1846

Особенности химического состава бариевых звезд

Диссертация

Астрономия и авиация

Сравнительный анализ наблюдательного материала, методика определения химического состава атмосфер исследуемых звезд, ошибки, обусловленные неточностью принятых значений параметров модели звездной атмосферы. Исследование умеренных бариевых звезд и нормальных красных гигантов.

Русский

2013-01-06

1.27 MB

4 чел.

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК
ИНСТИТУТ АСТРОНОМИИ
На правах рукописи
Пахомов Юрий Васильевич
ОСОБЕННОСТИ ХИМИЧЕСКОГО СОСТАВА
БАРИЕВЫХ ЗВЕЗД
(01.03.02 - астрофизика и радиоастрономия)
Диссертация на соискание ученой степени
кандидата физико-математических наук
Научный руководитель
доктор физико-математических наук
академик РАН Боярчук Александр Алексеевич
Москва 2004

2
Оглавление
Введение
4
1 Наблюдательный материал
25
1.1 Наблюдения на 2.6-м телескопе ЗТШ КрАО . . . . . .
25
1.2 Наблюдения на 6-м телескопе БТА САО РАН . . . . .
27
1.3 Сравнительный анализ наблюдательного материала .
28
1.4 Обработка наблюдений . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
29
1.5 Резюме . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
31
2 Методика определения химического состава атмосфер ис-
следуемых звезд
32
2.1 Основные положения в методике определения хими-
ческого состава звездных атмосфер . . . . . . . . . . . .
32
2.2 Выбор Солнца в качестве звезды сравнения . . . . . .
34
2.3 Определение параметров модели звездной атмосферы 40
2.3.1 Микротурбулентная скорость . . . . . . . . . . .
40
2.3.2 Температура и ускорение силы тяжести . . . .
44
2.4 Оценки неопределенностей в вычислении содержа-
ний химических элементов . . . . . . . . . . . . . . . . .
49
2.4.1 Ошибки, обусловленные неточностью приня-
тых значений параметров модели звездной ат-
мосферы . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
49
2.4.2 Влияние выбора модели конвекции . . . . . . . .
52
2.4.3 Влияние сверхтонкого расщепления спектраль-
ных линий . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
57
2.5 Резюме . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
59
3 Исследование умеренных бариевых звезд и нормальных
красных гигантов
60
3.1 Вычисление химического состава . . . . . . . . . . . . .
60
3.2 Анализ содержаний некоторых химических элементов 64
3.2.1 Натрий . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
64

3
3.2.2 Алюминий . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
66
3.2.3 Кремний . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
68
3.2.4 Некоторые итоги анализа содержаний Na, Al, Si 69
3.2.5 s-элементы . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
70
3.2.6 Содержание углерода и азота . . . . . . . . . . .
74
3.3 Выводы . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
77
4 Исследование классических бариевых звезд
80
4.1 Вычисление химического состава . . . . . . . . . . . . .
80
4.2 Анализ содержаний некоторых химических элементов 88
4.2.1 Натрий . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
92
4.2.2 Алюминий . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
95
4.2.3 Кремний . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
96
4.2.4 Магний . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
98
4.2.5 Некоторые итоги анализа содержаний Na, Al,
Mg, Si . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 101
4.2.6 s-элементы . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 102
4.3 Учет сверхтонкого расщепления . . . . . . . . . . . . . . 112
4.4 Выводы . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 113
5 Анализ
положений
бариевых
звезд
на
диаграмме
”температура-светимость”
117
5.1 Определение параметров звездных атмосфер . . . . . 117
5.1.1 Эффективная температура . . . . . . . . . . . . . 118
5.1.2 Светимости исследуемых звезд . . . . . . . . . . 128
5.1.3 Масса и ускорение силы тяжести . . . . . . . . . 131
5.2 Положение умеренных бариевых звезд на диаграмме
”температура-светимость” . . . . . . . . . . . . . . . . . . 131
5.3 Положение классических бариевых звезд на диаграм-
ме ”температура-светимость” . . . . . . . . . . . . . . . . 133
5.4 Сравнение параметров звездных атмосфер . . . . . . . 134
5.5 Выводы . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 137
Заключение
138
Литература
141

4
Введение
Обзор
Как известно, большинство звезд гигантов поздних спек-
тральных классов имеют нормальный химический состав, то есть
содержания химических элементов в их атмосферах соответству-
ют солнечным содержаниям. Однако иногда они показывают в сво-
их спектрах различные химические аномалии. К таким звездам
относятся, например, CN- и CH-звезды, SrII-звезды, а также, так
называемые, бариевые звезды (или BaII-звезды) и другие, пред-
ставляющие пекулярные группы G-K-гигантов. Большое количе-
ство эффектов, влияющих на химический состав звездных атмо-
сфер, не позволяет классифицировать пекулярные красные гиган-
ты только по одному какому-нибудь параметру или элементу.
Согласно теории звездной эволюции, на этапе схода звез-
ды с главной последовательности у нее развивается конвективная
оболочка, которая, постепенно расширяясь, проникает в глубокие
внутренние слои звезды, в которых на стадии главной последова-
тельности проходили ядерные реакции, и выносит продукты этих
реакций в верхние слои звездной атмосферы, что приводит к из-
менению её химического состава [1].
Так, например, хорошо известным наблюдательным фактом
является резкое уменьшение содержаний легкогорящих элемен-
тов, таких как литий, бериллий, в атмосферах звезд, сошедших с
главной последовательности [2–5]. Кроме того в атмосферах таких

5
звезд наблюдается изменение содержаний углерода и азота, что
является следствием протекания CNO-цикла горения водорода в
звездных недрах [6,7]. При этом содержание углерода в G-K гиган-
тах понижено по сравнению с солнечным, азот находится в избыт-
ке, содержание кислорода практически не изменяется. Вследствие
таких изменений величина C/N более определенно показывает,
что в атмосферах красных гигантов наблюдаются продукты тер-
моядерных реакции CNO-цикла и часто используется для их ана-
лиза [8]. Кроме того, на протекание CNO-цикла указывают и изме-
нения изотопного содержания углерода и кислорода в атмосферах
этих звезд [9–11]. Обнаруженный сравнительно недавно избыток
содержания натрия в сверхгигантах [12–14] а также в нормальных
красных гигантах [15] свидетельствует о том, что горение водоро-
да осуществляется не только в CNO-цикле, но и параллельно ещё
и в NeNa-цикле [16, 17].
Таким образом задача исследования содержаний химических
элементов в атмосферах красных гигантов различных групп и их
сравнительный анализ важны для понимания как звездной эво-
люции, поскольку отражают синтез элементов в недрах звезды в
различные ее фазы, так и для химической эволюции Галактики.
Данная диссертация представляет исследование одной груп-
пы красных гигантов - бариевых звезд.
Впервые бариевые звезды (или звезды BaII) были выделены
в отдельную группу Бидельманом и Киненом [18] при разработ-
ке двумерной спектральной классификации. По низкодисперсным
спектрограммам (76 ˚A/мм у Hγ) они нашли пять звезд G-K гиган-
тов, в спектрах которых резонансная линия BaII (λ4554˚A) имела
аномально высокую интенсивность по сравнению с другими звез-

6
дами того же спектрального класса; она была сравнима с интен-
сивностью этой линии в спектрах звезд класса S. Кроме того в
спектрах этих звезд было найдено усиление линий SrII (λ4077˚A и
λ4215˚A), а также молекулярных полос CH (G-полоса λ4300-4312˚A),
CN (λ4215˚A) и C2 (система Свана около λ5165˚A), что характерно
для углеродных звезд, принадлежащих асимптотической ветви, а
не для G-K гигантов. Поскольку подобные аномалии наблюдаются
в сверхгигантах, а водородные линии соответствуют гигантам, ав-
торы заключили, что данная группа звезд не может быть отнесена
к нормальным звездам гигантам.
Дальнейшие спектральные исследования [19] выполненные
для бариевой звезды ζ Cap с более высокой дисперсией (5 ˚A/мм
в области λ4000-4600˚A и 10 ˚A/мм в области λ6000-6900˚A) показа-
ли, что кроме указанных выше линий усилены также линии ред-
коземельных элементов LaII, YII, ZrII, NdII, PrII, SmII, CeII. Было
показано, что такие аномалии невозможно объяснить в рамках из-
менений температуры и ионизации.
В 1957 году был выполнен первый количественный анализ хи-
мического состава бариевой звезды HD 46407 [20]. Методом кри-
вой роста Барбидж и Барбидж определили содержания около 30
элементов в её атмосфере. Они предположили, что аномалии в
содержаниях элементов тяжелее железной группы образуются в
недрах звезды и выносятся наверх вследствие конвективного пе-
ремешивания. Рассматривая различные ядерные процессы, авторы
сделали вывод, что эти аномалии содержаний вызваны скорее все-
го процессом медленного захвата нейтронов, или s-процессом.
В работе [21] Уорнер, выполняя детальный анализ двадцати
бариевых звезд, отметил, что линии элементов, начиная от Ca и

7
кончая группой железа, представляют собой нормальный спектр
соответствующего спектрального класса. Автор предложил допол-
нительно классифицировать бариевые звезды по "степени барие-
вости", то есть по степени интенсивности как линий BaII (λ4554˚A),
так и более тяжелых элементов, разделяя эту классификацию на
пять групп по шкале от 1 (самая слабая пекулярность) до 5 (самая
сильная).
Морган и Кинан [22] по спектрограммам с низкой дисперсией
(≈80 ˚A/мм) обнаружили звезды, у которых интенсивность линий
BaII и SrII была ниже, чем у бариевых звезд, но выше, чем у нор-
мальных красных гигантов. Для таких звезд они ввели классифи-
кационный индекс Ba0, а сами звезды назвали "полу-бариевыми".
Позднее [23] эти звезды стали называться умеренными бариевы-
ми, в отличие от классических бариевых звезд, а в классификации
их "бариевости"стали использовать индексы от Ba0 до Ba1 с шагом
0.1.
Внимание к этим интересным объектам не ослабевает, их ис-
следования продолжаются. Возросло и количество обнаруженных
бариевых звезд. Если в [18] таких объектов было 5, то в современ-
ном списке бариевых звезд (классических и умеренных) [24] их
насчитывается около 400. Однако общее число бариевых звезд по
отношению к количеству обычных красных гигантов невелико и
составляет всего 0.5-1% [25].
Исследования, направленные на выяснение природы барие-
вых звезд, дали много интересных результатов, основные из кото-
рых приведены ниже.
1. Классические бариевые звезды
Количественные спектральные исследования на основе на-

8
блюдательного материала с высоким разрешением показали (см.,
например, [26,27]), что в атмосферах классических бариевых звезд
по сравнению с нормальными G и K гигантами наблюдаются:
- умеренный избыток содержания углерода (примерно на
0.3 dex), в то время как у нормальных красных гигантов со-
держание его содержание понижено примерно на 0.3 dex.
- приблизительно нормальные, относительно солнечных, со-
держания азота и кислорода;
- аномально высокие содержания тяжелых (тяжелее F e) эле-
ментов, образование которых осуществляется в s-процессе.
Такие аномалии химического состава атмосфер характерны для
звезд, находящихся на стадии асимптотической ветви гигантов
(АВГ), в той фазе, когда происходит горение водорода и гелия в
слоевых источниках и связанное с этим третье глубокое переме-
шивание. Проблема, однако, заключается в том, что классические
бариевые звезды имеют светимость существенно ниже той, кото-
рую имеют звезды АВГ в этой фазе эволюции [28], и наблюдаемые
аномалии содержаний химических элементов не должны у них на-
блюдаться.
Открытие двойственности бариевых звезд послужило клю-
чом к пониманию природы этих интересных объектов. Многолет-
ние наблюдения лучевых скоростей [21] выявили у многих клас-
сических бариевых звезд изменения лучевых скоростей, свиде-
тельствующие об их двойственности. Анализ полученных функ-
ций масс привел к выводу, что если массу звезды, наблюдаемой
как бариевая, принять равной 1.5 M , то масса спутника долж-
на составлять 0.2-0.6 M [24], т.е. спутники должны быть белыми

9
карликами. Белые карлики должны наблюдаться в ультрафиоле-
товой области спектра, где они ярче, чем главная компонента. И,
действительно, поиски в УФ области спектра излучения, которое
превышало бы излучение в этой области красного гиганта, увен-
чались успехом; у нескольких бариевых звезд такие компоненты -
белые карлики, были найдены [29–31].
Согласно современным представлениям о природе классиче-
ских бариевых звезд, в двойной системе со звездами, сильно раз-
личающимися по массе, более массивный компонент эволюциони-
рует быстрее своего спутника и первым достигает фазы АВГ, при
которой интенсивно теряет вещество, сбрасывает оболочку и пре-
вращается в белый карлик. Часть сброшенной оболочки попадает
на спутник, загрязняя его атмосферу продуктами горения гелия и
s-процесса, вследствие чего мы и наблюдаем эту звезду как бари-
евую.
2. Умеренные бариевые звезды
Исследования содержаний химических элементов в атмосфе-
рах умеренных бариевых звезд не столь многочисленны, как в слу-
чае классических бариевых звезд, однако они привели к некото-
рым вполне определенным выводам:
- в отличии от классических бариевых звезд, которые имеют
избыток углерода, у умеренных бариевых звезд его содер-
жание не отличается от содержания в нормальных красных
гигантах, составляющего примерно -0.3 dex [7, 27];
- содержания элементов s-процесса выше, чем в нормальных
гигантах, но меньше, чем в случае классических бариевых
звезд [32, 33].

10
Интересно заметить, что согласно [34], вопрос о двойственно-
сти умеренных бариевых звезд не так однозначен, как для класси-
ческих бариевых звезд; многие из них не показывают изменения
лучевых скоростей. Одни авторы считают [30], что и классические,
и умеренные бариевые звезды имеют высокую степень двойствен-
ности, другие [35] - наоборот, что классические бариевые звезды
имеют более высокую степень двойственности по сравнению с
умеренными бариевыми звездами; в то же время в [36] отмеча-
ется, что большинство умеренных бариевых звезд, по-видимому,
являются двойными и некоторые из них могли быть связаны со
вспышкой ее компоненты как сверхновой (эта гипотеза нашла свое
развитие в [37]). В [38] отмечено, что гипотеза двойственности не
является универсальной. А в [39] сделан вывод, что эволюцион-
ный статус бариевых звезд еще до конца не выяснен, а также что
имеются сомнения в однородности класса бариевых звезд.
Актуальность проблемы
В современный список бариевых звезд входит около 400 таких
объектов [24]. Он включает в себя как классические, так и умерен-
ные бариевые звезды. Несмотря на многочисленные исследования
как содержаний химических элементов, так и доказательств двой-
ственности (изменений лучевых скоростей, поиски горячего спут-
ника в УФ), в проблеме природы бариевых звезд остается еще
много неясного.
Таким образом задача исследования содержаний химических
элементов в атмосферах бариевых звезд (как классических, так и
умеренных) и их сравнительный анализ с аналогичными результа-
тами для нормальных красных гигантов является актуальной зада-

11
чей для понимания природы этих объектов. Кроме того, данная за-
дача актуальна для понимания звездной эволюции, поскольку ано-
малии химического состава отражают синтез элементов в недрах
звезды и процесс их выноса в её атмосферу в различные фазы
эволюции.
Возросшие возможности современной техники наблюдений и
их обработки позволяют достичь б ´ольшей точности в определении
содержаний химических элементов в атмосферах звезд, что дает
возможность нахождения и более тонкого исследования особенно-
стей химического состава атмосфер бариевых звезд.
Постановка задачи
Главной задачей диссертации является исследование химиче-
ского состава бариевых звезд с целью выяснения их природы. В
решение этой задачи входило:
• получение спектрального наблюдательного материала высо-
кого качества для трех групп красных гигантов: нормальных
красных гигантов, умеренных бариевых и классических ба-
риевых звезд;
• определение содержаний химических элементов атмосфер
исследуемых звезд с возможно большей точностью;
• выполнение сравнительного анализа содержаний химических
элементов в атмосферах трех групп красных гигантов

12
Содержание работы
Диссертация состоит из Введения, 5-х глав и Заключения.
Объем работы составляет 146 страниц и содержит 32 рисунков
и 18 таблиц. Список цитируемой литературы включает 117 наиме-
нования.
Введение содержит обзор научных работ по бариевым звез-
дам. Показана актуальность работы, сделана постановка задачи и
даны характеристики диссертации.
Первая глава описывает наблюдательный спектральный ма-
териал высокого разрешения и с высоким отношением сигнала к
шуму, полученный на телескопах ЗТШ (2.6-м, Крымская астро-
физическая обсерватория, п.Научный, Крым, Украина) и БТА (6-
м, Специальная астрофизическая обсерватория, п.Нижний Архыз,
Карачаево-Черкесcия). Даются характеристики наблюдений и опи-
сывается их предварительная обработка. Выполнен сравнительный
анализ эквивалентных ширин по двум спектрограммам одной звез-
ды (β Gem). Отмечено отсутствие систематических отклонений,
что свидетельствует о возможности дальнейшего совместного ана-
лиза данных, полученных на этих двух инструментах. Приводится
список 23 исследованных звезд, включающий в себя 2 нормаль-
ных красных гиганта, 5 умеренных бариевых и 16 классических
бариевых звезд.
Вторая глава посвящена методу определения параметров
звездных атмосфер и их химического состава. В работе применяет-
ся метод моделей атмосфер и используется приближение локаль-
ного термодинамического равновесия. Параметры звездных атмо-
сфер - эффективная температура, ускорение силы тяжести и ми-
кротурбулентная скорость,- определены следующим методом.

13
Согласно современным представлениям теории звездной эво-
люции, относительные содержания элементов железной группы не
меняются во время эволюции звезды на стадиях главной последо-
вательности и гигантов, откуда следует, что содержание каждого
элемента этой группы в атмосфере гиганта по отношению к со-
держанию его на Солнце должны быть одинаковы и отражать ме-
талличность звезды. Поэтому для оценки атмосферных парамет-
ров для каждой звезды на основании измеренных эквивалентных
ширин проводились расчеты содержаний химических элементов
группы железа (Ti, V, Cr, Fe, Co, Ni) при различных значениях
эффективных температур и ускорений силы тяжести, близких к
ожидаемым (например из спектрального класса и светимости, из
показателей цвета, из литературы и т.д,). Полученные результаты
анализировались с целью нахождения таких параметров модели
атмосферы, при которых разброс относительных содержаний эле-
ментов группы железа был бы минимальным. Как показано в ра-
ботах [40,41], в рамках каждой сетки моделей всегда удается найти
такую модель, которая наилучшим образом описывает наблюдае-
мый спектр. При этом получаемые содержания химических эле-
ментов имеют наименьший разброс, совпадают содержания, по-
лученные по линиям нейтральных атомов и ионов, отсутствует
систематический ход содержаний с изменением потенциала воз-
буждения.
По найденным параметрам вычислялись модели атмосфер для
каждой исследуемой звезды. В диссертации для вычисления моде-
лей звездных атмосфер использовалась программа ATLAS9 с усо-
вершенствованной теорией конвекции [42]. Для вычисления содер-
жаний химических элементов по эквивалентным ширинам линий

14
и с соответствующей моделью атмосферы применялась программа
WIDTH9. При анализе отбирались неблендированные линии с эк-
вивалентной шириной не более 100 м˚A для уменьшения влияния
неЛТР эффектов и минимизации ошибок из-за неопределенностей
в атомных параметрах затухания.
Отмечается актуальность выбора метода дифференциального
анализа содержаний химических элементов в звездных атмосфе-
рах по отношению к Солнцу, в рамках одной сетки моделей ат-
мосфер и по единой методике. Часть Главы посвящена оценкам
ошибок в определениях содержаний химических элементов, обу-
словленным возможной неточностью выбора параметров модели
звездных атмосфер, влиянием выбора модели конвекции и сверх-
тонким расщеплением.
Третья глава посвящена определению и анализу химического
состава умеренных бариевых звезд и нормальных красных гиган-
тов и сравнению полученных результатов. Рассматриваются со-
держания элементов Na, Al, Si, которые находятся в избытке как в
нормальных красных гигантах, что было обнаружено раньше [15],
так и в умеренных бариевых звездах. И эти избытки коррелируют
с ускорением силы тяжести и имеют одну зависимость для этих
двух групп звезд. Сделан вывод о едином механизме возникнове-
ния избытков этих элементов в атмосферах умеренных бариевых
звезд и нормальных красных гигантов, а именно вынос из недр
звезд в их атмосферу конвективным перемешиванием продуктов
ядерных реакций, проходивших на стадии главной последователь-
ности. Повышенные избытки элементов Na, Al, Si в атмосферах
умеренных бариевых звезд по сравнению с нормальными красны-
ми гигантами свидетельствуют о более развитой конвекции в них.

