WWW.DISSERS.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

   Добро пожаловать!

Pages:     | 1 ||

«РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК ИНСТИТУТ АСТРОНОМИИ На правах рукописи Пахомов Юрий Васильевич ОСОБЕННОСТИ ХИМИЧЕСКОГО СОСТАВА БАРИЕВЫХ ЗВЕЗД (01.03.02 - астрофизика и радиоастрономия) Диссертация на ...»

-- [ Страница 2 ] --

возможные причины отклонении обсуждаются ниже), для умеренных бариевых звезд и нормальных красных гигантов величины аномалий содержаний sэлементов не превышают 0.3 dex (кроме звезды HD 202109, которая также будет обсуждаться ниже). Прежде всего для сравнительного анализа был построен график зависимости отношения среднего относительного содержания s-элементов [s-el/Fe] (усредненного по всем s-элементам, см. табл. 4.3) от металличности (рис. 4.8). Из работы [86] следует, что в рассматриваемом диапазоне металличностей среднее относительное содержание s-элементов в карликах диска [s-el/Fe]0.02±0.08 и они не показывают зависимо frag replacements [14] [14] [14] [15] [15] [67] Рис. 4.8: Зависимость величины избытка s-элементов от металличности. Обозначения аналогичны рис. 4.3. Для каждой классической бариевой звезды с известным периодом указана его величина. сти от [Fe/H]. Это означает, что в наблюдаемые величины содержаний s-элементов в атмосферах исследуемых звезд не требуется вводить поправки за химическую эволюцию Галактики. Из рис. 4.8 видно, что 1. нормальные красные гиганты и умеренные бариевые звезды располагаются несколько выше (в среднем на 0.2 dex) среднего значения [s-el/Fe] в атмосферах карликов, занимают широкую полосу (около 0.3 dex) и также не показывают зависимости от [Fe/H]. 2. умеренные бариевые звезды в среднем располагаются выше нормальных красных гигантов, что, как и было отмечено в разделе 3.2.6, свидетельствует об их более высокой стадии эволюции.

3. классические бариевые звезды демонстрируют резкое увеличение содержаний s-элементов с уменьшением металличности. Причем разброс значений [s-el/Fe] больше ошибок их определений. Рассмотрим более подробно разные группы звезд на рис. 4.8.

Умеренные бариевые звезды и нормальные красные гиганты Вернемся ещё раз к полученным результатам в рамках проводимого сравнительного анализа нормальных красных гигантов, умеренных и классических бариевых звезд. Из рис. 4.8 отчетливо видно, что умеренные бариевые звезды никоим образом не связаны с последовательностью классических бариевых звезд;

область их расположения на графике полностью совпадает с областью расположения нормальных красных гигантов. Это свидетельствует о том, что двойственность этих звезд, если она и установлена, не является причиной возникновение избытков наблюдаемых содержаний s-элементов, как в случае классических бариевых звезд. Заметим, что у половины из рассматриваемых умеренных бариевых звезд сведения о их двойственности все же имеются (табл. 4.3). Рассмотрим их несколько подробнее. В случае HD 176411 удалось определить орбитальный период P =1270.6 дня [90], который типичен для классических бариевых звезд;

кроме того, в этой же работе сделана оценка массы спутника, которая составила 0.5M, что тоже порядка массы спутника (белого карлика) классической бариевой звезды;

однако, поскольбытка s-элементов зависит от орбитального периода системы, то ку в настоящее время считается установленным, что величина из если бы спутник действительно являлся белым карликом, можно было бы ожидать, согласно [85] или рис. 4.8 данной работы, избытка содержаний s-элементов в атмосфере бариевой звезды порядка 1.0 dex, т.е. она должна быть классической;

поскольку это не наблюдается, авторы работы [90] пришли к выводу, что спутником является обычная маломассивная звезда, которая эволюционирует медленнее, чем та, которую наблюдаем как умеренную бариевую. Другая звезда - HD 74739 - согласно [66], является членом двойной системы, вторым, причем видимым членом которой является звезда класса A3V, которая не может "загрязнить" атмосферу соседа s-элементами. Следующая звезда - HD 49293 - является спектрально-двойной с орбитальным периодом P =1760.9 дня [90]. О ее спутнике, к сожалению, ничего не известно, однако, имея в виду величину орбитального периода, типичную для классических бариевых звезд, но отсутствие больших, на порядок превышающих нормальные, содержаний s-элементов, можно аналогично HD 176411 заключить, что и в данном случае спутником является не белый карлик, а маломассивная обычная звезда, которая не может привнести в атмосферу спутника s-элементы. Еще для четырех звезд из группы умеренных бариевых звезд не удалось установить их двойственности, и, скорее всего, они являются одиночными. И лишь у одной умеренной бариевой, а именно у HD 202109, спутником является белый карлик [84]. Интересно отметить, что именно эта звезда из всех рассмотренных здесь умеренных бариевых звезд имеет наибольшее содержание s-элементов. Таким образом, только у этой звезды происхождение избытков s-элементов может быть связано с ее двойственностью, а сравнительно небольшие их размеры сравнительно с аналогичными величинами для классических бариевых звезд, возможно, есть следствие большого орбитального периода, величину которого пока установить не удалось. Таким образом, можно сделать заключение, что происхождение аномалий содержаний s-элементов в атмосферах умеренных бариевых звезд, за исключением HD 202109, не связано с их двойственностью. К этой же группе звезд, вероятно, следует отнести и звезду HD 196673, которая в нашем исследовании была включена в группу классических бариевых звезд. Это – хорошо известная визуально двойная система (ADS 14078), состоящая из двух гигантов: бариевой звезды K0III (A-компонента) и спутника G5III (B-компонента), который слабее на одну звездную величину. Угловое расстояние между ними составляет около 3”. Как бариевая, она была открыта в 1962 г. [91]: основой для такой классификации явились аномально интенсивные линии SrII, BaII и полосы CN;

позднее спектроскопические исследования подтвердили наличие избытков тяжелых элементов [92]. В данное время она классифицируется как K0IIIBa1 и включается в группу классических бариевых звезд. Поиски орбитального периода на основе анализа данных о величине разделения компонентов системы, собранные за сотню лет [93], не смогли дать уверенных доказательств, что компоненты являются физической парой. Анализ лучевых скоростей на основе десятилетнего мониторинга на Доминиканской астрофизической обсерватории совместно с соответствующими данными, полученными в результате мониторинга с помощью установки CORAVEL, позволил обнаружить период изменения лучевых скоростей, который оказался равен 6500 сут. [94], т.е. HD 196673 является одной из самых широких двойных систем, содержащих бариевые звезды. Отметим, что в ней не найдено значительных аномалий в содержаниях s-элементов и признаков существования в системе белого карлика. На рис. 4.8 эта звезда лежит в области, занимаемой нормальными гигантами и умеренными бариевыми звездами. Таким образом, согласно имеющимся данным, она может быть отнесена к группе умеренных бариевых звезд. Звезда HD 130386, которая классифицируется как K0IIIBa1 и у которой отсутствуют данные о существовании орбитального периода, демонстрирует также небольшое содержание s-элементов и лежит на рис. 4.8 в области, занимаемой нормальными гигантами и умеренными бариевыми звездами. Вероятно и её также можно отнести к умеренным бариевым звездам.

