свидетельствуют возможно о том, что их эволюция включала в себя выбросы вещества в окружающее пространство.

Представлены результаты моделирования диаграмм «цвет-звездная величина» для шаровых скоплений в моделях с самообогащением и в моделях с предварительным обогащением. Показано, что наличие двух или нескольких точек поворота на диаграммах «цвет-звездная величина» естественным образом объясняется в моделях с самообогащением, требующих вариации НФМ звезд от первоначально смещенной в сторону массивных звезд к нормальной. Это является аргументом в пользу того, что обогащение металлами шаровых скоплений с множественными точками поворота (таких, например, как и Сеп, NGC 1851) осуществлялось внутренними процессами. Модели с предварительным обогащением (как и следует ожидать) могут иметь только одну точку поворота на диаграмме. Однако, было показано, что отсутствие множественных точек поворота не обязательно означает внешнего (предварительного) обогащения вещества шаровых скоплений металлами. Ошибки определения светимостей и звездных величин звезд шаровых скоплений все ещ$ достаточно велики и не всегда позволяют разрешать возможное разделение цветовых диаграмм на подгруппы.

Представлены результаты расчета относительной распространенности обилия [O/Na] для шаровых скоплений NGC 2808 и NGC 6752. Предложен эволюционный сценарий, позволяющий воспроизвести.харак-терные наблюдательные особенности поведения функции распределения звезд по [O/Na], считая в качестве источника химических аномалий медленный ветер от массивных вращающихся звезд. Показано, что особенности химического состава шаровых скоплений могут быть объяснены в рамках модели с ограниченным перемешиванием вещества звездного ветра и окружающего межзвездного газа, т.е. звезды второго поколения рождаются в окрестности отдельных массивных звезд первого поколения из неоднородно распределенного вещества, выбрасываемого с их поверхности.

1. Сурдин В.Г. Сколько шаровых скоплений в Галактике? // Письма в Астрон. Журн. 1994. Т. 20. С. 467-472.

2. Parmentier G., Grebel G., New light on the initial mass function of the Galactic halo globular clusters 11 MNRAS. 2005. V. 363. P. 326-336.

3. Марсаков B.A., Сучков А.А. Функция металличности шаровых скоплений: свидетельство о трех активных фазах в эволюции Галактики // Письма в Астрон. ж. 1976. Т. 2. С. 381-385.

4. Rhode K.L., Zepf S.E., Santos M.R, Metal-poor Globular Clusters and the Formation of Their Host Galaxies // Astrophys. J. 2005. V. 630. P. L21-L24.

5. Harris W.E. Globular cluster systems in galaxies beyond the Local Group // Annual review of astron. and astrophys. 1991. V .29. P. 543-579.

6. Zepf S.E. Wide-field imaging from space of early-type galaxies and their globular clusters // New Astronomy Reviews. 2005. V. 49. P. 413-416.

7. Keto E., Ho L.C., Lo K.-Y. M82, Starbursts, Star Clusters, and the Formation of Globular Clusters // Astrophys. J. 2005. V. 635. P. 1062-1076.

8. Fall S.M., Rees M.J. A theory for the origin of globular clusters // Astrophys. J. 1985. V. 298. P. 18-26.

9. Cote P., Marzke R.O., West M.J., Minniti D. Evidence for the Hierarchical Formation of the Galactic Spheroid // Astrophys. J. 2000. V. 533. P. 869-883.

10. Cote P., Marzke R.O., West M.J. Globular Cluster Systems and the Missing Satellite Problem: Implications for Cold Dark Matter Models // Astrophys. J. 2002. V. 567. P. 853-864.

11. Gratton R., Sneden C., Carretta E. Abundance Variations Within Globular Clusters // Annual review of astron. and astrophys. 2004. V. 42. P. 385-440.