15
На основании сопоставления результатов наблюдений с теоретиче-
скими работами сделан вывод о том, что эти элементы образуются
в NeNa- и MgAl-циклах горения водорода, что свидетельствует о
ходе этих реакции параллельно p-p- и CNO-циклам в недрах звезд
на главной последовательности.
Отмечено, что ускорения сил тяжести для умеренных барие-
вых звезд в среднем ниже, чем для нормальных красных гигантов,
что говорит о их большей светимости и об их более поздней стадии
эволюции по сравнению с нормальными красными гигантами.
Анализ литературных данных по содержаниям продуктов
CNO-цикла в атмосферах умеренных бариевых звезд и нормаль-
ных красных гигантов показал, что конвекция в недрах звезд пер-
вой группы развита сильнее, чем во второй, что также является
следствием более продвинутой стадии их эволюции.
Проанализированы величины избытков элементов s-процесса
и показана единая природа их происхождения как в умеренных
бариевых звездах, так и в нормальных красных гигантах. Повы-
шенное содержание s-элементов в умеренных бариевых звездах
также говорит о более глубоком проникновении конвекции и бо-
лее продвинутой фазе эволюции.
Сделан вывод, что умеренные бариевые звезды представляют
собой одиночные красные гиганты, находящиеся на более поздней
фазе эволюции, чем нормальные красные гиганты. Б ´ольшие вели-
чины избытков элементов в умеренных бариевых звездах опреде-
ляются более развитой конвективной оболочкой в них. А образова-
ние небольших избытков s-элементов, вероятно, связано с потоком
нейтронов, возникающем в ходе фотонейтронных реакций, во вре-
мя которых энергичные гамма-кванты могут выбить нейтроны из

16
атомных ядер.
Четвертая глава посвящена определению и анализу химиче-
ского состава классических бариевых звезд. Для них, как и для
умеренных бариевых звезд, были обнаружены избытки содержа-
ний элементов Na, Al, Si, а также Mg. Найдено, что величины этих
избытков удовлетворяют зависимостям от ускорения силы тяже-
сти, выведенным ранее для умеренных бариевых звезд, нормаль-
ных гигантов и сверхгигантов. Это свидетельствует, что эти из-
бытки в атмосферах звезд всех трех рассматриваемых групп име-
ют единую природу происхождения: в результате реакций горения
водорода в NeNa- и MgAl-циклах в недрах звезд и последующим
выносом их в атмосферу конвективным перемешиванием на ста-
дии красных гигантов.
Проведен анализ содержаний s-элементов, и рассматривают-
ся различные факторы, влияющие на возникновение феномена ба-
риевой звезды. Подтверждено, что избытки в содержаниях эле-
ментов s-процесса увеличиваются с уменьшением орбитального
периода, что и должно наблюдаться согласно гипотезе о двойствен-
ности бариевых звезд. Показано также, что избытки s-элементов
тем больше, чем меньше металличность. В различных случаях мо-
жет быть определяющим как один так и другой фактор.
Сделан вывод, что для объяснения спектральных особенно-
стей классических бариевых звезд необходимо привлечение ги-
потезы об их двойственности: в двойной системе с компонентами,
различающимися по массе, более массивная звезда быстрее эволю-
ционирует и сбрасывает оболочку, содержащую большое количе-
ство продуктов ядерных реакций, на звезду, наблюдаемую сейчас
как бариевая. Это подтверждается также и тем, что в атмосфе-

17
рах классических бариевых звезд наблюдаются избытки углерода.
Показано, что подгруппа звезд, у которых не обнаружена двой-
ственность, является неоднородной и включает в себя два класса
объектов: классические бариевые звезды, находящиеся в широких
парах или имеющие перпендикулярное расположение плоскости
орбиты к лучу зрения, и умеренные бариевые звезды с низкой
металличностью.
В пятой главе проводится анализ положений исследуемых
звезд на диаграмме "температура-светимость". Для определения
положений звезд на диаграмме необходимо знать их эффектив-
ные температуры и светимости.
Поскольку полученные нами параметры звездных атмосфер
выведены на основе анализа спектров с помощью метода моде-
лей атмосфер, то точность их соответствия реальным параметрам
зависит от точности соответствия математической модели реаль-
ной звездной атмосфере. Поэтому для анализа положений иссле-
дуемых звезд на диаграмме "температура-светимость" рассматри-
ваются эффективные температуры, которые получены неспектро-
скопическими методами, основанными на построении калибровоч-
ных зависимостей эффективных температур от показателей цвета
различных фотометрических систем. Калибровочные зависимости
построены по опорным звездам, чьи эффективные температуры
получены методом инфракрасных потоков. Из фотометрических
систем рассматриваются две: широкополосная система Джонсона
UBV [43] и среднеполосная 13-цветная фотометрия [44].
Светимость определялась из видимых звездных величин с
учетом межзвездного поглощения и расстояний до исследуемых
звезд (использовались данные каталога HIPPARCOS).

18
Из рассмотрения положений звезд на эволюционных тре-
ках [45, 46] были выведены их массы. Последующий анализ диа-
граммы "температура-светимость" показал, что у умеренных ба-
риевых звезд и нормальных красных гигантов с б ´ольшими избыт-
ками s-элементов есть тенденция располагаться в областях треков
с б ´ольшими массами и более поздней стадии эволюции. Это под-
тверждает вывод о том, что умеренные бариевые звезды - это нор-
мальные красные гиганты с более развитой конвекцией и в более
продвинутой стадии эволюции. Для классических бариевых звезд
такой тенденции не было замечено, что и следовало ожидать в
рамках гипотезы об их двойственности.
Заключение подводит итог всей работы и содержит выводы
диссертации.
Основное содержание диссертации изложено в следующих
работах:

1. Боярчук А. А., Пахомов Ю. В., Антипова Л. И. и Боярчук М.Е.,
"Анализ содержаний химических элементов в атмосферах
умеренных бариевых звезд", Астрономический журнал, 2002,
том 79, № 10, стр. 909
2. Антипова Л. И., Боярчук А. А., Пахомов Ю. В. и Пан-
чук В. Е., "Исследования классических бариевых звезд",
Астрономический журнал, 2003, том 80, № 8, стр. 704
3. Антипова Л. И., Боярчук А. А., Пахомов Ю. В. и Панчук В. Е.,
"Анализ химического состава атмосфер классических бари-
евых звезд", Астрономический журнал, 2004, том 81, № 6,
стр. 658

19
Личный вклад автора
Автор диссертации:
- принимал непосредственное участие в наблюдениях на 2.6-м
телескопе ЗТШ (КрАО), предварительной обработке получен-
ного спектрального материала, а также ассистировал в части
наблюдений на 6-м телескопе БТА (САО).
- выполнил обработку спектрального материала (проведение
уровня непрерывного спектра, измерение эквивалентных ши-
рин спектральных линий), а также определение параметров
атмосферы и содержаний химических элементов для 4 из 7
умеренных бариевых звезд и нормальных красных гигантов
и для 13 из 16 классических бариевых звезд;
- провел сравнительный анализ эквивалентных ширин по спек-
трам β Gem, полученным на 2.6-м телескопе ЗТШ и на 6-м
телескопе БТА;
- выполнил определение фундаментальных параметров звезд:
эффективной температуры, ускорения силы тяжести, свети-
мости, массы, на основе паралаксов и выведенных фотомет-
рических калибровок, а также на основе метода инфракрас-
ных потоков (IRFM). Сделал учет межзвездного поглощения
на основе анализа двухцветной диаграммы;
- активно участвовал в анализе полученных данных, в част-
ности в анализе зависимостей содержаний Na, Mg, Al, Si от
ускорения силы тяжести и содержаний s-элементов в атмо-
сферах исследованных звезд от их металличности.

20
Апробация результатов
Основные результаты были представлены:
• на астрофизических семинарах:
– Института Астрономии РАН
– Крымской Астрофизической Обсерватории (Крым, Укра-
ина)
• на конференциях ИНАСАН:
– Конкурс молодых ученых, 2002, 2003гг.
• на российской конференции:
– "Физика Космоса" (2001, АО УрГУ)
• на международных конференциях:
– "9-th Open Scientist’s Conference on Astronomy and Space
Physics" (2002, Украина, Киев)
– "Chemical and dynamic evolution of stars and galaxies"
(2002, Украина, Одесса)
Основные положения, выносимые на защиту
Все выводы получены впервые в мире на основе анализа соб-
ственных спектральных наблюдений автора.
1. Результаты определения содержаний химических элементов
в атмосферах 23 звезд с точностью, превосходящей точность
ранее опубликованных результатов других авторов.

21
2. Существование избытков химических элементов Na, Mg, Al,
Si в атмосферах бариевых звезд (умеренных и классических),
а также одинаковой зависимости этих избытков от ускорения
силы тяжести в атмосферах бариевых звезд и нормальных
красных гигантов - вывод о единой природе возникновения
аномалий в содержаниях Na, Mg, Al, Si в атмосферах этих
трех групп звезд.
3. Существование зависимости величины избытков s-элементов
в атмосферах классических бариевых звезд не только от ве-
личины орбитального периода, но и от их металличности.
4. Вывод, что умеренные и классические бариевые звезды явля-
ются разными по природе объектами: умеренные бариевые
представляют собой одиночные красные гиганты на более
поздней стадии эволюции, чем нормальные красные гиганты;
классические бариевые - это компоненты в двойной системе;
происхождение избытков s-элементов связано с двойственно-
стью.
Научная новизна
Все пункты, приведенные ниже, получены автором из соб-
ственных спектральных наблюдений.
• Для большинства исследованных звезд анализ содержаний
химических элементов выполнен на основании наблюдатель-
ного материала, существенно превосходящего по спектраль-
ному разрешению материалов ранее проводимых наблюде-
ний.

22
• Для двух исследованных звезд (HD 88562 и HD 183915) опре-
деление химического состава атмосфер выполнено впервые.
• Впервые показано существование в атмосферах бариевых
звезд (как классических, так и умеренных) избытков содержа-
ний химических элементов Na, Al, Mg, Si, величины которых
зависят от ускорения силы тяжести в атмосфере звезды, то
есть от ее светимости. Причем для каждого из элементов та-
кая зависимость совпадает с аналогичной зависимостью для
нормальных сверхгигантов и гигантов, что свидетельствует о
единой природе происхождения этих избытков.
• Впервые выявлена зависимость избытка магния от ускорения
силы тяжести для нормальных красных гигантов и бариевых
звезд.
• Впервые для классических бариевых звезд из наблюдений
выведена зависимость избытков s-элементов от металлично-
сти
• Впервые показано, что умеренные и классические бариевые
звезды являются разными по природе группами объектов:
– умеренные бариевые представляют собой одиночные
красные гиганты, находящиеся на более поздней стадии
эволюции, чем нормальные красные гиганты; наблюда-
емые избытки s-элементов у них определяются разви-
той конвекцией, которая выносит в атмосферу продукты
ядерных реакции;
– классические бариевые являются компонентами в двой-
ных системах; происхождение избытков s-элементов свя-

23
зано с двойственностью: быстрая эволюция более массив-
ного компонента и сброс его оболочки на звезду, которая
наблюдается сейчас как бариевая;
• Построены двенадцать калибровочных зависимостей, осно-
ванных на данных среднеполосной фотометрии и по темпе-
ратурам, которые определенны методом инфракрасных по-
токов. Калибровочные зависимости позволяют оценивать эф-
фективные температуры звезд по показателям цвета средне-
полосной 13-цветной фотометрии [44].
Научная и практическая значимость работы
• Практическую ценность имеет спектральный материал высо-
кого разрешения, полученный при выполнении данной зада-
чи. В основе его лежат ПЗС-спектрограммы с высоким отно-
шением сигнала к шуму. Спектрограммы могут быть исполь-
зованы для решения других задач.
• Научную значимость представляют выведенные фундамен-
тальные параметры звезд: эффективная температура, ускоре-
ние силы тяжести, светимость, масса, металличность, содер-
жание химических элементов, микротурбулентная скорость.
Полученные данные могут быть использованы другими ис-
следователями при сопоставлении с результатами анализа хи-
мического содержания других звезд.
• Научную значимость представляют зависимости содержаний
элементов Na, Mg, Al, Si в атмосферах умеренных и клас-
сических бариевых звезд и нормальных красных гигантах от

24
ускорения силы тяжести, а также выявленная из наблюдений
зависимость содержаний s-элементов в атмосферах исследо-
ванных звезд от их металличности.
• Научную значимость имеет вывод о единой природе умерен-
ных бариевых звезд и нормальных красных гигантов, а так-
же о разной природе классических и умеренных бариевых
звезд. Полученные результаты и выводы могут быть полезны
при исследовании эволюции звезд и химической эволюции
Галактики.

25
1. Наблюдательный материал
Для решения поставленной задачи были выбраны 23 звезды (5
умеренных бариевых, 16 классических бариевых и 2 нормальных
красных гиганта), и были проведены их спектральные наблюде-
ния. Список всех звезд содержится в табл. 1.1. В последней ко-
лонке таблицы указан телескоп, на котором были проведены их
спектральные наблюдения.
1.1. Наблюдения на 2.6-м телескопе ЗТШ КрАО
Спектральные наблюдения нормальных красных гигантов и
умеренных бариевых звезд были выполнены на 2.6-м телескопе
ЗТШ Крымской астрофизической обсерватории в период с 1994
по 2002 годы в первой камере Шмидта дифракционного кудэ-
спектрографа АСП-14 [47].
Спектрограф
оснащен
дифракционной
решеткой
(600 штр/мм) размером 280x290 мм. Регистрация спектрограмм
проводилась во II-ом дифракционном порядке спектрографа с дис-
персией 3˚A/мм. Все наблюдения проведены при одном значении
ширины входной щели равном 0.2 мм.
В качестве приемника использовалась ПЗС-матрица SDS-900
фирмы PhotoMetric GmbH (1024x256 пикселей).
Время экспозиции выбиралось таким образом, чтобы отноше-
ние сигнала к шуму было не менее 100, обычно S/N ≥ 100-300. За
одну экспозицию регистрировалась спектральная полоса шириной

26
Таблица 1.1: Список звезд, включенных в программу исследования
HD
Координаты (2000.0)
Спектр.класс
mv
телескоп
α
δ
16458
02h 47m 47.7s
+81◦ 26’ 54”
G8IIBa3
5.79m
БТА
46407
06 32 46.9
-11 09 59
K0IIIBa3
6.30
БТА
49293
06 47 51.6
+02 24 44
K0+IIIaBa0.2
4.48
ЗТШ
65854
08 03 32.3
+54 09 35
G8IIIBa1
8.41
БТА
77247
09 03 32.3
+53 06 30
G8IIIBa2
6.87
БТА
83618
09 39 51.4
-01 08 34
K2.5III-IIIbBa0.3
3.91
ЗТШ
88562
10 12 29.9
-15 53 23
K2IIIBa4
8.52
БТА
101013
11 37 53.0
+50 37 06
K0IIIBa3
6.12
БТА
113226
13 02 11.0
+10 57 33
G8IIIab
2.83
ЗТШ
130386
14 48 02.3
-05 30 24
K0IIIBa1
7.80
БТА
133208
15 01 56.8
+40 23 26
G8IIIaBa0.3
3.49
ЗТШ
139409
15 38 41.4
-17 39 53
G5IIBa1
7.15
БТА
153210
16 57 40.1
+09 22 30
K2III
3.20
ЗТШ
158899
17 30 44.3
+26 06 38
K3.5IIIBa0.1
4.40
ЗТШ
175190
18 55 07.1
-22 40 17
K3IIBa1
4.99
БТА
176411
18 59 37.4
+15 04 06
K1-IIIBa0.2
4.02
ЗТШ
178717
19 09 22.0
+10 14 28
K4IIIBa4
7.14
БТА
183915
19 31 25.5
+11 37 41
K1IIBa3
7.29
БТА
196673
20 37 44.3
+33 21 59
K0IIIBa1
6.97
БТА
199394
20 55 09.0
+46 21 00
G8IIBa1
7.00
БТА
199939
20 58 43.5
+44 24 53
K0IIIBa4
7.44
БТА
204075
21 26 39.9
-22 24 41
G4IIBa3
3.77
БТА
205011
21 31 50.2
+23 50 43
G9IIIBa2
6.43
БТА
около 60˚A. Из всего возможного для данного спектрографа диапа-
зона были выбраны 19 спектральных полос по 60˚A. Спектральные
полосы выбирались таким образом, чтобы зарегистрировать необ-
ходимые линии для выполнения поставленной задачи. В табл. 1.2
для каждой из выбранных полос указана центральная длина вол-
ны λцентр, номер используемого фильтра и перечислены элементы,
чьи спектральные линии представляют интерес для данной рабо-
ты, кроме элементов группы железа, так как их многочисленные
линии содержатся почти во всех указанных спектральных полосах.
Все отобранные линии лежат в диапазоне от 5100 до 6800˚A,

27
Предварительная обработка наблюдений (деление на плоское
поле, удаление следов космических частиц и т.д.) была выполнена
по программам, написанным сотрудниками КрАО.
1.2. Наблюдения на 6-м телескопе БТА САО РАН
Классические бариевые звезды являются относительно сла-
быми объектами и практически недоступны для наблюдении на
ЗТШ КрАО, поэтому их наблюдения были выполнены на 6-м те-
лескопе БТА Специальной астрофизической обсерватории РАН.
Наблюдения классических бариевых звезд проводились с
2000 по 2003 год с помощью эшельного спектрографа, стацио-
Таблица 1.2: Список 19-и спектральных полос по 60˚A, получаемых на
кудэ-спектрографе ЗТШ КрАО
N λцентр фильтр основные элементы (кроме группы железа)
1
5130
4
ZrII CeII YII LaII NdII NaI
2
5247
4
PrII NdII ScII MnI ScI CaI CeII
3
5308
4
ZrII LaII MnI PrII CeII ScII ZrI NdII YII
4
5352
4
LaII ZrII PrII NdII CeII MnI ScI CaI ScII
5
5416
4
MnI PrII ZrI NdII YII
6
5525
4
SiI MnI HfI YI MoI ScI PrII NdII ScII CeII YII
7
5715
4
LaII SiI ScI MgI NdII GdII YII
8
5780
4
SiI MoI PrII NdII
9
5853
4
LaII MnI PrII BaII CaI ZrI ScII NdII
10 6016
5
MnI MoI YI PrII CeII ZrI NdII
11 6075
5
SiI EuII
12 6135
5
ZrII SiI BaII CaI NaI ZrI
13 6194
5
SiI YI ScI CaI EuII
14 6315
5
LaII MgI ZrI ScII
15 6415
5
SiI LaII MnI CaI EuII
16 6475
5
BaII CaI ZrI
17 6628
5
SiI NdII ScII EuII YII
18 6707
5
SiI AlI YI CaI
19 6786
5
ZrII SiI LaII YI NdII CaI ZrI YII

28
нарно установленного в фокусе Нэсмита. Спектрограф изготов-
лен в 1998 году в Лаборатории звездной спектроскопии САО [48].
Узел скрещенной дисперсии представлен дифракционной решет-
кой (300 штр/мм), работающей в первом порядке. Дисперсия спек-
трограмм составляет около 2 ˚A/мм для λ5000˚A.
Приемником излучения являлась ПЗС-матрица 2048x2048
(размер пикселя 15x15 мкм) производства Ford-Loral Астрономи-
ческой обсерватории университета г.Уппсала (Швеция). Одновре-
менно на данной ПЗС-матрице регистрируется около 25-26 спек-
тральных диапазонов размером около 60˚A. Наблюдательный ма-
териал охватывает диапазон 4600-6100˚A. Для уменьшения влияния
космических лучей снимались два или более кадров, которые скла-
дывались и подвергались фильтрации.
Предварительная обработка ПЗС изображении производи-
лась в пакете MIDAS сотрудниками Лаборатории звездной спек-
троскопии САО. Для привязки по длинам волн использовался
спектр торий-аргоновой лампы. В результате имели выходные
файлы спектров в формате ’длина волны’-’сигнал’.
1.3. Сравнительный анализ наблюдательного материала
Поскольку наблюдения звезд, включенных в программу, про-
водились на разных инструментах, то для дальнейшей работы с
данными необходимо удостовериться в однородности получаемых
спектров. С этой целью на обоих телескопах были проведены на-
блюдения красного гиганта β Gem (K0IIIb), который часто исполь-
зуют в качестве звезды сравнения, и измерены эквивалентные ши-
рины одних и тех же линии. На рис.1.1 показано сравнение полу-
ченных эквивалентных ширин по наблюдениям на ЗТШ и БТА. Из

















29
Рис. 1.1: Сравнение эквивалентных ширин спектральных линии,
полученных на спектрографах ЗТШ КрАО и БТА САО
рисунка видно, что между двумя наборами данных нет системати-
ческих различии, а разброс точек не превышает нескольких мил-
лиангстрем, что находится в пределах точности измерении. Таким
образом можно заключить, что химический состав звезд, спектры
которых получены на этих двух инструментах, не должен содер-
жать систематических различий, что дает возможность проводить
их дальнейший сравнительный анализ.
1.4. Обработка наблюдений
Дальнейшая обработка спектров проводилась с помощью па-
кетов программ, разработанных в КрАО, и включала в себя:
• приведение спектра к лабораторным длинам волн; для это-
го использовались заранее отобранные опорные чистые спек-

30
тральные линии с хорошо известными длинами волн
• проведение уровня непрерывного спектра проводилось по
заранее выбранным точкам, где континуум менее всего иска-
жен спектральными линиями; в качестве опорного материала
использовались регистрограммы фотографических спектров
красных гигантов, полученных на ЗТШ, протяженность кото-
рых была порядка 1000˚A, что позволяет уверенно провести
на них уровень непрерывного спектра;
• нормализацию спектра - деление уровня наблюдаемого спек-
тра на уровень непрерывного спектра
• отождествление спектральных линии и измерение их эк-
вивалентных ширин, которое проводились с помощью про-
граммы EW, разработанной в КрАО и позволяющей аппрок-
симировать профиль линий функцией распределения Гаусса
и определять таким образом её эквивалентную ширину Wλ;
кроме того программа вычисляет остаточную интенсивность
Rc в центре каждой линии, что позволяет построить в рамках
этой программы калибровочную кривую "Wλ-Rc", по которой
можно определить Wλ по Rc в случае, когда профиль линии
искажен блендированием крыльев линии, а центральная глу-
бина остается чистой. Достоинством этой программы являет-
ся еще и возможность определения полуширины линий, что
позволяет отбросить довольно широкие линии, искаженные
блендой.

