Спектроскопические исследования атмосфер маломассивных звезд тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

Введение

1 Моделирование процесса регистрации звездных спектров

1.1 Расчет синтетических спектров звездных атмосфер.

1.2 Учет аппаратной функции спектрографа.

1.3 Моделирование шума в синтетическом спектре.

1.4 Оценка накопленного сигнала.

1.5 Формирование сдвига спектра.

1.6 Методы кросс-корреляции

1.7 Учет влияния магнитного поля

1.7.1 Экспрессный метод поиска магнитных полей

1.8 Корреляционный метод измерения лучевых скоростей.

1.9 Метод восстановления спектра.

1.10 Выводы.

2 Исследование методов спектроскопических наблюдений

2.1 Функция рассеяния точки

2.2 Информативность спектров и оптимизация наблюдений.

2.3 Эшелле-спектрограф первичного фокуса БТА.

2.3.1 Конструкция спектрографа РРЕЭ.

2.3.2 Позиционные характеристики РРЕЭ.

2.3.3 Фотометрические характеристики РРЕЭ.

2.3.4 Демонстрационные спектры, полученные на РРЕБ.

2.4 Спектрографы фокуса Нэсмиг-2 БТА.

2.5 Техника измерения лучевых скоростей.

2.5.1 Обработка спектров методом 'от линии к линии'.

2.5.2 Кросс-корреляционный метод на спектрографах с эшелле.

2.5.3 Методы одновременной позиционной калибровки.

2.6 Выводы.

3 Спектры холодных звезд разных типов

3.1 Атлас спектров Г и С звезд в диапазоне 4540-6620АА.

3.1.1 Наблюдения и обработка спектров

3.1.2 Эффекты температуры, светимости и металличности

3.2 Атлас спектров звезд с дефицитом металлов в диапазоне 3550-5000 АА

3.2.1 Наблюдения и особенности обработки спектров.

3.2.2 Список спектральных линий.

3.2.3 Описание атласа.

3.3 Спектры избранных переменных звезд.

3.3.1 Спектрально-двойная звезда гало.

3.3.2 Звезда ветви гигантов в шаровом скоплении.

3.3.3 Цефеида в ассоциации

3.3.4 Спектры избранных звезд в районе линии Н-альфа.

3.4 Линии тяжелых элементов в спектрах старых звезд

3.5 Выводы.

4 Химический состав атмосфер маломассивных звезд

4.1 Происхождение химических элементов.

4.1.1 Первичный нуклеосинтез в эпоху Большого Взрыва.

4.1.2 Формирование галактик

4.1.3 Химическая эволюция Галактики.

4.2 Наблюдения

4.3 Параметры моделей звездных атмосфер и данные для атомных линий

4.3.1 Параметры моделей атмосфер.

4.3.2 Силы осцилляторов.

4.3.3 Ошибки определения содержаний элементов.

4.4 Результаты определения содержаний элементов.

4.4.1 Литий.

4.4.2 Кислород.

4.4.3 Элементы а-процесса.

4.4.4 Натрий и алюминий.

4.4.5 Калий.

4.4.6 Ванадий, хром и никель

4.4.7 Скандий и марганец.

4.4.8 Медь и цинк.

4.4.9 Элементы s- и г-процесса.

4.4.10 Связь химического состава и кинематических характеристик.

4.4.11 G 251-54 - звезда с аномальным химическим составом.

4.5 Выводы.

Общая характеристика работы

В работе представлены научные и научно-технические результаты решения задачи исследования атмосфер звезд, имеющих массы порядка солнечной, по спектрам высокого разрешения, полученным на 6-метровом телескопе. Основное внимание уделено исследованию химического состава атмосфер звезд с дефицитом металлов (т.е. звезд, в атмосферах которых содержание тяжелых элементов в десятки и сотни раз меньше, чем в атмосфере Солнца).

Одной из основных задач, стоящих перед астрофизикой, является исследование химического состава атмосфер звезд, имеющее конечной целью решение вопроса о том, где, как и когда были образованы те или иные химические элементы, которые мы наблюдаем в окружающем нас мире.

Согласно современным представлениям, наблюдаемая часть Вселенной была образована в результате Большого Взрыва. В течение нескольких первых минут был образован весь водород и значительная часть наблюдаемого в настоящее время гелия (в пропорции по массе 76 и 24%), а также небольшое количество лития. Примерно через 1 миллиард лет после фазы первичного нуклеосинтеза наступила фаза образования галактик. При этом часть исходного вещества, из которого формировались протогалакти-ческие облака, была израсходована на образование первых звезд. Первые звезды (население III) состояли только из трех химических элементов (водород, гелий и литий). Все остальные элементы синтезированы в процессах ядерных реакций на различных стадиях эволюции звезд, с последующим выходом части вновь синтезированного вещества в межзвездную среду, перемешиванием его со старым межзвездным веществом, образованием новых поколений звезд, (население II и затем I), повторением в недрах этих звезд процессов синтеза с новым исходным химическим составом. В Галактике наблюдаются звезды населений II (звезды гало) и I (звезды диска), звезды населения III не найдены. Звезды населения I представлены широким спектром масс, у звезд населения II сохранилась маломассивная часть функции масс, звезды населения III, по-видимому, не имели маломассивной составляющей, и к настоящему времени проэволюционировали полностью.

Модели химической эволюции Галактики опираются на следующие группы ядерных реакций, эффективно протекающих при существенно различных температурах и плотностях. При достижении в центральных областях сжимающейся звезды температуры порядка 107 К, в рр-цепочке или в С1ЧО-цикле начинается синтез 4Не из протонов. После того, как водород в ядре звезды практически полностью выгорает, ядро сжимается, нагревается и начинается этап горения гелия в ядре, с продолжением горения водорода в слое вокруг ядра, при этом синтезируются С и 1бО. После выгорания гелия температура звездного ядра вновь растет, обеспечивая синтез (в реакциях присоединения а-частиц) ядер с четным числом протонов - элементов а-процесса 31, Б, Аг, Са, ТЧ). При еще более высоких температурах реакции захвата ядер гелия находятся в равновесии с реакциями фоторасщепления ядер, в этом равновесном е-процессе происходит синтез элементов группы железа (V, Сг, Мп, Ре, Со, N1). Более тяжелые элементы синтезируются в реакциях нейтронного захвата, в которых уже существующие ядра элементов железного пика облучаются потоками нейтронов высокой и низкой плотности (г- и е- процессы соответственно). Перечисленные процессы эффективно реализуются в звездах различных масс, разных поколений, и на различных стадиях звездной эволюции.

Хотя каждый элемент может поступать в межзвездную среду из нескольких источников, в общих чертах схема обогащения вещества Галактики химическими элементами выглядит следующим образом.

Вещество, частично переработанное в звездах гипотетического населения III, служит исходным материалом для звезд населения II, маломассивную компоненту которого мы наблюдаем в гало. Сверхмассивные звезды населения III являлись основным поставщиком первичных элементов - ядер О, а также относительно небольшого количества С и Ре, и, возможно, элементов г-процесса. Массивные звезды (М > 10 М©), заканчивающие эволюцию взрывом сверхновой второго типа (Б^Н), выступали как основной поставщик элементов а-процесса, и, в меньшей степени, углерода и элементов группы железа. Основным подтверждением указанной схемы является тот факт, что вещество малометалличных звезд населения II показывает повышенное (относительно железа) содержание О и элементов а-процесса. Кроме этого, при взрывах массивных звезд создаются условия для протекания r-процесса, где могут быть синтезированы тяжелые элементы, в т.ч. и радиоактивные изотопы 232 Th, 235>238и. Период полураспада этих изотопов сопоставимый с характерным временем эволюции Галактики, поэтому они могут быть использованы в методах радиоактивной хронометрии. Звезды населения III с массой 6 — 8 М©, входящие в состав тесных двойных систем и заканчивающие эволюцию взрывом сверхновой первого типа (SNela), являлись основным поставщиком элементов группы железа, а также, возможно, некоторого количества элементов от Ne до Ca.

Еще одним важным источником новых элементов выступают звезды на стадии асимптотической ветви гигантов (AGB), благодаря которым межзвездная среда получает элементы s-процесса, а также С и N. Протекание s-процесса возможно только при наличии элементов железного пика, т.е., начиная со звезд населения И; синтезируемые при этом элементы называются вторичными. Население II представлено звездами в широком интервале металличностей, причем по мере нарастания дефицита элементов железного пика, дефицит элементов s-процесса нарастает быстрее (т.н. сверхдефицит).

Итак, основным экспериментальным подтверждением указанной выше роли различных звезд - вкладчиков в синтез различных элементов, является избыток (относительно кривой распространенности, нормированной на данное содержание железа), элементов а-процесса, и сверхдефицит элементов s-процесса. Этот эффект выражен сильнее при нарастании дефицита железа. Существуют и более тонкие эффекты.