Классические бариевые звезды Согласно предположению о двойственной природе бариевых звезд, один из компонентов двойной системы в конце своей эволюции сбрасывают оболочку, обогащенную s-элементами, которые образовались на стадии АВГ;

часть вещества этой оболочки попадает на звезду спутник и в дальнейшем частично или полностью перемешивается с ее атмосферой, превращая ее в наблюдаемую ныне бариевую звезду. Согласно теоретическим работам, посвященным анализу образования s-элементов на стадии асимптотической ветви гигантов, например [95], s-элементы легче образуются в звездах с пониженной металличностью. Именно это обстоятельство и находит свое отражение на рис. 4.8. На рис. 4.8 для каждой звезды указано значение её орбитального периода (см. табл. 4.3). Видно, что для звезд с близкими значениями металличности есть тенденция увеличения величины [s-el/Fe] с уменьшением величины орбитального периода, что согласуется с гипотезой двойственности бариевых звезд. Таким образом можно сделать заключение, что величину избытка s-элементов определяют как минимум два параметра: величина орбитального периода и металличность. Для некоторых звезд тот или иной параметр может оказаться определяющим. Возможным тому примером является звезда HD 77247, которая не подчиняется зависимости величины [s-el/Fe] от величины орбитального периода (рис. 4.2), но хорошо лежит на зависимости [s-el/Fe] от металличности (рис. 4.8). Ранее для объяснения факта её отклонения от зависимости Pорб -[s-el/Fe] было высказано предположение, что эта звезда может быть одним из компонентов тройной системы [85].

Классические бариевые звезды, для которых не определены величины их орбитальных периодов Ранее (см. раздел 4.2) для сравнительного анализа химического состава звезды, классифицирующиеся как классические бариевые, были разделены на две группы: звезды с известным орбитальным периодом и звезды, для которых его величина не установлена. Заметим, что во вторую группу попали звезды с небольшой степенью бариевости, за исключением звезды HD 183915 (табл. 4.3). Следует отдельно обсудить группу звезд, которые классифицируются как классические бариевые звезды, однако для них не найдены орбитальные периоды. На рис. 4.8 эти звезды лежат ниже классических бариевых звезд, однако повторяют их ход с металличностью (исключение составляет HD 139409;

о ней см. ниже).

Поскольку, как было отмечено выше, разброс точек для них на рисунке определяется величиной орбитального периода, а избыток s-элементов уменьшается с его увеличением, то можно предположить, что эти звезды являются широкими парами, и определение их периода по этой причине затруднительно (как это было отмечено для звезды HD 196673, см.выше). Не исключено, что к этой группе звезд относится и HD 202109, которая по классификации является умеренной бариевой звездой, и для которой наблюдения в ультрафиолетовом спектральном диапазоне дали указание на наличие белого карлика в качестве компонента. Хотя известно, что эта звезда является спектральнодвойной, величина периода у нее пока не определена. Таким образом, эта звезда вероятно также является широкой парой. Упомянутая выше звезда HD 139409 имеет существенно более низкое содержание s-элементов и выпадает из общей зависимости для классических бариевых звезд, у которых отсутствуют данные об орбитальном периоде. Имея в виду, что эта звезда имеет самую низкую металличность среди рассматриваемых звезд, а производство s-элементов в недрах звезды, согласно теоретическому рассмотрению, протекает легче именно при малой металличности, можно предположить, что это звезда может быть одиночной, находящейся в более продвинутой фазе эволюции, как это было в случае нормальных красных гигантов и умеренных бариевых звезд, а более высокое, по сравнению с этими звездами, содержание sэлементов может быть следствием ее возраста и малой металличности. Таким образом, вероятно можно заключить, что звезды, классифицируемые как классические бариевые, у которых не найдены орбитальные периоды, является неоднородной группой, содержащей широкие двойные системы, у которых спутником является белый карлик (т.е. действительно по своей природе являются классическими бариевыми звездами), а также некоторые одиночные звезды с низкой металличностью (т.е. фактически принадлежащие группе нормальных и умеренных бариевых звезд, у которых, как это было уже отмечено, избыток s-элементов определяется их фазой эволюции и металличностью). Выводы из анализа содержаний s-элементов Анализ содержаний s-элементов в классических бариевых звездах показал, что: • в атмосферах этих звезд в двойных системах избытки s элементов зависят от величины орбитального периода и от металличности, что подтверждает гипотезу о двойственности этих объектов;

• звезды без признаков двойственности могут быть как широмалии s-элементов, так и одиночными красными гигантами, кими парами, поэтому и показывают не такие большие анов этом случае избытки s-элементов вызваны низкой металличностью и фазой эволюции и, скорее всего, должны быть отнесены к умеренным бариевым звездам.

Стоит отметить, что сама по себе классификация бариевых звезд обладает большой неопределенностью. Оценки степени бариевости при классификации, как правило, были выполнены на основе глазомерных оценок звездных спектров на снимках звездного неба, сделанных с объективной призмой. И у разных авто Sfrag replacements [14] [14] [14] [15] [15] [67] Рис. 4.9: Зависимость величины избытка s-элементов от индекса бариевости ров могут быть разные оценки, различающиеся на несколько подклассов. На рис. 4.9 показана зависимость средних содержаний s-элементов от степени бариевости для всех звезд данной работы и звезд, исследованных таким же методом, описанным в Главе 2. Для примера на рисунке приведена область с близкими значениями избытков s-элементов ([s-el/Fe]=0.92±0.10), в которую вошли звезды с индексом бариевости 1, 2, 3 и 4. Для нормальных красных гигантов (обозначены индексом бариевости Ba0) можно видеть избытки s-элементов, характерные для умеренных бариевых звезд, что свидетельствует о том, что их не классифицировали как бариевые. Поэтому такие оценки степени бариевости можно считать субъективными. Вследствие этого некоторые звезды могут классифицироваться ошибочно.