31
1.5. Резюме
Для решения задач Диссертации был получен спектральный
материал с высоким разрешением и отношением сигнала к шуму
S/N ≈ 100 − 300. Он включает в себя 23 звезды, из них 16 класси-
ческих бариевых, 5 умеренных бариевых и 2 нормальных красных
гиганта. Так как этот материал был получен на двух инструмен-
тах, то был выполнен сравнительный анализ спектрограмм одной
звезды (β Gem), который показал возможность дальнейшего сов-
местного использования всего спектрального материала.

32
2. Методика определения химического состава
атмосфер исследуемых звезд
2.1. Основные положения в методике определения химического со-
става звездных атмосфер
Анализ звездных спектров позволяет получить информацию
о физических условиях звездных атмосфер и их химическом со-
ставе. При этом наблюдаемые данные (непрерывный спектр, экви-
валентные ширины и профили спектральных линий) сопоставля-
ются с расчетными, полученными в рамках применяемой теории
строения звездных атмосфер.
В Диссертации параметры атмосферы - температура, уско-
рение силы тяжести, скорость микротурбуленции, а также содер-
жания химических элементов определены методом моделей атмо-
сфер. Анализ проводится при допущении выполнения условия ло-
кального термодинамического равновесия (ЛТР).
Для расчета моделей звездных атмосфер использовалась про-
грамма Куруца ATLAS9 [49], созданная для расчета ЛТР моделей,
в которой учтена усовершенствованная теория конвекции [42].
Достоинством моделей атмосфер Куруца является учет по-
кровного эффекта, обусловленного большим количеством спек-
тральных линий, за счет применения OPDF - табулированных ин-
тегральных функции непрозрачности.
Вычисления моделей были проведены на персональном ком-
пьютере под операционной системой Linux. В результате была рас-

33
считана сетка моделей звездных атмосфер для красных гигантов с
металличностью [Fe/H]=0.0, -0.2 и -0.5. Сетка покрывает область
температур от 3500 K до 8000 K с шагом 100 K и область логарифма
ускорения силы тяжести от 0.0 до 4.0 с шагом 0.25.
Для каждой звезды из данной сетки моделей выбиралась та-
кая, которая наилучшим образом описывала наблюдаемый спектр.
Признаками правильно выбранной модели являются: одина-
ковые содержания, вычисленные для линий нейтральных и иони-
зованных атомов одного элемента (ионизационное равновесие,
описываемое формулой Саха); одинаковые содержания, вычис-
ленные для линий с разными потенциалами возбуждения одного
элемента (больцмановское распределение электронов по атомным
уровням)
Как было отмечено выше, при анализе допускалось вы-
полнение условий ЛТР. Поэтому для определения содержаний
химических элементов выбирались относительно слабые линии
(Wλ<100 м˚A), которые образуются в сравнительно глубоких сло-
ях звездной атмосферы, где процессы возбуждения и ионизации
определяются столкновительными процессами. Если атмосфера
звезды не имеет внешних факторов воздействия (близкий горя-
чий спутник, сильное влияние хромосферы и др.) или внутренних
(более мощный поток УФ излучения в малометалличных звездах
и др), нарушающих ЛТР и вызывающих заметную переионизацию
вещества или существенно нарушающих распределение электро-
нов по атомным уровням, то это допущение о выполнении условий
ЛТР вполне оправдано.
Отбор относительно слабых линий позволяет также избавит-
ся от неопределенности в содержаниях химических элементов,










































34
Рис. 2.1: Возможные ошибки в определении содержания железа (для
звезды HD 133208) из-за неопределенностей в коэффициентах
уширения Ван-дер-Ваальса (при уменьшении и увеличении их в 3 раза
и 10 раз)
связанной с неточностью применяемых коэффициентов уширения
Ван-дер-Ваальса γ6 (чаще полуэмпирических). На рис. 2.1 представ-
лены изменения содержания железа для линий разной интенсив-
ности в умеренной бариевой звезде HD 133208 при уменьшении
и увеличении в 3 раза и в 10 раз коэффициентов уширения Ван-
дер-Ваальса. Из рисунка видно, что для определения содержания
железа с точностью 0.10 dex выбор линий с Wλ<100 м˚A позволяет
иметь неопределенности в γ6 от 1/3 и до 10 раз.
2.2. Выбор Солнца в качестве звезды сравнения
При исследовании содержаний химических элементов в атмо-
сферах различных звезд в качестве звезды сравнения часто выби-

35
рают Солнце. Это ближайшая к нам звезда, и параметры ее атмо-
сферы известны с большой точностью: эффективная температура
Tэфф=5777 К - по солнечной постоянной и значение ускорения
силы тяжести на поверхности Солнца lg g=4.44 - выведенное на
основании анализа движения Земли и других планет вокруг Солн-
ца.
При исследовании содержаний химических элементов звезд-
ных атмосфер относительно Солнца применяют два подхода: либо
сравнивают средние значения содержаний, полученные по всем
линиям данного элемента, со средним значением содержания эле-
мента на Солнце; либо применяют дифференциальный анализ, на-
ходя разность содержаний, вычисленной по каждой спектральной
линии для звезды и Солнца, а затем усредняя полученные данные
по каждому элементу. Эта процедура компенсирует неточности
сил осцилляторов для отдельных линий (если анализ проводится в
единой системе сил осцилляторов) и увеличивает точность опре-
деления содержаний химических элементов.
В связи с этим большую важность приобретает вопрос о том,
в рамках какой модели солнечной атмосферы были определены
солнечные содержания, используемые как стандартные.
Хорошо известно [50], что модели солнечной атмосферы, рас-
считанные при стандартных условиях классического моделирова-
ния (одномерная и стационарная атмосфера, гидродинамическое
и лучистое равновесие), не воспроизводят удовлетворительно на-
блюдаемый спектр Солнца. Ситуацию улучшают так называемые
полуэмпирические модели, при построении которых распределе-
ние температуры в атмосфере подбиралось таким образом, чтобы
оптимально воспроизвести весь набор наблюдаемых данных. Сре-

36
ди них следует отметить модель Холвегера-Мюллер [51] (HOLMU),
а также еще две - Гарвард-Смитсоновскую модель (HSRA) [52] и
модель Вернацци-Аврета-Лузера (VAL) [53] - которые являются не-
ЛТР-моделями. Остановимся несколько более подробно на моде-
ли (HOLMU). Для ее построения в [51] из фотоэлектрического
атласа Солнца были с большой тщательностью выбраны 900 чи-
стых спектральных линий, принадлежащих 31 различным атомам
и ионам; модель солнечной атмосферы и нижней части хромосфе-
ры (до τ = 10−6) строилась так, чтобы при допущении условий ЛТР
она способна воспроизводить непрерывный спектр и профили вы-
бранных спектральных линий как в центре диска Солнца, так и с
учетом их изменений при переходе к его краю; было показано, что
построенная модель при условии ЛТР полностью достаточна для
интерпретации профилей всех выбранных линий, которые обра-
зуются в слоях атмосферы глубже τ = 10−6 за исключением резо-
нансных, где наблюдаемые центральные глубины превышают вы-
численные; отмечается также, что температура возбуждения всего
на 50 К ниже кинетической температуры и что отмеченные откло-
нения являются несущественными для определения содержаний
химических элементов. Сравнительные исследования различных
солнечных моделей, выполненные другими авторами [50, 54, 55],
подтвердили, что модель HOLMU при ЛТР-расчетах намного луч-
ше, чем другие модели объясняет поведение линий металлов и
их ионов и может быть рекомендована [50, 56] как лучшая модель
фотосферы из использующихся для исследования содержания хи-
мических элементов по фраунгоферовым линиям. Согласно этим
рекомендациям, в настоящее время при получении новых экспери-
ментальных значений сил осцилляторов тех или иных химических

37
элементов или их ионов солнечные содержания по ним определя-
ются при использовании именно модели HOLMU. Именно такие
значения содержаний и приводятся в качестве фотосферных со-
держаний в появляющихся периодически компиляциях Гревесса
(см., например, [56, 57]) которые широко используются как стан-
дартные.
Имея в виду все вышесказанное, надежность используемых
нами значений сил осцилляторов используемых в анализе спек-
тральных линий, была проверена путем вычисления на их основа-
нии солнечных содержаний в рамках модели HOLMU [41], которое
показало хорошее согласие полученных нами солнечных содержа-
ний с общепринятыми значениями [56, 57].
Однако, если Солнце выбрано в качестве звезды сравнения
при дифференциальном анализе звездных атмосфер, вопрос о вы-
боре модели атмосферы Солнца вновь становится актуальным. Де-
ло в том, что, как известно, разные модели солнечной атмосферы
при одних и тех же исходных данных (эквивалентных ширинах
линий, значениях их сил осцилляторов и т.п.) дают заметно разли-
чающиеся значения содержаний химических элементов. Поэтому,
проводя анализ звезд в рамках какой-либо сеток моделей атмосфер
(например, Белл и др. [58] или Куруц [59]), вообще говоря нельзя
быть уверенным в корректности использования стандартных со-
держаний, полученных с помощью модели HOLMU, как бы хоро-
шо она не описывала солнечный спектр. Модели, содержащиеся
в [58] и [59], являются образцами классического моделирования, в
то время как HOLMU - полуэмпиричекая модель с искусственно
измененным распределением температуры. В данном случае для
сравнительного анализа логичнее получить данные о содержаниях





















38
Рис. 2.2: Распределение температуры в солнечной модели
Холвегера-Мюллер и двух моделях Куруца
химических элементов в атмосферах и звезд, и Солнца в рамках
одной сетки моделей, чтобы особенности их строения одинаковым
образом отразились на выведенных результатах.
В сетках моделей [58, 59] имеются вычисленные автором мо-
дели, соответствующие солнечным параметрам: эффективной тем-
пературе Tэфф=5770 К и lg g=4.44. В работе [41], посвященной
исследованию Солнца как звезды сравнения, было показано, что,
солнечные содержания, полученные в рамках этих моделей, по-
казывают большую дисперсию значений; не совпадают значения
содержаний, определенные по линиям ионов и нейтральных ато-
мов; отмечены также различные уровни металличности (см. рис.3
в [41]). Там же показано, что наблюдаемые расхождения не могут

39
быть отнесены за счет неверно выбранных значений эквивалент-
ных ширин, сил осцилляторов и т.п., поскольку эти же исходные
значения в рамках модели HOLMU дают содержания, хорошо со-
гласующиеся с общепринятыми (см. рис.2 в [41]). И, наконец, там
же было показано, что в каждой из сеток моделей [58, 59] можно
найти такую модель, в рамках которых вычисленные содержания
лишены указанных выше недостатков (см. рис.5 в [41]). В разделе
2.3.2 описан такой способ нахождения спектроскопических пара-
метров атмосферы звезды, который использовался в анализе всех
звезд данной работы. Этот метод позволяет найти в сетке моделей
такую, при которой содержания какого-либо химического элемен-
та, вычисленные по линиям с разными потенциалами возбужде-
ния, равны (выполняется уравнение Больцмана), а также содержа-
ния, вычисленные по линиям нейтральных элементов и ионизиро-
ванных, равны (выполняется условие ионизационного равновесия
Саха). Этот же метод, примененный к Солнечному спектру дал
следующие значения параметров атмосферы для него: Tэфф=5887
К и lg g=4.57 [41]. Отметим, что эффективная температура бо-
лее чем на 100 К выше общепринятой эффективной температуры
Солнца, причем это значительно больше возможных ошибок. На
рис. 2.2 показаны распределения температуры в атмосфере Солн-
ца в различных моделях. Видно, что используемая нами модель
Куруца ближе всего к распределению температуры в наилучшей
для Солнца модели HOLMU.
В данной работе исследование содержаний химических эле-
ментов выполнено методом дифференциального анализа в рамках
одной сетки моделей атмосфер как для звезд, так и для Солнца, и
по одной методике, что повышает точность определения содержа-

40
ний.
2.3. Определение параметров модели звездной атмосферы
2.3.1. Определение микротурбулентной скорости
Движение атомов, которые участвуют в образовании спек-
тральной линии, оказывают влияние на ее профиль. Атомы, дви-
жущиеся в одном направлении со скоростью v вдоль луча зрения,
приводят к сдвигу линии, согласно закону Доплера
∆λ
v
=
λ
c
. Хаотическое движение атомов будет расширять линию. Различа-
ют два вида таких движении: тепловое и турбулентное.
Тепловое движение, при котором средняя скорость атомов
определяется формулой
2kT
v0 =
m
, где k - постоянная Больцмана, m - масса атома. Полуширины
спектральных линий
λ
2kT
∆λD = c m
, образованных в таких условиях, не являются одинаковыми и за-
висят от атомной массы атомов, их образующих.
Природа турбулентного движения ещё до конца не понята.
Согласно современным представлениям, крупномасштабное кон-
вективное движение газа сопровождается турбулентными вихря-
ми. В результате в атмосфере звезды имеются ячейки различных
размеров. Движение атомов внутри них будет вызывать расшире-
ние спектральной линии, которое в отличии от теплового движе-

41
ния не зависит от атомного веса, и считается одинаковым для ли-
нии всех элементов (при химической однородности). Если размер
такой ячейки велик по сравнению с длиной свободного пробега
фотона, то такое явление называют макротурбулентностью. При
этом уширение спектральной линии будет увеличивать полуши-
рину её профиля, но её интенсивность останется неизменной. В
другом случае, когда размер турбулентной ячейки меньше длины
свободного пробега фотона, наблюдаем явление микротурбулент-
ности, при котором изменяется не только профиль линии, но и
её эквивалентная ширина. Полуширина спектральной линии бу-
дет определяться скоростью v =
v20 + ξ2, где ξ - микротурбулент-
ная скорость, и вычисляется по формуле
λ
2kT
∆λD =
+ ξ2
c
m
Из всех этих факторов, влияющих на спектральные линии,
при определении параметров и химического состава звездных ат-
мосфер методом анализа эквивалентных ширин, нам необходимо
знать только микротурбулентную скорость ξ, так как макротур-
буленция не изменяет эквивалентных ширин линии, а тепловая
скорость вычисляется по выше приведенной формуле.
Как было отмечено, скорость микротурбуленции не зависит
от атомного веса, поэтому ее определяют по линиям одного эле-
мента, представленного в спектре многочисленными линиями раз-
ной интенсивности. Как правило, таким элементом является FeI.
Условием правильного выбора величины ξ является одинаковое
содержание, получаемое по линиям разной интенсивности. С по-
мощью выбранной модели атмосферы вычисляются содержания
FeI для каждой линии для нескольких значении ξ. Далее строят-
ся графики (F eI) = f(Wλ) и, используя линейную аппроксимацию

42
-4.1
-4.2
-4.3
-4.4
-4.5
-4.6
-4.7
1.1 km/s
1.2 km/s
-4.1
-4.2
-4.3
-4.4
-4.5
-4.6
-4.7
1.3 km/s
1.4 km/s
-4.1
-4.2
1.6 km/s
-4.3
-4.4
-4.5
[Fe/H] -4.6
-4.7
1.5 km/s
-4.1
-4.2
1.7 km/s
1.8 km/s
-4.3
-4.4
-4.5
-4.6
-4.7
-4.1
-4.2
-4.3
1.9 km/s
2.0 km/s
-4.4
-4.5
-4.6
-4.7
0
20
40
60
80 100
0
20
40
60
80 100
W, mA
Рис. 2.3: Зависимость содержании FeI от эквивалентных ширин линии
для различных значений микротурбулентной скорости ξ (на примере
звезды HD133208)


















43
Рис. 2.4: Определение микротурбулентной скорости (на примере звезды
HD133208)
данной зависимости, находим ее наклон iξ для ряда значении ми-
кротурбулентной скорости ξ (рис. 2.3).
Полученные данные о зависимости наклона от ξ, которая яв-
ляется монотонной функцией, хорошо аппроксимируются полино-
мом второй или третьей степени, по которому находим координату
пересечение этой функции с осью абсцисс рис. 2.4. В результате
получим искомую величину ξ.
Ошибка в определении ξ вычисляется по формуле
d ξ
∆ ξ =
∆i
d i
ξ
ξ
,где ∆iξ - средняя ошибка определения величины iξ, и обычно со-
ставляет 0.10-0.15 км/с.

44
Определенные таким образом значения микротурбулентной
скорости для всех исследованных звезд приведены в табл. 3.1
и 4.1.
2.3.2. Определение температуры и ускорения силы тяжести
Современный анализ химического состава звезд осуществля-
ется с использованием моделей звездных атмосфер. Моделирова-
ние звездных атмосфер имеет своей целью описать спектр излу-
чения звезды не только в континууме, но и в линиях. Точность
определения химического состава исследуемой звезды будет опре-
деляться тем, насколько хорошо выбранная модель атмосферы бу-
дет описывать физические условия в атмосфере данной звезды.
К настоящему времени разными авторами рассчитано доволь-
но много сеток моделей атмосфер для различных групп объектов,
различных диапазонов атмосферных параметров, при условии вы-
полнения ЛТР и без него и т.д.
При спектроскопическом анализе спектра звезды из сетки мо-
делей необходимо выбрать наиболее подходящую, для чего надо
знать основные параметры атмосферы этой звезды: её эффектив-
ную температуру Tэфф и ускорение силы тяжести lg g.
Для ряда звезд эти параметры могут быть определены из на-
блюдательных данных без привлечения анализа с помощью мо-
делей звездных атмосфер. Так для некоторых звезд значения их
эффективных температур выводятся на основе наблюдений по-
крытия звезд Луной и из интерферометрических наблюдений. Эти
значения являются наиболее точными определениями эффектив-
ных температур и используются для построения многочисленных
калибровок "цвет-эффективная температура". На основании этих

45
калибровок можно оценить температуры звезд, для которых име-
ются измерения соответствующих показателей цвета. Ускорение
силы тяжести на поверхности звезды может быть рассчитано, ес-
ли известен её параллакс. К сожалению, число звезд, парамет-
ры атмосфер которых можно определить такими независимыми от
анализа атмосфер методами, невелико. Для остальных звезд, как
правило достаточно слабых, оценки Tэфф и lg g так или иначе свя-
заны с расчетами с применением моделей атмосфер (такие пара-
метры атмосферы, выведенные на основе анализа спектра звезды
методом моделей звездных атмосфер, называют спектроскопиче-
скими). Часто они оказываются единственными доступными оцен-
ками атмосферных параметров, хотя следует заметить, что в ряде
случаев такие спектроскопические оценки параметров атмосферы
используют для уточнения их значений, полученных другими ме-
тодами.
Поскольку главной задачей проведенного исследования явля-
ется получение данных о содержаниях химических элементов в
атмосферах бариевых звезд и сравнение их с соответствующими
данными для нормальных красных гигантов, то в целях однород-
ности сравниваемого материала необходимо, чтобы они были по-
лучены одним методом. Поэтому в данной работе параметры атмо-
сфер всех исследуемых звезд были определены из анализа спектра
звезды, подробно описанным в работах [40,41], и применённым для
исследования нормальных красных гигантов и Солнца как звезды
сравнения.
Суть этого метода состоит в следующем. Согласно современ-
ным представлениям теории звездной эволюции, относительные
содержания элементов железной группы не меняются во время



















































46
Рис. 2.5: Зависимости содержании нейтральных и ионизованных атомов
группы железа от Tэфф для различных значении lg g (на примере
звезды HD133208)

47
жизни звезды на стадиях главной последовательности и гигантов,
откуда следует, что содержание каждого элемента этой группы в
атмосфере гиганта по отношению к содержанию его на Солнце
должны быть одинаковы и отражать металличность звезды. По-
этому для оценки атмосферных параметров для каждой звезды на
основании измеренных эквивалентных ширин проводились расче-
ты содержаний химических элементов группы железа (Ti, V, Cr,
Fe, Co, Ni) при различных параметрах Tэфф и lg g, близких к ожи-
даемым (например из спектрального класса и светимости, из пока-
зателей цвета, из литературы и т.д,). Полученные результаты ана-
лизировались с целью определения таких параметров атмосферы,
при которых разброс относительных содержаний элементов груп-
пы железа был бы минимальным. Как показано в работах [40,41], в
рамках каждой сетки моделей всегда удается найти такую модель,
которая наилучшим образом описывает наблюдаемый спектр, т.е.
получаемые содержания химических элементов имеют наимень-
ший разброс, совпадают содержания, полученные по линиям ней-
тральных атомов и ионов, отсутствует систематический ход содер-
жаний с изменением потенциала возбуждения.
Здесь пример такого анализа показан для звезды HD133208.
На рис. 2.5 представлены содержания элементов группы железа
относительно их содержаний на Солнце, рассчитанные для различ-
ных значений параметров атмосферы. Из рисунка видно, что для
каждого значения lg g имеется соответствующее значение Tэфф,
при котором разброс относительных значений рассматриваемых
элементов минимален - это самое узкое место графика, причем, его
ширина ∆ разная для разных значений lg g. В результате для каж-
дого значения lg g из сетки моделей имеем две функции Tэфф(lg g)



































