Особенности химического состава бариевых звезд тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ
|
Пахомов, Юрий Васильевич
АВТОР
|
||||
|
кандидата физико-математических наук
УЧЕНАЯ СТЕПЕНЬ
|
||||
|
Москва
МЕСТО ЗАЩИТЫ
|
||||
|
2004
ГОД ЗАЩИТЫ
|
|
01.03.02
КОД ВАК РФ
|
||
|
|
||||
МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ ИМЕНИ М.В.ЛОМОНОСОВА
Государственный Астрономический институт им.П.К.Штернберга
На правах рукописи УДК 524.3-36
Пахомов Юрий Васильевич
ОСОБЕННОСТИ ХИМИЧЕСКОГО СОСТАВА БАРИЕВЫХ ЗВЕЗД
Специальность 01.03.02 - астрофизика и радиоастрономия
АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук
Москва - 2004
Работа выполнена в Институте Астрономии РАН.
Научный руководитель:
доктор физико-математических наук, профессор, академик РАН Боярчук Александр Алексеевич (ИНАСАН, Москва)
Официальные оппоненты:
доктор физико-математических наук, профессор, академик АН Республики Татарстан Сахибуллин Наиль Абдуллович (КазГУ, Казань)
кандидат физико-математических наук, Архипова Вера Петровна (ГАИШ МГУ, Москва)
Ведущая организация:
Специальная астрономическая обсерватория РАН
Защита состоится 2 декабря 2004 г. в 14 ч. 00 мин на заседании Диссертационного совета по астрономии Московского государственного университета им. М.В.Ломоносова, шифр Д501.001.86 Адрес: 119992, г. Москва, Университетский проспект, 13.
С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Государственного астрономического института им.П.К.Штернберга МГУ (Москва, Университетский проспект, 13)
Автореферат разослан 1 ноября 2004 г.
Ученый секретарь Диссертационного совета кандидат физико-математических наук
Алексеев СО.
ОБЩАЯ ХАРАСТЕРИСТИКА РАБОТЫ
Актуальность темы
Как известно, большинство звезд-гигантов поздних спектральных классов имеют нормальный химический состав, то есть содержания химических элементов в их атмосферах соответствуют солнечным содержаниям. Однако отдельные звезды показывают в своих спектрах различные химические аномалии, например, CN- и СН-звезды, SrП-звезды, а также, так называемые, бариевые звезды (или BaИ-звезды), исследованию которых и посвящена диссертация.
Особенностью бариевых звезд являются усиленные спектральные линии бария и других редкоземельных элементов по сравнению с нормальными гигантами того же спектрального класса. По интенсивности этих линий различают умеренные и классические бариевые звезды. Для классических бариевых звезд содержание s-элементов на порядок и более превышают соответствующие содержания в нормальных красных гигантах. Подобные химические аномалии характерны для звезд класса S, находящихся на асимптотической ветви гигантов, где при двухслойном горении гелия и водорода могут возникать потоки нейтронов, необходимые для образования s-элементов. Однако бариевые звезды имеют гораздо меньшую светимость и находятся на ветви красных гигантов, где ожидать подобных аномалий не приходится. Поэтому исследование такого рода объектов стало весьма интересной задачей для астрофизики.
Открытие двойственности ряда бариевых звезд дало надежду к некоторому пониманию природы этих объектов. В настоящее время считается, что бариевые звезды входят в двойные системы, в которых более массивный компонент уже проэволюционировал и сбросил свою оболочку, обгатую элементами s-процесса, на звезду, которую мы наблюдаем как бариевую.
В современный список бариевых звезд входит около 400 таких объектов [1]. Он включает в себя как классические, так и умеренные бариевые звезды. Несмотря на многочисленные исследования как содержаний химических элементов, так и доказательств двойственности (изменений лучевых скоростей, поиски горячего спутника в ультрафиолетофой части спектра), в проблеме природы бариевых звезд остается еще много неясного. Например, одни авторы считают, что и классические, и умеренные бариевые звезды имеют высокую степень двойственности [2], другие [3] - наоборот, что классические бариевые звезды имеют более высокую степень двойственности по сравнению с умеренными бариевыми звездами; в то же время в работе [4] отмечается, что большинство умеренных бариевых звезд, по-видимому, являются двойными и, некоторые из них могли быть связаны со вспышкой ее компоненты как сверхновой (эта гипотеза нашла свое развитие в [5]). В работе [6] отмечено, что гипотеза двойственности не является универсальной. В работе [7] сделан вывод, что эволюционный статус бариевых звезд еще до конца не выяснен, а также что имеются сомнения в однородности класса бариевых звезд.
Таким образом задача исследования содержаний химических элементов в атмосферах бариевых звезд (как классических, так и умеренных) и их сравнительный анализ с аналогичными результатами для нормальных красных гигантов является актуальной задачей для понимания природы этих объектов. Кроме того, это важно для понимания химической эволюции Галактики, поскольку аномалии химического состава отражают синтез элементов в недрах звезды и процесс их выноса в ее атмосферу в различные фазы эволюции, а также в межзвездную среду. Возросшие возможности современной техники наблюдений и их обработки позволяют достичь высокой точности в определении содержаний химических элементов в атмосферах звезд, что дает возможность более надежно оценивать и исследовать особенности химического состава звездных атмосфер.
Цели и задачи диссертационной работы
Главной задачей диссертации является исследование химического состава бариевых звезд с целью выяснения их природы. В решение этой задачи входило:
• получение спектрального наблюдательного материала высокого качества для трех групп красных гигантов: нормальных красных гигантов, умеренных бариевых и классических бариевых звезд;
• определение содержаний химических элементов атмосфер исследуемых звезд с возможно большей точностью;
• выполнение сравнительного анализа содержаний химических элементов в атмосферах трех групп красных гигантов
Научная новизна работы
Все пункты, приведенные ниже, получены впервые из собственных спектральных наблюдений автора.
• Для большинства исследованных звезд анализ содержаний химических элементов выполнен на основании наблюдательного материала, существенно превосходящего по спектральному разрешению материалов ранее проводимых наблюдений.
• Для двух исследованных звезд (HD 88562 и HD 183915) определение химического состава атмосфер выполнено впервые.
• Впервые показано существование в атмосферах бариевых звезд (как классических, так и умеренных) избытков содержаний химических элементов Л1, Mg, Si, величины которых зависят от ускорения силы тяжести в атмосфере звезды, то есть от ее светимости. Причем для каждого из элементов такая зависимость совпадает с аналогичной зависимостью для нормальных сверхгигантов и гигантов, что свидетельствует о единой природе происхождения этих избытков.
• Впервые выявлена зависимость избытка магния от ускорения силы тяжести для нормальных красных гигантов и бариевых звезд.