12. Sneden C. 2005, IAU Symp. 228 on "From lithium to uranium: Element tracers of early cosmic evolution", Cambridge Univ. Press, Eds. V. Hill, P. Francois, F. Primas, p. 337.

13. Drake J. J., Smith V. VSuntzeff N.B. Sodium, aluminum, and oxygen abundance variations in giants in the globular cluster M4 // Astrophys. J. 1992. V. 395. P. L95-L98.

14. Sneden C., Gratton R.G., Crocker D.A. Trends in copper and zinc abundances for disk and halo stars // Astron. and Astrophys. Suppl. 1996. V. 246. P. 354-367.

15. Ivans I.I., Sneden C., Kraft R.P., et al. Star-to-Star Abundance Variations among Bright Giants in the Mildly Metal-poor Globular Cluster M4 // Astriphys. J. 1999. V. 118. P. 1273-1300.

16. Ramirez S.V., Cohen J.G. Abundances in Stars from the Red Giant Branch Tip to Near the Main-Sequence Turnoff in M71. III. Abundance Ratios // Astrophys. J. 2002. V. 123. P. 3277-3297.

17. Carretta E., Bragaglia A., Gratton R.G., et al. Na-0 anticorrelation and HB. I. The Na-0 anticorrelation in NGC 2808 // Astron. and. Astrophys. 2006. V. 450. P. 523-533.

18. James G., Frangois P., Bonifacio P., et al. Heavy elements and chemical enrichment in globular clusters // Astron. and. Astrophys. 2004. V. 427-. P. 825-838.

19. Anderson J. Ph.D. thesis, UC, Berkeley (1997).

20. Bedin L.R., Piotto G., Anderson J., et al. u> Centauri: The Population Puzzle Goes Deeper // Astrophys. J. (Letters). 2004. V. 605. P. L125-L128.

21. Villanova S., et al. The Multiplicity of the Subgiant Branch of ш Centauri: Evidence for Prolonged Star Formation // Astrophys. J. 2007. V. 663. P. 296-314.

22. Norris J.E., Da Costa G.S. The Giant Branch of oj Centauri. IV. Abundance Patterns Based on Echelle Spectra of 40 Red Giants // Astrophys. J. 1995. V. 447. P. 680.

23. Piotto G., Villanova S., Bedin L.R., et al. Metallicities on the Double Main Sequence of uj Centauri Imply Large Helium Enhancement // Astrophys. J. 2005. V. 621. P. 777-784.

24. Norris J.E. The Helium Abundances of и Centauri // Astophys. J. 2004. V. 612. P. L25-L28.

25. Lee Y. W.} Joo S.J., Han S.I., et al. Super-Helium-rich Populations and the Origin of Extreme Horizontal-Branch Stars in Globular Clusters // Astrophys. J. 2005. V. 621. P. L57-L60.

26. Piotto G., et al. A Triple Main Sequence in the Globular Cluster NGC 2808 // Astrophys. J. 2007. V. 661. P. L53-L56.

27. Mackey A.D., Broby Nielsen P. A double main-sequence turn-off in the rich star cluster NGC 1846 in the Large Magellanic Cloud // MNRAS. 2007. -V. 379. P. 151-158.

28. Prantzos N., Charbonnel C. On the self-enrichment scenario of galactic globular clusters: constraints on the IMF // Astron. Astrophys.2006. V. 458. P. 135-149.

29. Ventura P., D'Antona F., Mazzitelli I., Gratton R. Predictions for Self-Pollution in Globular Cluster Stars // Astrophys. J. 2001. V. 550. P. 65-74.

30. Decressin Т., Meynet G., Charbonnel C., et al. Fast rotating massive stars and the origin of the abundance patterns in galactic globular clusters // Astron. and Astrophys. 2007. V. 464. P. 1029-1044.

31. Decressin Т., Charbonnel C., Meynet G. Origin of the abundance patterns in Galactic globular clusters: constraints on dynamical and chemical properties of globular clusters // Astron. and Astrophys.2007. -V. 475. P. 859-873.