48
Рис. 2.6: Определение Tэфф, lg g и ошибки в металличности (на примере
звезды HD133208)
и ∆(lg g). Первая представляет собой монотонно возрастающую
функцию, аппроксимация которой полиномом второй или третьей
степени дает очень хорошее приближение. Вторая функция имеет
вид гиперболы с ветвями, направленными вверх. Координаты её
минимального значения дадут искомую величину силы тяжести
lg g и среднюю ошибку определения металличности. Зная величи-
ну lg g, из первой функции находим Tэфф. Как следует из рис. 2.5,
для звезды HD133208 это Tэфф=5075 К, lg g=2.68.
Далее по программе ATLAS9 вычислялась модель, соответ-
ствующая найденным параметрам, которая использовалась для

49
уточнения микротурбулентной скорости ξ. Окончательным шагом
является определение c помощью программы WIDTH9 содержаний
всех элементов в атмосфере рассматриваемой звезды на основе
измеренных по спектрограммам эквивалентных ширин. Эта про-
грамма во входном файле требует список спектральных линий с
их атомными данными и эквивалентными ширинами, значение ми-
кротурбулентной скорости и файл с вычисленной моделью атмо-
сферы. На выходе программа дает список линий, для каждой из
которых приведено вычисленное содержание элемента, а также
для каждого элемента усредненное содержание и дополнительную
информацию.
2.4. Оценки неопределенностей в вычислении содержаний хими-
ческих элементов
Для оценки достоверности полученных результатов работы
рассмотрим несколько факторов, влияющих на точность опреде-
ления содержаний химических элементов.
2.4.1. Ошибки, обусловленные неточностью принятых значений
параметров модели звездной атмосферы
Для оценки относительной внутренней точности в содержа-
ниях химических элементов были выполнены расчеты химическо-
го состава для одной из исследуемых звезд HD 16458 (Tэфф=4560 K,
lg g=1.73, ξ=1.53 км/с) при измененных отдельных параметрах
(∆ Tэфф=±100K, ∆ lg g=±0.1 dex, ∆ ξ=±0.1 км/с). Полученные
разности в содержаниях отражены в табл. 2.1. А на рис. 2.7 в
качестве примера показаны изменения содержаний химических

50
Таблица 2.1: Изменения в содержаниях атомов при изменении
параметров звездной атмосферы для звезды HD16458
Элемент Кол-во
∆[El] dex
линии ∆ Tэфф=±100 K ∆ lg g=±0.1 dex ∆ ξ=±0.1 км/с
Na I
5
0.08
0.00
0.03
Mg I
1
0.06
0.00
0.05
Al I
1
0.07
0.01
0.01
Si I
8
0.03
0.02
0.02
Ca I
7
0.10
0.01
0.05
Sc I
6
0.15
0.00
0.02
Sc II
5
0.02
0.04
0.04
Ti I
24
0.15
0.00
0.02
Ti II
6
0.01
0.05
0.05
V I
10
0.17
0.00
0.02
V II
3
0.05
0.05
0.01
Cr I
13
0.11
0.00
0.02
Cr II
1
0.09
0.03
0.04
Mn I
4
0.07
0.00
0.03
Fe I
76
0.05
0.01
0.04
Fe II
5
0.10
0.05
0.04
Co I
5
0.07
0.02
0.03
Ni I
22
0.02
0.02
0.03
Zn I
1
0.04
0.03
0.05
Sr I
1
0.10
0.01
0.03
Y I
2
0.19
0.00
0.05
Y II
6
0.01
0.04
0.07
Zr I
12
0.19
0.00
0.04
Zr II
3
0.01
0.05
0.07
Mo I
5
0.15
0.00
0.06
Ru I
5
0.14
0.01
0.02
Ba II
1
0.02
0.02
0.03
La II
4
0.02
0.04
0.11
Ce II
11
0.01
0.04
0.06
Pr II
8
0.01
0.04
0.05
Nd II
31
0.01
0.04
0.08
Sm II
5
0.03
0.05
0.04
Eu II
1
0.01
0.05
0.01





































































































51
Рис. 2.7: Изменения в содержаниях химических элементов при
изменении параметров звездной атмосферы (HD 16458)

52
элементов для некоторых изменений параметров. Из таблицы и
рисунка следует. что увеличение
температуры на 100 К - приводит к завышению в среднем на
0.10 dex содержаний нейтральных атомов и к занижению со-
держаний ионизованных атомов в среднем на 0.01 dex, кроме
s-элементов; вследствие чего разница между ними для эле-
ментов железной группы достигает 0.20 dex;
ускорения силы тяжести на 0.1 dex - в среднем практически
не изменяет содержаний нейтральных атомов и приводит к
завышению примерно на 0.04 dex содержаний всех ионизо-
ванных атомов;
микротурбулентной скорости на 0.1 км/с - приводит к умень-
шению содержаний как нейтральных атомов (в среднем на
0.03), так и ионизованных атомов (в среднем на 0.05)
2.4.2. Влияние выбора модели конвекции
В настоящей работе исследование химического состава звезд
было выполнено методом моделей атмосфер, вычисленных по про-
грамме Куруца ATLAS9 [49]. Существуют модели атмосфер, вычис-
ленные специально для холодных звезд [58,60]. Однако, предпочте-
ние было отдано именно программе ATLAS9, доступность которой
позволяла самостоятельно вычислять любую модель и избежать
применяемого часто процесса интерполяции моделей, что вносит
неточность, величину которой определить трудно.
Существует ряд модификаций программы ATLAS9. Дело в
том, что в литературе имеется критика описания конвекции в мо-
делях Куруца, и поэтому в разное время были предложены различ-

53
ные способы ее улучшения. Представление о конвекции в насто-
ящее время еще достаточно грубо. Обычно звездные атмосферы
описываются одномерными гидростатическими конфигурациями,
где перенос конвективной энергии вычисляется из так называе-
мой теории длины перемешивания (ТДП) [61]. Эта теория пола-
гает, что конвективными элементами являются поднимающиеся и
опускающиеся пузыри. Пузыри диаметра l проходят расстояние l,
когда часть их энергии излучается, и затем опускаются вниз (l -
шкала перемешивания). Отношение шкалы перемешивания к шка-
ле высот α = l/h обычно допускается постоянным. Характерными
являются значения от 1 до 2. В программе ATLAS9 принято значе-
ние α=1.25. Ряд модификаций программы ATLAS9 включает в себя
различные параметры α. Другие - включение или не включение
в расчет атмосферы "овершутинга- [62] (overshooting (англ. "про-
стрел") - означает проникновение конвекционных пузырей в фо-
тосферу звезды, что приводит к некоторому дополнительному ее
нагреву). Третьи используют комбинации этих факторов. И все эти
попытки построить такую модель атмосферы, которая бы правиль-
но описывала все наблюдения звезды - распределение энергии в
спектре, показатели цвета, крылья водородных линий, спектраль-
ные линии металлов - пока не дали удовлетворительных результа-
тов. И поиски решения этой проблемы продолжаются. В частно-
сти, была развита более совершенная теория конвекции [42]. Она
введена в одну из модификаций ATLAS9 вместо ТДП.
В представленной работе анализ спектров звезд был выпол-
нен на основе моделей звездных атмосфер, рассчитанных с помо-
щью модификации программы ATLAS9, в которой конвекция опи-
сывается в рамках теории [42] и без включения "овершутинга".

54
Таблица 2.2: Распределение температуры в атмосфере Солнца
(Tэфф=5780 K, lg g=4.44) для различных значений параметра α ТДП
lg τR
α=0.5 α=1.25 α=2.00
τR
α=0.5
α=1.25 α=2.00
-6.875 3706.1 3706.5 3707.9 -2.375
4635.5
4636.1 4637.6
-6.75
3730.6 3731.0
3732.4
-2.25
4664.7
4665.3 4666.8
-6.625 3753.2 3753.6
3754.9 -2.125
4694.3
4694.9 4696.5
-6.5
3777.3 3777.7
3778.9
-2
4725.2
4725.8
4727.4
-6.375 3802.7 3803.1 3804.4 -1.875
4757.5
4758.1
4759.8
-6.25
3829.1 3829.5 3830.8
-1.75
4791.7
4792.4 4794.0
-6.125 3854.6 3855.0 3856.3 -1.625
4828.4
4829.1 4830.8
-6
3879.5 3879.9
3881.2
-1.5
4868.4
4869.0 4870.8
-5.875 3903.8 3904.2 3905.5 -1.375
4912.6
4913.3
4915.1
-5.75
3927.6 3928.0 3929.4
-1.25
4962.4
4963.2
4965.1
-5.625 3951.3 3951.7 3953.0 -1.125
5019.3
5020.1
5022.1
-5.5
3974.8 3975.2 3976.6
-1
5086.9
5087.7 5089.9
-5.375 3998.4 3998.8 4000.2 -0.875
5164.3
5165.2
5167.5
-5.25
4021.8 4022.2 4023.6 -0.75
5254.7
5255.7
5258.2
-5.125 4044.9 4045.3 4046.7 -0.625
5359.9
5361.0 5363.9
-5
4067.9 4068.4 4069.7
-0.5
5484.6
5486.0 5489.5
-4.875 4091.0 4091.4 4092.8 -0.375
5630.4
5632.1
5636.1
-4.75
4114.7
4115.2
4116.5 -0.25
5800.3
5802.4 5808.3
-4.625 4138.8 4139.2
4140.6 -0.125
6000.1
6003.5 6010.0
-4.5
4163.2 4163.6
4165.0
0
6233.3
6236.9 6256.4
-4.375 4188.5 4189.0
4190.3 0.125
6505.8
6519.8 6554.4
-4.25
4214.3 4214.8
4216.1
0.25
6818.9
6834.5 6894.0
-4.125 4240.6 4241.0
4242.4 0.375
7183.0
7229.6
7214.5
-4
4267.3 4267.8
4269.1
0.5
7592.8
7615.6
7483.3
-3.875 4294.7 4295.1 4296.5 0.625
8073.8
7925.0
7731.6
-3.75
4322.7 4323.1
4324.5
0.75
8560.2
8192.8
7943.8
-3.625 4350.7 4351.2
4352.5 0.875
8959.7
8423.8
8150.7
-3.5
4379.1 4379.6 4380.9
1
9240.1
8631.7
8331.4
-3.375 4407.6 4408.1 4409.4
1.125
9513.7
8827.4
8517.4
-3.25
4436.1 4436.6 4438.0
1.25
9719.4
9007.2
8681.2
-3.125 4464.5 4465.0 4466.4 1.375
9952.2
9188.2
8857.9
-3
4492.8 4493.3 4494.7
1.5
10131.4
9355.1
9013.5
-2.875 4521.4 4521.9
4523.4 1.625 10352.5
9532.0
9186.4
-2.75
4549.9 4550.4
4551.8
1.75
10526.6
9694.4 9338.9
-2.625 4578.2 4578.7 4580.2 1.875 10743.5
9873.1
9510.9
-2.5
4606.8 4607.4 4608.9
2
10928.8 10035.4 9664.5

55
11000
10000
9000
8000
T, K
7000
α=2.00
α=1.25
α=0.50
6000
5000−1
−0.5
0
0.5
1
1.5
2
lg τR
Рис. 2.8: Распределение температуры в атмосфере Солнца
(Tэфф=5780 K, lg g=4.44) для различных значений параметра α ТДП
В последнее время появился ряд работ, в которых попытки со-
гласовать теоретические показатели цвета с наблюдаемыми приве-
ли к выводу, что последние сильнее реагируют на величину дли-
ны перемешивания, чем на разновидность используемой теории
конвекции, причем найдено, что это согласие лучше при меньшем
значении длины перемешивания, а именно при α=0.5 [63,64]. Ана-
логичный вывод сделан при сравнении наблюдаемых и теоретиче-
ских крыльев водородных линий Hα и Hβ [65]. Поэтому представ-
ляет интерес проверить влияет ли выбор фактора перемешивания
α на содержания металлов, вычисляемых по наблюдаемым эквива-
лентным ширинам.
Для решения этой задачи было выбрано Солнце, которое ис-

56
Таблица 2.3: Содержания химических элементов в атмосфере Солнца
(Tэфф=5780 K, lg g=4.44) для различных значений параметра α ТДП
Элемент число α=0.50 α=1.25 α=2.00
линий
Al I
2
-5.67
-5.67
-5.67
Ba II
3
-9.74
-9.75
-9.75
C I
2
-3.26
-3.26
-3.25
Ca I
22
-5.82
-5.83
-5.82
Ce II
8
-10.46
-10.46
-10.45
Co I
53
-7.22
-7.22
-7.21
Cr I
89
-6.42
-6.42
-6.42
Cr II
15
-6.26
-6.26
-6.25
Cu I
2
-8.43
-8.43
-8.43
Er II
1
-10.42
-10.42
-10.42
Eu II
8
-11.31
-11.31
-11.31
Fe I
219
-4.60
-4.60
-4.60
Fe II
41
-4.41
-4.41
-4.40
La II
6
-10.82
-10.82
-10.82
Li I
1
-11.25
-11.25
-11.25
Mg I
4
-4.51
-4.51
-4.51
Mn I
26
-6.46
-6.46
-6.45
Mo I
1
-10.03 -10.03
-10.03
Na I
2
-5.76
-5.77
-5.77
Nd II
25
-10.64
-10.64
-10.64
Ni I
149
-5.80
-5.80
-5.80
O I
1
-2.83
-2.81
-2.78
Pr II
5
-11.33
-11.34
-11.33
Sc I
13
-9.10
-9.10
-9.10
Sc II
20
-8.87
-8.87
-8.87
Si I
31
-4.48
-4.48
-4.48
Si II
1
-3.99
-4.00
-3.99
Ti I
125
-7.13
-7.13
-7.13
Ti II
30
-6.94
-6.94
-6.94
V I
58
-8.11
-8.11
-8.11
V II
12
-7.98
-7.98
-7.97
Y I
14
-9.93
-9.93
-9.92
Y II
41
-9.74
-9.74
-9.74
Zr I
30
-9.61
-9.61
-9.61
Zr II
26
-9.48
-9.48
-9.47

57
пользовано в качестве звезды сравнения и для которого парамет-
ры атмосферы - Tэфф=5780 K и lg g=4.44 - известны с большой
точностью. По модификации программы ATLAS9, включающей в
себя ТДП и без "овершутинга" были вычислены модели атмосфе-
ры Солнца для нескольких значений параметра α. В табл. 2.2 и
на рис. 2.8 для сравнения приведены температуры вычисленных
моделей как функции оптической толщи τR (в шкале Росселан-
да [49]). Из рисунка видно, что температуры моделей для раз-
ных α под фотосферой (τR>1, lgτR>0) заметно различаются, зато в
области образования линий поглощения (τR<1, lgτR<0) это расхо-
ждение практически отсутствует. Вычисления содержаний хими-
ческих элементов, выполненные при использовании вычисленных
моделей атмосфер приведены в табл. 2.3, из которой видно, что
различия в содержаниях при значениях α=0.50,1.25,2.00 практи-
чески отсутствуют.
Таким образом, можно сделать вывод, что
• варьирование величины α не изменяет результаты определе-
ния химического состава звезд;
• выбором соответствующей величины α невозможно решить
проблему расхождения содержаний химических элементов,
вычисленных по линиям нейтральных элементов и их ионов,
в рамках моделей Куруца для действительных солнечных па-
раметров, что было отмечено в предыдущем разделе.
2.4.3. Влияние сверхтонкого расщепления спектральных линий
Как известно, уровни энергии электронов в атомах с нечет-
ной массой ядра имеют сверхтонкое расщепление из-за взаимодей-

58
ствия магнитных моментов ядра и электрона. Для s-элементов, чьи
линии усилены в бариевых звездах, неучет сверхтонкого расщеп-
ления может привести к систематическому завышению оценок их
содержания. Действительно, расщепление энергетических уров-
ней приведет к соответствующему расщеплению линий на ряд
смещенных компонентов, сложение которых (в случае достаточно
большой оптической толщи в линиях) приведет к более высоко-
му значению эквивалентной ширины, а в зависимости от картины
расщепления - еще и к деформации профиля линии. Этот так на-
зываемый HFS-эффект (high fine structure) заметен в том случае,
если номер элемента нечетный, а сама линия достаточна сильна.
Последнее обстоятельство особо важно в классических бариевых
звездах, где содержания s-элементов превышают солнечные со-
держания в отдельных случаях на 1.5 dex. При этом линии, слабые
или вообще на грани обнаружения в спектре Солнца, в спектрах
классических бариевых звезд оказываются довольно интенсивны-
ми. Примерами этого могут служить линии LaII в спектре звезды
HD 199939 класса, эквивалентные ширины которых более 100 м˚A,
полученное по ним содержание La в атмосфере звезды почти на
полтора порядка выше солнечного. Заметим, что чистых слабых
линий LaII в спектре звезды не найдено. В этой ситуации важно
оценить величину возможного эффекта HFS.
Как было описано выше в разделе 1.4, эквивалентные ширины
линий измерялись программой EW, которая также определяла и
полуширину линии, что позволяло контролировать измерения и
исключать из дальнейшего анализа широкие и искаженные линии.
Более подробно этот вопрос рассмотрен в разделе 4.1.5, по-
священный анализу химического состава классических бариевых

59
звезд, где показано, что учет сверхтонкого расщепления несколько
уменьшает содержания таких элементов, но не влияет на выводы,
сделанные в Диссертации.
Изотопический сдвиг в данной работе не учитывался, оценки
его свидетельствуют о том, что этот эффект также не скажется на
выводах работы.
2.5. Резюме
Во второй Главе показано, что применение описанной ме-
тодики, основанной на дифференциальном анализе химического
состава, дает возможность минимизировать ошибки, связанные с
неопределенностью в атомных данных, выбором модели конвек-
ции и другие, и определить относительные содержания химиче-
ских элементов с максимально возможной точностью.