Таблица 4.4: Поправки за сверхтонкое расщепление в содержаний элементов в атмосфере звезды HD 199939 Элемент [El]=lgN (El)-lgN (El)HF S La II 0.25 Pr II 0.25 Eu II 0.05 4.3. Учет сверхтонкого расщепления Оценить величину возможного эффекта HFS можно, сделав разбиение каждой исследуемой линии на соответствующие компоненты HFS и определить содержание каждой линии методом синтетического спектра. Сравнение результатов с результатами, полученными выше без учета HFS, даст оценки ошибок полученных в последнем случае. В исследовании классических бариевых звезд эта проблема прежде всего касается PrII, LaII и EuII. Расчеты были выполнены для звезды HD 199939, как для звезды, для которой найдено наибольшее обилие s-элементов. Соответствующие коэффициенты, необходимые для расчета HFS-компонентов, взяты из работ [96–98]. В результате было найдены поправки, которые можно видеть в табл. 4.4. Видно, что полученные величины (за исключением EuII, содержание которого определялось по одной слабой линии) превышают ошибки определения содержания. Поскольку данные оценки были сделаны для звезды с самым большим содержанием sэлементов,то ясно, что для других звезд, которые имеют меньшие избытки s-элементов, эти поправки должны быть меньше, и тем меньше, чем меньше величины этих избытков. Заметим, что в данной работе для каждой звезды был опре делен средний уровень содержаний s-элементов в ее атмосфере как среднее из семи элементов (см. табл. 4.3). Эти данные затем были использованы для построения зависимостей величин содержаний s-элементов от величины орбитального периода (рис. 4.2) и от металличности звезды (рис. 4.8). Учет найденных поправок понизит средний уровень содержаний s-элементов на 0.08 dex (из семи элементов четыре являются нечетными элементами и не имеют сверхтонкого расщепления), что вообще говоря не превосходит точности определения химического состава (±0.10 dex). Однако, имея в виду, что поправка носит систематический характер, а для звезд с меньшими избытками соответствующие поправки будут меньше, можно заключить, что введение этих поправок приведет к несколько меньшему наклону рассмотренных зависимостей, не отразится на выводах работы. 4.4. Выводы Анализ содержаний химических элементов в атмосферах классических бариевых звезд, показал, что полученные выводы согласуются с гипотезой, согласно которой для возникновения феномена классической бариевой звезды необходимым условием является наличие двойной, достаточно широкой звездной системы с компонентами, значительно различающимися по массе, так, чтобы скорости эволюции компонентов системы существенно различны. Наиболее массивный из них быстро эволюционирует, достигает фазы АВГ и сбрасывает оболочку, загрязняя атмосферу спутника веществом с большим содержанием s-элементов, которую мы и наблюдаем как классическую бариевую звезду. В пользу этой гипотезы говорят следующие данные:

1. Зависимость величины избытков s-элементов от величины орбитального периода - установленная ранее и подтвержденная в настоящем исследовании;

2. Анализ данных о содержаниях Na, Al, Mg и Si в атмосферах классических бариевых звезд показал наличие избытков всех рассмотренных элементов, которые коррелируют со светимостью, причем для каждого элемента зависимость совпадает с зависимостью, построенной для нормальных красных гигантов и умеренных бариевых звезд, что свидетельствует о едином механизме их происхождения;

наблюдаемые избытки содержаний связаны с производством их в недрах звезды в результате реакций горения водорода в NeNa- и MgAlциклах и последующим выносом их на поверхность звезды конвекцией на стадии красных гигантов. 3. Избытки Na, наблюдаемые у классических бариевых звезд, лежат в широких пределах, занимая весь диапазон наблюдаемых избытков (см. рис. 4.3), что, возможно, свидетельствует в пользу гипотезы о двойственности классических бариевых звезд. 4. Анализ содержаний s-элементов в атмосферах трех рассмотренных групп звезд показал (см. рис. 4.8), что в достаточно широком диапазоне металличностей избытки s-элементов ведут себя по разному: при одном и том же значении металличности умеренные бариевые звезды имеют существенно меньшие избытки s-элементов, чем классические бариевые звезды, что свидетельствует о разных механизмах их происхождения. Зависимость избытков s-элементов от металличности в классических бариевых звездах свидетельствует в пользу гипотезы происхождения бариевых звезд в двойных системах. 5. Из литературы известно [27, 78, 99–101], что в атмосферах классических бариевых звезд наблюдается избытки содержания углерода. Поскольку углерод является продуктом горения гелия, а рассматриваемые звезды еще не достигли этой фазы, то избытки углерода должны принадлежать веществу, которое является частью оболочки, сброшенной проэволюционировавшим спутником. 6. Доля двойных среди классических бариевых звезд выше [21], чем у нормальных красных гигантов и умеренных бариевых звезд [34]. 7. В пользу гипотезы о двойственности классических бариевых звезд свидетельствует также их положение на диаграмме "температура - светимость" (см. рис. 5.7, где показано расположение этих звезд с учетом обилия s-элементов). В отличие от умеренных бариевых звезд, которые показывали тенденцию увеличения содержаний s-элементов в более поздних стадиях эволюции (см. рис. 5.6), классические бариевые звезды на диаграмме расположены хаотически. Действительно, в рамках гипотезы двойственности загрязнение атмосферы бариевой звезды s-элементами зависит от большого числа параметров - массы проэволюционировавшего компонента, степени металличности, расстояния, разделяющего звезды в двойной системе, массы самой бариевой звезды, поэтому какуюлибо тенденцию, связанную с эволюционными стадиями увидеть весьма трудно. См. также пункт 2 данного заключения.

Таким образом, можно заключить, что данные наблюдений классических бариевых звезд можно объяснить только в рамках гипотезы о двойственности этих звезд в отличие от умеренных бариевых звезд, которые, вероятно, являются одиночными красными гигантами, находящимися на более продвинутой фазе эволюции, чем нормальные красные гиганты. Стоит еще раз отметить и тот факт, что звезды, которые классифицируются как классические бариевые, и для которых не доказана их двойственность, представляют собой неоднородную группу. • Часть звезд, возможно, входят в широкие двойные системы или имеют перпендикулярное расположение плоскости орлучевых скоростей. • Другая часть, возможно представляет собой одиночные красные гиганты с пониженной металличностью и более продвинутой стадией эволюции по сравнению с нормальными красными гигантами, то есть эта подгруппа может быть отнесена к умеренным бариевым звездам. биты к лучу зрения, и пока невозможно измерить изменения 5. Анализ положений бариевых звезд на диаграмме ”температура-светимость” 5.1. Определение параметров звездных атмосфер В рамках данного исследования интересно было бы проанализировать эволюционный статус исследуемых звезд, то есть их положения на диаграмме "температура-светимость". Для этого необходимо знать значение эффективной температуры и светимости каждой звезды. Выше были приведены значения Tэфф и lg g (см. табл. 3.1 и табл. 4.1), которые получены из анализа спектров звезд. Такие параметры подбираются так, чтобы наилучшим образом описать спектр звезды в рамках конкретной сетки моделей звездных атмосфер. Однако, как было отмечено в разделе 2.3.2, в разных сетках моделей определяемые значения температуры и ускорения силы тяжести получаются несколько разными. Даже для Солнца они заметно отличаются от его истинных параметров, которые хорошо известны (см. раздел 2.2, а также [41]). Это свидетельствует о том, что существующие в настоящее время модели звездных атмосфер не являются совершенными. Это также было подтверждено на Симпозиуме 210 МАС, проходившем в Упсале (Швеция) в 2002 году [102, 103]. Учитывая такое обстоятельство, представляется уместным для анализа положений звезд на диаграмме "температура-светимость" использовать эффективные температуры, определенные на основе неспектроскопических методов.