32. Maeder A., Meynet G. On the origin of the high helium sequence in и Centauri 11 Astron. and Astrophys. 2006. V. 448. P. L37-L41.

33. Кинг A.P. Введение в классическую звездную динамику: Учебное пособие. Пер. с англ. В.Г. Сурдина и А.С. Расторгуева. — М.: Еди-ториал УРСС, 2002. 288 с.

34. Сурдин В.Г. Приливное разрушение шаровых скоплений в Галактике // Астрон. ж. 1979. Т. 56. С. 1149.

35. Harris W.E., Pudritz R.E. Supergiant molecular clouds and the formation of globular cluster systems // Astrophys. J. 1994. V. 429. P. 177-191.

36. Parmentier GJehin E., Magain P., et al. The self-enrichment of galactic halo globular clusters. A clue to their formation? // Astron. Astrophys. 1999: V. 352. P: 138.

37. Kraft R.P., Snedeti C., Langer G.E., ShetroneM. D. Oxygen abundaces in Halo giants. IV — The oxygen-sodium anticorrelation in a sample of 22 bright giants in M13 // Astrophys. J. 1993. V. 106. P. 1490.

38. Grundahl F., Briley M., Nissen P.E., Feltzing S. Abundances of RGB stars in NGC 6752 // Astron. Astrophys. 2002. V. 385. P. L14.

39. Cohen J.G., Briley M.M., Stetson P.B. Carbon and Nitrogen Abundances in Stars at the Base of the Red Giant Branch in M5 // Astrophys. J. 2002. V. 123. P. 2525.

40. Yong D., Grundahl F., Lambert D.L., et al. Mg isotopic ratios in giant stars of the globular cluster NGC 6752 // Astron. Astrophys: 2003. V. 402. P. 985.

41. Sneden C., Kraft R.P., Guhathakurta P., et al. The Chemical Composition Contrast between M3 and M13 Revisited: New Abundances for 28 Giant Stars in M3 // Astrophys. J. 2004. V. 127. P. 2162.

42. Yong D., Grundahl F.} Nissen P.E., et al. Abundances in giant stars of the globular cluster NGC 6752 // Astron. Astrophys. 2005. V. 438. P. 875.

43. Gratton R.G., et al. Na-0 anticorrelation and horizontal branches. V. The Na-0 anticorrelation in NGC 6441 from Giraffe spectra 11 Astron. Astrophys. 2007. V. 464. P. 953.

44. Marino A.F., Villanova S., Piotto G., et al. Spectroscopic and photometric evidence of two stellar populations in the Galactic globular cluster NGC 6121 (M 4) // Astron. Astrophys. 2008. V. 490. P. 625.

45. Milone A.P., et al. The ACS Survey of Galactic Globular Clusters. III. The Double Subgiant Branch of NGC 1851 // Astrophys. J. 2008. V. 673. P. 241-250.

46. Busso G., et al. The peculiar horizontal branch morphology of the Galactic globular clusters NGC 6388 and NGC 6441: new insights from UV observations // Astron. Astrophys. 2007. V. 474. P. 105.

47. Caloi V., DAntona F. NGC 6441: another indication of very high helium content in globular cluster stars // Astron. Astrophys. 2007. V. 463. P. 949.

48. Siegel M.H., et al. The ACS Survey of Galactic Globular Clusters: M54 and Young Populations in the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy // Astrophys. J. (Letters). 2007. V. 667. P. L53.

49. Mackey A.D., Broby Nielsen P. A double main-sequence turn-off in the rich star cluster NGC 1846 in the Large Magellanic Cloud // Month. Not. Roy. Astron. Soc. 2007. V. 379. P. 151.

50. Parmentier G., Gilmor G. The self-enrichment of galactic halo globular clusters. The mass-metallicity relation // Astron. Astrophys. 2001. V. 378. P. 97-101.