60
3. Исследование умеренных бариевых звезд и
нормальных красных гигантов
3.1. Вычисление химического состава
В табл. 3.1 приведен список умеренных бариевых звезд, для
которых в данной работе выполнено определение содержаний ря-
да химических элементов в их атмосферах. Кроме того, аналогич-
ное исследование выполнено для двух нормальных красных гиган-
тов, сведения о которых также указаны в табл. 3.1. Спектральный
класс всех звезд указан в соответствии с [66]. Там же для каждой
звезды приведены оценки параметров моделей атмосфер, получен-
ные так, как это было описано в предыдущей Главе. Для каждой
звезды была вычислена модель её атмосферы с соответствующими
параметрами. Список спектральных линий, отобранных для иссле-
дования химического состава, соответствующие значения сил ос-
цилляторов lg gf и измеренные эквивалентные ширины Wλ доступ-
ны в электронном виде по адресу ftp://ftp.inasan.rssi.ru/pakhomov/.
С помощью программы WIDTH9 были вычислены содержания хи-
мических элементов в атмосфере каждой звезды.
В табл. 3.2 представлены оценки содержаний 21 химических
элементов в атмосферах исследованных звезд. Величина содержа-
ния [El/H] определялась по формуле
N (El)
N (El)
[El/H] = lg
− lg
N (H)
N (H)

на основании измеренных эквивалентных ширин по программе

61
Таблица 3.1: Список исследуемых умеренных бариевых звезд и
нормальных красных гигантов и принятые параметры моделей атмосфер
N
HD
Звезда
Спектр
T,K
lg g ξ,км/с
Умеренные бариевые звезды
1
49293 18 Mon K0+IIIaBa0.2
4717 2.45
1.42
2
83618
ι Hya
K2.5III-IIIbBa0.3 4355 1.95
1.47
3 133208
β Boo
G8IIIaBa0.3
5075 2.68
1.54
4 158899
λ Her
K3.5IIIBa0.1
4180 1.57
1.34
5
176411
Aql
K1-IIIBa0.2
4691 2.35
1.39
Нормальные красные гиганты
6 113226
V ir
G8IIIab
5187 3.20
1.41
7 153210
κ Oph
K2III
4593 2.52
1.14
WIDTH9 с помощью модели атмосферы, рассчитанной по програм-
ме ATLAS9 Куруца для соответствующих параметров атмосферы
(табл.3.1). Указанные в табл. 3.2 значения содержаний определе-
ны как средние по значениям, полученным по отдельным линиям.
Число использованных линий содержится в отдельной колонке для
каждой звезды.
Согласно табл. 3.2, исследуемые звезды имеют различную ме-
талличность (среднее значение металличности определяется как
среднее относительное содержание элементов группы железа). На
рис. 3.1 приведены содержания различных элементов по отноше-
нию к металличности. Здесь открытыми кружками обозначены
нейтральные элементы, звездочками - ионы. Для всех значений
указаны области ошибок, определяемые как дисперсия средних
значений содержаний. Отсутствие области ошибок означает, что
содержание было определено по одной линии.
Из табл. 3.2 и рис. 3.1 следует, что для всех исследованных
звезд содержания элементов Na, Al и Si в различной степени уве-
личены. Кроме того, в умеренных бариевых звездах содержания

Таблица 3.2: Содержания атомов в атмосферах умеренных бариевых звезд и нормальных красных
гигантов относительно их содержаний на Солнце
Умеренные бариевые
Нормальные
красные гиганты
красные гиганты
Элемент
HD 49293
HD 83618
HD 133208
HD 158899
HD 176411
HD 113226
HD 153210
n
[El/H]
n
[El/H]
n
[El/H]
n
[El/H]
n
[El/H]
n
[El/H]
n
[El/H]
Na I
2
0.44±0.03
2
0.24±0.10
2
0.30±0.06
2
0.37±0.02
2
0.31±0.07
2
0.38±0.03
2
0.29±0.02
Mg I
4
0.27±0.10
1
0.19
2
0.21±0.04
1
0.43
2
0.19±0.08
2
0.25±0.04
2
0.40±0.06
Al I
2
0.25±0.03
2
0.04±0.05
2
0.19±0.03
1
0.14
1
0.36
2
0.31±0.07
1
0.32
Si I
11
0.17±0.08 10
0.06±0.08
14
0.14±0.06
7
0.22±0.13
6
0.13±0.09
20
0.24±0.06
14
0.21±0.11
Ca I
4
0.15±0.15
3
0.17±0.07
1
-0.08
2
-0.11±0.03
6
-0.08±0.07
5
0.27±0.11
3
0.12±0.06
Sc II
5
0.14±0.09
6
-0.07±0.07
6
0.08±0.09
6
-0.01±0.07
5
0.00±0.06
9
0.26±0.05
8
0.11±0.07
Ti I
28
0.01±0.08 25 -0.06±0.07 16 0.04±0.04 15
-0.11±0.12 17 -0.03±0.07
36
0.22±0.09
29
0.10±0.09
V I
6
0.10±0.07
7
-0.00±0.07
13
0.02±0.05
4 -0.08±0.04
6 -0.03±0.06
24
0.23±0.10
7
0.15±0.08
62
Cr I
20
0.04±0.09 16 -0.05±0.06
11
0.04±0.08
8
-0.09±0.10
5
-0.08±0.07
32
0.29±0.09
16
0.08±0.09
Cr II
4 0.09±0.06
3
0.02±0.08
6
0.02±0.05
1
-0.06
3
-0.04±0.03
8
0.28±0.05
3
0.14±0.03
Mn I
3
0.10±0.04
3
0.07±0.08
2 -0.12±0.01
2
-0.12±0.04
1
-0.01
4
0.26±0.08


Fe I
67
0.08±0.08 69 -0.06±0.10 40 0.07±0.09 43
0.00±0.16 52
-0.05±0.12 111 0.24±0.09 125
0.15±0.14
Fe II
6
0.05±0.09
8
-0.05±0.05
6
0.05±0.11
2
-0.11±0.06
6
-0.07±0.08
12
0.23±0.05
6
0.09±0.04
Co I
17
0.20±0.09 20
0.02±0.06
6
0.07±0.05
6
0.08±0.07
1
-0.01
22
0.27±0.11
11
0.18±0.08
Ni I
18
0.13±0.07 13 -0.09±0.10
17
0.05±0.06 16
-0.01±0.12 16
-0.05±0.11
38
0.19±0.10
25
0.16±0.08
Y II
6
0.29±0.06
3 -0.00±0.04
3
0.15±0.02
3
0.08±0.09
2
-0.14±0.05
5
0.32±0.03
4
-0.11±0.11
Zr II
2
0.30±0.04


1
0.45
1
0.10


2
0.44±0.03


Ba II
2
0.55±0.01
2
0.22±0.01


3
0.28±0.02
2
-0.01±0.01
2
0.26±0.05
3
0.21±0.13
La II
2
0.31±0.02
2
0.28±0.06
1
0.43
2
0.36±0.04
2
-0.13±0.01
2
0.23±0.01
3
0.13±0.10
Ce II
4
0.23±0.10
3
0.22±0.08
3
0.21±0.06
1
0.15
2
0.13±0.01
4
0.38±0.08
4 -0.02±0.04
Pr II
1
0.30
2
0.37±0.07
2
0.22±0.01
2
0.12±0.01
1
0.04
2 0.30±0.02
3
0.09±0.06
Nd II
7
0.27±0.07
5
0.17±0.06
4
0.22±0.09
4
0.23
3
0.09±0.03
7
0.32±0.05
9
0.01±0.06
Eu II
2
0.29±0.06
2
0.12±0.10
2
0.16±0.02
1
0.17
2
0.06±0.01
2
0.27±0.08
2
0.21±0.03

63
[El/Fe]
0.5
0
HD 49293
−0.5
0.5
0
HD 83618
−0.5
0.5
0
HD 133208
−0.5
0.5
0
HD 158899
−0.5
0.5
0
HD 176411
−0.5
0.5
0
HD 113226
−0.5
0.5
0
HD 153210
−0.5
Na Mg Al Si Ca Sc Ti V Cr Mn Fe Co Ni Y Zr Ba La Ce Pr Nd Eu
Рис. 3.1: Содержание химических элементов в спектрах умеренных
бариевых звезд и нормальных красных гигантов

64
1.0
сверхгиганты [14]
умеренные бариевые звезды       .
[15]
0.8
нормальные гиганты [15]
нормальные красные гиганты
умеренные бариевые звезды
0.6
PSfrag replacements [Na/Fe] 0.4
[14]
0.2
[14]
0.0
0
1
2
3
4
[67]
log g
Рис. 3.2: Избыток величины отношения содержания натрия к
содержанию железа в атмосферах умеренных бариевых звезд и
нормальных красных гигантов по сравнению с аналогичной величиной
для Солнца.
элементов s-процесса так же всегда выше, чем у нормальных крас-
ных гигантов. Проанализируем данные табл. 3.2.
3.2. Анализ содержаний некоторых химических элементов
3.2.1. Натрий
Избытки содержаний Na впервые были обнаружены у сверх-
гигантов класса F [12–14], и было показано, что величина избытка
зависит от светимости звезды. Авторами была выдвинута гипо-
теза [14], что Na может образовываться в реакции 22Ne(p, γ)23Na,
которая входит в неоновый цикл горения водорода в ядрах звезд
на стадии главной последовательности, и может быть вынесен в

65
атмосферу звезды конвекцией, развивающейся в ходе эволюции
звезды от главной последовательности к стадии красного гиганта.
Теоретические расчеты, выполненные в [16, 17] подтвердили спра-
ведливость этой гипотезы. Кроме того, в пользу ее свидетельствует
и обнаруженная зависимость величин избытков Na от отношения
изотопов 12С/13С [16].
На рис. 3.2 представлена зависимость величины [Na/Fe] от
ускорения силы тяжести lg g, построенная на основании данных
табл. 3.2 и данных [15], в которой химический состав атмосфер
ряда звезд был определен по такой же методике, как и в данной
диссертации. Все точки на этом рисунке соответствуют результа-
там наблюдений на одном и том же телескопе - ЗТШ Крымской
астрофизической обсерватории. Заметим также, что для всех звезд
содержания Na определялись по субординатным линиям λ6161˚A и
λ6154˚A. Специально проведенные исследования возможных откло-
нений от ЛТР [68,69] показали, а более поздние [70,71] подтверди-
ли, что для этих линий неЛТР-эффекты малы. На рисунке более
мелкие значки соответствуют звездам, на основании которых та-
кая зависимость была построена в [15]; более крупные - звездам,
исследованным в данной работе (табл. 3.2). Из рисунка 3.2 видно,
что все они также показывают увеличение избытка натрия [Na/Fe]
с уменьшением lg g. Кроме того, можно видеть, что умеренные ба-
риевые звезды (пять из настоящей работы и три из [15]) хорошо
лежат на зависимости, построенной для нормальных гигантов и
сверхгигантов, что свидетельствует о том, что процессы производ-
ства Na в ядрах этих звезд и выноса его наружу не отличаются от
аналогичных процессов у нормальных красных гигантов поля.

66
0.8
сверхгигант [67]
нормальные красные гиганты     .
[15]
умеренные бариевые звезды [15]
0.6
нормальные красные гиганты
умеренные бариевые звезды
0.4
PSfrag replacements [Al/Fe]
[14]
[14] 0.2
[14]
0
0
1
2
3
4
log g
Рис. 3.3: Аналогично 3.2 для алюминия
3.2.2. Алюминий
В работе [15] было отмечено существование небольших из-
бытков содержаний Al в атмосферах исследованных красных ги-
гантов и построена зависимость их величин от ускорения силы
тяжести lg g, которая также как в случае Na, свидетельствует об
увеличении избытков алюминия [Al/Fe] с увеличением светимо-
сти звезды (то есть с уменьшением lg g). На рис. 3.3, аналогично
рис. 3.2, мелкими значками показана зависимость "[Al/Fe]-lg g",
построенная в [15] для красных гигантов, а крупными значка-
ми нанесены данные из табл. 3.2 для исследуемых звезд, также
представлена одна точка, соответствующая значению [Al/Fe] для
сверхгиганта из [67]. Из рисунка видно, что зависимость эта явля-
ется довольно слабой. Отметим, что алюминий не богат линиями,

67
достаточно интенсивными для проведения надежных измерений и
имеющих уверенные измерения сил осцилляторов. Большая часть
исследований содержания Al в звездах диска и гало Галактики
выполнены на основании измерений резонансной линии λ3964˚A.
Однако, как показано в [72], у этой линии значительны эффекты
отклонения от ЛТР. Все определения содержания Al, нанесенные
на рис. 3.3, выполнены на основе наблюдений субординатных ли-
ний λ6696˚A и λ6698˚A, для которых поправка к содержаниям за
неЛТР-эффекты существенно меньше, чем для резонансных ли-
ний [72]. Следует заметить, что, согласно [72], для Al эта поправка
всегда положительна, и величина ее увеличивается с уменьшени-
ем lg g. Таким образом, введение поправок за отклонение от ЛТР
должно несколько увеличить полученные значения [Al/Fe] и тем
больше, чем меньше величина lg g. Поэтому можно заключить,
что зависимость на рис. 3.3 при этом должна быть более четко
выраженной. Из рисунка видно, что умеренные бариевые звез-
ды хорошо соответствуют зависимости "[Al/Fe]-lg g", построенной
для нормальных красных гигантов. Поэтому вывод об одном и том
же механизме возникновения избытков Al в атмосферах нормаль-
ных красных гигантов и умеренных бариевых звезд, аналогичный
выводу при рассмотрении избытков Na, должен быть сделан и в
данном случае.
В [15] было отмечено, что Al, возможно, образуется в MgAl-
цикле горения водорода [73] на стадии главной последовательно-
сти и может быть также, как и Na, вынесен на поверхность звезды
вследствие перемешивания при эволюции звезды в стадию крас-
ного гиганта.

68
сверхгиганты [14]
нормальные красные гиганты
0.5
[15]
умеренные бариевые звезды [15]
нормальные красные гиганты
0.4
умеренные бариевые звезды      .
0.3
PSfrag replacements [Si/Fe]
[14] 0.2
[14]
0.1
0
0
1
2
3
4
[67]
log g
Рис. 3.4: Аналогично 3.2 для кремния
3.2.3. Кремний
На рис. 3.4 изображена зависимость "[Si/Fe]-lg g", аналогич-
ная построенным зависимостям для Na и Al (взятая из [15] с до-
бавлением данных диссертации (табл. 3.2). Все обозначения соот-
ветствуют обозначениям рис. 3.2. Из рисунка следует, что данные
для сверхгигантов, нормальных красных гигантов и умеренных ба-
риевых звезд, как и в случае Na, удовлетворяют одной зависи-
мости. Расчет поправок за неЛТР-эффекты в литературе отсут-
ствуют. Однако, заметим, что потенциалы возбуждения нижних
уровней линий Si, используемых в нашем анализе, большие (более
5.5эВ), и, следовательно, эти линии образуются довольно глубоко в
атмосфере звезды, где заселение энергетических уровней опреде-
ляется столкновительными процессами (особенно это справедливо

69
для уровней, лежащих близко к ионизационному пределу). Поэто-
му больших отклонений от ЛТР ожидать не приходится. Таким
образом существование этой зависимости можно считать реаль-
ным. Из рисунка видно, что умеренные бариевые звезды хорошо
удовлетворяют зависимости для нормальных красных гигантов и
сверхгигантов, что также свидетельствует о единой природе про-
исхождения избытков кремния в этих звездах.
В работе [15] было высказано предположение, что выведенная
из наблюдений зависимость "[Si/Fe]-lg g"может быть следствием
реакции 27Al(p, γ)28Si, которая является реакцией утечки из MgAl-
цикла горения водорода [74].
3.2.4. Некоторые итоги анализа содержаний NaAlSi
Рассмотрение избытков содержаний Na, Al, Si приводит к сле-
дующим общим выводам:
• умеренные бариевые звезды (пять из настоящей работы и
три из [15]) хорошо соответствуют зависимостям, построен-
ным для нормальных гигантов и сверхгигантов, что свидетель-
ствует о том, что процессы производства Na, Al и Si в ядрах
умеренных бариевых звезд и выноса их наружу не отличают-
ся от аналогичных процессов в нормальных красных гигантах
поля;
• как следует из табл. 3.1 и табл.1 из [15] величины lg g у
умеренных бариевых звезд систематически ниже, чем у нор-
мальных красных гигантов (для умеренных бариевых звезд
среднее из 8 значений lg g=2.22, а для нормальных красных
гигантов среднее из 11 значений lg g=2.67). То же можно ви-

70
0.3
умеренные бариевые звезды     .
нормальные красные гиганты
гиганты Гиад
0.2
0.1
PSfrag replacements [El/Fe]
[14]
0
[14]
[14]
[15] −0.1
Pr
La Nd
Ce
Y
[15]
0.5
1
1.5
2
2.5
[El/H]
[67]
O
Рис. 3.5: Избыток величины отношения средних содержании элементов
s-процесса к содержанию железа в атмосферах умеренных бариевых
звездах, нормальных красных гигантах поля и гигантах звездного
скопления Гиады в зависимости от их содержании на Солнце
деть и на соответствующих зависимостях "[Элемент/Fe]-lg g":
звезды обеих групп лежат на одной зависимости, а центр тя-
жести расположения группы умеренных бариевых звезд ле-
жит на ней выше, чем центр тяжести расположения группы
нормальных красных гигантов; иначе, их светимость в сред-
нем слегка выше. Это может свидетельствовать об их более
продвинутой фазе эволюции по сравнению с нормальными
красными гигантами.
3.2.5. s-элементы
Из рис. 3.1 следует, что содержания s-элементов в атмосфе-
рах умеренных бариевых звезд в среднем несколько выше, чем в

71
атмосфере Солнца, хотя и существует заметный разброс значений
от звезды к звезде.
Интересно отметить, что выполненный по такой же методи-
ке анализ содержаний элементов в атмосферах нормальных крас-
ных гигантов различных групп в [15] показал, что небольшие из-
бытки содержаний элементов s-процесса присущи не только уме-
ренным бариевым звездам - они наблюдаются также у ряда нор-
мальных красных гигантов звездного поля. Избытки содержаний
s-элементов в атмосферах умеренных бариевых звезд несколько
превышают аналогичные величины для нормальных красных ги-
гантов. Для анализа возможного происхождения избытков этих
элементов в [15] был построен график зависимости величин из-
бытков содержаний s-элементов от их содержаний на Солнце
(стандартного содержания). Если эти избытки содержаний возни-
кают в s-процессе, то при последовательном захвате нейтронов
с последующим β-распадом относительные приращения должны
быть больше у тех элементов, первоначальное содержание кото-
рых меньше, т.е. такой тренд качественно должен наблюдаться.
Оказалось, что такая тенденция действительно существует.
В [15] были использованы данные только для трех умерен-
ных бариевых звезд. Поэтому, поскольку вопрос существования
s-процесса в недрах звезд малой светимости не является тривиаль-
ным, этот график здесь был уточнен добавлением еще пяти иссле-
дованных в диссертации умеренных бариевых звезд (см. рис 3.5).
Здесь по оси ординат отложены усредненные величины избытков
содержаний элементов s-процесса к содержанию железа в атмо-
сферах восьми умеренных бариевых звезд (квадратики), одинна-
дцати нормальных красных гигантов поля (кружки) и, для сравне-

72
ния, трех красных гигантов молодого рассеянного звездного скоп-
ления Гиады (ромбики). По оси абсцисс - содержание s-элементов
на Солнце. Рис. 3.5 подтверждает (см. рис.5 в [15]), что тенден-
ция увеличения содержаний элементов с уменьшением их пер-
воначального количества действительно существует как для уме-
ренных бариевых звезд, так и для нормальных красных гиган-
тов. Таким образом, можно заключить, что избытки содержаний
рассматриваемых элементов в обеих группах звезд, по-видимому,
обусловлены s-процессом, протекающем в недрах звезд на глав-
ной последовательности; они могут быть вынесены в атмосферу
звезды конвекцией, развивающейся при переходе звезды в стадию
красного гиганта. В связи с этим интересно отметить следующее:
из рис. 3.5 видно, что гиганты рассеянного скопления Гиады не
показывают никаких избытков s-элементов, нормальные гиганты
поля имеют небольшие аномалии их содержаний, а наибольшие
избытки s-элементов принадлежат умеренным бариевым звездам.
По-видимому, обнаруженные отличия в содержаниях s-элементов
связаны с разницей в возрастах этих групп звезд, и, как след-
ствие, различной степенью развитости процессов конвективного
перемешивания. У гигантов Гиад - очень молодого скопления, воз-
раст которого составляет 0.1 возраста Солнца - конвекция еще не
достигла слоев, где протекали реакции s-процесса, и перемешива-
ние не успело обогатить атмосферу продуктами его деятельности.
Нормальные красные гиганты поля старше по возрасту и демон-
стрируют обогащение атмосфер продуктами s-процесса в разной
степени. Наибольшие избытки элементов s-процесса наблюдают-
ся у умеренных бариевых звезд, что, вероятно, свидетельствует о
более продвинутой фазе их эволюции по сравнению с нормаль-

73
ными красными гигантами и наиболее глубоком проникновении
конвекции в недра звезды.
Заметим, что вывод о более продвинутой фазе эволюции
звезд, классифицируемых как умеренные бариевые звезды, от-
носительно нормальных красных гигантов полностью совпадает с
выводом, сделанным при сравнительном анализе содержаний эле-
ментов Na, Al и Si в их атмосферах (в разделе 3.2.4).
Избытки содержаний s-элементов свидетельствуют о наличии
заметного количества нейтронов. Обычно считается, что основны-
ми реакциями - поставщиками нейтронов являются реакции го-
рения гелия, например, 13C(α, n)16O, 22Ne(α, n)25Mg, которые могут
происходить при очень высоких температурах (Т≈ 2х108 К). Такие
температуры реализуются в ядрах звезд, находящихся на асим-
птотической ветви гигантов. С этой точки зрения наблюдаемые
избытки s-элементов, хотя и небольшие, требуют объяснения.
В работе [15] было высказано предположение, что замет-
ную роль могут играть фотонейтронные реакции типа 13C(γ, n)12C,
14N(γ, n)13N и др., которые протекают при более низких темпера-
турах (Т≈ 107-108 К). Согласно [75], при протекании CNO-цикла
горения водорода в недрах звезды на главной последовательности
возникает большое количество энергичных гамма-квантов, способ-
ных выбить нейтрон из некоторых элементов или их изотопов.
Этот источник нейтронов слаб и не может объяснить аномалии
s-элементов, наблюдаемые у звезд асимптотической ветви гиган-
тов, но, как отмечено в [75], он является вторым по интенсивности
среди всех известных источников нейтронов и, возможно, мог бы
объяснить небольшие аномалии элементов s-процесса, наблюдае-
мые у звезд, находящихся на стадии красного гиганта.