• Впервые для классических бариевых звезд из наблюдений выведена зависимость избытков s-элементов от металличности
• Впервые показано, что умеренные и классические бариевые звезды являются разными по природе группами объектов:
- умеренные бариевые представляют собой одиночные красные гиганты, находящиеся на более поздней стадии эволюции, чем нормальные красные гиганты; наблюдаемые избытки s-элементов у них определяются развитой конвекцией, которая выносит в атмосферу продукты ядерных реакции;
- классические бариевые являются компонентами в двойных системах; происхождение избытков s-элементов связано с двойственностью: быстрая эволюция более массивного компонента и сброс его оболочки на звезду, которая наблюдается сейчас как бариевая;
• Построены двенадцать калибровочных зависимостей, основанных на данных среднеполосной фотометрии и по температурам, которые определенны методом инфракрасных потоков. Калибровочные зависимости позволяют оценивать эффективные температуры звезд по показателям цвета среднеполосной 13-цветной фотометрии [8].
Научная и практическая ценность работы
• Практическую ценность имеет спектральный материал высокого разрешения, полученный при выполнении данной задачи. В основе его лежат ПЗС-спектрограммы с высоким отношением сигнала к шуму. Спектрограммы могут быть использованы для решения других задач.
• Научную значимость представляют выведенные фундаментальные параметры звезд: эффективная температура, ускорение силы тяжести, светимость, масса, металличность, содержание химических элементов, микротурбулентная скорость. Полученные данные могут быть использованы другими исследователями при сопоставлении с результатами анализа химического содержания других звезд.
• Научную значимость представляют зависимости содержаний элементов М§, А1, в атмосферах умеренных и классических бариевых звезд и нормальных красных гигантах от ускорения силы тяжести, а также выявленная из наблюдений зависимость содержаний 8-элементов в атмосферах исследованных звезд от их металлично-сти.
• Научную значимость имеет вывод о единой природе умеренных бариевых звезд и нормальных красных гигантов, а также о разной природе классических и умеренных бариевых звезд. Полученные результаты и выводы могут быть полезны при исследовании эволюции звезд и химической эволюции Галактики.
Основные результаты, выносимые на защиту
Все выводы получены впервые в мире на основе анализа собственных спектральных наблюдений автора.
1. Результаты определения содержаний химических элементов в атмосферах 23 звезд с точностью, превосходящей точность ранее опубликованных результатов других авторов.
2. Существование избытков химических элементов №, М§, А1, в атмосферах бариевых звезд (умеренных и классических), а также одинаковой зависимости этих избытков от ускорения силы тяжести в атмосферах бариевых звезд и нормальных красных гигантов - вывод
о единой природе возникновения аномалий в содержаниях Na, Mg, Al, Si в атмосферах этих трех групп звезд
3 Существование зависимости величины избытков s-элементов в атмосферах классических бариевых звезд не только от величины орбитального периода, но и от их металличности
4 Вывод, что умеренные и классические бариевые звезды являются разными по природе объектами умеренные бариевые представляют собой одиночные красные гиганты на более поздней стадии эволюции, чем нормальные красные гиганты, классические бариевые - это компоненты в двойной системе, происхождение избытков s-элементов связано с двойственностью
Апробация результатов
Все основные результаты и положения, выносимые на защиту, достаточно обоснованы в диссертации и положенных в ее основу публикациях Результаты работы обсуждались на следующих семинарах и конференциях
1 астрофизические семинары Института астрономии РАН
2 астрофизический семинар Крымской Астрофизической Обсерватории (Крым, Украина)
3 конференции ИНАСАН "Конкурс молодых ученых"(2002,2003)
4 XXX международная студенческая научная конференция "Физика Космоса" (2001, Екатеринбург, АО УрГУ)
5 "9-th Open Scientist's Conference on Astronomy and Space Physics" (2002, Украина, Киев)
6 "Chemical and dynamic evolution of stars and galaxies" (2002, Украина, Одесса)
Личный вклад автора в совместные работы Автор диссертации:
принимал непосредственное участие в наблюдениях на 2.6-м телескопе ЗТШ (КрАО), предварительной обработке полученного спектрального материала, а также ассистировал в части наблюдений на б-м телескопе БТА (САО).
выполнил обработку спектрального материала (проведение уровня непрерывного спектра, измерение эквивалентных ширин спектральных линий), а также определение параметров атмосферы и содержаний химических элементов для 4 из 7 умеренных бариевых звезд и нормальных красных гигантов и для 13 из 16 классических бариевых звезд;
провел сравнительный анализ эквивалентных ширин по спектрам $ Gem, полученным на 2.6-м телескопе ЗТШ и на 6-м телескопе БТА;
выполнил определение фундаментальных параметров звезд: эффективной температуры, ускорения силы тяжести, светимости, массы, на основе паралаксов и выведенных фотометрических калибровок, а также на основе метода инфракрасных потоков (IRFM). Сделал учет межзвездного поглощения на основе анализа двухцветной диаграммы;
активно участвовал в анализе полученных данных, в частности в анализе зависимостей содержаний Na, Mg, Al, Si от ускорения силы тяжести и содержаний s-элементов в атмосферах исследованных звезд от их металличности.
Структура и объем работы
Диссертация состоит из Введения, 5-х глав и Заключения. Объем работы составляет 146 страниц и содержит 32 рисунка и 18 таблиц. Список цитируемой литературы включает 117 наименований.
СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ
Введение содержит обзор научных работ по бариевым звездам. Показана актуальность работы, сделана постановка задачи и даны характеристики диссертации.
Первая глава описывает наблюдательный спектральный материал высокого разрешения и с высоким отношением сигнала к шуму, полученный на телескопах ЗТШ (2.6-м, Крымская астрофизическая обсерватория, п.Научный, Крым, Украина) и БТА (6-м, Специальная астрофизическая обсерватория, п.Нижний Архыз, Карачаево-Черкессия). Даются характеристики наблюдений и описывается их предварительная обработка. Выполнен сравнительный анализ эквивалентных ширин по двум спектрограммам одной звезды ((3 Gem). Отмечено отсутствие систематических отклонений, что свидетельствует о возможности дальнейшего совместного анализа данных, полученных на этих двух инструментах. Приводится список 23 исследованных звезд, включающий в себя 2 нормальных красных гиганта, 5 умеренных бариевых и 16 классических бариевых звезд.
Вторая глава посвящена методу определения параметров звездных атмосфер и их химического состава. В работе применяется метод моделей атмосфер и используется приближение локального термодинамического равновесия. Параметры звездных атмосфер - эффективная температура, ускорение силы тяжести и микротурбулентная скорость,- определены следующим методом.