Хотя картина образования элементов стала ясна в общих чертах еще со времен первых работ по исследованию химического состава, практическую значимость исследования в этой области приобрели лишь после массового ввода в астрономическую практику новых твердотельных мало-шумящих приемников - полупроводниковых приборов с зарядовой связью (ПЗС). Именно технология ПЗС позволила расширить область применения спектрографов высокого разрешения на значительное число слабых звезд, среди которых методами фотометрии были выделены в том числе и звезды со сверхдефицитом металлов. Вслед за применением ПЗС на старых реконструированных спектрографах, разработанных под светоприемники предыдущих поколений, были созданы новые спектрографы, оптимально приспособленные под формат и линейное разрешение ПЗС. Развитие вычислительной техники позволяет моделировать все этапы спектроскопических наблюдений, включая первые попытки создания полной модели "телескоп - спектрограф - светоприемник - метод обработки", что, с одной стороны, позволяет определять оптимальный режим наблюдений в каждом конкретном случае, а с другой, - в ряде случаев создавать специальную аппаратуру под конкретную задачу. Этот вид деятельности спектроскопистов представляется важным, если иметь ввиду массовый (статистический) характер исследований химического состава звезд.

При формировании программы исследования химической эволюции Галактики посредством определения химического состава атмосфер непро-эволюционировавших звезд, следует оценить количество звезд данной металличности, доступных в конкретных условиях наблюдений (телескоп, спектрограф, приемник). Число звезд AN ярче предельной величины (V < Vilm), в данном интервале металличностей A[Fe/H], оценено в приближении модели химической эволюции изолированного объема, в предположении, что уже известны все звезды с дефицитом металлов ярче 10-й величины (Ниссен, 1992). Число звезд в точке поворота в интервалах ме-талличности -2 > [Fe/H] > -3, -3 > [Fe/H] > -4, -4 > [Fe/H] > -5, ярче V = 12m оценивается как 200, 20, и 2, соответственно, а для звезд ярче V = 11т оценки вчетверо меньше. Эти теоретические оценки хорошо согласуются с данными фотографического обзора с объективной призмой (Бирс и др., 1985). Итак, доля доступных для наблюдений звезд быстро падает с уменьшением металличности. Крайне малометалличные звезды представляют огромный интерес, т.к. они отражают наиболее ранние этапы эволюции Галактики. Поэтому необходимость продвижения спектроскопии в область все более слабых звезд, (т.е. создания все более мощной аппаратуры для наблюдений), очевидна.

В спектрах атмосфер маломассивных холодных звезд количество линий, их интенсивность и эквивалентная ширина, степень блендированности линий, в сильной степени зависят от параметров звездной атмосферы, в том числе и от металличности. При переходе от горячих звезд к спектральным классам F, G и К, средняя величина проекции скорости осевого вращения звезды на луч зрения (Vsiní) снижается, что приводит к необходимости получения спектров с более высоким спектральным разрешением. Роль эффектов взаимного блендирования спектральных линий также возрастает и для поиска неблендированных линий необходимо регистрировать более широкий спектральный интервал. Ширина спектрального диапазона является определяющей и в том случае, когда необходимо получить информацию о линиях максимально большого числа элементов. При переходе к звездам с сверхдефицитом металлов интенсивности линий металлов становятся столь малыми, что для изучения основных характеристик распространенности химических элементов следует наблюдать в синем и ультрафиолетовом диапазонах спектра, где плотность спектральных линий выше, что также означает необходимость наблюдений с высоким разрешением.

Основанное на расчете синтетических спектров, моделирование некоторых моментов процесса получения спектрального материала, позволяет в значительной степени оптимизировать процесс массовых наблюдений и последующий анализ полученного материала на каждом конкретном приборе, и в определенной степени облегчает создание новой аппаратуры.

Актуальность проблемы

Актуальность спектроскопических исследований звезд с массами порядка солнечной, принадлежащих разным типам населения Галактики, обусловлена недостатком информации о химическом составе атмосфер и кинематике этих объектов.

Возросший уровень технологии наблюдений позволяет формулировать и решать ряд задач, из которых в рамках данной работы отметим: а) изучение кривой распространенности химических элементов в космическом веществе разного возраста и генезиса, б) массовое изучение кинематических характеристик звезд разных типов населений, в) исследование макроскопических движений в звездных атмосферах, г) поиск и исследование спектроскопических двойных систем, в т.ч. и с маломассивными спутниками. Эти задачи являются ключевыми в эмпирическом подходе к проблемам эволюции маломассивных звезд, химической эволюции Галактики и синтеза элементов во Вселенной. Поэтому выход на соответствующий методический уровень и последующее выполнение массовых спектроскопических наблюдений холодных звезд представляются актуальными.

Цели и задачи исследования

В процессе выполнения диссертационной работы были поставлены следующие задачи. Во-первых, требовалось выполнить моделирование ряда основных инструментальных эффектов, используя технику расчета синтетических звездных спектров. Во-вторых, необходимо было усовершенствовать ряд алгоритмов работы со спектрами, а в ряде случаев создать новые алгоритмы. В-третьих, требовалось провести исследования используемых спектральных приборов. В-четвертых, следовало выполнить массовые спектральные наблюдения холодных звезд и провести обработку спектров. И, наконец, необходимо было выполнить анализ наблюдательного материала методом моделей атмосфер. Структура диссертации последовательно отражает перечисленные этапы.

Научная новизна

Введенный в строй более четверти века назад, 6-метровый телескоп БТА неоднократно переоснащался светоприемной аппаратурой. Состоялись две смены поколений светоприемников (в частности, в задачах, решаемых в Лаборатории спектроскопии звезд CAO РАН, с 1990 года двумерные системы счета фотонов были заменены матрицами приборов зарядовой связи). Под данный тип светоприемников было создано несколько спектрографов, в т.ч. и для исследования звезд с высоким спектральным разрешением на БТА (Панчук и др., 1998а, 1999а, 19996). Эти работы сопровождались адаптацией существующих алгоритмов, и созданием нового математического обеспечения, необходимого как для исследования спектрографов, так и для обработки наблюдательного материала. Рост вычислительных возможностей позволил распространить нашу деятельность и на задачи моделирования процесса наблюдений, что в итоге привело к экономии наблюдательного времени. Совершенствование инструментальной базы БТА и методов анализа спектров позволило поставить новый тип наблюдательных задач, к числу которых отнесем и задачу статистического исследования холодных звезд разных населений. Спектры этих звезд характерны узкими линиями, что выдвигает определенные требования к спектральному разрешению, а наличие слабых линий в спектрах малометалличных звезд требует применения малошумящих светоприемников. Необходимость исследования содержания многих химических элементов в сочетании с небольшим числом линий в спектрах малометалличных звезд не позволяют применять приближение кривой роста, поэтому в работе был использован метод моделей атмосфер. У самых малометалличных звезд в классическом диапазоне исследования (5000-7000ÂÂ) практически нет линий металлов, поэтому требовалось технологически освоить диапазон 3500-5000ÀÂ. Совокупность перечисленных моментов исследования в целом определяет новизну работы.

Впервые в задачах исследования химического состава реализовано высокое сочетание наблюдательных характеристик (число одновременно передаваемых элементов спектра, спектральное разрешение, светосила по потоку), что позволяет исследовать содержание большого числа химических элементов у малометалличных звезд до 12 зв. вел. включительно.

Впервые создан уникальный атлас спектров малометалличных звезд в ультрафиолетовой и синей части спектра с высоким спектральным разрешением (11=60000). Это стало возможным в результате ввода на БТА кварцевого эшелле спектрографа НЭС, оснащенного матрицей ПЗС с высокой чувствительностью в коротковолновой области спектра.

Впервые создан атлас спектров Р и О звезд различной светимости и ме-талличности (диапазон 4540-6620АА, 11= 15000), в совокупности с другими атласами являющийся опорным для исследования пекулярных объектов на БТА.

Впервые исследованы позиционные и фотометрические характеристики эшелле спектрографа главного фокуса БТА, это послужило основой как для выполнения данного исследования, так и для обеспечения других разнообразных наблюдательных программ 6-м телескопа (от спектроскопии комет до спектроскопии квазаров).

Впервые с высокой точностью были получены содержания ряда элементов в атмосфере субкарлика 0251-54, имеющего аномальный (для своей ме-талличности) химический состав. Вещество, из которого была сформирована эта звезда (в отличие от всех остальных наблюдавшихся звезд близкой металличности), не прошло фазу обогащения продуктами нуклеосинтеза, образующимися в результате взрывов сверхновых второго типа (Б^Н). Не исключается внегалактическое происхождение этого вещества.

Сочетание методов моделирования основных моментов спектроскопических наблюдений с главными моментами разработки и исследования спектральной аппаратуры, с последующим выполнением большого объема наблюдений холодных звезд и анализом результатов на адекватном теоретическом уровне - в рамках отдельной диссертационной работы реализовано впервые.

Научная и практическая значимость работы

• Практическую ценность имеет спектральный материал высокого качества, полученный для малометалличных слабых объектов.