51. Firmani C., Tutukov A. Evolutionary models for disk galaxies // Astron. Astrophys. 1992. V. 264. P. 37-48.

52. Вибе Д.З., Тутуков А.В., Шустов Б.М. Об эволюции темпа звездообразовании в дисковых галактиках // Астрон. журн. 1998. Т. 75. С. 3.

53. Meylan G., Heggie D.C. Internal dynamics of globular clusters // Astron. Astroph. Rev. 1997. V. 8. P. 1-143.

54. Djorgovski S., Meylan G. The galactic globular cluster system // Astron. J. 1994. V. 108. P. 1292-1311.

55. Larson B.L. // in: The globular cluster-galaxy connection, ASP Conference Series, vol. 48, eds. Graeme H., Brodie J. P., p. 675, 1993.

56. Shustov B.M., Wiebe D.S. First supernovae in Galactic globular clusters // Month. Not. Roy. Astron. Soc. 2000. V. 319. P. 1047-1055.

57. Tsujimoto Т., Shigeyama T. Star Formation History of Q, Centauri Imprinted in Elemental Abundance Patterns // Astrophys. J. 2003. V. 590. P. 803-808.

58. Shustov B.M., Wiebe D.S., Tutukov A. V. Evolution of disk galaxies and loss of heavy elements into the intracluster medium // Astron. Astrophys. 1997, V. 317. P. 397.

59. Woosley S.E., Weaver T.A. The Evolution and Explosion of Massive Stars. II. Explosive Hydrodynamics and Nucleosynthesis // Astrophys. J. Suppl. 1995. V. 101. P. 181.

60. Nomoto K., Thielemman F.-K., Yokoi K. Accreting white dwarf models of Type I supernovae. Ill — Carbon deflagration supernovae // Astrophys. J., 1984. V. 286. P. 644-658.

61. Iben I., Rensini A. Asymptotic giant branch evolution and beyond // Ann. Rev. Astron. and Astrophys. 1983. V. 21. P. 271-342.

62. Maeder A. Stellar yields as a function of initial metallicity and mass limit for black hole formation // Astron. and Astrophys. 1992. V. 264. P. 105.

63. Salpeter E.E. The Luminosity Function and Stellar Evolution. // Astrophys. J., 1955. V. 121. P. 161.

64. Simons D.A., Besklin E.E. A near-infrared search for brown dwarfs in the Pleiades // Astrophys. J. 1992. V. 390. P. 431-439.

65. Schmidt M. The Rate of Star Formation // Astrophys. J. 1959. V. 129. P. 243.

66. Greggio L., Renzini A. The binary model for type I supernovae — Theoretical rates // Astron. and Astrophys. 1983. V. 118. P. 217-222.

67. Cox D.P. Self-regulating star formation — The rate limit set by ionizing photons // Astrophys. J. 1983. V. 265. P. L61.

68. Zhang M., Ma E. Metallicity and star formation history of globular clusters // Chinese Astron. and Astrophys. 1993. V. 17. P. 43-50.

69. Jehin E., Magain P., Neuforge C., et al. Field halo stars: the globular cluster connection // Astron. and Astrophys. 1998. V. 330. P. L33-L36.

70. Jehin E., Magain P., Neuforge C., et al. Abundance correlations in mildly metal-poor stars // Astron. and Astrophys. 1999. V. 341. P. 241-255.

71. Bromm V., Coppi P.S., Larson R.B. The Formation of the First Stars. I. The Primordial Star-forming Cloud // Astrophys. J. 2002. V. 564. P. 23-51.

72. Vasiljev E.O., Shchekinov Yu.A. A note on matellicity of post-Pop III stars // Astrophys. J, submitted.

73. Ostriker J. P., McKee C. F. Astrophysical blastwaves // Rev. Mod. Phys. 1988. V. 60. P. 1-68.74. de Avillez M. A., Mac Low M.-M. Mixing Timescales in a Supernova-driven Interstellar Medium // Astrophys. J. 2002. V. 581. P. 1047-1060.