5.1.1. Определение эффективной температуры Эффективную температуру Tэфф для исследуемых звезд можно оценить несколькими способами. Наиболее точными являются методы на основании измерений: 1) угловых диаметров звезд 2) инфракрасных потоков (IRFM) Однако, таких звезд, для которых может быть определена Tэфф одним из этих методов, немного. Для остальных звезд Tэфф определяют следующим образом. По звездам, у которых имеются точные определения Tэфф и значения одного или нескольких показателей цвета c какой-либо фотометрической системы, строят калибровочные кривые Tэфф=f(c). Далее по соответствующим показателям цвета для исследуемых звезд на основании такой калибровочной кривой определяют Tэфф. Если имеются несколько калибровочных кривых, то полученные значения Tэфф усредняют. Наиболее распространенной фотометрической системой является широкополосная система Джонсона UBVRIJKL [43]. Фотометрические измерения, выполненные в этой системе, достаточно многочисленные и включают десятки тысяч звезд. Большинство из таких измерений проводятся в полосах U, B и V, на которые приходиться максимум распределения энергии в спектрах звезд спектральных классов от A до K. Поток в остальных полосах системы Джонсона измерен в основном только для ярких звезд. Поэтому для построения калибровочных зависимостей чаще всего используют соотношение "(B V )-Tэфф"по которому, зная показатель цвета (B V ), можно оценить Tэфф. Если имеются по опорным и исследуемым звездам данные других фотометрических систем, то можно построить и другие подобные калибровочные зависимости. Например, для многих звезд есть измерения в среднеполосной системе 13-цветной фотометрии [44]. Как показывает опыт такие калибровочные зависимости хорошо аппроксимируются полиномом второй или третьей степени. Тогда эффективную температуру звезды можно вычислить используя эти коэффициенты по формуле:

n Tэфф = k= Ak c k, где c - значение какого-либо показателя цвета, а Ak - коэффициенты полинома аппроксимации. Рассмотрим подробнее способы определения эффективной температуры для исследуемых звезд.

1) Определение Tэфф на основании измерений угловых диаметров звезд Одним из самых точных среди прочих является метод определения Tэфф из измерений угловых диаметров звезд, которые получают из анализа наблюдений покрытия звезд Луной или из интерферометрических наблюдений. Эффективная температура определяется из формулы: Tэфф (Fbol)1/4 = 2341, 1/ где F - болометрический поток, - угловой диаметр звезды. Из формулы следует, что относительная точность определения T эфф в 4 раза меньше относительной ошибки в потоке и в 2 раза меньше ошибки измерения диаметра.

PSfrag replacements [14] [14] [14] [15] [15] [67] Рис. 5.1: Калибровочная зависимость для показателя цвета (B V ) на основе измерений угловых диаметров звезд Таблица 5.1: Коэффициенты аппроксимации зависимости "(B V )-температура" на основе измерении угловых диаметров звезд [104] A0 A1 A2 7774.3 -3467.6 568.12 На графике 5.1 приведена калибровка по показателю цвета основе измерении угловых диаметров звезд [104]. Из этой работы выбрано 12 звезд красных гигантов. Зависимость аппроксимировалась полиномом второй степени. Коэффициенты аппроксимации приведены в таблице 5.1. (B V ), которая построена по температурам, определенным на 2) Определение Tэфф методом инфракрасных потоков (IRFM) Этот метод, относящийся к числу болометрических, описан Блэквелом и Шалисом [105]. Метод основывается на измерениях интегрального потока F и монохроматического F в инфракрасной области. Оба потока зависят от эффективной температуры Tэфф и углового диаметра звезды : F= F = 2 4 Tэфф 4 2 4 (Tэфф, g, ), где g - ускорение силы тяжести, а функция (Tэфф, g, ) в приближении абсолютно черного тела определяется законом Планка или в инфракрасном приближении - законом Рэлея-Джинса ние кривых даст решение этой системы уравнении. Исключая угловой диаметр из уравнении 5.1.1 получим отношение потоков:

4 3 Tэфф 4 Tэфф F = =, F (Tэфф, g, ) 2ck В инфракрасном диапазоне отношение потоков есть одно2c 4 kTэфф.