• Практическую ценность имеют атласы спектров, списки отождествления и параметры линий, составленные в широком спектральном диапазоне.

• Научную значимость представляют определенные в работе фундаментальные параметры звезд: эффективные температуры, светимость, ме-талличность и распространенность химических элементов, а также параметры атмосферной турбуленции.

• Практическую ценность имеют результаты исследования основных характеристик энгелле спектрографа высокого разрешения в главном фокусе 6-м телескопа, позволяющие оптимально организовать подготовку и выполнение значительной части наблюдательных программ, а также сформулировать требования к новой аппаратуре высокого спектрального разрешения в главном фокусе БТА.

• Практическую ценность представляет вывод о возможности выполнения на БТА программы исследования содержания радиоактивных элементов в атмосферах непроэволюционировавших звезд - т.е. реализации метода радиоактивного хронометра.

• Научную значимость представляет вывод о наличии в Галактике старого вещества, имеющего различную историю нуклеосинтеза.

• Научную значимость представляет сравнение содержаний химических элементов, синтезируемых в различных процессах, с кинематическими характеристиками движения звезд в Галактике.

Основные положения, выносимые на защиту

1. Результаты математического моделирования процесса спектроскопических наблюдений холодных звезд и результаты исследования характеристик эшелле спектрографа главного фокуса 6-метрового телескопа.

2. Результаты спектроскопических наблюдений с высоким спектральным разрешением выборки звезд различной метал личности, в широком спектральном диапазоне, в т.ч.: атласы спектров представительных объектов; каталог эквивалентных ширин около 7000 линий для 38 звезд. Вывод о пригодности полученных УФ спектров для решения задач по радиоактивной хронометрии Галактики.

3. Результаты определения фундаментальных параметров звездных атмосфер и содержаний 29 элементов в атмосферах 38 звезд. Результаты исследования корреляций содержаний элементов, синтезируемых в разных ядерных процессах, с металличностью и кинематическими характеристиками звезд.

4. Результаты исследования субкарлика, в атмосфере которого наблюдается значительный дефицит элементов ск-процесса, некоторых элементов железного пика и элементов s-процесса. Вывод о существовании звезд, история формирования которых отличается от основной схемы химической эволюции Галактики.

Апробация результатов

Основные результаты исследования были представлены:

• на астрофизических семинарах:

Лаборатории спектроскопии звезд САО;

Специальной астрофизической обсерватории РАН;

АО Одесского национального университета;

Национального центра им. Коперника, Торунь, Польша;

Шанхайской обсерватории, КНР;

Национальных астрономических обсерваторий Академии наук КНР, Пекин;

Парижской обсерватории, секция Медон;

• на международных конференциях:

Магнитные звезды" (САО, 1996);

Звездные атмосферы" (КрАО, 1997);

Галактическая эволюция" (Париж-Медон, 1998);

Галактическое гало: от шаровых скоплений до звезд поля" (Бельгия, 1999);

Joint European and National Astonomical Meeting" (JENAM-2000) (г. Москва, 2000);

• на региональной научной конференции "Теоретические и прикладные проблемы современной физики" (г. Ставрополь, 2002).

По результатам диссертации опубликовано 19 работ.

Личный вклад автора

Автору принадлежат:

• Разработка методов моделирования спектроскопических наблюдений,

• Разработка методов исследования спектральной аппаратуры высокого разрешения в главном фокусе 6-метрового телескопа,

• Разработка техники построения атласов звездных спектров, зарегистрированных на эшелле спектрографах с матрицами ПЗС,

• Результаты сравнения химического состава и кинематических характеристик звезд.

Автору принадлежат, равноправно с соавторами:

• Результаты исследования позиционных и фотометрических характеристик эшелле спектрографа высокого разрешения в главном фокусе БТА, и выработка характеристик спектрографа нового поколения,

• Результаты спектроскопических наблюдений выборки малометаллич-ных звезд,

• Результаты определений фундаментальных характеристик звездных атмосфер, выполненных по спектрам 38 исследованных объектов,

• Результаты определения содержания 29 химических элементов в атмосферах 38 маломассивных звезд,

• Вывод о наличии в гало объектов с неклассической историей нуклеосинтеза.

Содержание работы

Работа состоит из Введения, 4-х глав, и Заключения, всего 180 страниц, 67 рисунков, 19 таблиц. Список литературы включает 199 ссылок.

Во Введении дана характеристика центральной задачи - проблемы происхождения химических элементов во Вселенной. Определенное внимание уделено мотивировке включения в текст работы значительного объема аппаратурно-методических исследований.

В первой части диссертации - первых двух главах - рассмотрены соответственно две группы спектроскопических методов - численное моделирование и экспериментальный анализ конкретных технических решений. Еще недавно первая группа методов для ряда исследователей казалась излишеством, отвлекающим от практических проблем астрономической спектроскопии. Поэтому изложение результатов диссертации начинается именно с перечисления возможностей численного моделирования.

В первой главе последовательно изложены основные этапы моделирования процесса регистрации спектров: вычисление синтетического спектра, оценка влияния эффектов уширения (вращение, макротурбуленция, магнитное поле), учет аппаратной функции спектрографа, учет шумов свето-приемника, оценки потерь света на элементах спектрографа, моделирование позиционных нестабильностей спектрографа. Рассмотрен метод кросс-корреляционного определения лучевых скоростей в применении к эшелле спектрографам, оснащенным твердотельными светоприемниками. Предложен экспрессный метод поиска магнитных полей звезд вблизи главной последовательности. Рассмотрена задача оптимального восстановления основных характеристик звездного спектра: эквивалентных ширин, центральных интенсивностей и положений линий.

Во второй главе изложены методы и результаты исследования спектральной аппаратуры, в применении, главным образом, к эшелле спектрографу первичного фокуса БТА (PFES). Предварительно рассмотрена задача выбора характеристик спектрального прибора с целью оптимальной регистрации спектральных линий. Вывод о предпочтительном увеличении спектрального разрешения R, полученный в задаче восстановления профилей линий, подтвержден при рассмотрении вопроса о точности измерения эквивалентных ширин на спектрографах с различным R. Приведены результаты исследования позиционной стабильности спектрографа PFES, разработанные для этого методы использованы при исследовании двух других спектрографов БТА. Получены экспериментальные кривые проницающей способности и спектральной чувствительности спектрограг фа PFES, анализируются возможности прибора в задачах детальной спектроскопии слабых объектов. Приведены образцы наблюдений различных объектов (квазаров, туманностей, звезд разных типов). Роль идентичности функции рассеяния точки (PSF) в задачах выделения слабой компоненты сигнала демонстрируется на примере разделения спектров пылевой и газовой составляющей головы кометы Хэйла-Боппа. Рассмотрены особенности метода определения лучевых скоростей по эшелле спектрам с неразведен-ными порядками. Обсуждаются преимущества метода определения лучевых скоростей с непрерывной привязкой к реперному спектру паров йода.

В третьей главе изложены результаты создания библиотеки спектров звезд спектральных классов F и G, включая звезды различной металлично-сти и разных классов светимости. Представлены фрагменты атласа спектров F- и G-звезд в диапазоне длин волн 4540-6620 ÂÂ, полученного по наблюдениям на спектрографе PFES (R=15000). На примере атласа рассмотрены эффекты температуры, светимости, метал личности, проекции скорости осевого вращения. Ассортимент заявок, поступающих на 6-м телескоп, состоит, преимущественно, из задач исследования объектов с особенностями (пекулярностями) спектров. Рутинные задачи массовой спектроскопии звезд менее популярны. Поэтому атлас прежде всего представляет ценность как систематизированная информация о спектрах обычных объектов, полученных в идентичных условиях (диапазон, спектральное разрешение, отношение сигнал/шум (S/N)). На основе атласа могут быть построены системы спектральных критериев, аналогично тому, как это было сделано по фотографическому (синему) спектральному диапазону в эпоху создания системы спектральной классификации. Вторую часть третьей главы занимает описание атласа звезд с дефицитом металлов, построенного в диапазоне 3550-5000 ÂÂ по результатам наблюдений на кварцевом эшелле спектрографе НЭС. В синем и УФ диапазонах спектра плотность линий атомов и ионов такова, что у звезд солнечной металличности спектр представляет собой сплошную бленду, и точность спектра ограничивается неопределенностью "навешивания" уровня непрерывного спектра над этой блендой. По мере понижения содержания металлов, немногочисленные линии длинноволнового диапазона ослабевают вплоть до полного исчезновения, и коротковолновый диапазон оказывается наиболее информативным. В результате оснащения спектрографа NES матрицей ПЗС с числом элементов 2048x2048 и с высокой квантовой эффективностью в синей области спектра (Панчук и др., 2002а), стали доступны наблюдения слабых звезд в указанном диапазоне, в частности, выполнены наблюдения группы малометалличных звезд с высоким S/N. Наблюдательный материал послужил основой для составления атласа малометалличных звезд в диапазоне 3550-5000 ÀÂ (R=60000). Атлас не имеет мировых аналогов.