74. Arnett D. The Role of Mixing in Astrophysics // Astrophys. J. Suppl. 2000. V. 127. P. 213-217.

75. Bernstein I. В., Book D. L. Rayleigh-Taylor instability of a self-similar spherical expansion // Astrophys. J. 1978. V. 225. P. 633-640.

76. Vishniac E. Т., Ryu D. On the stability of decelerating shocks // Astrophys. J. 1989. V. 337. P. 917-926.

77. Vishniac E. T. The dynamic and gravitational instabilities of spherical shocks // Astrophys. J. 1983. V. 274. P. 152-167.

78. Penston M. V. Cooling Mechanisms in the Interstellar Gas // Astrophys. J. 1970. V. 162. P. 771.f %

79. Wolfire M. G., Hollenbach D., McKee C. F., et al. The neutral atomic phases of the interstellar medium // Astrophys. J. 1995. V. 443. . P. 152-168.

80. Colucci J. E., Bernstein R. A., Cameron S., McWilliam A., Cohen J. G. M31 Globular Cluster Abundances from High-Resolution, Integrated-Light Spectroscopy 11 Astrophys. J. 2009. V. 704. P 385-414.

81. Rosenberg A., Sauiane I., Piotto G., Aparicio A. Galactic Globular Cluster Relative Ages 11 Astrophys. J. 1999. V. 118. P. 2306-2320.

82. Зельдович Я. Б., Новиков И. Д. Теория тяготения и эволюция звезд, М.: Наука, 1971.

83. Дедиков С.Ю., Щекинов Ю.А. Перемешивание металлов при обдирании газовых галактичеких гало // Астрон. ж. 2004. Т. 81. С. 11.

84. Matteucci F., Greggio L. Relative roles of type I and II supernovae in the chemical enrichment of the interstellar gas // Astron. Astrophys. 1986. V. 154. P. 279-287.

85. Ferrara A., Pettini M., Shchekinov Yu.A. Mixing metals in the early Universe 11 Mon. Not. R. Astron. Soc. 2000. V. 319. P. 539-548.

86. Fenner Y., Gibso'nB. K., Gallino R., Lugaro M., Cosmological Implications of Dwarf Spheroidal Chemical Evolution // Astrophys. J., 2006. V. 646. P. 184-191.

87. Spergel D.N. et al Three-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Implications for Cosmology // Astrophys. J. Suppl. 2007. V. 170. P. 377-408. :

88. Tamura N., Hirashita H., Takeuchi T.T. Mass-Metallicity Relation for the Local Group Dwarf Spheroidal Galaxies: A New Picture for the Chemical Enrichment of Galaxies in the Lowest Mass Range // Astrophys. J. 2001. V. 552. P. L113-L116.

89. Simon J.D., Geha M. The Kinematics of the Ultra-Faint Milky Way Satellites: Solving the Missing Satellite Problem // Astrophys. J. 2007. V. 670. P. 313-331.

90. Mac Low M.-M., Ferrara A. Starburst-driven Mass Loss from Dwarf Galaxies: Efficiency and Metal Ejection // Astrophys. J. 1999.V. 513, P. 142-155.

91. Mateo M. Special Report on the MPA/ESO/MPE/USM 2008 Joint Astronomy Conference «Chemical Evolution of Dwarf Galaxies and Stellar Clusters» (Munchen, Germany, 21—25 July 2008).

92. Mateo M. L. Dwarf Galaxies of the Local Group // Annual Rev. Astron. Astrophys. 1998. V. 36. P. 435-506.

93. Касьянова M.B., Щекинов Ю.А. О химической эволюции шаровых скоплений // Астрон. ж. 2005. Т. 82, № И. С. 967-975.