Решением каждого из уравнении является кривая. Пересече значная функция Tэфф. Причем зависимость от Tэфф кубическая лучить относительную точность в 3 раза лучше, чем относительные ошибки определения отношения потоков. В этом заключается одно из преимуществ этого метода. И в добавление, зная Tэфф, можно определить угловой диаметр звезды, а из него при известном параллаксе и линейный диаметр. Для близких звезд, для которых из интерферометрии известны угловые диаметры, можно решить выше приведенную систему уравнении и определить T эфф. Для многих ярких звезд температуры, определенные этим методом, содержатся в работе [106]. (так как в инфракрасной области F Tэфф), что позволяет по PSfrag replacements [14] [14] [14] [15] [15] [67] Рис. 5.2: Калибровочная зависимость для показателя цвета (B V ) на основе IRFM данных Использование калибровочных зависимостей на основе IRFM данных Таблица 5.2: Коэффициенты аппроксимации зависимости "(B V )-температура" на основе IRFM данных [106] A0 A1 A2 A3 10633 -11573 7767.5 -1990.7 Для построения калибровочной зависимости необходимо иметь ряд опорных звезд, эффективные температуры которых определены IRFM-методом, и знать их фотометрические данные. Каталог звезд c IRFM-температурами содержится в [106], где также приведены их характеристики: ускорение силы тяжести и металличность. Кроме того, стоит учесть тот факт, что при одной и той же эффективной температуре показатели цвета различны для звезд разных светимостей и металличностей. Поэтому из каталога [106] были выбраны 42 звезды, близкие по харак PSfrag replacements [14] [14] [14] [15] [15] [67] Рис. 5.3: Калибровочная зависимость для показателя цвета c(52 99) теристикам к нашим исследуемым звездам (4000 < Tэфф < 6000, 1.5 < lg g < 3.0, среднее значение металличности по этим выбранным звездам [M] = 0.07 ± 0.17). Для всех выбранных опорных звезд нам доступны значения цветной фотометрии. Поэтому были построены соответствующие калибровочные зависимости. На рис. 5.2 показана калибровочная зависимость от показателя цвета (B V ), построенная по выбранным данным для мом третьей степени, коэффициенты аппроксимации приведены в табл. 5.2. На рис. 5.3, в качестве примера показана калибровочная зависимость "c(52-99)-Tэфф"для 13-цветной фотометрии. Показатель цвета c(52-99) обозначает разность звездных величин двух спектральных полос с центрами около 5200 и 9900. Подобная калибA A 42 звезд-гигантов [106]. Зависимость аппроксимировалась полино (B V ) стандартной системе Джонсона и все показатели цвета 13 Таблица 5.3: Коэффициенты аппроксимации зависимостей "показатель цвета-температура" по данным 13-цветной звездной фотометрии [44] Color A0 A1 A2 A3 33-52 7005.9 -2369.4 810.59 -113.84 35-52 6752.9 -2368.9 922.06 -152.58 37-52 6997.1 -2550.4 965.23 -154.24 40-52 9198.8 -6404.2 3081.1 -561.11 45-52 19832 -76291 130760 -77990 52-58 12461 -34928 53440 -29022 52-63 12615 -21427 19698 -6531.8 52-72 13685 -19217 13948 -3588.9 52-80 13921 -15798 9135.5 -1872.5 52-86 13180 -13215 6950.9 -1305.7 52-99 12169 -10293 4798.5 -807.07 52-110 11310 -7835.3 3124.5 -457.97 ровка проводилась для всех 12 показателей цвета, коэффициенты аппроксимации полиномов третьей степени приведены в табл. 5.3. Таблица 5.4: Результаты определения температуры для исследуемых звезд на основе калибровок по показателям цвета из 13-цветной фотометрии [44] HD показатель цвета 33 - 52 35 - 52 37 - 52 40 - 52 45 - 52 52 - 58 52 - 63 52 - 72 52 - 80 52 - 86 52 - 99 52 -110 T, K T, K 49293 83618 133208 158899 176411 113226 153210 46407 4611 4607 4630 4596 4555 4679 4690 4673 4675 4685 4674 4634 4642 4338 4353 4342 4321 4330 4374 4298 4342 4333 4324 4325 4288 4331 4897 4894 4950 4919 4849 5000 4977 4990 4960 4956 4968 5036 4950 4139 4141 4140 4147 4220 4208 4167 4197 4208 4200 4193 4188 4179 4631 4627 4648 4670 4747 4691 4656 4726 4773 4750 4744 4743 4700 4944 4930 4948 4968 4975 4966 5007 4972 4991 5007 5026 5024 4980 4550 4527 4539 4551 4644 4553 4558 4550 4571 4567 4585 4616 4567 4856 4794 4758 4623 4510 4802 4815 4812 4842 4861 4878 4794 4823 5002 5005 4947 4796 4573 4844 5110 5057 5135 5158 5149 5105 5074 Для звезд, исследуемых в данной работе, данные 13-цветной фотометрии были найдены для всех умеренных бариевых звезд и нормальных красных гигантов и для двух классических бариевых звезд. Определение эффективных температур было выполнено по всем двенадцати калибровочным кривым для умеренных бариевых звезд и нормальных красных гигантов. Для двух классических бариевых звезд для определения средних значений температур не принимались во внимание результаты, полученные по показателям цвета c(40 52), c(45 52), c(52 58), так как они искаженны усиленными линиями (эти звезды классические бариевые) BaII, SrII, а также молекулярными полосами CH, CN и C2. Полученные оценки Tэфф, соответствующие данному показателю цвета, а также среднее их значения с ошибками для каждой из исследуемых звезд приведены в табл. 5.4. Эффективные температуры исследуемых звезд, полученные различными методами В табл. 5.5 собраны значения температур, определенные описанными выше методами, для всех исследуемых звезд. Необходимые значения показателей цвета (B V ) для них взяты из работ [43, 107–113], а значения показателей цвета 13-цветной фотометрии из [44]. В колонке 2 табл. 5.5 приведены значения температур, полученные из калибровки по (B V ) и по температурам, определенным из измерений диаметров звезд;

в колонке 3 - по данным 13-цветной фотометрии и IRFM температур;

в колонке 4 по (B V ) и IRFM температурам. Для сравнения приведены, так лученные в Диссертации (колонка 5). называемые, спектроскопические эффективные температуры, по Таблица 5.5: Определение эффективной температуры исследуемых звезд различными методами метод HD 1 16458 46407 65854 77247 88562 101013 130386 139409 175190 178717 183915 196673 199394 199939 204075 205011 49293 83618 113226 133208 153210 158899 176411 TD кал.(B V ) 2 4403 5021 4993 5014 4309 4955 4713 4803 4275 4114 4648 4722 5072 4681 5137 4873 4625 4186 5016 4945 4516 3959 4691 TIRF M кал.13цв 3 4823 5074 4642 4331 4980 4950 4567 4179 4700 TIRF M кал.(B V ) 4 4311 5077 5048 5069 4183 5007 4725 4835 4138 3940 4642 4736 5128 4685 5192 4916 4634 4312 4964 4898 4552 4130 4686 Tн.р. спектр 5 4560 4916 4958 4978 4274 5080 4720 4731 4188 4073 4616 4905 5080 4600 5300 4880 4717 4355 5187 5075 4593 4180 Определение температуры исследуемых звезд из измерений их диаметров невозможно в виду отсутствия таковых. Калибровка по температурам, полученным из измерений диаметров звезд, несмотря на точность метода, имеет меньшую точность результата, так как построена по малому количеству данных. Точные прямые IRFM температуры получить весьма затруднительно, а использование измерений широкополосной фотометрии вместо инфракрасных потоков заметно снижает точность, к тому же не всегда мы PSfrag replacements [14] [14] [14] [15] [15] [67] Рис. 5.4: Сравнение IRFM температур для исследуемых звезд, полученных из калибровок по 13-цветной фотометрии и по показателю цвета (B V ) имеем какие-либо фотометрические измерения в инфракрасной области. Поэтому будем рассматривать определения эффективных температур двумя калибровочными методами: 1) по показателям цвета 13-цветной фотометрии и 2) по показателю цвета (B V ). На рис. 5.4 показано сравнение температур наших звезд, по 14 из 23 звезд, для которых нашлись фотометрические данные. Соответствие температур находится в пределах 30 K, только для двух точек наблюдаются сильные отклонения - это классические бариевые звезды, и как отмечалось выше, для них калибровки, построенные по среднеполосным системам и нормальным звездам, могут давать отклонения. Таким образом можно считать, что эти две калибровки находятся в хорошем согласии, и для дальнейше лученные из калибровок 13-цветной фотометрии и (B V ) для го анализа будем использовать калибровку по показателю цвета (B V ), так как такие фотометрические данные есть для всех исследуемых в Диссертации звезд.