В четвертой главе изложены результаты спектроскопического исследования холодных звезд с большими собственными движениями. Поскольку выборка звезд, представленная в данной работе, охватывает практически весь диапазон металличностей, наблюдаемый в Галактике, перечислены основные наблюдательные и теоретические проблемы, связанные с исследованием химического состава атмосфер непроэволюционировавших звезд.

Современные наблюдательные возможности (в первую очередь это спектрографы высокого разрешения в сочетании с большими телескопами), определяют круг главных задач данного направления.

Во-первых, это задача получения химических обилий в атмосферах звезд во всем диапазоне металличностей от 0 до -3 dex и ниже, с высокой точностью и полученных на возможно более однородном спектральном материале. При этом для исключения систематических погрешностей в результатах желательно проводить анализ данных в одной системе (система сил осцилляторов, метод получения фундаментальных параметров модели звездной атмосферы). Задача осложняется тем, что для звезд различной металлич-ности измерениям доступны различные наборы спектральных линий, слабо перекрывающиеся друг с другом. Выявляемые при этом общие закономерности поведения содержаний различных элементов с металличностью являются эмпирической основой моделей химической эволюции Галактики.

Современный уровень наблюдений позволяет выявлять для конкретных звезд отклонения в содержании тех или иных элементов от общих закономерностей. Ранее такие отклонения было принято объяснять ошибками определения содержаний. Теперь проблема (доходящей до 1.5-2 dex) дисперсии содержания тяжелых элементов в звездах с сверхдефицитом металлов ([Fe/H] < 3) является второй крупной задачей, решение которой определяется повышением спектрального разрешения и возможностью получения спектров слабых звезд.

Третьей задачей является определение различий в химическом составе для разных составляющих населения Галактики, в первую очередь в звездах гало и диска в области перекрытия значений металличности —1.5 < [Fe/H] < —0.5. Эти различия не превышают (в зависимости от элемента) нескольких сотых dex, точность определения содержаний в этом случае должна быть высокой, а это опять же означает необходимость получения спектров с как можно более высоким отношением S/N при высоком спектральном разрешении. Эта задача требует учета кинематических характеристик звезд.

Спектроскопические исследования, приведенные в четвертой главе, в совокупности с опубликованными данными, могут привлекаться для решения этих трех задач.

Приведен список исследованных звезд, даются их основные характеристики.

Изложена методика определения эффективной температуры, силы тяжести, микротурбулентной скорости и химического состава. Поскольку как при расчете химических обилий, так и при определении фундаментальных параметров моделей звездных атмосфер важную роль играют атомные данные, вопросу выбора системы сил осцилляторов уделено особое внимание. Анализируются ошибки определения содержаний элементов, вносимые различными причинами, а именно: ошибками измерения эквивалентных ширин и используемых атомных данных, определения фундаментальных параметров, игнорированием эффектов отклонений от приближения локального термодинамического отклонения и сверхтонкого расщепления.

Приведены результаты определения содержаний 29 элементов в атмосферах 38 звезд. Содержания анализируются для каждого элемента или группы элементов с описанием возможных источников синтеза. Как правило, рассматриваются зависимости содержаний [X/Fe] от метал личности [Fe/Н]. Для большинства звезд в интервале металличности от -2.5 dex до О dex получены содержания, характерные для данного диапазона метал-личностей. Содержания химических элементов, синтезируемых в процессах разного типа, сравниваются с кинематическими характеристиками звезд: тангенциальной составляющей скорости, максимальным удалением от галактической плоскости, апогалактическим расстоянием.

Отдельное внимание уделяется звезде G251-54 ([Fe/H] = —1.55 dex), в атмосфере которой наблюдается, в отличие от других звезд близкой металличности, сверхдефицит ряда элементов. Нами были получены следующие отношения содержаний элементов в атмосфере G251-54 по отношению к железу: [O/Fe] = +0.47, [a/Fe] « -0.3, [Na/Fe] = -0.60, [Sc/Fe] = -0.57, [Cr, Ni/ Fe] w 0, [Mn/Fe] = -0.52, [Cu/Fe] = -0.66, [Y/Fe] = -0.70, [Ba/Fe] = —1.35 dex.

Проведен анализ химического состава звезд с сверхдефицитом металлов ([Fe/H] < —2.5 dex). Для ряда элементов, особенно для элементов s- и r-процесса, в совокупности этих звезд наблюдается разброс содержаний, составляющий 1 dex и более. Другая часть элементов показывает лишь небольшое отклонение от общих закономерностей (например, Cr, V), а некоторые (Ni), следуют им в точности.

Сделаны следующие выводы: во-первых, перемешивание вещества в Галактике на ранних стадиях ее эволюции не было полным, что подтверждается сильным разбросом содержания ряда элементов в атмосферах сверхма-лометалличных звезд; во-вторых, не наблюдается статистически значимых зависимостей содержаний химических элементов от тангенциальной составляющей скорости, максимального удаления от галактической плоскости, апогалактического расстояния; в-третьих, существуют звезды (например, G 251-54), происхождение которых существенно отличается от происхождения подавляющего большинства звезд гало, наблюдавшихся до последнего времени.

В Заключении сформулированы основные выводы работы.

Атласы спектров, списки эквивалентных ширин линий в спектрах исследованных звезд, использованные при расчете химических обилий силы осцилляторов, результаты определений содержаний по отдельным линиям -доступны в электронной форме по адресу www.sao.ru/~ valenta/Lss.html

Основное содержание диссертации изложено в следующих работах:

1. Ermakov S.V., Panch.uk V.E. On the problem of measurement of radial velocity // 1996, Bull. Spec. Astropys. Observ., v. 39, p. 161-163.

2. Klochkova V.G., Ermakov S.V., Panchuk V.E. Express method of search for strong magnetic fields // 1996, Bull. Spec. Astropys. Observ., v. 41, p. 58-63.

3. Panchuk V. E., Najdenov I. D., Klochkova V. G., Ivanchik А. В., Ermakov S. V., Murzin V. A. On the problem of high spectral resolution observations of faint objects // 1998, Bull. Spec. Astropys. Observ., v. 44, p. 127-131.

4. Panchuk V.E., Ermakov S.V., Bondarenko Yu. The iodine absorption cell for the ВТ A Nasmyth-2 focus spectrometers / / 1998, Bull. Spec. Astropys. Observ., v. 44, p. 132.

5. Ermakov S. V., Klochkova V. G. Spectroscopy of halo stars // 1998, Bull. Spec. Astropys. Observ., v. 46, p. 110-117.

6. Klochkova V.G., Ermakov S.V., Panchuk V.E. High resolution spectroscopy of selected faint stars // 1999, Astrophys. & Space Sci., v. 265, p. 185.

7. T.V.Mishenina, V.G.Klochkova,V.E.Panchuk, S.V.Ermakov. Spectroscopic investigation of the metal-poor binary star Gil6-27// 1999, Proceeding of the 35th Liege Int.Astroph. Coll. July 5-8, 1999. "The galactic halo: from globular clusters to field stars", eds. A. Noels, P.Magaine, D.Caro, E.Jehin, G. Parmentier, A.Thoul., p. 261-264.

8. Usenko I.A., Kovtyukh V.V., Klochkova V.G., Panchuk V.E., Ermakov S.V. Spectroscopic investigations of classical Cepheids and main-sequence stars in galactic open clusters and associations. I. Association Cas OB2 and the small-amplitude Cepheid SU Cassiopeae // 2001, Astron. Astrophys., v. 367, p. 831-839.

9. Клочкова В.Г., Ермаков С.В., Панчук В.Е. Атлас спектров F- и G-звезд // 2001, Препринт САО №157, с. 1-41.

10. Ченцов Е.Л., Ермаков С.В., Клочкова В.Г., Панчук В.Е., Бьеркман К., Мирошниченко А.С. Атлас спектров гипергигантов и сверхгигантов В6-А2 в диапазоне от 4800 до 6700 А // 2001, Препринт САО №161, с. 1-36.

11. Ермаков С.В., Клочкова В.Г., Панчук В.Е., Жао Г. Химический состав звезд в гало Галактики // 2002, Астрон. журн., т. 79, №11.

12. Панчук В.Е., Пискунов Н.Е., Клочкова В.Г., Юшкин М.В., Ермаков С.В. Спектральный комплекс фокуса Нэсмит 6-м телескопа БТА. X. Позиционные и фотометрические характеристики кварцевого эшелле-спектро графа НЭС с крупноформатной матрицей ПЗС Ц 2002, Препринт САО №169, с. 1-15.

13. Панчук В.Е., Клочкова В.Г., Пискунов Н.Е., Монин Д.Н., Юшкин М.В., Ермаков С.В., Найденов И.Д. Комплекс аппаратуры для спектроскопических исследований звезд па 6-метровом телескопе БТА // 2002, Препринт САО №170, с. 1-11.