74
Выводы из анализа содержаний s-элементов
• Избыток в содержании элементов тяжелее железа в нормаль-
ных красных гигантах и в умеренных бариевых звездах имеет
одну природу и обусловлен протеканием s-процесса в недрах
звезд на стадии главной последовательности и, последующим
выносом s-элементов в атмосферу конвективным перемеши-
ванием на стадии красного гиганта.
• Более высокие содержания элементов s-процесса у умерен-
ных бариевых звезд по сравнению с нормальными красными
гигантами свидетельствует, вероятно, о более развитой кон-
векции у первых, а следовательно, о более продвинутой ста-
дии их эволюции по сравнению со вторыми.
3.2.6. Содержание углерода и азота
Проверить предположение о более продвинутой стадии эво-
люции умеренных бариевых звезд по сравнению с нормальными
красными гигантами можно было бы путем сравнения содержа-
ний элементов CNO-цикла и их изотопов в атмосферах обеих
групп звезд. Действительно, выход звезды на ветвь красных ги-
гантов характеризуется развитием конвективной оболочки и вы-
носом на поверхность звезды продуктов CNO-цикла, что сопрово-
ждается уменьшением содержания углерода в атмосфере звезды
(по сравнению с солнечным содержанием) и увеличением содер-
жания азота; вследствие этого особенно чувствительным к этому
процессу оказывается отношение содержаний C/N, которое при
этом уменьшается.
Определение содержаний элементов C, N и O не входило в

75
Таблица 3.3: Металличность и содержания элементов CNO-цикла в
атмосферах нормальных красных гигантов и умеренных бариевых звезд
согласно [6, 9, 73, 76–82].
[Fe/H]
12C/13C
[C/Fe]
C/N
Нормальные гиганты (53 звезды) −0.10 ± 0.21 17.2 ± 8 −0.19 ± 0.15 1.72 ± 0.8
наши 12 зв.
−0.00 ± 0.13
17.0 ± 6
−0.22 ± 0.14 1.62 ± 0.6
Умеренные бариевые (20 звезд)
−0.09 ± 0.15
18.7 ± 9
−0.30 ± 0.20 1.10 ± 0.5
наши 7 зв.
−0.02 ± 0.15
19.0 ± 4
−0.37 ± 0.23 0.91 ± 0.5
задачи данного исследования. Поэтому анализ содержаний этих
элементов в атмосферах умеренных бариевых звезд и нормальных
красных гигантов был проведен на основе литературных данных. В
работах [6, 7, 9, 27, 73, 76–81] были найдены данные для 53 нормаль-
ных гигантов (в число которых входило 12 звезд, исследованных в
наших работах) и для 20 умеренных бариевых звезд (из которых 7
также являются звездами нашей программы).
В табл. 3.3 приведены средние значения отношений содержа-
ний рассматриваемых элементов, отношений изотопов углерода, а
также металличности, выведенные на основании этих работ, при-
чем это сделано как для всех звезд каждой рассматриваемой под-
группы, так и отдельно для исследованных нами здесь и в [15].
Идентичность значений металличности для всех рассматриваемых
звезд свидетельствует о том, что все они принадлежат одному и
тому же типу галактического населения - тонкому диску. Из та-
блицы видно также, что в пределах ошибок измерений данные
о содержаниях для звезд нашей программы совпадают с соответ-
ствующими данными для всех звезд данной подгруппы, т.е. ис-
следованные нами звезды являются типичными представителями
своих подгрупп.
Кроме того, из таблицы следует, что относительное содержа-

76
ние углерода в атмосферах умеренных бариевых звезд не отлича-
ется по сравнению с соответствующими содержаниями для нор-
мальных гигантов и находится в недостатке, что характерно для
протекания CNO-цикла. Это совпадает с тем, что было найдено для
этих звезд в более ранних работах, см. [7,27]. Хотя в пределах раз-
броса содержание [C/Fe] для умеренных бариевых звезд можно
считать совпадающим с соответствующими величинами для нор-
мальных красных гигантов, все же это значение несколько ниже,
чем у последних. Это обстоятельство, наряду с несколько более
низким для них отношением углерода к азоту C/N можно объ-
яснить, если в умеренных бариевых звездах существует более
глубокое конвективное перемешивание и, как следствие, больший
вынос продуктов горения элементов CNO-цикла по сравнению с
нормальными красными гигантами. Совпадение значений отноше-
ния изотопов углерода 12C/13C для нормальных красных гигантов и
умеренных бариевых звезд не противоречит выводу о более разви-
той конвекции в случае последних, поскольку детальное исследо-
вание фазы красного гиганта [82] свидетельствует, что когда кон-
вективная оболочка достигает слоя, обогащенного изотопом 13C, и
выносит его вещество на поверхность звезды, это отношение рез-
ко уменьшается, однако при дальнейшем развитии фазы красного
гиганта и более глубоком проникновении конвекции оно остается
практически постоянным.
Заметим, что, как было отмечено во Введении содержания
CNO-элементов в умеренных и в классических бариевых звездах
существенным образом различаются. Наблюдения свидетельству-
ют не о недостатке, а избытке углерода, который в рамках обще-
принятой в настоящее время гипотезы о двойственности бариевых

77
звезд является продуктом горения гелия в недрах проэволюцио-
нировавшего компонента, и углерод попал в атмосферу бариевой
звезды вследствие сброса оболочки.
Выводы из анализа содержаний углерода и азота
Cодержания углерода и азота в атмосферах умеренных ба-
риевых звезд свидетельствует в пользу протекания CNO-цикла в
недрах рассматриваемых звезд, о более глубоком проникновении
конвекции, и не дает подтверждений гипотезы двойственности,
принятой для классических бариевых звезд.
3.3. Выводы
Проведенный анализ содержаний химических элементов в ат-
мосферах умеренных бариевых звезд и нормальных красных ги-
гантов привел к заключению, что эти звезды составляют единую
по своей природе группу звезд, которые различаются между собой
только фазой эволюции, а именно, умеренные бариевые звезды
находятся на более продвинутой фазе эволюции. Об этом свиде-
тельствуют следующие выводы:
1. В обеих подгруппах наблюдаются аномалии содержаний Na,
Al, Si - элементов, включенных в NeNa- и MgAl-циклы горе-
ния водорода, величины которых зависят от ускорения силы
тяжести (то есть от светимости), причем для каждого эле-
мента наблюдается одна зависимость для обеих групп звезд.
Сделан вывод о едином механизме возникновения этих ано-
малий - вынос наружу конвективным перемешиванием про-
дуктов горения водорода в недрах звезд.

78
2. Величина ускорения силы тяжести lg g для умеренных ба-
риевых звезд в среднем ниже, чем у нормальных красных
гигантов, то есть выше их светимость, что свидетельствует
об их более продвинутой стадии эволюции по сравнению с
последними.
3. Рассмотрение содержаний продуктов CNO-цикла в атмосфе-
рах умеренных бариевых звезд и нормальных красных гиган-
тов показало, что конвекция в недрах звезд первой группы
развита сильнее, чем во второй, что также является следстви-
ем более продвинутой стадии их эволюции.
4. Содержания s-элементов в атмосферах умеренных бариевых
звезд несколько выше, чем в нормальных красных гигантах,
что также говорит о более глубоком проникновении конвек-
ции и более продвинутой фазе эволюции.
5. Положение группы умеренных бариевых звезд на диаграм-
ме "температура-светимость"(см. рис. 5.6) показывает, что они
располагаются в той же области, где и нормальные красные
гиганты. Причем звезды с б ´ольшим содержанием s-элементов
имеют тенденцию располагаться в области б ´ольших масс и
меньших температур, что также согласуется с выводом о раз-
ных фазах эволюции этих двух групп звезд.
Таким образом, умеренные бариевые звезды и нормальные
красные гиганты - объекты одной природы, красные гиганты, на-
ходящиеся на разных стадиях эволюции. Для объяснения особен-
ностей в содержаниях химических элементов привлечение гипоте-
зы о двойственности (как в случае классических бариевых звезд)
не требуется. К тому же, согласно [34], где отмечено, что среди тех

79
звезд, которые не показывают сильных избытков s-элементов, про-
цент двойных звезд не отличается от соответствующей величины
для нормальных G и K гигантов.

80
4. Исследование классических бариевых звезд
4.1. Вычисление химического состава
Список исследованных в диссертации классических бариевых
звезд приведен в таблице 4.1, где представлены 16 классических
бариевых звезд, их положения на небесной сфере, видимые звезд-
ные величины, спектральные классы (в соответствии с [66]) и зна-
чения параметров моделей их атмосфер, которые были опреде-
лены в данной работе. Для каждой звезды, согласно полученным
параметрам, вычислялась модель атмосферы программой ATLAS9.
По эквивалентным ширинам с помощью программы WIDTH9 бы-
ли вычислены содержания химических элементов во всех звездах
данной работы.
Содержания химических элементов относительно соответ-
ствующих содержании на Солнце приведены в табл. 4.2, то есть
N (El)
N (El)
[El/H] = lg
− lg
N (H)
N (H)

Для каждой звезды и каждого элемента указано количество ли-
ний, по которым проводились определения их содержаний. Список
спектральных линий, отобранных для исследования химического
состава, а также соответствующие значения сил осцилляторов lg
gf и измеренные эквивалентные ширины Wλ доступны в электрон-
ном виде по адресу ftp://ftp.inasan.rssi.ru/pakhomov/.
Согласно табл. 4.2, исследуемые звезды имеют различную
металличность. Для каждой из исследованных звезд содержания

81
химических элементов относительно металличности показаны на
рис. 4.1. Из рис. 4.1 видно, что качественно химический состав в
атмосферах всех классических бариевых звезд выглядит примерно
одинаково - выделяются три основных участка:
• Первый участок – это легкие элементы (Na, Mg, Al, Si), их со-
держания относительно железа имеют положительный знак,
т.е. эти элементы по отношению к Fe находятся в некотором
избытке.
• Второй участок содержит элементы группы железа. Из
рисунка видно, что отношения содержаний [El/Fe] имеют
небольшой разброс, что свидетельствует о том, что в преде-
лах ошибок определения химического состава относительные
Таблица 4.1: Список классических бариевых звезд, включенных в
программу исследования, и результаты определения параметров моделей
их атмосфер
HD
Координаты (2000.0)
mv
Спектр
Tэфф,
lg g
ξ,
α
δ
K
км/с
16458
02h 47m 47.7s
+81◦ 26’ 54”
5.79m
G8II Ba3
4560
1.73
1.53
46407
06 32 46.9
-11 09 59
6.30
K0III Ba3
4916
2.48
1.43
65854
08 03 32.3
+54 09 35
8.41
G8III Ba1
4958
2.74
1.30
77247
09 03 32.3
+53 06 30
6.87
G8III Ba2
4978
2.20
1.51
88562
10 12 29.9
-15 53 23
8.52
K2III Ba4
4274
1.74
1.49
101013
11 37 53.0
+50 37 06
6.12
K0III Ba3
5080
3.10
1.40
130386
14 48 02.3
-05 30 24
7.80
K0III Ba1
4720
2.41
1.44
139409
15 38 41.4
-17 39 53
7.15
G5II Ba1
4731
2.13
1.47
175190
18 55 07.1
-22 40 17
4.99
K3II Ba1
4188
1.36
1.50
178717
19 09 22.0
+10 14 28
7.14
K4III Ba4
4073
0.01
1.81
183915
19 31 25.5
+11 37 41
7.29
K1II Ba3
4616
1.88
1.56
196673
20 37 44.3
+33 21 59
6.97
K0III Ba1
4905
2.38
1.53
199394
20 55 09.0
+46 21 00
7.00
G8II Ba1
5080
2.81
1.53
199939
20 58 43.5
+44 24 53
7.44
K0III Ba4
4600
1.91
1.74
204075
21 26 39.9
-22 24 41
3.77
G4II Ba3
5300
1.75
2.16
205011
21 31 50.2
+23 50 43
6.43
G9III Ba2
4880
2.63
1.51

Таблица 4.2: Содержания химических элементов в атмосферах классических бариевых звезд
относительно их содержаний на Солнце
Элемент
HD 16458
HD 46407
HD 65854
HD 77247
HD 88562
HD 101013
HD 130386
HD 139409
N
[El/H]
N
[El/H]
N
[El/H]
N
[El/H]
N
[El/H]
N
[El/H]
N
[El/H]
N
[El/H]
Na I
5
-0.02±0.05
2
0.06±0.04
2
-0.15±0.01
2
0.29±0.08
3
-0.12±0.05
4
-0.01±0.07
3
0.21±0.05
1
-0.36
Mg I
1
-0.02
-
-
1
0.05
-
-
-
-
1
-0.01
-
-
-
-
Al I
1
-0.02
-
-
1
-0.02
1
0.21
-
1
0.10
-
-
-
-
Si I
8
-0.32±0.08
5
-0.14±0.03
4
-0.24±0.04
3
0.09±0.07
4
-0.10±0.03
7
0.01±0.08
4
0.01±0.05
5
-0.19±0.05
Ca I
7
-0.21±0.09
4
-0.11±0.03
5
-0.09±0.05
2
0.13±0.01
2
-0.21±0.06
6
-0.00±0.09
2
-0.03
4
-0.33±0.09
Sc I
6
-0.22±0.02
1
0.03
2
-0.23±0.02
-
-
3
-0.06±0.09
4
0.02±0.04
3
-0.02±0.05
2
-0.51±0.10
Sc II
5
-0.22±0.08
5
0.00±0.03
4
-0.25±0.06
-
-
5
-0.03±0.06
4
0.12±0.03
4
-0.03±0.09
-
-
Ti I
24
-0.29±0.09
35
-0.10±0.07
47
-0.19±0.06
13
0.06±0.07
14
-0.19±0.06
37
0.05±0.08
33
-0.08±0.08
18
-0.42±0.06
V I
10
-0.32±0.05
9
-0.16±0.04
13
-0.20±0.07
4
0.10±0.08
6
-0.16±0.08
10
0.01±0.06
7
0.02±0.04
11
-0.53±0.05
Cr I
13
-0.39±0.07
12
-0.11±0.08
33
-0.21±0.09
7
0.08±0.05
17
-0.36±0.09
15
0.01±0.08
18
-0.02±0.09
6
-0.66±0.10
Cr II
-
-
4
0.04±0.02
6
-0.21±0.04
6
0.12±0.08
-
-
5
0.09±0.11
1
0.10
2
-0.53±0.05
82
Fe I
76
-0.27±0.09
63
-0.14±0.08
105
-0.20±0.08
40
0.09±0.05
42
-0.16±0.07
95
0.00±0.07
83
0.01±0.07
49
-0.51±0.06
Fe II
5
-0.34±0.08
7
-0.14±0.04
11
-0.35±0.07
8
0.08±0.07
5
-0.17±0.09
9
-0.02±0.04
11
-0.02±0.08
4
-0.47±0.04
Co I
5
-0.13±0.12
13
-0.08±0.07
12
-0.16±0.06
7
0.08±0.08
8
0.02±0.07
14
0.06±0.10
7
0.09±0.09
5
-0.31±0.06
Ni I
22
-0.42±0.08
24
-0.20±0.07
57
-0.27±0.10
17
-0.03±0.07
14
-0.24±0.07
43
-0.07±0.09
33
-0.03±0.08
24
-0.49±0.07
Zn I
1
-0.61
1
-0.15
1
-0.35
2
0.23±0.07
-
-
1
-0.15
1
-0.15
1
-0.31
Sr I
1
0.93
-
-
-
-
-
-
1
0.74
2
1.10±0.02
1
0.55
-
Y II
6
0.74±0.08
4
1.07±0.02
6
0.41±0.07
4
0.59±0.06
5
0.69±0.04
6
1.14±0.09
5
0.60±0.10
6
0.18±0.10
Zr II
3
0.99±0.06
4
1.40±0.10
3
0.61±0.07
1
0.77
2
0.92±0.01
5
1.36±0.10
2
0.55±0.05
2
0.32±0.03
Mo I
5
0.51±0.09
3
0.85±0.09
4
0.33±0.04
1
0.25
3
0.27±0.03
4
0.82±0.08
2
0.22±0.04
2
-0.33±0.01
Ba II
1
1.21
-
-
-
-
1
1.23
1
0.90
1
1.37
1
0.51
2
0.20±0.01
La II
4
1.25±0.11
5
1.39±0.04
7
0.61±0.16
3
0.74±0.05
4
0.99±0.10
5
1.23±0.06
4
0.18±0.04
1
-0.06
Ce II
11
1.09±0.07
13
1.23±0.09
8
0.56±0.08
4
0.57±0.12
9
0.83±0.11
14
1.26±0.10
5
0.02±0.11
2
-0.17±0.10
Pr II
8
1.07±0.09
7
1.20±0.09
3
0.55±0.02
2
0.55±0.10
5
0.97±0.09
7
1.14±0.11
3
-0.06±0.06
2
0.00
Nd II
31
1.17±0.11
24
1.19±0.12
17
0.67±0.12
9
0.55±0.10
13
0.94±0.10
28
1.24±0.12
7
0.21±0.06
9
0.24±0.06
Sm II
5
0.50±0.05
4
0.53±0.08
3
0.02±0.06
2
0.33±0.05
1
0.72
2
1.21±0.10
2
0.15±0.01
1
0.00
Eu II
1
0.55
-
-
-
-
-
-
1
0.50
1
0.40
-
-
-

Таблица 4.2: Содержания химических элементов в атмосферах классических бариевых звезд
относительно их содержаний на Солнце (продолжение)
Элемент
HD 175190
HD 178717
HD 183915
HD 196673
HD 199394
HD 199939
HD 204075
HD 205011
N
[El/H]
N
[El/H]
N
[El/H]
N
[El/H]
N
[El/H]
N
[El/H]
N
[El/H]
N
[El/H]
Na I
2
0.06±0.06
2
0.60±0.04
1
-0.31
2
0.47±0.08
3
0.09±0.05
3
-0.03±0.05
2
0.33±0.07
2
0.12±0.02
Mg I
-
-
-
-
-
-
-
-
1
0.09
-
-
1
0.09
1
0.00
Al I
-
-
-
-
-
-
-
-
1
0.04
-
1
0.11
1
0.01
Si I
9
0.16±0.09
4
-0.34±0.08
6
-0.25±0.09
4
0.19±0.06
11
0.02±0.07
4
-0.14±0.04
4
-0.09±0.03
4
-0.07±0.02
Ca I
2
-0.15±0.21
2
-0.30±0.07
3
-0.36±0.05
2
0.32
2
-0.01±0.09
2
-0.28±0.02
5
0.14±0.12
4
-0.08±0.04
Sc I
-
-
2
-0.12±0.03
6
-0.49±0.06
2
0.28±0.05
7
-0.10±0.05
4
-0.31±0.05
-
-
2
-0.12±0.04
Sc II
4
-0.14±0.08
-
-
4
-0.40±0.05
2
0.21±0.01
5
-0.06±0.08
3
-0.22±0.08
3
-0.21±0.03
3
-0.04±0.02
Ti I
23
-0.16±0.10
25
-0.01±0.10
40
-0.51±0.11
9
0.23±0.08
47
-0.05±0.10
33
-0.39±0.10
23
-0.03±0.09
35
-0.08±0.07
V I
9
-0.14±0.07
4
-0.07±0.15
12
-0.55±0.08
7
0.16±0.07
13
-0.12±0.12
9
-0.40±0.06
5
-0.28±0.11
10
-0.07±0.06
Cr I
19
-0.16±0.09
12
-0.35±0.10
14
-0.48±0.17
4
0.14±0.11
30
-0.03±0.11
8
-0.45±0.09
10
0.03±0.14
13
0.01±0.09
Cr II
2
-0.15±0.08
-
-
3
-0.33±0.13
1
0.16
7
0.00±0.05
2
-0.27±0.09
6
-0.12±0.04
8
0.10±0.07
83
Fe I
60
-0.13±0.08
64
-0.31±0.14
93
-0.43±0.10
25
0.27±0.08
119
0.01±0.11
71
-0.30±0.10
57
-0.04±0.11
60
-0.03±0.05
Fe II
5
-0.15±0.07
5
-0.30±0.09
9
-0.48±0.07
4
0.23±0.08
8
-0.08±0.03
4
-0.36±0.05
5
-0.08±0.07
7
-0.07±0.05
Co I
12
0.04±0.10
7
-0.15±0.11
12
-0.40±0.07
3
0.25±0.11
14
-0.06±0.09
5
-0.33±0.04
5
-0.15±0.07
11
0.05±0.07
Ni I
26
-0.13±0.09
18
-0.58±0.15
37
-0.48±0.12
13
0.15±0.05
49
-0.10±0.10
21
-0.41±0.10
35
-0.08±0.13
30
-0.11±0.07
Zn I
1
-0.32
1
-0.65
1
-0.61
1
0.20
1
-0.09
1
-0.40
1
-0.03
2
0.02±0.07
Sr I
1
0.70
1
1.24
1
0.64
-
-
1
1.08
1
1.03
-
-
1
1.04
Y II
5
0.71±0.11
3
0.64±0.06
4
0.43±0.01
5
0.31±0.06
5
0.83±0.06
4
0.87±0.09
2
0.77±0.08
7
0.85±0.07
Zr II
3
0.83±0.07
2
0.83±0.05
3
0.79±0.15
-
-
2
0.84±0.05
2
1.21±0.03
-
-
1
0.77
Mo I
5
0.29±0.16
4
0.60±0.18
4
0.12±0.06
-
-
3
0.56±0.07
3
0.55±0.05
1
0.69
3
0.43±0.05
Ba II
2
0.51±0.09
1
0.94
1
0.66
1
0.78
1
1.07
1
1.41
-
-
1
1.01
La II
3
0.55±0.07
2
0.63±0.03
3
0.69±0.04
4
0.40±0.05
4
0.91±0.15
6
1.48±0.12
3
0.76±0.10
4
0.77±0.10
Ce II
12
0.30±0.09
7
0.66±0.12
12
0.75±0.14
3
0.23±0.11
5
0.83±0.06
12
1.22±0.11
7
0.90±0.10
6
0.68±0.07
Pr II
6
0.26±0.11
5
0.89±0.07
11
0.74±0.15
2
0.41±0.07
1
1.03
14
1.18±0.18
6
0.76±0.19
3
0.69±0.01
Nd II
21
0.32±0.10
11
0.83±0.17
26
0.78±0.15
2
0.63±0.01
23
0.95±0.19
28
1.18±0.13
8
0.92±0.05
19
0.76±0.10
Sm II
2
0.05±0.12
-
-
1
0.11
2
0.89±0.07
1
0.51
3
0.64±0.13
4
0.35±0.16
1
0.71
Eu II
2
0.11
-
-
1
0.14
-
-
-
-
1
0.61
1
0.19
-














































































