94. Piotto G., King I.R., Djorgovski S.G., et al. HST color-magnitude diagrams of 74 galactic globular clusters in the HST F439W and F555W bands // Astron. Astrophys. 2002. V. 391. P. 945-965.

95. Wyse R.F.G. The IMF Long Ago and Far Away: Faint Stars in the Ursa Minor dSph Galaxy // arXiv:astro-ph/0501138. URL:http:// arxiv.org/abs/0501138.

96. Greggio L., Renzini A. The binary model for type I supernovae — Theoretical rates // Astron. and Astrophys. 1983. V. 118. P. 217-222.

97. Girardi L., Bressan A., Chiosi C., et al. Evolutionary sequences of stellar models with new radiative opacities. VI. Z=0.0001 // Astron. and Astrophys. Suppl. 1996. V. 117. P. 113-125.

98. Fagotto F., Bressan A., Bertelli G., Chiosi C. Evolutionary sequences of stellar models with new radiative opacities. III. Z=0.0004 and Z=0.05 // Astron. and Astrophys. Suppl. 1994. V. 104. P. 365-376.

99. Fagotto FBressan A., Bertelli G., Chiosi C. Evolutionary sequences of stellar models with new radiative opacities. IV. Z=0.004 and Z=0.008 // Astron. and Astrophys. Suppl. 1994. V. 105. P. 29-38.

100. Fagotto F., Bressan A., Bertelli G., Chiosi C. Evolutionary sequences of stellar models with very high metallicity. V. Z=0.1 // Astron. and Astrophys. Suppl. 1994. V. 105. P. 39-45.

101. Bressati A., Fagotto F., Bertelli G., Chiosi C. Evolutionary sequences of stellar models.with new radiative opacities. II — Z=0.02 // Astron. and Astrophys. Suppl. 1993. V. 100. P. 647-664.

102. Vandenbergh D., Harteick F., Dawson P., Alexander D.R. Studies of late-type dwarfs. V — Theoretical models for lower main-sequence stars // Astrophys. J. 1983. V. 266. P. 747-754.

103. Lejeune Th., Cuisiner F., Buser R. Standard stellar library for evolutionary synthesis. I. Calibration of theoretical spectra // Astron. and Astrophys. Suppl. 1997. V. 125. P. 229-246.

104. Lejeune Th., Cuisiner F., Buser R. A standard stellar library for evolutionary synthesis. II. The M dwarf extension // Astron. and Astrophys. Suppl. 1998. V. 130. P. 65-75.

105. Bruzual G. A., Galaxies at High Redshift, Proc. XI Canary Islands Winter School of Astrophysics, eds I. Perez-Fournon, M. Balcells, F. Moreno-Insertis and F. Sanchez, Cambridge, Cambridge University Press, 2003, p. 185.

106. Brodie J. P., Strader J. Extragalactic Globular Clusters and Galaxy Formation 11 Ann. Rev. Astron. Astrophys. 2006. V. 44. P. 193-267.

107. Нёпоп M. Sur levolution dynamique des amas globulaires // Ann. d'Astroph. 1961. V. 24. P. 369.

108. Spitzer L., ShullJM. Random gravitational encounters and the evolution of spherical systems. VII — Systems with several mass groups // Astrophys. J. 1975. V. 201. P. 773-782.

109. Yong D., Grundahal F. An abundance analysis of bright giants in the globular cluster NGC 185111 Astrophys. J. 2008. V. 672. P. L29-L32.

110. D'Atitona F., Bellazzini M. et al. A Helium Spread among the Main-Sequence Stars in NGC 2808 // Astrophys. J. 2005. V. 631. P. 868-878.

111. Suntzeff N. В., Kraft R. P. The Abundance Spread Among Giants and Subgiants in the Globular Cluster Omega Centauri // Astron. J. 1996. V. 111. P. 1913.

112. GtiecLin O.Y., Zhao H., Pringle I.E., et al. The Unique History of the Globular Cluster oj Centauri // Astrophys. J. 2002. V. 568. P. L23-L26.