14. Панчук В.Е., Ермаков С.В., Клочкова В.Г. Исследование звезд гало. I. Атлас спектров в диапазоне 3550-5000 А А. // 2002, Препринт САО № 172, с. 1-62.

15. Chentsov E.L., Ermakov S.V., Klochkova V.G., Panchuk V. E., Bjorkman K. S., Miroshnichenko A. S. An atlas of spectra of B6-A2 hypergiants and supergiants from 4800 to 6700 AA // 2002, Astron. Astrophys., (accepted 23/07/2002).

4.5 Выводы

Методом моделей атмосфер определены фундаментальные параметры и химический состав 38 звезд гало и диска. Результаты расчета параметров моделей атмосфер указывают на то, что часть звезд, классифицированных ранее фотометрическими методами как субкарлики, имеет более высокий класс светимости и относится скорее к субгигантам. Для большинства звезд в интервале металличности от -2.5 до 0 с1ех получены характерные для данного диапазона металличностей содержания. Так, элементы а-процесса М^, Са и Т1 находятся в избытке в звездах с более низкой металлично-стью. Для N1, являющегося элементом железного пика, во всем диапазоне металличностей отношение [№/Ре] = 0, в то время как для ряда других элементов этой группы (V, Со, Zn) наблюдается несколько повышенное, а для Сг - пониженное по отношению к солнечному содержание в наиболее низкометал личных звездах. Мп, элемент группы железа с нечетным количеством протонов в ядре, показывает хорошо выраженную зависимость от металличности - пониженное содержание при низких металличностях и постепенное увеличение с ростом металличности. Элементы s-процесса Y и В а находятся в слабом избытке в звездах промежуточной металличности ([Fe/H] > —1.8 dex), а при более низких металличностях содержание этих элементов резко уменьшается. В тоже время для элементов г-процесса наблюдаются сверхизбытки до ^ 1 dex в наиболее малометаллич-ных звездах. Для одной из звезд выборки, G 251-54, имеющей металлич-ность [Fe/H] = —1.55, обнаружен значительный дефицит ряда элементов, включая элементы а-процесса, элементы, имеющие нечетное число протонов в ядре, тяжелые элементы s-процесса. Вместе с большим апогалактиче-ским расстоянием, определяемым для ее орбиты, это может указывать на захват Галактикой вещества, принадлежащего маломассивной галактике-спутнику, в которой могла сформироваться G 251-54.

Заключение

Проблема происхождения химических элементов во Вселенной является одной из центральных проблем современного физического мировоззрения. Для решения этой проблемы привлекаются многочисленные данные ядерной физики, астрофизики, развит аппарат численного моделирования эволюции Галактики. Эмпирическую основу исследований в этом направлении составляют, прежде всего, результаты массовых спектроскопических наблюдений звезд различных типов.

Достоверность результатов спектроскопических наблюдений звезд, выполняемых в рамках данной проблемы, в большинстве случаев определяется обеспечением высоких (и даже предельных) требований к технической составляющей наблюдений (телескоп, спектрограф, светоприемник, система первичной обработки). Поэтому возможность постановки на БТА задачи исследования химического состава непроэволюционировавших звезд гало была связана, в первую очередь, с внедрением современной техники наблюдений и оценкой ее перспектив.

Такая техника включает современные твердотельные светоприемники (матрицы приборов зарядовой связи) и приборы высокого спектрального разрешения (эшелле спектрографы со скрещенной дисперсией). В сочетании с 6-метровым телескопом эти приборы должны обеспечивать наблюдения достаточно слабых звезд с высоким отношением сигнал/шум. В создании, исследовании и эксплуатации таких приборов соискатель принял активное участие. В частности, работа соискателя с эшелле спектрографом первичного фокуса БТА (PFES) позволила обеспечить наблюдения большинства звезд нашей программы. Вторым, не менее важным моментом, явилось освоение (в наблюдениях с высоким спектральным разрешением) ультрафиолетового и синего диапазона длин волн на кварцевом эшелле спектрографе НЭС. Это позволило исследовать линии тяжелых элементов в спектрах малометал личных звезд. Важным моментом явились также поисковые исследования, позволяющие оценить перспективу применения на БТА новых разновидностей методов спектроскопии высокого разрешения.

К этим разновидностям отнесем: а) измерение лучевых скоростей по спектрам с неразведенными эшелле порядками, б) спектроскопия через абсорбционную ячейку, в) оптоволоконное сочетание телескопа и спектрографа.

Совершенствование оптических схем спектрографов и повышение квантовой эффективности матриц ПЗС не может продолжаться бесконечно. Поэтому сегодня на первый план выступает проблема использования тех резервов звездной спектроскопии, которые заключены в методах цифровой обработки сигнала. Такая работа невозможна без решения проблемы сквозного моделирования процесса наблюдений и обработки (объект - атмосфера - телескоп - спектрограф - светоприемник - метод обработки). В диссертации сделаны основные элементы такого моделирования. Показано, что использование отдельных результатов моделирования приводит к существенному росту эффективности спектроскопических наблюдений на БТА.

Как исследование звезд гало, так и выполнение других многочисленных научных программ, требует систематизации фактического материала. С этой целью в диссертацию включена большая работа по составлению атласов звезд избранных типов в широком спектральном диапазоне, с высоким спектральным разрешением и отношением сигнал/шум. Атласы и списки линий опубликованы и доступны в электронной форме.

Центральную часть исследования составляет определение фундаментальных параметров атмосфер и химического состава выборки слабых звезд, представляющей различные этапы эволюции населения гало и диска Галактики. В течение 7 лет были выполнены спектроскопические наблюдения 38 исследуемых звезд и звезд - стандартов. Полученные при этом содержания 29 химических элементов дополняют исследования других авторов и позволяют более уверенно сделать выводы о роли различных процессов в картине распространенности химических элементов.

Благодарности

Выполнение данного исследования стало возможным благодаря работе соискателя в составе Лаборатории спектроскопии звезд (JIC3) Специальной астрофизической обсерватории РАН, в сочетании с обучением в аспирантуре CAO.

Выражаю благодарность научному руководителю В.Е.Панчуку за помощь и поддержку в моем становлении в качестве астронома-наблюдателя

БТА.

Благодарю зав.ЛСЗ В.Г.Клочкову за предложенную тему исследования, научные консультации, поддержку моих научных исследований, и общее руководство моей работой в ЛСЗ.

Искренне благодарен всем соавторам публикаций.

Особенно благодарен коллегам из Лаборатории спектроскопии звезд, с которыми в 1995-2002 гг разделил труд по обеспечению многочисленных наблюдательных программ на БТА.

Часть работы выполнена в рамках темы плана НИР CAO "Повышение эффективности спектральных наблюдений на БТА".

Работа выполнена при финансовой поддержке: Российского фонда фундаментальных исследований (проекты 95-07-19306, 00-02-17689 и 01-02-16093а), Федеральной целевой программы "Астрономия" (проекты 1.4.1.1 и 2.1.5.5), Американского фонда гражданских исследований и развития (CRDF, проект RP1-2264), Академии наук Китайской Народной Республики (проекты 10173014 и NKBRSF 1999075406).

1. Афанасьев B.JI., Буренков А.Н., Власюк В.В., Драбек С.В. // 1995, Научно-технический отчет САО № 234.

2. Балона (Balona L.A.) // 1994, Mon. Not. R. Astron. Soc., v. 268, р. 119.

3. Баранн и др. (Baranne А., Mayor М. Poncet J.-L.) // 1979, Vistas Astron., vol. 23, р. 279.

4. Барклем и др., (Barklem P.S., Piskunov N., O'Mara В. J.) // 2000, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., y. 142, p. 467.

5. Барлес и Титлер (Burles S. & Titler D.) // 1988, Astrophys. J., v. 507, p. 32.

6. Баррис и др. (Burris D.L., Pilachowski С.A., Armandroff Т.Е., Sneden С., Cowan J.J., Roe H.) // 2000, Astrophys. J., v. 544, p. 302.

7. Барткявичюс (Bartkevicius) // 1980. Bull. Vilnius Astron. Obs., №51, p.l.

8. Батчер (H.R.Butcher) // 1987, Nature, v. 328, p. 127.

9. Бергнер Ю.К., Крат A.B., Морозова C.M., Панчук B.E., Погодин М.А., Чунтонов Г.А. // 1978, Астрофиз. исслед., (Изв. САО), т. 10, с. 52.

10. Бизарри и др. (Bizzarri А., Huber М.С.Е., Noels А., Grevesse N., Bergeson S.D., Tsekeris Р., Lawler J.E.) // 1993, Astron. Astrophys., v. 273, p. 707.

11. Бирс и др., (T.C.Beers, G.W.Preston, S.A.Shechtman) // 1985, Astron. J., 90, p. 2089.

12. Бирс и др., (T.C.Beers, G.W.Preston, S.A.Shechtman) // 1992, Astron. J., 103, p. 1987.

13. Браун и др. (Brown J.A., Wallerstein G., Zucker D.) // 1995, Bull. Amer. Astron. Soc., v. 27, p. 1404.