5.1.2. Определение светимости исследуемых звезд Для дальнейшего анализа положений исследуемых звезд на диаграмме "температура-светимость" необходимо оценить их светимость. Она определялась из видимых звездных величин и расстояний до исследуемых звезд. Необходимые для этого данные помещены в табл. 5.6. В колонках 2, 5 и 3 приведены соответственно (из каталога HIPPARCOS [114]. видимые звездные величины, показатели цвета B V и параллаксы Для оценки светимости исследуемых звезд необходимо учесть межзвездное поглощение. Его оценка была сделана на основе анализа положении исследуемых звезд на двухцветной диабот [109, 111–113, 115]. грамме (B V, U B). Значения показателей цвета взяты из раПоложение звезды на этой диаграмме, не искаженное межзвездным покраснением, зависит от нескольких параметров: эффективной температуры, ускорения силы тяжести, металличности. Для каждой звезды анализ проводился отдельно. Из набора кривых нормальных показателей цвета по данным работы [116] выбирались те, параметры которых меньше всего отличаются от определенных нами ускорения силы тяжести и металличности для каждой конкретной звезды. Наблюдаемое положение каждой звезды (B V, U B ) приводилось к ее нормальному положению ((B V )0, (U B )0 ) на кривую нормальных показателей цвета по линии покраснения. По величине разности ((B V )0, (U B )0 ) Таблица 5.6: Светимости исследуемых звезд HD mv r, (B V )Av M пк (Hip) 4 5 6 7 Классические бариевые звезды 6.54 152 1.332 0.24 -1.01 8.25 121 1.123 0.67 -0.07 6.34 157 0.976 0.16 2.00 2.86 349 1.001 0.27 -1.36 3.13 319 1.451 0.41 -0.21 7.07 141 1.071 0.41 -0.30 3.42 292 1.105 0.13 0.01 5.51 181 1.078 0.20 0.33 12.07 82 1.345 0.00 -0.36 2.90 344 1.918 1.50 -2.85 3.48 287 1.363 0.84 -1.22 2.76 362 1.143 0.27 -1.42 6.33 157 1.022 0.41 0.36 3.16 316 1.293 0.67 -1.12 8.19 122 0.986 0.38 -2.27 6.31 158 1.079 0.31 -0.16 Умеренные бариевые звезды 8.74 114 1.114 0.00 -1.23 11.83 84 1.319 0.00 -1.42 14.91 67 0.958 0.00 -0.92 8.88 112 1.42 0.00 -1.76 21.22 47 1.08 0.00 0.27 Нормальные красные гиганты 31.90 31 0.94 0.00 0.09 37.99 26 1.160 0.00 0.60, мсек (Hip) 3 L/L lg g M M 1 16458 46407 65854 77247 88562 101013 130386 139409 175190 178717 183915 196673 199394 199939 204075 205011 49293 83618 133208 158899 176411 113226 2 5.790 6.266 8.41 6.860 8.52 6.124 7.80 7.15 4.99 7.14 7.29 6.97 6.999 7.424 3.754 6.426 4.480 3.909 3.488 4.402 4.025 2.83 3. 8 2.278 1.904 1.077 2.420 1.960 1.995 1.874 1.746 2.018 3.016 2.363 2.443 1.733 2.323 2.784 1.939 2.368 2.444 2.244 2.580 1.768 1.840 1. 9 1.95 2.78 3.32 2.39 1.91 2.69 2.65 2.66 1.96 1.41 2.25 2.28 2.93 2.27 2.14 2.70 2.21 1.89 2.47 1.70 2.66 2.77 2. 10 1.9 2.9 1.6 3.8 1.0 3.1 2.5 1.9 1.2 3.5 3.2 3.9 2.7 3.1 4.6 2.9 3.3 2.5 3.5 2.5 2.2 2.7 1. определялось поглощение в полосе V (колонка 6 в табл. 5.6): AV = 3.2((B V ) (B V )0 ). Значения величин поглощения AV приведены для классиче ских бариевых звезд, которые расположены значительно дальше умеренных бариевых звезд. Из табл. 5.6 видно, что умеренные бариевые звезды находятся на расстоянии в среднем меньше 100пс, 0. PSfrag replacements UB [14] [14] [14] 1. 1. [15] [15] [67] 1.6 1 1.1 1.2 1.3 1.4 1.5 1. BV Рис. 5.5: Определение непокрасненных показателей цвета для некоторых исследуемых звезд по данным работы [116] для lg g=1.5 и значении металличности от 0.0(жирная линия), -0.1, -0.2, -0.3, -0.5 а классические бариевые звезды - до 362пс. Анализ положений исследуемых умеренных бариевых звезд на двухцветной диаграмме показывает, что в пределах ошибок значений (B V ) ( 0.01m) межзвездное поглощение отсутствует. Действительно, на расстояниях до 100 пс межзвездное поглощение крайне мало, за исключением некоторых направлений, и его не учитывают. По данным работы [116] определялась величина болометрической поправки BCV с учетом определенных нами ускорения силы тяжести и металличности. Из полученных результатов находим величину светимости звезды: L = 0.4(4.69 (m + 5 + 5lg + AV + BCV )). L Полученные оценки эффективной температуры и светимости lg дают возможность отобразить положения исследуемых звезд на диаграмме "температура-светимость"(рис. 5.6 и 5.7) и проанализи ровать их. 5.1.3. Определение масс и ускорения силы тяжести исследуемых звезд Для определения звездных масс использовались две сетки эволюционных треков из работ [45, 46] для Z=0.02 и Z=0.008. Для каждой звезды определялась масса из обоих сеток и затем, согласно определенной металличности (табл. 4.3), путем интерполяции получаем окончательный результат, приведенный в колонке 10 табл. 5.6. Значение ускорения силы тяжести (колонка 9 табл. 5.6) вычислено по формуле: lg g = 10.607 + lg 5.2. Положение M M + 4 lgTэфф lg бариевых звезд L L на. диаграмме умеренных ”температура-светимость” На рис. 5.6 показаны положения умеренных бариевых звезд и нормальных красных гигантов на диаграмме "температурасветимость"c нанесенными эволюционными треками для Z=0.02 (солнечная металличность) [45]. Значения температуры взяты из табл. 5.5 (колонка 4), а светимости из табл. 5.6. Определение этих величин было описано ранее. Размер кружков отражает избыток в содержании s-элементов относительно железа. Все звезды разделены на три группы: 1) [s-эл/Fe] < 0.12, 2) 0.12 < [s-эл/Fe] < 0.23 и 3) [s-эл/Fe] > 0.23. Звездочками обозначены те звезды, которые классифицируются как умеренные бариевые.