Согласно современным представлениям теории звездной эволюции, относительные содержания элементов железной группы не меняются во время эволюции звезды на стадиях главной последовательности и гиган-
тов, откуда следует, что содержание каждого элемента этой группы в атмосфере гиганта по отношению к содержанию его на Солнце должны быть одинаковы и отражать металличность звезды. Поэтому для оценки атмосферных параметров для каждой звезды на основании измеренных эквивалентных ширин проводились расчеты содержаний химических элементов группы железа (П, V, &, Fe, №) при различных значениях эффективных температур и ускорений силы тяжести, близких к ожидаемым (например из спектрального класса и светимости, из показателей цвета, из литературы и т.д,). Полученные результаты анализировались с целью нахождения таких параметров модели атмосферы, при которых разброс относительных содержаний элементов группы железа был бы минимальным. Как показано в работах [9,10], в рамках каждой сетки моделей всегда удается найти такую модель, которая наилучшим образом описывает наблюдаемый спектр. При этом получаемые содержания химических элементов имеют наименьший разброс, совпадают содержания, полученные по линиям нейтральных атомов и ионов, отсутствует систематический ход содержаний с изменением потенциала возбуждения.
По найденным параметрам вычислялись модели атмосфер для каждой исследуемой звезды. В диссертации для вычисления моделей звездных атмосфер использовалась программа ATLAS9 с усовершенствованной теорией конвекции [11]. Для вычисления содержаний химических элементов по эквивалентным ширинам линий и с соответствующей моделью атмосферы применялась программа WIDTH9. При анализе отбирались неблендированные линии с эквивалентной шириной не более 100 мА для уменьшения влияния неЛТР эффектов и минимизации ошибок из-за неопределенностей в атомных параметрах затухания.
Отмечается актуальность выбора метода дифференциального анализа содержаний химических элементов в звездных атмосферах по отношению к Солнцу, в рамках одной сетки моделей атмосфер и по единой методике. Часть Главы посвящена оценкам ошибок в определениях га-
держаний химических элементов, обусловленным возможной неточностью выбора параметров модели звездных атмосфер, влиянием выбора модели конвекции и сверхтонким расщеплением.
Третья глава посвящена определению и анализу химического состава умеренных бариевых звезд и нормальных красных гигантов и сравнению полученных результатов. Рассматриваются содержания элементов №, А1, Si, которые находятся в избытке как в нормальных красных гигантах, что было обнаружено раньше [12], так и в умеренных бариевых звездах. И эти избытки коррелируют с ускорением силы тяжести и имеют одну зависимость для этих двух групп звезд. Сделан вывод о едином механизме возникновения избытков этих элементов в атмосферах умеренных бариевых звезд и нормальных красных гигантов, а именно вынос из недр звезд в их атмосферу конвективным перемешиванием продуктов ядерных реакций, проходивших на стадии главной последовательности. Повышенные избытки элементов А1, Si в атмосферах умеренных бариевых звезд по сравнению с нормальными красными гигантами свидетельствуют о более развитой конвекции в них. На основании сопоставления результатов наблюдений с теоретическими работами сделан вывод о том, что эти элементы образуются в №№- и М§А1-циклах горения водорода, что свидетельствует о ходе этих реакции параллельно р-р- и СШ-циклам в недрах звезд на главной последовательности.
Отмечено, что ускорения сил тяжести для умеренных бариевых звезд в среднем ниже, чем для нормальных красных гигантов, что говорит о их большей светимости и об их более поздней стадии эволюции по сравнению с нормальными красными гигантами.
Анализ литературных данных по содержаниям продуктов СШ-цикла в атмосферах умеренных бариевых звезд и нормальных красных гигантов показал, что конвекция в недрах звезд первой группы развита сильнее, чем во второй, что также является следствием более продвинутой стадии их эволюции.
Проанализированы величины избытков элементов в-процесса и показана единая природа их происхождения как в умеренных бариевых звездах, так и в нормальных красных гигантах. Повышенное содержание в-элементов в умеренных бариевых звездах также говорит о более глубоком проникновении конвекции и более продвинутой фазе эволюции.
Сделан вывод, что умеренные бариевые звезды представляют собой одиночные красные гиганты, находящиеся на более поздней фазе эволюции, чем нормальные красные гиганты. Большие величины избытков элементов в умеренных бариевых звездах определяются более развитой конвективной оболочкой в них. А образование небольших избытков в-элементов, вероятно, связано с потоком нейтронов, возникающем в ходе фотонейтронных реакций, во время которых энергичные гамма-кванты могут выбить нейтроны из атомных ядер.
Четвертая глава посвящена определению и анализу химического состава классических бариевых звезд. Для них, как и для умеренных бариевых звезд, были обнаружены избытки содержаний элементов №, А1, 81, а также Mg. Найдено, что величины этих избытков удовлетворяют зависимостям от ускорения силы тяжести, выведенным ранее для умеренных бариевых звезд, нормальных гигантов и сверхгигантов. Это свидетельствует, что эти избытки в атмосферах звезд всех трех рассматриваемых групп имеют единую природу происхождения: в результате реакций горения водорода в и MgA1-циклах в недрах звезд и последующим выносом их в атмосферу конвективным перемешиванием на стадии красных гигантов.
Проведен анализ содержаний в-элементов, и рассматриваются различные факторы, влияющие на возникновение феномена бариевой звезды. Подтверждено, что избытки в содержаниях элементов в-процесса увеличиваются с уменьшением орбитального периода, что и должно наблюдаться согласно гипотезе о двойственности бариевых звезд. Показано также, что избытки в-элементов тем больше, чем меньше металличность. В различ-
ных случаях может быть определяющим как один так и другой фактор.
Сделан вывод, что для объяснения спектральных особенностей классических бариевых звезд необходимо привлечение гипотезы об их двойственности: в двойной системе с компонентами, различающимися по массе, более массивная звезда быстрее эволюционирует и сбрасывает оболочку, содержащую большое количество продуктов ядерных реакций, на звезду, наблюдаемую сейчас как бариевая. Это подтверждается также и тем, что в атмосферах классических бариевых звезд наблюдаются избытки углерода. Показано, что подгруппа звезд, у которых не обнаружена двойственность, является неоднородной и включает в себя два класса объектов: классические бариевые звезды, находящиеся в широких парах или имеющие перпендикулярное расположение плоскости орбиты к лучу зрения, и умеренные бариевые звезды с низкой металличностью.
В пятой главе проводится анализ положений исследуемых звезд на диаграмме "температура-светимость". Для определения положений звезд на диаграмме необходимо знать их эффективные температуры и светимости.
Поскольку полученные нами параметры звездных атмосфер выведены на основе анализа спектров с помощью метода моделей атмосфер, то точность их соответствия реальным параметрам зависит от точности соответствия математической модели реальной звездной атмосфере. Поэтому для анализа положений исследуемых звезд на диаграмме "температура-светимость" рассматриваются эффективные температуры, которые получены неспектроскопическими методами, основанными на построении калибровочных зависимостей эффективных температур от показателей цвета различных фотометрических систем. Калибровочные зависимости построены по опорным звездам, чьи эффективные температуры получены методом инфракрасных потоков. Из фотометрических систем рассматриваются две: широкополосная система Джонсона иВУ (13] и среднеполос-ная 13-цветная фотометрия [8].