84
PSfrag replacements
[14]
[14]
[14]
[15]
[15]
[67]
Рис. 4.1: Содержание химических элементов в спектрах классических
бариевых звезд














































































































85
PSfrag replacements
[14]
[14]
[14]
[15]
[15]
[67]
Рис. 4.1: Содержание химических элементов в спектрах классических
бариевых звезд (продолжение)














































































































86
PSfrag replacements
[14]
[14]
[14]
[15]
[15]
[67]
Рис. 4.1: Содержание химических элементов в спектрах классических
бариевых звезд (продолжение)














































































































87
PSfrag replacements
[14]
[14]
[14]
[15]
[15]
[67]
Рис. 4.1: Содержание химических элементов в спектрах классических
бариевых звезд (продолжение)

88
содержания этих элементов не отличаются от соответствую-
щих содержаний в атмосфере Солнца.
• Третий участок – элементы тяжелее элементов группы же-
леза, которые в основном образуются в s- и r-процессах;
из рис. 4.1 видно, что все рассматриваемые звезды имеют
большие аномалии содержаний этих элементов, что являет-
ся основной отличительной чертой классических бариевых
звезд.
4.2. Анализ содержаний некоторых химических элементов
Для дальнейшего анализа была определена величина среднего
относительного содержания s-элементов, которая определялась на
основании данных из табл. 4.2 по формуле:
[Sr1/H] + [Zr2/H] + [Y 2/H] + [Ce2/H] + [La2/H] + [N d2/H] + [P r2/H]
[s-el/F e] =
− [F e/H].
7
Эта вычисленная величина приводится в табл. 4.3. Здесь, как и в
случае умеренных бариевых звезд, при вычислении величины [s-
el/Fe] не использовались данные по BaII из-за большой интенсив-
ности его линий и связанных с этим проблем точного определения
его содержания, а также линий Mo, Sm, Eu, значительная доля
которых образуются в r-процессе.
В этой же табл. 4.3 для каждой звезды представлены значе-
ния металличности и орбитальных периодов (если они известны), а
также для двойных систем сведения о компоненте из литературы.
Из гипотезы о двойственности бариевых звезд следует, что
величина избытков содержаний s-элементов должна быть тем
меньше, чем больше больше период двойной системы, т.е. с увели-
чением ее размеров. Такая зависимость действительно была ранее

89
Таблица 4.3: Характеристики бариевых звезд
HD Спектральный класс
[Fe/H]
[s-el/Fe]
Porb,сут
Сведения о компоненте
Классические бариевые звезды в двойных системах
16458
K1IIBa3
-0.27±0.09
1.30±0.16
2018.0
46407
K0IIIBa3
-0.14±0.08
1.39±0.12
457.4
77247
G8IIIBa2
+0.09±0.05 0.54±0.09
80.5
88562
K2IIIBa4
-0.16±0.07
1.03±0.11
1445.05
101013
K0IIIBa3
+0.00±0.07
1.21±0.08
1710.9
178717
K4IIBa4
-0.31±0.14
1.13±0.20
2866.0
196673
K0IIIBa1
+0.27±0.08
0.13±0.13
6500.0
визуально-двойная [83]
199394
G8IIBa1
+0.02±0.12 0.90±0.09
4382.6
199939
K0IIIBa4
-0.34±0.11
1.51±0.17
584.9
204075
G4IIBa3
-0.04±0.11
0.86±0.07
2378.2
205011
G9IIIBa2
-0.03±0.05
0.82±0.11
2836.8
Классические бариевые звезды без признаков двойственности
65854
G8IIIBa1
-0.20±0.08
0.69±0.08

130386
K0IIIBa1
+0.01±0.07
0.23±0.25

139409
G5IIBa1
-0.51±0.06
0.58±0.17

175190
K3IIBa0.8
-0.13±0.08
0.56±0.21

183915
K1IIBa3
-0.43±0.10
1.04±0.12

Умеренные бариевые звезды
49293
K0+IIIaBa0.2
+0.08±0.05 0.20±0.03
1760.9
спектрально-двойная [66]
74739
G7.5IIIaBa0.1
-0.24±0.05
0.29±0.05

визуально-двойная [66]
83618
K2.5IIIBa0.3
-0.03±0.04
0.29±0.12

133208
G8IIIaBa0.3
+0.04±0.02
0.21±0.12

158899
K3.5IIIBa0.1
-0.06±0.06
0.24±0.10

176411
K1-IIIBa0.2
-0.04±0.02
0.01±0.11
1270.6
202109
G8IIIBa0.6
-0.08±0.03
0.43±0.08

спектрально-двойная [66],
белый карлик [84]
215665
G8IIIaBa0.3
+0.08±0.01 0.24±0.08

найдена [85]. Наши результаты (см. рис. 4.2) подтверждают ее.
В пользу гипотезы о двойственности свидетельствует и высо-
кий процент звезд с изменениями лучевых скоростей среди клас-
сических бариевых, по сравнению с нормальными красными ги-
гантами. Как видно из этого рисунка, звезда HD 77247 (в левом




















90
PSfrag replacements
[14]
[14]
[14]
[15]
[15]
[67]
Рис. 4.2: Зависимость величины избытка s-элементов от периода
обращения в двойных системах.
нижнем углу) этой зависимости не подчиняется. Являясь бариевой
звездой с самым коротким орбитальным периодом, она должна бы-
ла бы иметь наибольший избыток элементов s-процесса. Здесь и
далее для краткости степень обогащения атмосферы звезды эле-
ментами s-процесса будем называть степенью бариевости. Однако,
для HD 77247 этот избыток, или степень бариевости, на порядок
меньше, чем можно было бы ожидать, исходя из этой зависимо-
сти. Проверка показала, что ошибками наблюдений и определения
параметров атмосферы это расхождение объяснить невозможно.
Не исключено, что кроме двойственности имеется какой-то дру-
гой фактор, влияющий на степень бариевости этой звезды, либо

91
звезда входит в кратную систему [85].
С целью поиска такого фактора, который может влиять на
содержания s-элементов в классических бариевых звездах, все ис-
следуемые объекты были разделены на две группы: звезды с об-
наруженной двойственностью и звезды, у которых изменения лу-
чевых скоростей не выявлены (см. табл. 4.3).
Следует отметить, что все исследованные нами звезды явля-
ются гигантами поля и имеют достаточно большой диапазон ме-
талличности (-0.51<[Fe/H]<+0.27). Поэтому, кроме аномалий в со-
держаниях некоторых элементов, характерных для красных гиган-
тов и умеренных бариевых звезд, можно ожидать, что некоторая
доля в наблюдаемых избытках содержаний каких-либо элемен-
тов от нормальных содержаний, может быть связана с химиче-
ской эволюцией Вселенной, т.е. с возрастом исследуемых объек-
тов. Поскольку возможно наложение этих эффектов, то с целью
выяснить, в какой степени наблюдаемые аномалии являются след-
ствием эволюционных процессов, проходящих в звезде, полезно
при обсуждении каждого элемента сравнивать его содержание в
красных гигантах с аналогичной величиной для звезд-карликов с
такой же металличностью (т.е. такого же возраста), химический
состав которых отражает химический состав материи, из которой
образовывались звезды в ту эпоху. В качестве источника таких
данных была использована работа [86], в которой исследовались
содержания химических элементов в атмосферах около 200 F −
и G−карликов галактического диска в диапазоне металличностей
(-0.8<[Fe/H]<+0.2).






































92
PSfrag replacements
[14]
[14]
[14]
[15]
[15]
[67]
Рис. 4.3: Избыток величины отношения содержания натрия к
содержанию железа в атмосферах красных гигантов по сравнению с
аналогичной величиной для Солнца: 1 - нормальные гиганты и
сверхгиганты, 2 - умеренные бариевые звезды, 3 - классические
бариевые звезды в двойных системах (настоящая работа), 4 -
классические бариевые звезды без признаков двойственности
(настоящая работа).
4.2.1. Натрий
Имея в виду вышесказанное, для анализа содержания натрия
построено два графика: зависимость величины [Na/Fe] от метал-
личности [Fe/H] (рис. 4.3а) и от ускорения силы тяжести lg g
(рис. 4.3б). При этом для сравнения были привлечены аналогич-
ные данные по рассмотренным ранее (см. Главу 3) нормальным
красным гигантам и умеренным звездам.
Из работы [86], следует, что в рассматриваемом нами диапа-
зоне металличностей карлики галактического диска не показыва-
ют каких-либо систематических отклонений в содержаний Na, что
могло бы свидетельствовать об изменениях химического состава
вещества, из которого образовались исследуемые звезды. Поэтому
введение коррекции в содержание Na за химическую эволюцию

93
Галактики не требуется. Среднее содержание [Na/Fe] для карли-
ков составляет +0.04±0.04 dex, то есть они находятся в узком ин-
тервале. Напротив, красные гиганты и бариевые звезды разных
подгрупп (см. подписи к рис. 4.3а) располагаются значительно вы-
ше этой величины и показывают большой разброс по величине
[Na/Fe], существенно превосходящий ошибок измерений.
Как известно из многочисленных работ, например, [13,14,16],
наблюдаемые избытки содержаний Na в атмосферах красных ги-
гантов определяются эволюционными процессами в этих звездах
– выносом конвекцией, развивающейся на стадии красных гиган-
тов, на поверхность звезды продуктов ядерных реакций, которые
протекали в ее недрах на стадии главной последовательности.
Для звезд разных подгрупп и масс эволюционные стадии мо-
гут различаться, что приводит к разным величинам избытка на-
трия и соответственно к большому разбросу точек на рис. 4.3а.
Все же некоторые тенденции на этом рисунке можно видеть:
- при близких значениях [Fe/H] выше располагаются звезды,
у которых ускорение силы тяжести меньше (см. табл. 4.3, 4.1,
3.1), то есть у которых светимость выше;
- умеренные бариевые звезды в среднем находятся выше нор-
мальных красных гигантов, что совпадает с выводом Главы 3
об их более продвинутой стадии эволюции.
На рис. 4.3б повторена хорошо известная для сверхгиган-
тов и гигантов зависимость величин избытков содержания Na от
величины ускорения силы тяжести lg g(см. рис. 3.2 Диссерта-
ции раздел 3.2), с добавлением туда данных о вновь изученных
классических бариевых звездах. Из рисунка отчетливо видно, что

94
положения звезд выстраиваются в довольно узкую зависимость
[N a/F e] ∼ lg g, которая совпадает с последовательностью, постро-
енной для нормальных красных гигантов и умеренных бариевых
звезд. Это свидетельствует о том, что во всех этих группах звезд
природа происхождения избытков натрия обусловлена одним и
тем же процессом - выносом вследствие конвективного перемеши-
вания продуктов ядерных реакций, которые шли в недрах звезды
на стадии главной последовательности.
Отметим, что на рис. 4.3б классические бариевые звезды
не имеют какого-либо характерного выделенного расположения и
распределяются вдоль всей зависимости. Это не согласуется с тем,
что наблюдается для умеренных бариевых звезд и нормальных
красных гигантов, и не может быть объяснено в рамках гипотезы
об одиночных звездах, находящихся в разных фазах эволюции. Од-
нако это может быть понято в рамках гипотезы о двойственности
звезды, которая сейчас наблюдается как классическая бариевая.
Действительно, как следует из анализа избытков Na в сверхгиган-
тах и гигантах [12–15], в одиночных звездах выработка Na в недрах
звезды зависит от ее массы (см. также [87]), однако о массе компо-
ненты бариевой звезды, которая уже рассеялась в пространстве,
мы ничего не знаем. Но поскольку степень загрязнения атмосферы
ныне бариевой звезды зависит от многих параметров - от массы
компонента, от расстояния между компонентами двойной, от мас-
сы самой бариевой звезды и фазы ее эволюции (что важно при
перемешивании вещества в ее атмосфере) - в таких двойных звез-
дах можно ожидать широкий диапазон аномалий содержаний Na,
что и наблюдается.

95
0.5
0.5
а)
1
б)
1
2
2
3
3
0.4

4 0.4

4
PSfrag replacements
0.3
0.3
[14]
[Al/Fe]
[14] 0.2
0.2
[14]
0.1
0.1
[15]
[15]
0
0
−0.6
−0.4
−0.2
0
0.2
0
1
2
3
4
[67]
[Fe/H]
log g
Рис. 4.4: Избыток величины отношения содержания алюминия к
содержанию железа в атмосферах красных гигантов по сравнению с
аналогичной величиной для Солнца. Обозначения аналогичны рис. 4.3
4.2.2. Алюминий
Как было отмечено ранее в разделе 3.2.2, для нормальных
красных гигантов (данные из [15]) и умеренных бариевых звезд
(см. рис. 3.3) имеется зависимость [Al/F e]
∼ lg g, аналогично
[N a/F e] ∼ lg g. В работе [15] было высказано предположение о
возможном происхождении избытков Al в MgAl-цикле на стадии
главной последовательности и последующим выносом конвекцией
в верхние слои звездной атмосферы.
Аналогичные избытки [Al/Fe] наблюдаются и в классических
бариевых звездах. К сожалению, из-за ограниченности исследуе-
мого спектрального диапазона нам удалось измерить содержания
Al лишь для семи классических бариевых звезд. На рис. 4.4, кото-
рый по структуре аналогичен рис. 4.3 для натрия, показаны оценки
[Al/Fe]. Согласно работе [86] карлики галактического диска не по-
казывают систематического хода содержания [Al/Fe] с металлич-

96
ностью. Их среднее значение [Al/Fe]=+0.08±0.06. Таким образом,
как и в случае с натрием, не требуется вносить поправки за хими-
ческую эволюцию Галактики.
Большой разброс точек на рис. 4.3а и 4.3б, как и в случае Na,
превышает ошибки наблюдений. Избытки [Al/Fe] растут с умень-
шением величины силы тяжести lg g, как и у красных гигантов.
Кроме того звезды всех рассматриваемых групп удовлетворяют од-
ной и той же зависимости, свидетельствующей о справедливости
вывода о едином механизме происхождения избытков содержа-
ний алюминия в их атмосферах - горение водорода в MgAl-цикле
на стадии главной последовательности и вынос наружу продуктов
реакций путем конвективного перемешивания на стадии красных
гигантов.
4.2.3. Кремний
Кремний принадлежит к числу четных элементов, образова-
ние которых связывают главным образом с горением гелия при
вспышках сверхновых II типа. Поскольку сверхновые этого ти-
па чаще вспыхивали в ранний период эволюции Галактики, из-
бытки содержаний четных элементов, в том числе и Si, являются
хорошо известной характерной чертой атмосфер старых звезд (с
низкой металличностью). Что же касается более молодых звезд,
которые составляют большую часть населения диска Галактики,
то избытков содержаний четных элементов в них не наблюдает-
ся. Действительно, по данным из работы [86] в рассматриваемом
диапазоне металличностей среднее содержание [Si/Fe] составля-
ет +0.05±0.03 и не показывает систематических отклонений с
металличностью. Анализ спектральных наблюдений показывает,












































97
PSfrag replacements
[14]
[14]
[14]
[15]
[15]
[67]
Рис. 4.5: Избыток величины отношения содержания кремния к
содержанию железа в атмосферах красных гигантов по сравнению с
аналогичной величиной для Солнца. Обозначения аналогичны рис. 4.3
что избытки [Si/Fe] имеются в атмосферах красных гигантах [15],
сверхгигантах [15] и также в умеренных бариевых звездах (см.
раздел 3.2.3 Диссертации).
Отсюда, вероятно, можно заключить, что избытки содержа-
ний кремния связаны не с первоначальным химическим составом
вещества, из которого образовались исследуемые звезды, а были
произведены внутри них за время их эволюции.
На рис. 4.5а и 4.5б показаны зависимости избытков [Si/Fe] от
металличности и от ускорения силы тяжести соответственно, по-
полненные данными по изученным классическим бариевым звез-
дам. Из рис. 4.5а следует, что с изменением металличности [Fe/H]
среднее значение [Si/Fe] заметно не меняется, оставаясь примерно
+0.15 dex выше соответствующего уровня содержаний [Si/Fe] для
карликов галактического диска [86]. Таким образом, как и в преды-
дущих случаях, можно сделать предположение о том, что избытки
кремния были произведены в недрах звезды и вынесены наружу

98
конвективным перемешиванием. В пользу такого предположения
свидетельствует зависимость [Si/Fe] от ускорения силы тяжести
lg g (рис. 4.5б), а именно: чем меньше lg g(т.е. больше светимость)
звезды, тем более развита в ней конвекция и тем в более глубокие
слои звезды она может проникнуть.
В работе [15] было предположено, что источником аномалий
в содержании кремния могла бы быть реакция утечки из MgAl-
цикла 27Al(p, γ)28Si. В свете выводов работ [88, 89] (о которых речь
пойдет ниже в разделе 4.2.4), можно ожидать, что поскольку ре-
акция утечки из NeNa-цикла 23Na(p, γ)24Mg увеличивает число ато-
мов, вовлеченных в MgAl-цикл, то и число атомов, покинувших
этот последний цикл, при этом может стать больше, т.е. содержа-
ние Si может возрасти.
Необходимо отметить, что сделанные выше заключения спра-
ведливы для нормальных гигантов и сверхгигантов, а также для
умеренных бариевых звезд и для звезд, которые классифицируют-
ся как классические бариевые, но у которых пока не обнаружены
свидетельства их двойственности (рис. 4.5а и 4.5б) Классические
же бариевые звезды с установленной двойственностью имеют бо-
лее низкие избытки содержания Si и не подчиняются зависимости
от lg g. Причина этого непонятна и требует дальнейшего иссле-
дования. Пока же можно лишь сделать предположение о разной
природе классических двойных бариевых звезд и звезд, для кото-
рых двойственность не установлена.
4.2.4. Магний
Анализ содержаний [Mg/Fe] в красных гигантах стимулиро-
вали теоретические работы [88, 89], целью которых является рас-

99
0.5
0.5
а)
1
б)
1
2
2
3
3
0.4

4 0.4

4
PSfrag replacements
0.3
0.3
[14]
[Mg/Fe]
[14] 0.2
0.2
[14]
0.1
0.1
[15]
[15]
0
0
−0.6
−0.4
−0.2
0
0.2
0
1
2
3
4
[67]
[Fe/H]
log g
Рис. 4.6: Избыток величины отношения содержания магния к
содержанию железа в атмосферах красных гигантов по сравнению с
аналогичной величиной для Солнца. Обозначения аналогичны рис. 4.3
смотрение содержаний изотопов элементов от C до Al в области
горения водорода для звезд на стадии красного гиганта (от прихо-
да звезды на эту стадию до ее вершины, где загорается гелий). При
этом использован большой набор ядерных реакций, включающих
и захват протонов: CNO-, NeNa- и MgAl-циклы горения водоро-
да (см. рис. 4.7). Вычисления содержаний изотопов выполнены для
широкого ряда металличностей, а также с использованием совре-
менных данных о скоростях реакций. Было показано, в частности,
что содержание Al сначала растет за счет реакций захвата прото-
нов ядрами 25Mg и 26Mg, а затем ядрами 24Mg в MgAl-цикле. Было
также обращено внимание на то, что использование современно-
го значения скорости реакции 23Na(p, γ)24Mg – реакции утечки из
NeNa-цикла – приводит к приросту содержания Mg, который пре-
восходит его убыль при превращении магния в 27Al в MgAl-цикле.
Таким образом, в недрах гигантов может быть увеличение со-
держания магния, который благодаря конвекции выносится в атмо-














































































100
PSfrag replacements
[14]
[14]
[14]
[15]
[15]
[67]
Рис. 4.7: Неон-натриевый и магний-алюминиевый циклы горения
водорода и реакции утечки из них
сферу звезды. Поэтому анализ содержаний [Mg/Fe] представляет
интерес для проверки теории.
Магний является четным элементом, который как, и кремний
образуется, главным образом, при горении гелия при вспышках
сверхновых II типа. И для старых звезд, то есть для звезд с низ-
кой металличностью, должны быть избытки магния, обусловлен-
ные химической эволюцией Галактики. Из данных по магнию в
карликах [86] среднее содержание [Mg/Fe] составляет +0.06±0.05
и не имеет заметного хода с металличностью в рассматриваемом
диапазоне (от -0.5 до +0.2), поэтому нет необходимости учитывать
химическую эволюцию Галактики.