frag replacements [14] [14] [14] [15] [15] [67] Рис. 5.6: Положение умеренных бариевых звезд и нормальных красных гигантов на диаграмме ”температура-светимость” Из рис. 5.6 видно, что нормальные красные гиганты и умеренные бариевые звезды занимают одну и ту же область на диа грамме, однако звезды с большими избытками s-элементов имеют тенденцию располагаться в областях треков с большими массами, а также дальше по ветви красных гигантов. Это подтверждает вывод работы [117], в которой показана зависимость избытка s-элементов от массы звезды у нормальных красных гигантов, что еще раз свидетельствует об эволюционном статусе происхождения аномалий s-элементов. Действительно, чем больше масса звезды, тем больше температура в ее недрах, и тем больше будет -квантов, способных участвовать в фотонейтронной реакции, что в свою очередь приводит к большим потокам нейтронов и большим избыткам sэлементов. Для звезд, находящихся на более продвинутой фазе 3 5 Mo 4 Mo 2. lg (L\Lo) 3 Mo 2 2.5 Mo 1.5 2 Mo 1.7 Mo 1 3.74 3.72 1.5 Mo 3.70 1.25 Mo 3.68 3.66 3.64 3.62 3. g replacements [14] [14] [14] [15] [15] [67] 0.0<[sel/Fe]<0.5 0.5<[sel/Fe]<1.0 1.0<[sel/Fe]<1.5 с периодом lg Tэфф Рис. 5.7: Положение классических бариевых звезд и на диаграмме ”температура-светимость” эволюции, характерно более глубокое проникновение зоны конвекции, которая выносит всё больше продуктов ядерных реакций. Таким образом, эти выводы из рассмотрения положений умеренных бариевых звезд и нормальных красных гигантов на диаграмме "температура-светимость"соответствуют выводам раздела 3.3 о природе умеренных бариевых звезд. 5.3. Положение классических бариевых звезд на диаграмме ”температура-светимость” На рис. 5.7 показаны положения классических бариевых звезд на диаграмме "температура-светимость"c нанесенными эволюци онными треками для Z=0.02 (солнечная металличность) [45]. Значения температуры взяты из табл. 5.5 (колонка 4), а светимости из табл. 5.6. Размер значков отражает избыток в содержании sэлементов относительно железа. Все звезды разделены на три группы: 1) [s-эл/Fe] < 0.5, 2) 0.5 < [s-эл/Fe] < 1.0 и 3) [s-эл/Fe] > 1.0. Крестиками обозначены те звезды, у которых найдено изменение лучевых скоростей. Из рис. 5.7 не видно зависимости расположения звезд с большими избытками s-элементов к трекам больших масс или к областям меньших температур, как это есть в случае умеренных бариевых звезд и нормальных красных гигантов (см. раздел 5.2). Наоборот, отсутствия таких тенденций в случае классических бариевых звезд следовало ожидать. Действительно, в рамках гипотезы о двойственности s-элементы вырабатываются в недрах звезды-спутника, которая, пройдя путь эволюции, сбрасывает оболочку, и часть её оседает в атмосферу звезды, наблюдаемую сейчас как классическая бариевая. Кроме того, вещество сброшенной оболочки смешивается с веществом бариевой звезды вследствие конвекции. В таком случае избытки s-элементов характеризуют исчезнувшую звезду, и ожидать зависимости их от массы исследуемой звезды не приходится. Таким образом, хаотическое расположения классических бариевых звезд с различными степенями бариевости на диаграмме можно рассматривать в пользу гипотезы о двойственности этих объектов, что также подтверждает выводы, сделанные при анализе их химического состава (см. раздел 4.4).

PSfrag replacements [14] [14] [14] [15] [15] [67] Рис. 5.8: Сравнение температур для исследуемых звезд, полученных в Диссертации и из IRFM-калибровки по показателю цвета (B V ) 5.4. Сравнение параметров звездных атмосфер Имея данные о параметрах атмосфер исследуемых звезд, полученные фотометрическим и спектроскопическим методами, интересно их сравнить. На рис. 5.8 приведено сравнение температур для исследуемых звезд, полученных в Диссертации (спектроскопический параметр модели звездных атмосфер) и из IRFM-калибровки по показателю цвета (B V ). Заметно, что имеются небольшие отклонения в значениях температур (в среднем около 100K) и небольшой систепературы. Сравнение полученных из анализа положений звезд на диаграмме ускорений сил тяжести и выведенных в данной работе приведены на рис. 5.9. Заметно, что разброс значений в среднем около матический сдвиг в сторону завышения спектроскопической тем PSfrag replacements [14] [14] [14] [15] [15] [67] Рис. 5.9: Сравнение ускорений сил тяжести исследуемых звезд, полученных из в Диссертации (спектральные) и из анализа положений на диаграмме "температура-светимость"(фотометрические) 0.25 dex (10%), что больше, чем при сравнении температур. Этот разброс является следствием ошибок в параллаксах, учете межзвездного поглощения, расчетах эволюционных треков. Ускорения сил тяжести, выведенные из анализа спектров, имеют систематически меньшие значения, примерно на 0.2 dex. Итак, сравнение параметров звездных атмосфер Tэфф и lg g, выведенных из анализа спектров и полученных по фотометрическим и астрометрическим данным, показало их соответствие. Небольшие отличия спектральных параметров от фотометрических отражают несовершенство моделей звездных атмосфер, о чем было подробро описано в разделах 2.2, 2.4.2 и 5.1. Это не скажется на результатах и выводах работы, так как применение в Диссертации дифференциального анализа в рамках единой сетки моделей позволило определить относительные содержания химических элементов с высокой точностью. 5.5. Выводы Итак, сравнительный анализ положений бариевых звезд и нормальных красных гигантов на диаграмме "температурасветимость" показал, что: • существует тенденция расположения умеренных бариевых звезд и нормальных красных гигантов с большими избыткаобласти меньших температур (т.е. на более продвинутой стадии эволюции);

это свидетельствует о том, что наблюдаемые избытки элементов s-процесса связаны с эволюционным статусом звезды и происхождением обязаны процессу конвективного перемешивания;

ми s-элементов на эволюционных треках больших масс и к • классические бариевые звезды не имеют заметного выделенного расположения с избытком s-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 масигнала к шуму S/N 100 300. териал с высоким разрешением (R 50000 60000) и отношением С целью определений содержаний элементов с максимально возможной точностью были выполнены • тщательный отбор "чистых"(неблендированных) линий, имеющих надежные значения lg gf, • исключение из дальнейшего рассмотрения линий с нулевых уровней или близких с ним, а также достаточно сильных ли ний (с W >100мA), 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 со держаний Na, Al, Mg и Si, вовлеченных в NeNa- и MgAlциклы горения водорода в недрах звезд;

величины этих из бытков 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: а) умеренные бариевые звезды и нормальные красные гиганты составляют по сути одну группу объектов - это 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 s-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 САО 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 САО за предоставленное наблюдательное время и их инженерно-технический персонал за сопровождение наблюдений.