14. Браун и др. (Brown J.A., Wallerstein G., Zucker D.) // 1996, ASP Conf. Ser., v. 92, p. 355.

15. Бонд (Bond H.E.) // 1980, Astrophys. J. Suppl. Ser., v. 44, p. 517.

16. Вайс и Мартин (Wiese W.L. к Martin G.A.) // 1980, in "Wavelengths and Transition Probabilities for Atoms and Atomic Ions", NSRDS-NBS, v. 68, Washington. DC.

17. Вайс и др. (Wiese W.L., Smith M.W. Glennon B.M.) // 1966, Atomic Transition Probabilities, v. 1, NSRDS-NBS 4.

18. Ванденберг и др. (VandenBerg D.A., Swenson F.J., Rogers F.J., Iglesias C.A., Alexander D.R.) // 2000, Astrophys. J., v. 532, p. 430.

19. Ван дер Хюлст // 1961, "Рассеяние света малыми частицами", ИЛ, М.

20. Варшалович Д.А., Панчук В.Е., Иванчик А.В. // 1996, Письма в "Астрон. журн.", т. 22, с. 8.

21. Васильев О.Б. и Нелюбин Н.Ф. // 1970, Астрофиз. исслед., (Изв. САО), т. 2, с. 185.

22. Васильев О.Б. и Фролов В.Н. // 1965, Известия ГАО, т. 24, с. 207.

23. Вестин и др. (Westin J., Sneden С., Gustafsson В., Cowan J.J.) // 2000, Astrophys. J., v. 530, p. 783.

24. Виклифф и Jloyep (Wickliffe M.E. к Lawler J.E.) // 1997, Astrophys. J. Suppl. Ser., v. 110, p. 163.

25. Галазутдинов Г.A., 1992, Препринт САО №92.

26. Галино и др. (Gallino R., Busso М., Picchio G., Raiter C.M., Renzini A.) // 1988, Astrophys. J., v. 334, p. L45.

27. Ганн и Гриффин (Gunn, J. E. к Griffin, R. F.) // 1979, Astron. J., vol. 84, p. 752.

28. Гарц (Garz T.) // 1973, Astron. Astrophys., v. 26, p. 471.

29. Гилрой и др. (Gilroy К.К., Sneden С., Pilachowski С.A., Cowan J.J.) // 1988, Astrophys. J., v. 327, p. 298.

30. Граттон (Gratton R.G.) // 1989, Astrori. Astrophys., v. 208, p. 171.

31. Граттон и Снеден (Gratton R.G. к Sneden С.) // 1987, Astron. Astrophys., v. 178, p. 179.

32. Граттон и Снеден (Gratton R.G. к Sneden С.) // 1988, Astron. Astrophys., v. 204, p. 193.

33. Граттон и Снеден (Gratton R.G. к Sneden С.) // 1991, Astron. Astrophys., v. 241, p. 501.

34. Граттон и Снеден (Gratton R.G. к Sneden С.) // 1994, Astron. Astrophys., v. 287, p. 927.

35. Граттон и др. (Gratton R.G., Carretta Е., Castelli F.) // 1996, Astron. Astrophys., v. 314, p. 191.

36. Грей Д. // 1980, "Наблюдения и анализ звездных атмосфер" М.: Мир, 496 с.

37. Гривесс и др. (Grevesse N., Noels A. Sauvai A.J.) // 1996, ASP Conf. Ser., v. 99, p. 117.

38. Гриффин (Griffin R.F.) // 1967, Astrophys. J., vol. 148, p. 465.

39. Гриффин и Гриффин (Griffin R. & Griffin R.) // 1973, Mon. Not. R. Astron. Soc., vol. 162, p. 255.

40. Гриффин и др. (Griffin R., Griffin R.; Gustafsson В., Vieira T.) // 1982, Mon. Not. R. Astron. Soc., v. 198, p. 637.

41. Гуртовенко Э.А. и Костык Р.И. // 1989, "Фраунгоферов спектр и система солнечных сил осцилляторов". Отв. ред. М.Я. Орлов, АН УССР, Гл. астрон. обсерв., Киев: Наук, думка.

42. Джонсон (Johnson J.A.) // 2002, Astrophys. Space Sei., v. 139, p. 219.

43. Ермаков C.B. // 1995, "К проблеме повышения эффективности наблюдений с высоким спектральным разрешением", Дипломная работа, Санкт-Петербургский Государственный университет.

44. Ермаков и Клочкова (Ermakov S.V. & Klochkova V.G.) // 1998, Bull. Spec. Astrophys. Obs., vol. 46, p. 110.

45. Ермаков и Панчук (Ermakov S.V. & Panchuk V.E.) // 1996, Bull. Spec. Astrophys. Obs., vol. 39, p. 161.

46. Ермаков C.B., Клочкова В.Г., Панчук В.Е., Жао Г. // 2002, Астрон. журн., т. 79, № 11.

47. ESA // 1997, The Hipparcos and Tycho Catalogues, ESA SP-1200. Жакино П. // 1962, УФН, т. 78, с. 123.

48. Жао и Магейн (Zhao G. к Magain Р.) // 1991, Astron. Astrophys., v. 244, p. 425.

49. Ибата и др. (Ibata R. A., Gilmore G. Irwin M. J.) // 1994, Nature, v. 370, p. 194.

50. Ибен и Рензини (Iben I.Jr. к Renzini A.) // 1982, Astrophys. J., v. 259, p. L79.

51. Иванов А.А., Панчук B.E., Шергин B.C. // 2001, Препринт CAO ДО 155.

52. Камерон (Cameron A.G.W.) // 1982, Astrophys. Space Sci., v. 82, p. 123.

53. Каппелер и др. (Kappeler F., Beer H., Wisshak K.) // 1989, Rep. Progr. Phys, v. 52, p. 945.

54. Каппелер и др. (Kappeler F., Gallino R., Busso M., Picchio G., Raiteri C.M.) // 1990a, Astrophys. J., v. 354, p. 630.

55. Каппелер и др. (Kappeler F., Zhao W.R., Beer H., Ratzel U.) // 19906, Astrophys. J., v. 355, p. 348.

56. Карню и Латэм (Carney B.W. & Latham D.W.) // 1985, Astrophys. J., v. 296, p. 803.

57. Карню и др. (Carney B.W., Latham D.W., Laird J.В., Aguilar L.A.) // 1994, Astron. J., v. 107, p. 2240.

58. Карню и др. (Carney B.W., Wright J.S., Sneden C., Laird J.В., Aguilar L.A., Latham D.W.) // 1997, Astron. J., v. 114. p. 363.

59. Карташева Т.А. и Чунакова Н.М. // 1978, Астрофиз. исслед., (Изв. CAO), т. 10, с. 44.

60. Керель и др. (Cayrel de Strobel, G., Soubiran. С., Ralite, N.) // 2001, Astron. Astrophys., v. 373, p. 159.

61. Кинг и др. (King J.R., Deliyannis С.P. Boesgaard A.M.) // 1996, Astron. J., v. 112, p. 2839.

62. Клочкова В.Г. // 1991. Дисс. д.ф.-м.н. Нижний Архыз. Клочкова В.Г. // 1995а. Научно-технический отчет CAO №243. Клочкова В.Г. // 19956, частное сообщение.

63. Клочкова (Klochkova V.G.) // 1995в, Mon. Not. R. Astron. Soc., v. 272, p. 210.

64. Клочкова В.Г. и Галазутдинов Г.А., 1991, Препринт CAO №71.

65. Клочкова В.Г. и Панчук В.Е. // 1991а: Изв. CAO, т. 33, с. 3.

66. Клочкова В.Г. и Панчук В.Е. // 19916, Препринт CAO №70.

67. Клочкова и Панчук (Klochkova V.G. <k Panchuk V.E.) // 1995, Mem. Soc. Astr. Ital., v. 66. p. 333.

68. Клочкова В.Г. и Панчук В.Е. // 1996, Астрон. журн., т. 73, №6, с. 912.

69. Клочкова и Самусь (Klochkova V.G. Samus N.N.) // 2001, Astron. Astrophys., v. 378, p. 455.

70. Клочкова и Топильская (Klochkova V.G. к Topilskaya G.P.) 1996, Bull. Spec. Astrophys. Obs., v. 41, p. 52.

71. Клочкова В.Г., Панчук В.Е., Рядчсг-iko В.П. // 1991, Письма в "Астрон. журн.", т. 17, с. 645.

72. Клочкова и др. (Klochkova V.G., Ermakov S.V. Panchuk V.E.) // 1996a, Bull. Spec. Astrophys. Obs., v. 41, p. 58.

73. Клочкова и др. (Klochkova V.G. Mai'kova G.A., Panchuk V.E.) // 19966, Bull. Spec. Astrophys. Obs.; v. 39. p. 5.

74. Клочкова В.Г., Ермаков C.B., Панчук В.Е., Таволжанская H.С., Юш-кин М.В. // 1999а, Препринт CAO № 137.