Светимость определялась из видимых звездных величин с учетом межзвездного поглощения и расстояний до исследуемых звезд (использовались данные каталога HIPP ARCOS).
Из рассмотрения положений звезд на эволюционных треках [14, 15] были выведены их массы. Последующий анализ диаграммы "температура-светимость" показал, что у умеренных бариевых звезд и нормальных красных гигантов с большими избытками s-элементов есть тенденция располагаться в областях треков с большими массами и более поздней стадии эволюции. Это подтверждает вывод о том, что умеренные бариевые звезды - это нормальные красные гиганты с более развитой конвекцией и в более продвинутой стадии эволюции. Для классических бариевых звезд такой тенденции не было замечено, что и следовало ожидать в рамках гипотезы об их двойственности.
Заключение подводит итог всей работы и содержит выводы диссертации.
Публикации по теме диссертации
Основные результаты диссертационной работы опубликованы в следующих работах:
1. Боярчук А. А., Пахомов Ю. В., Антипова Л. И. и Боярчук М.Е., "Анализ содержаний химических элементов в атмосферах умеренных бариевых звезд", Астрономический журнал, 2002, том 79, № Ю, стр. 909
2. Антипова Л. И., Боярчук А. А., Пахомов Ю. В. и Пан-чук В. Е., "Исследования классических бариевых звезд", Астрономический журнал, 2003, том 80, № 8, стр. 704
3. Антипова Л. И., Боярчук А. А., Пахомов Ю. В. и Панчук В. Е., "Анализ химического состава атмосфер классических бариевых звезд", Астрономический журнал, 2004, том 81, № б, стр. 658
Литература:
[1] Р. К. Lu. Astron. J. 101, 2229 (1991)
[2] E. Bohm-Vitense, J. Nemec, С Proffitt. Astrophys. J. 278, 726 (1984)
[3] M. H. Pinsonneault, С Sneden, V. V. Smith. Publ. Astron. Soc. Рас 96, 239 (1984)
[4] R. F. Griffin. The Observatory 102, 82 (1982)
[5] J. H. Elias, B. Gregory, M. M. Phillips, R. E. Williams, J. R. Graham, W. P. S. Meikle, R. D. Schwartz, B. Wilking. Astrophys. J. Letters 331, 9 (1988)
[6] R. A. Malaney. Astrophys. J. 321, 832 (1987)
[7] Л. Зач. Сообщения САО 63, 160 (1990)
[8] H. L Johnson, R. I. Mitchell. Revista Mexicana de Astronomía у Astrofísica 1, 299 (1975)
[9] А. А. Боярчук, Л. И. Антипова, М. Е. Боярчук, И. С. Саванов. Астрон. журн. 73, 862 (1996)
[10] А. А. Боярчук, Л. И. Антипова, М. Е. Боярчук, И. С. Саванов. Астрон. журн. 75, 586 (1998)
[И] V. М. Canuto, I. Mazzitelli. Astrophys. J. 370, 295 (1991)
[12] А. А. Боярчук, Л. И. Антипова, М. Е. Боярчук, И. С. Саванов. Астрон. журн. 78, 349 (2001)
[13] Н. L Johnson, В. Iriarte, R. I. Mitchell, W. Z. Wisniewskj. Communications of the Lunar and Planetary Laboratory 4, 99 (1966)
[14] G. Schaller, D. Schaerer, G. Meynet, A. Maeder. Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. 96, 269 (1992)
[15] D. Schaerer, G. Meynet, A. Maeder, G. Schaller. Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. 98, 523 (1993)
Для заметок
Заказ № 435 Подписано в печать 2510 04 Тираж 100 эта Уел п л 1 ООО "Цифровичок", тел. 741-18-71, 505-28-72 \tfWW сЛти
»21111
РНБ Русский фонд
2005-4 15926
Введение
1 Наблюдательный материал
1.1 Наблюдения на 2.6-м телескопе ЗТШ КрАО
1.2 Наблюдения на 6-м телескопе БТА CAO РАН.
1.3 Сравнительный анализ наблюдательного материала
1.4 Обработка наблюдений.
1.5 Резюме.
2 Методика определения химического состава атмосфер исследуемых звезд
2.1 Основные положения в методике определения химического состава звездных атмосфер.
2.2 Выбор Солнца в качестве звезды сравнения.
2.3 Определение параметров модели звездной атмосферы
2.3.1 Микротурбулентная скорость.
2.3.2 Температура и ускорение силы тяжести
2.4 Оценки неопределенностей в вычислении содержаний химических элементов.
2.4.1 Ошибки, обусловленные неточностью принятых значений параметров модели звездной атмосферы
2.4.2 Влияние выбора модели конвекции.
2.4.3 Влияние сверхтонкого расщепления спектральных линий
2.5 Резюме.
3 Исследование умеренных бариевых звезд и нормальных красных гигантов
3.1 Вычисление химического состава.
3.2 Анализ содержаний некоторых химических элементов 64 3.2.1 Натрий.
3.2.2 Алюминий
3.2.3 Кремний.
3.2.4 Некоторые итоги анализа содержаний Ыа, А1,
3.2.5 е-элементы.
3.2.6 Содержание углерода и азота.
3.3 Выводы.
4 Исследование классических бариевых звезд
4.1 Вычисление химического состава.
4.2 Анализ содержаний некоторых химических элементов
4.2.1 Натрий.
4.2.2 Алюминий
4.2.3 Кремний
4.2.4 Магний
4.2.5 Некоторые итоги анализа содержаний Иа, А1, Мд,
4.2.6 в-элементы.
4.3 Учет сверхтонкого расщепления.
4.4 Выводы.
5 Анализ положений бариевых звезд на диаграмме "температура-светимость"
5.1 Определение параметров звездных атмосфер.
5.1.1 Эффективная температура.
5.1.2 Светимости исследуемых звезд.
5.1.3 Масса и ускорение силы тяжести.
5.2 Положение умеренных бариевых звезд на диаграмме "температура-светимость".
5.3 Положение классических бариевых звезд на диаграмме "температура-светимость".
5.4 Сравнение параметров звездных атмосфер.
5.5 Выводы.
Обзор
Как известно, большинство звезд гигантов поздних спектральных классов имеют нормальный химический состав, то есть содержания химических элементов в их атмосферах соответствуют солнечным содержаниям. Однако иногда они показывают в своих спектрах различные химические аномалии. К таким звездам относятся, например, СИ- и СН-звезды, БгН-звезды, а также, так называемые, бариевые звезды (или ВаП-звезды) и другие, представляющие пекулярные группы С-К-гигантов. Большое количество эффектов, влияющих на химический состав звездных атмосфер, не позволяет классифицировать пекулярные красные гиганты только по одному какому-нибудь параметру или элементу.