Литература 1. I. 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. K. 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. М. Е. Боярчук, Я. В. Павленко, А. В. Шаврина. Астрон. журн. 68, 291 (1991) 11. M. J. Harris, D. L. Lambert, V. V. Smith. Astrophys. J. 292, 620 (1985) 12. А. А. Боярчук, М. Е. 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, P. C. Keenan. Astrophys. J. 114, 473 (1951) 19. R. H. Garstang. Publ. Astron. Soc. Pac 64, 227 (1952) 20. E. M. Buridge, G. R. Burbidge. Astrophys. J. 126, 357 (1957) 21. B. 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. Bohm-Vitense, K. 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. Pac 96, 239 (1984) 36. R. F. Griffin. The Observatory 102, 82 (1982) 37. 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) 38. R. A. Malaney. Astrophys. J. 321, 832 (1987) 39. Л. Зач. Сообщения САО 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 Astronomia y Astrofisica 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 КрАО 55, 224 (1976) 48. В. Е. Панчук, В. Г. Клочкова, И. Д. Найденов. Препринт САО 135 (1999) 49. R. L. Kurucz. SAO Special Report 309 (1970) 50. Э. А. Гуртовенко, Р. И. Костык. Фраунговеров спектр и система солнечных сил осцилляторов. Наукова Думка, Киев (1989) 51. H. Holweger, E. A. Mueller. Solar Physics 39, 19 (1974) 52. O. 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. Sauval. 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 Astronomia y Astrofisica, vol. 23 23, 181 (1992) 60. H. R. Johnson, A. P. Bernat, B. M. Krupp. Astrophys. J. Suppl. Ser. 42, 501 (1980) 61. E. Vitense. Publ. Astron. Soc. Pac 65, 206 (1953) 62. V. M. Canuto. Astrophys. J. 416, 331 (1993) 63. C. van’t Veer-Menneret, C. Megessier. Astron. and Astrophys. 309, 879 (1996) 64. C. van’t Veer-Menneret, C. Bentolila, D. Katz. Contributions of the Astronomical Observatory Skalnate Pleso 27, 223 (1998) 65. K. Fuhrmann, M. Axer, T. Gehren. Astron. and Astrophys. 271, 451 (1993) 66. D. Hoffleit. The Bright Star Catalogue (1964) 67. P. R. Warren. Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 161, 427 (1973) 68. А. А. Боярчук, Л. С. Любимков, Н. А. Сахибуллин. Астрофизика 22, 339 (1985) 69. А. А. Боярчук, И. Губены, И. Кубат, Л. С. Любимков, Н. А. Сахибуллин. Астрофизика 28, 343 (1988) 70. Л. И. Машонкина, Н. А. Сахибуллин, В. В. Шиманский. Астрон. журн. 70, 372 (1993) 71. С. А. Коротин, Т. В. Мишенина. Астрон. журн. 76, 611 (1999) 72. D. Baumueller, T. Gehren. Astron. and Astrophys. 325, 1088 (1997) 73. R. G. Gratton. Astron. and Astrophys. 148, 105 (1985) 74. Ч. Барнс, Д. Клейтон, Д. М. Шрамм, ред.. Ядерная астрофизика. Мир (1986) 75. T. G. Harrison, T. W. Edwards. Astrophys. J. 187, 303 (1974) 76. J. Tomkin, D. L. Lambert. Astrophys. J. 193, 631 (1974) 77. J. Tomkin, D. L. Lambert, R. E. Luck. Astrophys. J. 199, 436 (1975) 78. P. Kjaergaard, B. Gustafsson, G. A. H. Walker, L. Hultqvist. Astron. and Astrophys. 115, 145 (1982) 79. V. V. Smith, N. B. Suntzeff. Astron. J. 97, 1699 (1989) 80. D. L. Lambert, J. F. Dominy, S. Sivertsen. Astrophys. J. 235, 114 (1980) 81. J. Bonnell, R. A. Bell. Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 201, 253 (1982) 82. A. V. Sweigart, L. Greggio, A. Renzini. Astrophys. J. 364, 527 (1990) 83. R. B. Culver, P. A. Ianna. Publ. Astron. Soc. Pac 88, 41 (1976) 84. E. Boehm-Vitense. Astrophys. J. Lettres 239, 79 (1980) 85. L. Zacs. Astron. and Astrophys. 283, 937 (1994) 86. B. E. Reddy, J. Tomkin, D. L. Lambert, C. Allende Prieto. Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 340, 304 (2003) 87. D. D. Saselov. Publ. Astron. Soc. Pac. 98, 561 (1986) 88. R. M. Cavallo, A. V. Sweigart, R. A. Bell. Astrophys. J. Letters 464, 79 (1996) 89. R. M. Cavallo, A. V. Sweigart, R. A. Bell. Astrophys. J. 492, 575 (1998) 90. H. M. J. Boffin, N. Cerf, G. Paulus. Astron. and Astrophys. 271, 125 (1993) 91. A. P. Cowley, C. R. Cowley. Publ. Astron. Soc. Pac. 74, 79 (1962) 92. A. M. Boesgaard. Astrophys. J. 161, 163 (1970) 93. R. D. McClure, A. W. Woodsworth. Astrophys. J. 352, 709 (1990) 94. S. Udry, A. Jorissen, M. Mayor, S. Van Eck. Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. 131, 25 (1998) 95. M. Busso, R. Gallino, D. L. Lambert, C. Travaglio, V. V. Smith. Astrophys. J. 557, 802 (2001) 96. J. E. Lawler, G. Bonvallet, C. Sneden. Astrophys. J. 556, 452 (2001) 97. S. Ivarsson, U. Litzen, G. M. Wahlgren. Physica Scripta 64, 455 (2001) 98. J. E. Lawler, M. E. Wickliffe, E. A. den Hartog, C. Sneden. Astrophys. J. 563, 1075 (2001) 99. J. Tomkin, D. L. Lambert. Astrophys. J. 227, 209 (1979) 100. V. V. Smith. Astron. and Astrophys. 132, 326 (1984) 101. N. Kovacs. Astron. and Astrophys. 150, 232 (1985) 102. Gustafsson, B. Modelling of stellar atmosheres, 3. IAU (2003) 103. Kurucz, R. L. Modelling of stellar atmosheres, 45. IAU (2003) 104. G. P. di Benedetto, Y. Rabbia. Astron. and Astrophys. 188, 114 (1987) 105. D. E. Blackwell, M. J. Shallis. Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 180, 177 (1977) 106. M. L. Houdashelt, R. A. Bell, A. V. Sweigart. Astron. J. 119, 1448 (2000) 107. A. W. J. Cousins. South African Astronomical Observatory Circular 8, 59 (1984) 108. J. D. Fernie. Astrophys. J. Suppl. Ser. 52, 7 (1983) 109. J.-C. Mermilliod. Catalogue of Eggen’s UBV data. (1986) (1986) 110. L. Haggkvist, T. Oja. Arkiv for Astronomi 4, 137 (1966) 111. P. A. Jennens, H. L. Helfer. Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 172, 667 (1975) 112. E. Watanabe, M. Yutani, Y. Yamashita. Publications of the National Astronomical Observatory of Japan 3, 1 (1993) 113. E. J. Mannery, G. Wallerstein. Astron. J. 75, 169 (1970) 114. The Hipparcos and Tycho Catalogues. ESA SP-1200 (1997) 115. T. Lanz. Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. 65, 195 (1986) 116. T. Lejeune, F. Cuisinier, R. Buser. Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. 125, 229 (1997) 117. Л. И. Антипова, А. А. Боярчук. Астрон. журн. 78, 807 (2001)

Pages:     | 1 ||



© 2011 www.dissers.ru - «Бесплатная электронная библиотека»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.