75. Клочковаи др. (Klochkova V.G., Ermakov S.V., Panchuk V.E.) // 19995, Astrophys. k. Space Sci., v. 265, p. 185.

76. Клочкова В.Г., Ермаков С.В., Панчук В.Е., Таволжанская Н.С., Юш-кин М.В. // 2001а, Препринт САО ^ 152.

77. Клочкова В.Г., Панчук В.Е., Ромапеттко В.П. // 20016, Препринт САО №156.

78. Клочкова В.Г., Ермаков С.В., Панчук В.Е. / 2001в, Препринт САО №157.

79. Князев А.Ю. и Шергин B.C. // 1994, Отчет САО №226.

80. Ковтюх и Андриевский (Kovtyukli V.V. & Andrievsky S.M.) // 1999, Astron. Astrophys., vol. 351, p. 597.

81. Копи и др. (Copi, С. J., Schramm, D. N. Turner, M. S.) // 1995, Science, v. 267, №5195, p. 192.

82. Коуен и др. (Cowan J.J., Burris D.L., Sweden C., McWilliam A., Preston G.W.) // 1995, Astrophys. J., v. 439, p. .51.

83. Коуен и др. (Cowan J.J. Pfeiffer В., Kratz K.-L., Thielemann F.-K., Sneden C., Buries S.; Tytler D.; Beers T.C.) -■/ Astrophys. J., v. 521, p. 194.

84. Купка и др. (Kupka F., Piskunov N.E., Rvabchikova T.A., Stempels H.C., Weiss W.W.) // 1999, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., vol. 138, p. 119.

85. Куруч (Kurucz R.L.) // 1979, Astrophys. J. Suppl. Ser., vol. 40, p. 1.

86. Куруч (Kurucz R.L.) // 1992, in "The Stellar Population of Galaxies", Eds. B. Barbuy, A. Rerizirh, IAU Symph.; v. 149. p. 225.

87. Куруч (Kurucz R.L.) // 1993a, KurCD №13.

88. Куруч (Kurucz R.L.) // 19936, KurCD № 18.

89. Куруч (Kurucz R.L.) / / 1994, KurCD jV 20-22.

90. Куруч и Белл (Kurucz R. & Bell B.) // 1995, KurCD №23.

91. Куруч и Пейтреман (Kurucz R.L. & Peyi remann E.) // 1975, SAO Special Report, №362.

92. Кэмпбелл и Уокер (Campbell В. & Walker G. А. Н.) // 1979, Publ. Astr. Soc. Pacific, vol. 91, p. 540.

93. Лак (Luck R.E.) // 1990, "A Compendium of Equivalent Width Measures", SIMBAD database, CDS, Strasbourg, France.

94. Лак и Бонд (Luck R.E. & Bond H.E.) // 1983, Astrophys. J., v. 271, p. L75.

95. Ламб и др. (Lamb S., Howard W.M., Truran J.W., Iben I.Jr.) // 1977, Astrophys. J., v. 217, p. 213.

96. Ламберт и Ворнер (Lambert D.L. к Warner В.) // 1968, Mon. Not. R. Astron. Soc., v. 138, p. 181.

97. Латэм и др. (Latham D.W., Mazeh Т., Carney B.W., McCrosky R.E., Stefanik R.P., Davis R.J.) // 1988, Astron. J., vol. 96, p. 567.

98. Либбрехт (Libbrecht K.G.) // 1988, Astrophys. J., v. 330, L51.

99. Лоуер и Дакин (Lawler J.E. & Dakin J.T.) // 1989, JOSA B6, p. 1457.

100. Маквильям (McWilliam A.) // 1998, Astron. J., v. 115, p. 1640.

101. Маквильям и др. (McWilliam A., Preston G.W., Sneden C., Searle L.) // 1995a, Astron. J., v. 109, p. 2736.

102. Маквильям и др. (McWilliam A., Preston G.W., Sneden C., Searle L.) // 19956, Astron. J., v. 109, p. 2757.

103. Маркелов C.B., Мурзин B.A., Борисенко A.H. // 1995, S1000, "Система регистрации астрономических изображений на матрице ПЗС 1040x1160", Нижний Архыз, 24 с.

104. Мартин и др. (Martin G.A., Fuhr J.R., Wiese W.L.) // 1988, J. Phys. Chem. Ref. Data, 17, Suppl. 3.

105. Матеучи и др. (Matteucci F., Raiteri C.M., Busso M., Gallino R., Gratton R.) // 1993, Astron. Astrophys., v. 272, p. 421.

106. Мелани и Бусройд (Malaney R.A. к Boothroyd A.I.) // 1987, Astrophys. J., v. 320, p. 866.

107. Метьюс и Коуен (Mathews G.J. & Cowan J.J.) // 1990, Nature, v. 345, p. 491.

108. Метьюс и др. (Mathews G.J., Bazan G., Cowan J.J.) // 1992, Astrophys. J., v. 391, p. 791.

109. Миберн (J.Meaburn) // 1976, "Detection and Spectrometry of Faint Light", Astrophysics and Space Science Library, Dordrecht: Reidel.

110. Мишенина и др. (Mishenina T.V., Korotin S.A., Klochkova V.G., Panchuk V.E.) // 2000, Astron. Astrophys., v. 353, p. 978.

111. Мкртичян и др. (Mkrtichian D.E., Hatzes A.P. and Panchuk V.E.) // 1999, Proc. NATO-ASI Conf. "Variable Stars As Essential Astrophysical Tools", Cesme, Turkey, ed. C.Ibanoglu, p. 405.

112. Найденов И.Д. и Чунтонов Г.А. // 1976, Сообщения САО, вып. 16, с. 63.

113. Нелюбин Н.Ф. // 1972, Астрофиз. исслед., (Изв. САО), т. 4, с. 201.

114. Ниссен, (P.E.Nissen) // 1992, in "High Resolution Spectroscopy with the VLT", ESO Conference and Workshop Proceedings, №40, p.49.

115. Ниссен и Шустер (Nissen P.E. к Shuster W.J.) // 1997, Astron. Astrophys., v. 326, p. 751.

116. Ниссен и др. (Nissen P.E., Hoeg E., Schuster W.J.) // 1997, Proc. of the ESA Symposium "Hipparcos Venice "97", 13-16 May, Venice, Italy, ESA SP-402, p. 225.

117. Номото и др. (Nomoto К., Tsujimoto Y., Yamaoka H.) // 1992, in the 31th Herstmonceux Conf. "Elements and the Cosmos", ed. Emunds M.G., Terlevich R., Cambridge University Press., p. 55.

118. Норрис и др. (Norris J.E., Ryan S.G., Beers T.C.) // 1997, Astrophys. J., v. 488, p. 350.

119. Олив и Стейгмен (Olive К.А. к Steigman G.) // 1995, Astrophys. J. Suppl. Ser., v. 97, p. 49.

120. Панчук B.E. // 1999, Препринт САО № 141.

121. Панчук В.Е. // 2001, Препринт CAO №154.

122. Панчук В.Е., Цымбал В.В. // 1985, Изв. CAO, т. 20, с. 22.

123. Панчук В.Е., Ермаков C.B. // 1999, Научно-технический отчет CAO №267.

124. Панчук и др. (Panchuk V. Е., Najdenov I. D., Klochkova V. G., Ivanchik A. В., Ermakov S. V., Murzin V. A.) // 1998a, Bull. Spec. Astrophys. Observ., vol. 44, p. 127.

125. Панчук и др. (Panchuk V.E., Ermakov S.V., Bondarenko Yu.) // 19986, Bull. Spec. Astropys. Observ., vol.44, p.132.

126. Панчук B.E., Клочкова В.Г., Найденов И.Д., Витриченко Э.А., Вику-льев H.A., Романенко В.П. // 1999а, Препринт CAO № 139.

127. Панчук В.Е., Клочкова В.Г., Найденов И.Д. // 19996, Препринт CAO № 135.

128. Панчук В.Е., Викульев H.A., Найденов И.Д. // 1999, Препринт CAO №138.

129. Панчук В.Е., Клочкова В.Г., Юшкин М.В., Романенко В.П., Найденов И.Д., Ермаков C.B. // 2001а, Препринт CAO №159.

130. Панчук В.Е., Клочкова В.Г., Романенко В.П., Найденов И.Д., Ермаков C.B., Юшкин М.В. // 20016, Препринт CAO №160.

131. Панчук В.Е., Пискунов Н.Е., Клочкова В.Г., Юшкин М.В., Ермаков C.B. // 2002а, Препринт CAO №169.

132. Панчук В.Е., Клочкова В.Г., Пискунов Н.Е., Монин Д.Н., Юшкин М.В., Ермаков C.B., Найденов И.Д. // 20026, Препринт CAO №170.

133. Панчук В.Е., Ермаков C.B., Клочкова В.Г. // 2002в, Препринт CAO №172.