Согласно теории звездной эволюции, на этапе схода звезды с главной последовательности у нее развивается конвективная оболочка, которая, постепенно расширяясь, проникает в глубокие внутренние слои звезды, в которых на стадии главной последовательности проходили ядерные реакции, и выносит продукты этих реакций в верхние слои звездной атмосферы, что приводит к изменению её химического состава [1].
Так, например, хорошо известным наблюдательным фактом является резкое уменьшение содержаний легкогорящих элементов, таких как литий, бериллий, в атмосферах звезд, сошедших с главной последовательности [2-5]. Кроме того в атмосферах таких звезд наблюдается изменение содержаний углерода и азота, что является следствием протекания CNO-цикла горения водорода в звездных недрах [6,7]. При этом содержание углерода в G-K гигантах понижено по сравнению с солнечным, азот находится в избытке, содержание кислорода практически не изменяется. Вследствие таких изменений величина C/N более определенно показывает, что в атмосферах красных гигантов наблюдаются продукты термоядерных реакции CNO-цикла и часто используется для их анализа [8]. Кроме того, на протекание CNO-цикла указывают и изменения изотопного содержания углерода и кислорода в атмосферах этих звезд [9-11]. Обнаруженный сравнительно недавно избыток содержания натрия в сверхгигантах [12-14] а также в нормальных красных гигантах [15] свидетельствует о том, что горение водорода осуществляется не только в CNO-цикле, но и параллельно ещё и в NeNa-цикле [16,17].
Таким образом задача исследования содержаний химических элементов в атмосферах красных гигантов различных групп и их сравнительный анализ важны для понимания как звездной эволюции, поскольку отражают синтез элементов в недрах звезды в различные ее фазы, так и для химической эволюции Галактики.
Данная диссертация представляет исследование одной группы красных гигантов - бариевых звезд.
Впервые бариевые звезды (или звезды Ball) были выделены в отдельную группу Бидельманом и Киненом [18] при разработке двумерной спектральной классификации. По низкодисперсным спектрограммам (76 Л/мм у Я7) они нашли пять звезд G-K гигантов, в спектрах которых резонансная линия Ball (А4554Л) имела аномально высокую интенсивность по сравнению с другими звездами того же спектрального класса; она была сравнима с интенсивностью этой линии в спектрах звезд класса S. Кроме того в спектрах этих звезд было найдено усиление линий Srll (A4077Ä и А4215Х), а также молекулярных полос СН (G-полоса А4300-4312Х), CN (А4215А) и С2 (система Свана около А5165А), что характерно для углеродных звезд, принадлежащих асимптотической ветви, а не для G-K гигантов. Поскольку подобные аномалии наблюдаются в сверхгигантах, а водородные линии соответствуют гигантам, авторы заключили, что данная группа звезд не может быть отнесена к нормальным звездам гигантам.
Дальнейшие спектральные исследования [19] выполненные для бариевой звезды ( Сар с более высокой дисперсией (5 Х/мм в области А4000-4600у1 и 10 Ä/мм в области А6000-6900Х) показали, что кроме указанных выше линий усилены также линии редкоземельных элементов Lall, YII, Zrll, Ndll, PrII, Smll, Cell. Было показано, что такие аномалии невозможно объяснить в рамках изменений температуры и ионизации.
В 1957 году был выполнен первый количественный анализ химического состава бариевой звезды HD 46407 [20]. Методом кривой роста Барбидж и Барбидж определили содержания около 30 элементов в её атмосфере. Они предположили, что аномалии в содержаниях элементов тяжелее железной группы образуются в недрах звезды и выносятся наверх вследствие конвективного перемешивания. Рассматривая различные ядерные процессы, авторы сделали вывод, что эти аномалии содержаний вызваны скорее всего процессом медленного захвата нейтронов, или s-процессом.
В работе [21] Уорнер, выполняя детальный анализ двадцати бариевых звезд, отметил, что линии элементов, начиная от Ca и кончая группой железа, представляют собой нормальный спектр соответствующего спектрального класса. Автор предложил дополнительно классифицировать бариевые звезды по "степени барие-вости", то есть по степени интенсивности как линий Ball (A4554Á), так и более тяжелых элементов, разделяя эту классификацию на пять групп по шкале от 1 (самая слабая пекулярность) до 5 (самая сильная).
Морган и Кинан [22] по спектрограммам с низкой дисперсией («80 Х/мм) обнаружили звезды, у которых интенсивность линий Ball и SrII была ниже, чем у бариевых звезд, но выше, чем у нормальных красных гигантов. Для таких звезд они ввели классификационный индекс ВаО, а сами звезды назвали "полу-бариевыми". Позднее [23] эти звезды стали называться умеренными бариевыми, в отличие от классических бариевых звезд, а в классификации их "бариевости"стали использовать индексы от ВаО до Bal с шагом 0.1.
Внимание к этим интересным объектам не ослабевает, их исследования продолжаются. Возросло и количество обнаруженных бариевых звезд. Если в [18] таких объектов было 5, то в современном списке бариевых звезд (классических и умеренных) [24] их насчитывается около 400. Однако общее число бариевых звезд по отношению к количеству обычных красных гигантов невелико и составляет всего 0.5-1% [25].
Исследования, направленные на выяснение природы бариевых звезд, дали много интересных результатов, основные из которых приведены ниже.
1. Классические бариевые звезды
Количественные спектральные исследования на основе наблюдательного материала с высоким разрешением показали (см., например, [26,27]), что в атмосферах классических бариевых звезд по сравнению с нормальными в и К гигантами наблюдаются:
- умеренный избыток содержания углерода (примерно на 0.3 с1ех), в то время как у нормальных красных гигантов содержание его содержание понижено примерно на 0.3 с!ех.
- приблизительно нормальные, относительно солнечных, содержания азота и кислорода;
- аномально высокие содержания тяжелых (тяжелее Ре) элементов, образование которых осуществляется в в-процессе.
Такие аномалии химического состава атмосфер характерны для звезд, находящихся на стадии асимптотической ветви гигантов (АВГ), в той фазе, когда происходит горение водорода и гелия в слоевых источниках и связанное с этим третье глубокое перемешивание. Проблема, однако, заключается в том, что классические бариевые звезды имеют светимость существенно ниже той, которую имеют звезды АВГ в этой фазе эволюции [28], и наблюдаемые аномалии содержаний химических элементов не должны у них наблюдаться.
Открытие двойственности бариевых звезд послужило ключом к пониманию природы этих интересных объектов. Многолетние наблюдения лучевых скоростей [21] выявили у многих классических бариевых звезд изменения лучевых скоростей, свидетельствующие об их двойственности. Анализ полученных функций масс привел к выводу, что если массу звезды, наблюдаемой как бариевая, принять равной 1.5 М©, то масса спутника должна составлять 0.2-0.6 М0 [24], т.е. спутники должны быть белыми карликами. Белые карлики должны наблюдаться в ультрафиолетовой области спектра, где они ярче, чем главная компонента. И, действительно, поиски в УФ области спектра излучения, которое превышало бы излучение в этой области красного гиганта, увенчались успехом; у нескольких бариевых звезд такие компоненты -белые карлики, были найдены [29-31].