113. Yoshida N., Omukai K., Hernquist L., Abel T. Formation of Primordial Stars in a ACDM Universe 11 Astrophys. J. 2006. V. 652. P. 6-25.

114. Padova Globular Cluster Group. URL: http://dipastro.pd. astro.it/globulars.

115. Pietrinferni A., Cassisi S., Salaris M, Castelli F. A Large Stellar Evolution Database for Population Synthesis Studies. I. Scaled Solar Models and Isochrones 11 Astrophys. J. 2004. V. 612. P. 168-190.

116. Pietrinferni A., Cassisi SSalaris M, Castelli F. A Large Stellar Evolution Database for Population Synthesis Studies. II. Stellar Models and Isochrones for an a-enhanced Metal Distribution // Astrophys. J. 2006. V. 642. P. 797-812.

117. Couch W. J., Newell E. B. A Photometric System for Limiting jf Photography — Part One — the Primary Standards // Astron. Soc. of the Pacific. Publ. 1980. V. 92. P. 746.

118. Денисенков П.А., Денисенкова C.H. Correlation Between the Abundances of Na and the CNO Elements in Red Giants in Omega-Cen-tauri // Письма в Астрон. ж. 1990. Т. 16. С. 642-651.

119. Langer G.E., Hoffman R., Sneden C. Sodium-oxygen abundance anti-correlations and deep-mixing scenarios for globular-cluster giants // ASP (Astronomical Society of the Pacific, Publications). 1993. V. 105. P. 301-307.

120. James G., Francois P., Bonifacio P., et al. Heavy elements abundances in turn-off stars and early subgiants in NGC 6752 // Astron. and. Astrophys. 2004. V. 414. P. 1071-1079.

121. Fenner Y., Campbell S., Karakas A. ILattanzio J. C., Gibson В. K. Modelling self-pollution of globular clusters from asymptotic giant branch stars // Mon. Not. R. Astron. Soc. 2004. V. 353. P. 789-795.

122. Ventura P., D'Antona F. Self-enrichment by asymptotic giant branch stars in globular clusters: comparison between intermediate and high metallicities // Mon. Not. R. Astron. Soc. 2008. V. 385. P. 2034-2040.

123. Renzini A. Origin of multiple stellar populations in globular clusters and their helium enrichment // Mon. Not. R. Astron. Soc. 2008. V. 391. P. 354-362.

124. Karakas A. I., Fenner Y., Sills A., Campbell S. W., Lattanzio J. C. The Chemical Evolution of Helium in Globular Clusters: Implications for the Self-Pollution Scenario // Astrophys. J. 2006. V. 652. P 1240-1245.

125. Villanova S., Geisler D., Piotto G. Detailed abundances of Red Giants in the Globular Cluster NGC 1851: C+N+O and the Origin of Multiple Populations // arXiv:astro-ph/1008.4372vl. URL: http://arxiv. org/abs/1008.4372.

126. Рябова M.B., Щекинов ЮЛ. О множественности точек поворота шаровых скоплений // Астрон. ж. 2008. Т. 85. С. 398-408.

127. D'Antona F., Caloi V. The fraction of second generation stars in globular clusters from the analysis of the horizontal branch // Mon. Not. R. Astron. Soc. 2008. V. 390. P. 693-705.

128. Avedisova У.5. Formation of nebulae by Wolf-Rayet stars // Soviet Astronimy. 1972. V. 15. P. 708-713.

129. Elmegreen B. G., Lada C. J. Sequential formation of subgroups in OB associations // Astrophys. J. 1977. V. 214. P. 725-741.

130. Carretta E., Bragaglia A., Gratton R.G., et al. Na-0 anticorrelation and horizontal branches. II. The Na-O anticorrelation in the globular cluster NGC 6752 // Astron. and. Astrophys. 2007. V. 464. P. 927-937.