134. Пэйджел (Pagel B.E.J.) // 1998, in "Nucleosynthesis and chemical evolution of galaxies", Cambridge University Press.

135. Петерсон (Peterson R.C.) // 1981, Astrophys. J., v. 244, p. 989.

136. Пилачовски и др. (Pilachowski C.A., Sneden С., Booth J.) // 1993, Astrophys. J., v. 407, p. 699.

137. Пирс и Брекенридж (Piers A.K. к Breckinridge J.B.) // 1974, "The Kitt peak table of photographic solar spectrum wavelength", Kitt Peak National Observatory Contribution, 559.

138. Пискунов и др. (Piskunov N.E., Kupka F., Ryabchikova T.A., Weiss W.W., Jeffery C.S.) // 1995, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., vol. 112, p. 525.

139. Прието и Лопез (Prieto С.А. к Lopez R.J.G.) // 1998, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., v. 131, p. 431.

140. Примас и др. (Primas F., Molaro P., Castelli F.) // 1994, Astron. Astrophys., v. 290, p. 885.

141. Проник В.И. // 1995, Известия Крымской Астрофиз. Обсерв., т. 89, с. 111.

142. Райтери и др. (Raiteri С.М., Busso М., Gallino R., Picchio G., Pulone L.) // 1991, Astrophys. J., v. 371, p. 665.

143. Раутиан С.Г. // 1958, УФН, т. 66, вып. 3, с. 475.

144. Риан и др. (Ryan S.G., Norris J.E., Beers Т.С.) // 1996, Astrophys. J., v. 471, p. 254.

145. Ридер и Сансонетти (Reader J. к Sansonetti C.J.) // 1986, Phys. Rev, A33, p. 1440.

146. Романенко В.П., // 1999, Препринт CAO № 136T.

147. Рябчикова и др. (Ryabchikova Т.А., Hill, G.M., Landstreet, J.D., Piskunov, N., Sigut, T.A.A.) // 1994, Mon. Not. R. Astron. Soc., v. 267, p. 697.

148. Рябчикова и др. (Ryabchikova T.A. Piskunov N.E., Stempels H.C., Kupka F., Weiss W.W.) // 1999, in "Proc. of the 6th International Colloquium on Atomic Spectra and Oscillator Strengths". Victoria ВС. Canada. Physica Scripta, vol. 83, p. 162.

149. Самленд (Samland M.) // 1998, Astrophys. J., v. 496, p. 155.

150. Сирль и Зинн (Searle L. к Zinn R.) // 1978, Astrophys. J., v. 225, p. 357.

151. Смит и Раггетт (Smith G. к Raggett D.St.J.) // 1981, J. Phys., В 14, p. 4015.

152. Снеден и Крокер (Sneden С. к Crocker D.A.) // 1988, Astrophys. J., v. 335, p. 406.

153. Снеден и Партхасарати (Sneden С. к Parthasarathy М.) // 1983, Astrophys. J., v. 267, p. 757.

154. Снеден и др. (Sneden С., Gratton R.G., Crocker D.A.) // 1991, Astron. Astrophys., v. 246, p. 354.

155. Снеден и др. (Sneden С., Preston G.W., McWilliam A., Searle L.) // 1994, Astrophys. J., v. 431, p. L27.

156. Снеден и др. (Sneden С., McWilliam A., Preston G.W., Cowan J.J., Burris D.L., Armosky B.J.) // 1996, Astrophys. J., v. 467, p. 819.

157. Снеден и др. (Sneden С., Cowan J.J., Burris D.L., Truran J.W.) // 1998, Astrophys. J., v. 496, p. 235.

158. Соренсен (S0rensen A.N.) // 2001, Test report on the ESO Lot 1 W17-(1,1) CCD detector. IJAF, Copenhagen Univ. Obs.

159. Спит и Спит (Spite F. к Spite M.) // 1982, Astron. Astrophys., v. 115, p. 357.

160. Стефенс и Бисгард (Stephens А. к Boesgaard A.M.) // 2002, Astron. J., v. 123, p. 1647.

161. Такеда и др. (Takeda Y., Kato K.-I., Watanabe Y., Sadakane K.) // 1996, Publ. Astron. Soc. Japan, v. 48, p. 511.

162. Тарасов К.И. // 1968, "Спектральные приборы", JL, Машиностроение, 388 с.

163. Тевна (Thevenin F.) // 1989, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., v. 77, p. 137.

164. Тевна (Thevenin F.) // 1990, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., v. 82, p. 179.

165. Теребиж В.Ю. // 1992, "Анализ временных рядов в астрофизике", М.: Наука.

166. Тимес и др. (Timmes F.X., Woosley S.E., Weaver Т.А.) // 1995, Astrophys. J. Suppl. Ser., v. 98, p. 617.

167. Токовинин A.A. // 1987, Астрон. журн., т. 64, с. 196.

168. Томкин и др. (Tomkin J., Lemke М., Lambert D.L., Sneden С.) // 1992, Astron. J., v. 104, p. 1568.

169. Тонри и Дэвис (Tonry J. к Davis М.) // Astron. J., vol. 84, p. 1511.

170. Торбурн (Thorburn J.A.) // 1994, Astrophys. J., v. 421, p. 318.

171. Усенко и др. (Usenko I.A., Kovtyukh V.V., Klochkova V.G., Panchuk V.E., Ermakov S.V.) // 2001, Astron. Astrophys., v. 367, p. 831.

172. Фелжетт (Fellgett P.B.) // 1953, Optica Acta, vol. 2, p. 9.

173. Франсуа и др. (Francois P., Spite M., Spite F.) // 1993, Astron. Astrophys., v. 274, p. 821.

174. Фулбрайт (Fulbright J.P.) // 2002, Astron. J., v. 123, p. 404.

175. Фур и др. (Fuhr J.R., Martin G.A., Wiese W.L.) // 1988, J. Phys. Chem. Ref. Data, 17, Suppl. 4.

176. Харитонов A.B. и Клочкова В.Г. // 1972, Изв. ОАО, т. 4, с. 91.

177. Хирата и Хорагучи (Hirata R. к Horaguchi Т.) // 1995, "Atomic spectral line list", SIMBAD database, CDS, Strasbourg, France.

178. Холлуел и Ибен (Hollowell D.E. к Iben I.Jr.) // 1989, Astrophys. J., v. 340, p. 966.

179. Хоффлейт и Уоррен (Hoffleit D. к Warren Jr W.H.) // 1991, "The Bright Star Catalogue. 5th Revised Ed.", Astronomical Data Center, NSSDC/ADC.

180. Хоук и Мермийод (Hauck В., Mermilliod M.) // 1998, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., v. 129, p. 431.

181. Цужимото и др. (Tsujimoto Т., Nomoto К., Yoshii Y., Hashimoto M., Yanagida S., Thielemann F.-K.) // 1995, Mon. Not. R. Astron. Soc., v. 277, p. 945.

182. Цымбал (Tsymbal V.V.) // 1996, Model Atmospheres and Spectrum Synthesis. ASP Conf. Ser., vol. 108, p. 198.

183. Чанг (Chang T.N.) // 1990, Phys. Rev., A 41, p. 4922.

184. Чей и др. (Chen Y.Q., Nissen P.E., Zhao G., Zhang H.W., Benoni T.) // 2000, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., v. 141, p. 491.

185. Ченцов и др. (Chentsov E.L., Klochkova V.G., MaPkova G.A.) // 1997, Bull. Spec. Astrophys. Obs., vol. 43, p. 18.

186. Ченцов и др. (Chentsov E.L., Klochkova V.G., Tavolganskaya N.S.) // 1999, Bull. Spec. Astrophys. Obs., vol. 48, p. 25.

187. Ченцов E.Jl., Ермаков C.B., Клочкова В.Г., Панчук В.Е., Бьеркман К., Мирошниченко A.C. // 2001, Препринт САО №161.

188. Ченцов и др. (Chentsov E.L., Ermakov S.V., Klochkova V.G., Panchuk V. E., Bjorkman К. S., Miroshnichenko A. S.) // 2002, Astron. Astrophys., (accepted 23/07/2002).

189. Шабанов М.Ф., Ерохин B.H., Тихонов H.A. // 1979, Научно-технический отчет САО № 66.

190. Шустер и Ниссен (Schuster W.J. к Nissen P.E.) // 1988, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., v. 73, p. 225.

191. Шустер и Ниссен (Schuster W.J. к Nissen P.E.) // 1989, Astron. Astrophys., v. 221, p. 65.

192. Шустер и др. (Schuster W.J.,Parrao L., Martinez M.E.C.) // 1993, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., v. 97, p. 951.

193. Эгген и др. (Eggen O.J., Lynden-Bell D., Sandage A.R.) // 1962, Astrophys. J., v. 136, p. 748.

194. Эдвардсон и др. (Edvardsson В., Andersen J., Gustafsson В., Lambert D.L., Nissen P.E., Tomkin J.) // 1993, Astron. Astrophys., v. 275, p. 101.