Согласно современным представлениям о природе классических бариевых звезд, в двойной системе со звездами, сильно различающимися по массе, более массивный компонент эволюционирует быстрее своего спутника и первым достигает фазы АВГ, при которой интенсивно теряет вещество, сбрасывает оболочку и превращается в белый карлик. Часть сброшенной оболочки попадает на спутник, загрязняя его атмосферу продуктами горения гелия и в-процесса, вследствие чего мы и наблюдаем эту звезду как бариевую.
2. Умеренные бариевые звезды
Исследования содержаний химических элементов в атмосферах умеренных бариевых звезд не столь многочисленны, как в случае классических бариевых звезд, однако они привели к некоторым вполне определенным выводам:
- в отличии от классических бариевых звезд, которые имеют избыток углерода, у умеренных бариевых звезд его содержание не отличается от содержания в нормальных красных гигантах, составляющего примерно -0.3 с1ех [7,27];
- содержания элементов э-процесса выше, чем в нормальных гигантах, но меньше, чем в случае классических бариевых звезд [32,33].
Интересно заметить, что согласно [34], вопрос о двойственности умеренных бариевых звезд не так однозначен, как для классических бариевых звезд; многие из них не показывают изменения лучевых скоростей. Одни авторы считают [30], что и классические, и умеренные бариевые звезды имеют высокую степень двойственности, другие [35] - наоборот, что классические бариевые звезды имеют более высокую степень двойственности по сравнению с умеренными бариевыми звездами; в то же время в [36] отмечается, что большинство умеренных бариевых звезд, по-видимому, являются двойными и некоторые из них могли быть связаны со вспышкой ее компоненты как сверхновой (эта гипотеза нашла свое развитие в [37]). В [38] отмечено, что гипотеза двойственности не является универсальной. А в [39] сделан вывод, что эволюционный статус бариевых звезд еще до конца не выяснен, а также что имеются сомнения в однородности класса бариевых звезд.
Актуальность проблемы
В современный список бариевых звезд входит около 400 таких объектов [24]. Он включает в себя как классические, так и умеренные бариевые звезды. Несмотря на многочисленные исследования как содержаний химических элементов, так и доказательств двойственности (изменений лучевых скоростей, поиски горячего спутника в УФ), в проблеме природы бариевых звезд остается еще много неясного.
Таким образом задача исследования содержаний химических элементов в атмосферах бариевых звезд (как классических, так и умеренных) и их сравнительный анализ с аналогичными результатами для нормальных красных гигантов является актуальной задачей для понимания природы этих объектов. Кроме того, данная задача актуальна для понимания звездной эволюции, поскольку аномалии химического состава отражают синтез элементов в недрах звезды и процесс их выноса в её атмосферу в различные фазы эволюции.
Возросшие возможности современной техники наблюдений и их обработки позволяют достичь большей точности в определении содержаний химических элементов в атмосферах звезд, что дает возможность нахождения и более тонкого исследования особенностей химического состава атмосфер бариевых звезд.
Постановка задачи
Главной задачей диссертации является исследование химического состава бариевых звезд с целью выяснения их природы. В решение этой задачи входило:
• получение спектрального наблюдательного материала высокого качества для трех групп красных гигантов: нормальных красных гигантов, умеренных бариевых и классических бариевых звезд;
• определение содержаний химических элементов атмосфер исследуемых звезд с возможно большей точностью;
• выполнение сравнительного анализа содержаний химических элементов в атмосферах трех групп красных гигантов
Содержание работы
Диссертация состоит из Введения, 5-х глав и Заключения. Объем работы составляет 146 страниц и содержит 32 рисунков и 18 таблиц. Список цитируемой литературы включает 117 наименования.
5.5. Выводы
Итак, сравнительный анализ положений бариевых звезд и нормальных красных гигантов на диаграмме "температура-светимость" показал, что: существует тенденция располож ения умеренных бариевых звезд и нормальных красных гигантов с большими избытками Б-элементов на эволюционнье области меньших температур (т.е дии эволюции); это свидетельству с треках больших масс и к на более продвинутой стает о том, что наблюдаемые избытки элементов Б-процесса связаны с эволюционным ста тусом звезды и происхождением тивного перемешивания; обязаны процессу конвекимеют заметного выделен
• классические бариевые звезды не ного расположения с избытком б-элементов в их атмосферах, что может свидетельствовать в пользу гипотезы их двойственности, так как эти избытки связаны со звездой-спутником, которая проэволюционировав, сбросила свою оболочку на ныне наблюдаемую бариевую звезду.
Заключение
Во Введении было отмечено, что красные гиганты являются неоднородной группой звезд, и имеют в своих спектрах аномалии в содержании тех или иных химических элементов, что связано с конвекцией, выносящей в атмосферу звезды продукты ядерных реакций, которые шли в недрах звезды на стадии главной последовательности. Так называемые бариевые звезды являются одной из наиболее интересных подгрупп красных гигантов.
Ранние исследования привели к выводу, что эта подгруппа не является однородной, и ни одна выдвинутая гипотеза происхождения бариевых звезд не является универсальной для всех звезд этой подгруппы. Поэтому актуальной является задача исследования с максимально возможной точностью содержаний химических элементов в атмосферах бариевых звезд с различной степенью "бариевости" (содержаний элементов s-процесса) и сравнительный анализ полученных результатов, а также с соответствующими данными для нормальных красных гигантов.
Для этой цели для 23 звезд был получен спектральный материал с высоким разрешением (R & 50000 — 60000) и отношением сигнала к шуму S/N « 100 - 300.
С целью определений содержаний элементов с максимально возможной точностью были выполнены
• исключение из дальнейшего рассмотрения линий с нулевых уровней или близких с ним, а также достаточно сильных линий (с ]^л>100мХ), чтобы избежать возможных ошибок из-за неЛТР-эффектов и неточностей в постоянных затухания,
• исследование звезд программы и Солнца (звезды сравнения) в рамках одной сетки моделей атмосфер,
• определение параметров атмосфер звезд и Солнца по одной методике.
В результате были определены содержания 27 элементов в атмосферах 23 звезд - классических бариевых звезд, умеренных бариевых звезд и нормальных красных гигантов.
Сравнительный анализ полученных данных показал, что
• в атмосферах всех трех группах звезд имеются избытки содержаний Ыа, А1, Мд и 81, вовлеченных в ИеИа- и МдА1-циклы горения водорода в недрах звезд; величины этих избытков зависят от светимости, причем для каждого элемента зависимость является единой для всех трех групп звезд; сделан вывод о едином механизме происхождения этих аномалий для всех трех групп звезд, а именно, вынос продуктов ядерных реакций в недрах звезд на поверхность конвекцией, развивающейся при достижении звезды эволюционной фазы красных гигантов;
• умеренные и классические бариевые звезды являются разными по природе объектами: одиночные красные гиганты, в которой умеренные бариевые звезды выделяются среди других некоторым изменением химического состава за счет более продвинутой фазы эволюции; привлечение гипотезы двойственности не требуется; б) для объяснения комплекса наблюдательных данных для классических бариевых звезд необходимо условие двойственности звезды
• величины избытков содержаний б-элементов в атмосферах классических бариевых звезд являются функцией, по крайней мере, двух параметров - величины орбитального периода и степенью металличности, причем для отдельных объектов тот или иной параметр может быть определяющим.
Благодарности автора
Автор выражает искреннюю благодарность научному руководителю Боярчуку Александру Алексеевичу и научному консультанту Антиповой Людмиле Ивановне за постоянную поддержку и помощь в работе. Автор глубоко признателен ведущему научному сотруднику CAO Панчуку Владимиру Евгеньевичу за помощь в работе над материалами наблюдений, доценту Симферопольского университета Цымбалу Вадиму Вячеславовичу за помощь в поддержке программного обеспечения по расчету моделей звездных атмосфер. Автор благодарит администрации КрАО и CAO за предоставленное наблюдательное время и их инженерно-технический персонал за сопровождение наблюдений.
1. 1. Iben. Astrophys. J. Suppl. Ser. 76, 55 (1991)
2. F. D'Antona. The problem of Lithium. Mem. Soc. Astron. Italiana (1991)
3. A. M. Boesgaard, K. G. Budge. Astrophys. J. 338, 875 (1989)
4. К. K. Gilroy. Astrophys. J. 347, 835 (1989)
5. R. E. Lack, D. L. Lambert. Astrophys. J. 256, 189 (1982)
6. D. L. Lambert, L. M. Ries. Astrophys. J. 248, 228 (1981)
7. С. В. Бердюгина. Письма в Астрон. журн. 19, 933 (1993)
8. J. A. Brown. Astrophys. J. 317, 701 (1987)
9. R. W. Day, D. L. Lambert, C. Sneden. Astrophys. J. 185, 213 (1973)
10. M. E. Боярчук, Я. В. Павленко, А. В. Шаврина. Астрон. журн. 68, 291 (1991)
11. И. М. J. Harris, D. L. Lambert, V. V. Smith. Astrophys. J. 292, 620 (1985)
12. А. А. Боярчук, M. E. Боярчук. Изв. КрАО 63, 66 (1981)
13. А. А. Боярчук, Л. С. Любимков. Изв. КрАО 64, 3 (1981)
14. А. А. Боярчук, Л. С. Любимков. Изв. КрАО 66, 130 (1983)
15. А. А. Боярчук, Л. И. Антипова, М. Е. Боярчук, И. С. Саванов. Астрон. журн. 78, 349 (2001)
16. П. А. Денисенков, В. В. Иванов. Письма в Астрон. журн. 13, 520 (1987)
17. П. А. Денисенков, В. В. Иванов. Письма в Астрон. журн. 14, 1023 (1988)
18. W. P. Bidelman, Р. С. Keenan. Astrophys. J. 114, 473 (1951)
19. R. Н. Garstang. Publ. Astron. Soc. Рас 64, 227 (1952)
20. E. M. Buridge, G. R. Burbidge. Astrophys. J. 126, 357 (1957)
21. В. Warner. Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 129, 263 (1965)
22. W. W. Morgan, P. C. Keenan. Annual Rev. Astron. Astrophys. 11, 29 (1973)
23. P. C. Keenan, R. E. Pitts. Astrophys. J. Suppl. Ser. 42, 541 (1980)
24. P. K. Lu. Astron. J. 101, 2229 (1991)
25. Bidelman W. P. Cool stars with excesses of heavy elements, 43. Dordrecht: Reidel (1985)
26. V. V. Smith, D. L. Lambert. Astrophys. J. 294, 326 (1985)
27. C. Sneden, C. A. Pilachowski, D. L. Lambert. Astrophys. J. 247, 1052 (1981)
28. R. D. McClure. Astrophys. J. 268, 264 (1983)
29. J. F. Dominy, D. L. Lambert. Astrophys. J. 270, 264 (1983)
30. E. Bohm-Vitense, J. Nemec, C. Proffitt. Astrophys. J. 278, 726 (1984)
31. E. Böhm-Vitense, К. Carpenter, R. Robinson, T. Ake, J. Brown. Astrophys. J. 533, 969 (2000)
32. C. A. Pilachowski. Astron. and Astrophys. 54, 465 (1977)
33. J. Tomkin, D. L. Lambert. Astrophys. J. 311, 819 (1986)
34. McClure R. D. Cool stars with excesses of heavy elements, 315. Dordrecht: Reidel (1985)
35. M. H. Pinsonneault, C. Sneden, V. V. Smith. Publ. Astron. Soc. Рас 96, 239 (1984)
36. R. F. Griffin. The Observatory 102, 82 (1982)
37. J. H. Elias, В. Gregory, M. M. Phillips, R. E. Williams, J. R. Graham, W. P. S. Meikle, R. D. Schwartz, B. Wilking. Astrophys. J. Letters 331, 9 (1988)
38. R. A. Malaney. Astrophys. J. 321, 832 (1987)
39. Л. Зач. Сообщения CAO 63, 160 (1990)
40. А. А. Боярчук, Л. И. Антипова, М. Е. Боярчук, И. С. Саванов. Астрон. журн. 73, 862 (1996)
41. А. А. Боярчук, Л. И. Антипова, М. Е. Боярчук, И. С. Саванов. Астрон. журн. 75, 586 (1998)
42. V. M. Canuto, I. Mazzitelli. Astrophys. J. 370, 295 (1991)
43. H. L. Johnson, B. Iriarte, R. I. Mitchell, W. Z. Wisniewskj. Communications of the Lunar and Planetary Laboratory 4, 99 (1966)
44. H. L. Johnson, R. I. Mitchell. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica 1, 299 (1975)
45. G. Schaller, D. Schaerer, G. Meynet, A. Maeder. Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. 96, 269 (1992)
46. D. Schaerer, G. Meynet, A. Maeder, G. Schaller. Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. 98, 523 (1993)
47. А. С. Васильев. Известия KpAO 55, 224 (1976)
48. В. E. Панчук, В. Г. Клочкова, И. Д. Найденов. Препринт CAO 135 (1999)
49. R. L. Kurucz. SAO Special Report 309 (1970)
50. Э. А. Гуртовенко, P. И. Костык. Фраунговеров спектр и система солнечных сил осцилляторов. Наукова Думка, Киев (1989)
51. H. Holweger, Е. A. Mueller. Solar Physics 39, 19 (1974)
52. О. Gingerich, R. W. Noyes, W. Kalkofen, Y. Cuny. Solar Physics 18, 347 (1971)
53. J. E. Vernazz, E. H. Avrett, L. R. Prepr. Ser. of Harvard-Smithsonian center astrophysics 1308 (1980)
54. E. A. Gurtovenko, R. I. Kostik. Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. 46, 239 (1981)
55. R. J. Rutten, R. I. Kostik. Astron. and Astrophys. 115, 104 (1982)
56. N. Grevesse. Physica Scripta Volume T 8, 49 (1984)
57. N. Grevesse, A. Noels, A. J. Sauvai, в ASP Conf. Ser. 99: Cosmic Abundances, 117-+ (1996)
58. R. A. Bell, K. Eriksson, B. Gustafsson, A. Nordlund. Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. 23, 37 (1976)
59. R. L. Kurucz. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, vol. 23 23, 181 (1992)
60. E. Vitense. Publ. Astron. Soc. Рас 65, 206 (1953)
61. V. M. Canuto. Astrophys. J. 416, 331 (1993)
62. C. van't Veer-Menneret, C. Megessier. Astron. and Astrophys. 309, 879 (1996)
63. C. van't Veer-Menneret, C. Bentolila, D. Katz. Contributions of the Astronomical Observatory Skalnate Pleso 27, 223 (1998)
64. K. Fuhrmann, M. Axer, T. Gehren. Astron. and Astrophys. 271, 451 (1993)
65. D. Hoffleit. The Bright Star Catalogue (1964)
66. P. R. Warren. Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 161, 427 (1973)
67. А. А. Боярчук, Л. С. Любимков, Н. А. Сахибуллин. Астрофизика 22, 339 (1985)
68. А. А. Боярчук, И. Губены, И. Кубат, Л. С. Любимков, Н. А. Сахибуллин. Астрофизика 28, 343 (1988)
69. Л. И. Машонкина, Н. А. Сахибуллин, В. В. Шиманский. Астрон. журн. 70, 372 (1993)
70. С. А. Коротин, Т. В. Мишенина. Астрон. журн. 76, 611 (1999)
71. D. Baumueller, Т. Gehren. Astron. and Astrophys. 325, 1088 (1997)
72. R. G. Gratton. Astron. and Astrophys. 148, 105 (1985)
73. Ч. Барнс, Д. Клейтон, Д. М. Шрамм, ред. Ядерная астрофизика. Мир (1986)
74. Т. G. Harrison, Т. W. Edwards. Astrophys. J. 187, 303 (1974)
75. J. Tomkin, D. L. Lambert. Astrophys. J. 193, 631 (1974)
76. J. Tomkin, D. L. Lambert, R. E. Luck. Astrophys. J. 199, 436 (1975)
77. P. Kjaergaard, B. Gustafsson, G. A. H. Walker, L. Hultqvist. Astron. and Astrophys. 115, 145 (1982)
78. V. V. Smith, N. B. Suntzeff. Astron. J. 97, 1699 (1989)
79. D. L. Lambert, J. F. Dominy, S. Sivertsen. Astrophys. J. 235, 114 (1980)
80. A. V. Sweigart, L. Greggio, A. Renzini. Astrophys. J. 364, 527 (1990)
81. R. B. Culver, P. A. Ianna. Publ. Astron. Soc. Pac 88, 41 (1976)
82. E. Boehm-Vitense. Astrophys. J. Lettres 239, 79 (1980)
83. L. Zacs. Astron. and Astrophys. 283, 937 (1994)
84. B. E. Reddy, J. Tomkin, D. L. Lambert, C. Allende Prieto. Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 340, 304 (2003)
85. D. D. Saselov. Publ. Astron. Soc. Pac. 98, 561 (1986)
86. R. M. Cavallo, A. V. Sweigart, R. A. Bell. Astrophys. J. Letters 464, 79 (1996)
87. R. M. Cavallo, A. V. Sweigart, R. A. Bell. Astrophys. J. 492, 575 (1998)
88. H. M. J. Boffin, N. Cerf, G. Paulus. Astron. and Astrophys. 271, 125 (1993)
89. A. P. Cowley, C. R. Cowley. Publ. Astron. Soc. Pac. 74, 79 (1962)
90. A. M. Boesgaard. Astrophys. J. 161, 163 (1970)
91. R. D. McClure, A. W. Woodsworth. Astrophys. J. 352, 709 (1990)
92. S. Udry, A. Jorissen, M. Mayor, S. Van Eck. Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. 131, 25 (1998)
93. M. Busso, R. Gallino, D. L. Lambert, C. Travaglio, V. V. Smith. Astrophys. J. 557, 802 (2001)
94. J. E. Lawler, G. Bonvallet, C. Sneden. Astrophys. J. 556, 452 (2001)
95. S. Ivarsson, U. Litzen, G. M. Wahlgren. Physica Scripta 64, 455 (2001)
96. J. E. Lawler, M. E. Wickliffe, E. A. den Hartog, C. Sneden. Astrophys. J. 563, 1075 (2001)
97. J. Tomkin, D. L. Lambert. Astrophys. J. 227, 209 (1979)
98. V. V. Smith. Astron. and Astrophys. 132, 326 (1984)
99. N. Kovacs. Astron. and Astrophys. 150, 232 (1985)
100. Gustafsson, B. Modelling of stellar atmosheres, 3. IAU (2003)
101. Kurucz, R. L. Modelling of stellar atmosheres, 45. IAU (2003)
102. G. P. di Benedetto, Y. Rabbia. Astron. and Astrophys. 188, 114 (1987)
103. D. E. Blackwell, M. J. Shallis. Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 180, 177 (1977)
104. M. L. Houdashelt, R. A. Bell, A. V. Sweigart. Astron. J. 119, 1448 (2000)
105. A. W. J. Cousins. South African Astronomical Observatory Circular 8, 59 (1984)
106. J. D. Fernie. Astrophys. J. Suppl. Ser. 52, 7 (1983)
107. J.-C. Mermilliod. Catalogue ofEggen's UBV data. (1986) (1986)
108. L. Haggkvist, T. Oja. Arkiv for Astronomi 4, 137 (1966)
109. P. A. Jennens, H. L. Heifer. Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 172, 667 (1975)
110. E. Watanabe, M. Yutani, Y. Yamashita. Publications of the National Astronomical Observatory of Japan 3, 1 (1993)
111. E. J. Mannery, G. Wallerstein. Astron. J. 75, 169 (1970)
112. The Hipparcos and Tycho Catalogues. ESA SP-1200 (1997)
113. T. Lanz. Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. 65, 195 (1986)
114. T. Lejeune, F. Cuisinier, R. Buser. Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. 125, 229 (1997)
115. A. H. AHTHnoBa, A. A. Boap^yK. Acmpon. xcypn. 78, 807 (2001)