101
К сожалению, из-за небольшого количества данных графики
содержаний для Mg, аналогичные графикам выше рассмотренных
элементов оказались не столь уверенными. Поэтому выводы о со-
держаниях Mg в атмосферах красных гигантов следует рассмат-
ривать как предварительные, требующие уточнения. А именно,
похоже, что аналогично выше рассмотренным элементам зависи-
мость величины избытков содержаний от ускорения силы тяжести
(рис. 4.3б и 4.4б) существует и для Mg. Это указывает на то, что в
недрах звезды существует некоторое количества Mg, избыточное
по сравнению с его содержанием в веществе, из которого обра-
зовалась данная звезда. Причем величины этих избытков больше
ошибок их определений.
4.2.5. Некоторые итоги анализа содержаний Na, Al, Mg, Si
Были проанализировали полученные данные о содержаниях
Na, Al, Mg и Si в атмосферах красных гигантов, принадлежащих
диску Галактики и представляющих три группы объектов, харак-
теризующихся различными химическими аномалиями: нормаль-
ные гиганты, умеренные бариевые и классические бариевые звез-
ды. Из рис. 4.3, 4.4, 4.6, 4.5 можно сделать следующие выводы:
- В рассматриваемом диапазоне металличности не требуется
введение поправки в содержания рассматриваемых элемен-
тов за счет химической эволюции Галактики.
- Отношение содержаний каждого из рассмотренных элемен-
тов к содержанию железа [El/Fe] систематически выше, чем
то же отношение для карликов, также принадлежащих диску
Галактики [34]. Наблюдаемые избытки содержаний связаны с

102
производством их в недрах звезды в результате горения водо-
рода в NeNa- и MgAl-циклах и последующим выносом их на
поверхность звезды конвекцией на стадии красных гигантов.
- Величины аномалий всех рассмотренных элементов коррели-
руют со светимостью, причем для каждого элемента зависи-
мость единая для всех рассмотренных групп звезд, что сви-
детельствует о том, что механизмы образования избытков со-
держаний Na, Al, Mg и Si в атмосферах одинаковы как для
нормальных красных гигантов, так и для умеренных и класси-
ческих бариевых звезд (за исключением Si для двойных клас-
сических бариевых звезд, поведение которых требует даль-
нейшего уточнения).
4.2.6. s-элементы
Величины аномалий содержаний элементов s-процесса (по от-
ношению к содержанию железа) в атмосферах исследуемых клас-
сических бариевых звезд лежат в пределах от 0.5 до 1.5 dex (за
исключением HD 196673 и HD 130386; возможные причины от-
клонении обсуждаются ниже), для умеренных бариевых звезд и
нормальных красных гигантов величины аномалий содержаний s-
элементов не превышают 0.3 dex (кроме звезды HD 202109, которая
также будет обсуждаться ниже). Прежде всего для сравнительно-
го 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-






























103
PSfrag 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 содер-
жаний 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) средне-
го значения [s-el/Fe] в атмосферах карликов, занимают ши-
рокую полосу (около 0.3 dex) и также не показывают зависи-
мости 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.

104
3. классические бариевые звезды демонстрируют резкое увели-
чение содержаний s-элементов с уменьшением металлично-
сти. 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 про-
водимого сравнительного анализа нормальных красных гигантов,
умеренных и классических бариевых звезд. Из рис. 4.8 отчетливо
видно, что умеренные бариевые звезды никоим образом не связа-
ны с последовательностью классических бариевых звезд; область
их расположения на графике полностью совпадает с областью рас-
положения нормальных красных гигантов. Это свидетельствует о
том, что двойственность этих звезд, если она и установлена, не
является причиной возникновение избытков наблюдаемых содер-
жаний 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 спутни-
ка, которая составила ≈ 0.5M , что тоже порядка массы спутника
(белого карлика) классической бариевой звезды; однако, посколь-
ку в настоящее время считается установленным, что величина из-
бытка s-элементов зависит от орбитального периода системы, то

105
если бы спутник действительно являлся белым карликом, можно
было бы ожидать, согласно [85] или рис. 4.8 данной работы, избыт-
ка содержаний s-элементов в атмосфере бариевой звезды порядка
1.0 dex, т.е. она должна быть классической; поскольку это не на-
блюдается, 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 явля-
ется 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 со-
жалению, ничего не известно, однако, имея в виду величину орби-
тального периода, типичную для классических бариевых звезд, но
отсутствие больших, на порядок превышающих нормальные, со-
держаний 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 ат-
мосферу 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]. Ин-
тересно 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

106
сравнительно небольшие их размеры сравнительно с аналогичны-
ми величинами для классических бариевых звезд, возможно, есть
следствие большого орбитального периода, величину которого по-
ка установить не удалось. Таким образом, можно сделать заключе-
ние, что происхождение аномалий содержаний s-элементов в ат-
мосферах 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: барие-
вой 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 аномаль-
но интенсивные линии SrII, BaII и полосы CN; позднее спектро-
скопические исследования подтвердили наличие избытков тяже-
лых элементов [92]. В данное время она классифицируется как
K0IIIBa1 и включается в группу классических бариевых звезд. По-
иски 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 десяти-
летнего мониторинга на Доминиканской астрофизической обсер-
ватории совместно с соответствующими данными, полученными в
результате мониторинга с помощью установки CORAVEL, позво-
лил обнаружить период изменения лучевых скоростей, который
оказался равен 6500 сут. [94], т.е. HD 196673 является одной из

107
самых широких двойных систем, содержащих бариевые звезды.
Отметим, что в ней не найдено значительных аномалий в содер-
жаниях s-элементов и признаков существования в системе белого
карлика. На рис. 4.8 эта звезда лежит в области, занимаемой нор-
мальными 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 пе-
риода, 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 эво-
люции сбрасывают оболочку, обогащенную s-элементами, которые
образовались на стадии АВГ; часть вещества этой оболочки попа-
дает на звезду спутник и в дальнейшем частично или полностью
перемешивается с ее атмосферой, превращая ее в наблюдаемую
ныне бариевую звезду. Согласно теоретическим работам, посвя-
щенным анализу образования s-элементов на стадии асимптотиче-
ской ветви гигантов, например [95], s-элементы легче образуются
в звездах с пониженной металличностью. Именно это обстоятель-
ство и находит свое отражение на рис. 4.8.
На рис. 4.8 для каждой звезды указано значение её орби-
тального периода (см. табл. 4.3). Видно, что для звезд с близкими

108
значениями металличности есть тенденция увеличения величины
[s-el/Fe] с уменьшением величины орбитального периода, что со-
гласуется с гипотезой двойственности бариевых звезд.
Таким образом можно сделать заключение, что величину из-
бытка s-элементов определяют как минимум два параметра: вели-
чина орбитального периода и металличность. Для некоторых звезд
тот или иной параметр может оказаться определяющим. Возмож-
ным тому примером является звезда HD 77247, которая не подчи-
няется 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 отклоне-
ния от зависимости Pорб-[s-el/Fe] было высказано предположение,
что эта звезда может быть одним из компонентов тройной систе-
мы [85].
Классические бариевые звезды, для которых не
определены величины их орбитальных периодов
Ранее (см. раздел 4.2) для сравнительного анализа химическо-
го состава звезды, классифицирующиеся как классические барие-
вые, были разделены на две группы: звезды с известным орбиталь-
ным периодом и звезды, для которых его величина не установлена.
Заметим, что во вторую группу попали звезды с небольшой степе-
нью бариевости, за исключением звезды HD 183915 (табл. 4.3).
Следует отдельно обсудить группу звезд, которые классифи-
цируются 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 метал-
личностью (исключение составляет HD 139409; о ней см. ниже).

109
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 предполо-
жить, что эти звезды являются широкими парами, и определение
их периода по этой причине затруднительно (как это было отме-
чено для звезды HD 196673, см.выше).
Не исключено, что к этой группе звезд относится и HD 202109,
которая по классификации является умеренной бариевой звез-
дой, и для которой наблюдения в ультрафиолетовом спектральном
диапазоне дали указание на наличие белого карлика в качестве
компонента. Хотя известно, что эта звезда является спектрально-
двойной, величина периода у нее пока не определена. Таким обра-
зом, 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 са-
мую низкую металличность среди рассматриваемых звезд, а про-
изводство s-элементов в недрах звезды, согласно теоретическому
рассмотрению, протекает легче именно при малой металличности,
можно предположить, что это звезда может быть одиночной, нахо-
дящейся в более продвинутой фазе эволюции, как это было в слу-
чае нормальных красных гигантов и умеренных бариевых звезд,
а более высокое, по сравнению с этими звездами, содержание s-
элементов может быть следствием ее возраста и малой металлич-
ности.
Таким образом, вероятно можно заключить, что звезды, клас-
сифицируемые как классические бариевые, у которых не найдены

110
орбитальные периоды, является неоднородной группой, содержа-
щей широкие двойные системы, у которых спутником является бе-
лый карлик (т.е. действительно по своей природе являются клас-
сическими 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 фа-
зой 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 широ-
кими парами, поэтому и показывают не такие большие ано-
малии s-элементов, так и одиночными красными гигантами,
в этом случае избытки s-элементов вызваны низкой метал-
личностью 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 ба-
риевости при классификации, как правило, были выполнены на
основе глазомерных оценок звездных спектров на снимках звезд-
ного неба, сделанных с объективной призмой. И у разных авто-

















111
PSfrag 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 под-
классов. 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 значени-
ями 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 из-
бытки s-элементов, характерные для умеренных бариевых звезд,
что свидетельствует о том, что их не классифицировали как бари-
евые. Поэтому такие оценки степени бариевости можно считать
субъективными. Вследствие этого некоторые звезды могут клас-
сифицироваться ошибочно.

112
Таблица 4.4: Поправки за сверхтонкое расщепление в содержаний
элементов в атмосфере звезды HD 199939
Элемент ∆[El]=lgN(El)-lgN(El)HFS
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 ком-
поненты HFS и определить содержание каждой линии методом
синтетического спектра. Сравнение результатов с результатами,
полученными выше без учета HFS, даст оценки ошибок получен-
ных в последнем случае.
В исследовании классических бариевых звезд эта проблема
прежде всего касается PrII, LaII и EuII. Расчеты были выполне-
ны для звезды HD 199939, как для звезды, для которой найде-
но наибольшее обилие s-элементов. Соответствующие коэффици-
енты, необходимые для расчета HFS-компонентов, взяты из ра-
бот [96–98]. В результате было найдены поправки, которые можно
видеть в табл. 4.4.
Видно, что полученные величины (за исключением EuII, со-
держание которого определялось по одной слабой линии) превы-
шают ошибки определения содержания. Поскольку данные оцен-
ки были сделаны для звезды с самым большим содержанием s-
элементов,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-

113
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 содер-
жаний 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 име-
ют 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 фе-
номена классической бариевой звезды необходимым условием яв-
ляется 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 спутни-
ка веществом с большим содержанием s-элементов, которую мы и
наблюдаем как классическую бариевую звезду.
В пользу этой гипотезы говорят следующие данные:

114
1. Зависимость величины избытков s-элементов от величины ор-
битального периода - установленная ранее и подтвержденная
в настоящем исследовании;
2. Анализ данных о содержаниях Na, Al, Mg и Si в атмосфе-
рах классических бариевых звезд показал наличие избытков
всех рассмотренных элементов, которые коррелируют со све-
тимостью, причем для каждого элемента зависимость совпа-
дает с зависимостью, построенной для нормальных красных
гигантов и умеренных бариевых звезд, что свидетельствует о
едином механизме их происхождения; наблюдаемые избыт-
ки содержаний связаны с производством их в недрах звез-
ды в результате реакций горения водорода в NeNa- и MgAl-
циклах 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 наблюда-
емых избытков (см. рис. 4.3), что, возможно, свидетельствует
в пользу гипотезы о двойственности классических бариевых
звезд.
4. Анализ содержаний s-элементов в атмосферах трех рассмот-
ренных групп звезд показал (см. рис. 4.8), что в достаточно
широком диапазоне металличностей избытки s-элементов ве-
дут себя по разному: при одном и том же значении металлич-
ности умеренные бариевые звезды имеют существенно мень-
шие избытки s-элементов, чем классические бариевые звез-
ды, что свидетельствует о разных механизмах их происхожде-
ния. Зависимость избытков s-элементов от металличности в

115
классических бариевых звездах свидетельствует в пользу ги-
потезы происхождения бариевых звезд в двойных системах.
5. Из литературы известно [27, 78, 99–101], что в атмосферах
классических бариевых звезд наблюдается избытки содержа-
ния углерода. Поскольку углерод является продуктом горе-
ния гелия, а рассматриваемые звезды еще не достигли этой
фазы, то избытки углерода должны принадлежать веществу,
которое является частью оболочки, сброшенной проэволюци-
онировавшим 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 барие-
вых звезд свидетельствует также их положение на диаграмме
"температура - светимость" (см. рис. 5.7, где показано распо-
ложение этих звезд с учетом обилия s-элементов). В отли-
чие от умеренных бариевых звезд, которые показывали тен-
денцию увеличения содержаний s-элементов в более поздних
стадиях эволюции (см. рис. 5.6), классические бариевые звез-
ды на диаграмме расположены хаотически. Действительно, в
рамках гипотезы двойственности загрязнение атмосферы ба-
риевой звезды s-элементами зависит от большого числа пара-
метров - массы проэволюционировавшего компонента, степе-
ни металличности, расстояния, разделяющего звезды в двой-
ной системе, массы самой бариевой звезды, поэтому какую-
либо тенденцию, связанную с эволюционными стадиями уви-
деть весьма трудно. См. также пункт 2 данного заключения.

116
Таким образом, можно заключить, что данные наблюдений
классических бариевых звезд можно объяснить только в рамках
гипотезы о двойственности этих звезд в отличие от умеренных ба-
риевых 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 клас-
сифицируются как классические бариевые, и для которых не дока-
зана их двойственность, представляют собой неоднородную груп-
пу.
• Часть звезд, возможно, входят в широкие двойные системы
или имеют перпендикулярное расположение плоскости ор-
биты к лучу зрения, и пока невозможно измерить изменения
лучевых скоростей.
• Другая часть, возможно представляет собой одиночные крас-
ные гиганты с пониженной металличностью и более продви-
нутой стадией эволюции по сравнению с нормальными крас-
ными гигантами, то есть эта подгруппа может быть отнесена
к умеренным бариевым звездам.

117
5. Анализ положений бариевых звезд на диаграмме
”температура-светимость”
5.1. Определение параметров звездных атмосфер
В рамках данного исследования интересно было бы проанали-
зировать эволюционный статус исследуемых звезд, то есть их по-
ложения на диаграмме "температура-светимость". Для этого необ-
ходимо 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 звезд-
ных 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 хо-
рошо известны (см. раздел 2.2, а также [41]). Это свидетельству-
ет о том, что существующие в настоящее время модели звездных
атмосфер не являются совершенными. Это также было подтвер-
ждено на Симпозиуме 210 МАС, проходившем в Упсале (Шве-
ция) в 2002 году [102, 103]. Учитывая такое обстоятельство, пред-
ставляется уместным для анализа положений звезд на диаграмме
"температура-светимость" использовать эффективные температу-
ры, определенные на основе неспектроскопических методов.

118
5.1.1. Определение эффективной температуры
Эффективную температуру Tэфф для исследуемых звезд мож-
но 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 опре-
деляют следующим образом. По звездам, у которых имеются точ-
ные определения Tэфф и значения одного или нескольких показате-
лей цвета c какой-либо фотометрической системы, строят калибро-
вочные 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 яв-
ляется широкополосная система Джонсона UBVRIJKL [43]. Фото-
метрические 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 си-
стемы Джонсона измерен в основном только для ярких звезд. По-
этому для построения калибровочных зависимостей чаще всего ис-
пользуют 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

119
можно построить и другие подобные калибровочные зависимости.
Например, для многих звезд есть измерения в среднеполосной си-
стеме 13-цветной фотометрии [44].
Как показывает опыт такие калибровочные зависимости хо-
рошо аппроксимируются полиномом второй или третьей степе-
ни. Тогда эффективную температуру звезды можно вычислить ис-
пользуя эти коэффициенты по формуле:
n
Tэфф =
Akck,
k=0
где c - значение какого-либо показателя цвета, а Ak - коэффици-
енты 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 опреде-
ления Tэфф из измерений угловых диаметров звезд, которые полу-
чают из анализа наблюдений покрытия звезд Луной или из интер-
ферометрических наблюдений. Эффективная температура опре-
деляется из формулы:
(F
T
bol)1/4
эфф = 2341
,
φ1/2
где F - болометрический поток, φ - угловой диаметр звезды. Из
формулы следует, что относительная точность определения Tэфф в
4 раза меньше относительной ошибки в потоке и в 2 раза меньше
ошибки измерения диаметра.

120
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
(B − V ), которая построена по температурам, определенным на
основе измерении угловых диаметров звезд [104]. Из этой работы
выбрано 12 звезд красных гигантов. Зависимость аппроксимирова-
лась полиномом второй степени. Коэффициенты аппроксимации
приведены в таблице 5.1.
2) Определение Tэфф методом
инфракрасных потоков (IRFM)
Этот метод, относящийся к числу болометрических, описан
Блэквелом и Шалисом [105]. Метод основывается на измерениях

121
интегрального потока F и монохроматического Fν в инфракрасной
области. Оба потока зависят от эффективной температуры Tэфф и
углового диаметра звезды θ:
F = θ2 σT 4
4
эфф
Fν = θ2 φ(T
4
эфф, g, λ),
где g - ускорение силы тяжести, а функция φ(Tэфф, g, λ) в прибли-
жении абсолютно черного тела определяется законом Планка или
в инфракрасном приближении - законом Рэлея-Джинса 2c kT
λ4
эфф.
Решением каждого из уравнении является кривая. Пересече-
ние кривых даст решение этой системы уравнении.
Исключая угловой диаметр из уравнении 5.1.1 получим отно-
шение потоков:
F
σT 4
λ4σT 3
=
эфф
=
эфф ,

φ(Tэфф, g, λ)
2ck
В инфракрасном диапазоне отношение потоков есть одно-
значная функция Tэфф. Причем зависимость от Tэфф кубическая
(так как в инфракрасной области Fν ∼ Tэфф), что позволяет по-
лучить относительную точность в 3 раза лучше, чем относитель-
ные ошибки определения отношения потоков. В этом заключается
одно из преимуществ этого метода. И в добавление, зная Tэфф,
можно определить угловой диаметр звезды θ, а из него при из-
вестном параллаксе и линейный диаметр. Для близких звезд, для
которых из интерферометрии известны угловые диаметры, можно
решить выше приведенную систему уравнении и определить Tэфф.
Для многих ярких звезд температуры, определенные этим мето-
дом, содержатся в работе [106].
















122
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 так-
же приведены их характеристики: ускорение силы тяжести и
металличность. Кроме того, стоит учесть тот факт, что при од-
ной и той же эффективной температуре показатели цвета раз-
личны для звезд разных светимостей и металличностей. Поэто-
му из каталога [106] были выбраны 42 звезды, близкие по харак-















123
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 выбран-
ным звездам [M] = −0.07 ± 0.17).
Для всех выбранных опорных звезд нам доступны значения
(B − V ) стандартной системе Джонсона и все показатели цвета 13-
цветной фотометрии. Поэтому были построены соответствующие
калибровочные зависимости.
На рис. 5.2 показана калибровочная зависимость от пока-
зателя цвета (B − V ), построенная по выбранным данным для
42 звезд-гигантов [106]. Зависимость аппроксимировалась полино-
мом третьей степени, коэффициенты аппроксимации приведены в
табл. 5.2.
На рис. 5.3, в качестве примера показана калибровочная за-
висимость "c(52-99)-Tэфф"для 13-цветной фотометрии. Показатель
цвета c(52-99) обозначает разность звездных величин двух спек-
тральных полос с центрами около 5200˚A и 9900˚A. Подобная калиб-

124
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
49293 83618 133208 158899 176411 113226 153210 46407 204075
показатель
цвета
33 - 52
4611
4338
4897
4139
4631
4944
4550
4856
5002
35 - 52
4607
4353
4894
4141
4627
4930
4527
4794
5005
37 - 52
4630
4342
4950
4140
4648
4948
4539
4758
4947
40 - 52
4596
4321
4919
4147
4670
4968
4551
4623
4796
45 - 52
4555
4330
4849
4220
4747
4975
4644
4510
4573
52 - 58
4679
4374
5000
4208
4691
4966
4553
4802
4844
52 - 63
4690
4298
4977
4167
4656
5007
4558
4815
5110
52 - 72
4673
4342
4990
4197
4726
4972
4550
4812
5057
52 - 80
4675
4333
4960
4208
4773
4991
4571
4842
5135
52 - 86
4685
4324
4956
4200
4750
5007
4567
4861
5158
52 - 99
4674
4325
4968
4193
4744
5026
4585
4878
5149
52 -110
4634
4288
5036
4188
4743
5024
4616
4794
5105
T , K
4642
4331
4950
4179
4700
4980
4567
4823
5074
σ T , K
41
21
49
29
50
30
31
37
71

125
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 ба-
риевых 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 уси-
ленными линиями (эти звезды классические бариевые) BaII, SrII, а
также молекулярными полосами CH, CN и C2. Полученные оценки
Tэфф, соответствующие данному показателю цвета, а также сред-
нее 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 опи-
санными выше методами, для всех исследуемых звезд. Необходи-
мые значения показателей цвета (B − V ) для них взяты из ра-
бот [43, 107–113], а значения показателей цвета 13-цветной фото-
метрии из [44]. В колонке 2 табл. 5.5 приведены значения темпе-
ратур, 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
называемые, спектроскопические эффективные температуры, по-
лученные в Диссертации (колонка 5).

126
Таблица 5.5: Определение эффективной температуры исследуемых звезд
различными методами
TD
TIRF M
TIRF M
Tн.р.
метод кал.(B − V ) кал.13цв кал.(B − V ) спектр
HD
1
2
3
4
5
16458
4403
-
4311
4560
46407
5021
4823
5077
4916
65854
4993
-
5048
4958
77247
5014
-
5069
4978
88562
4309
-
4183
4274
101013
4955
-
5007
5080
130386
4713
-
4725
4720
139409
4803
-
4835
4731
175190
4275
-
4138
4188
178717
4114
-
3940
4073
183915
4648
-
4642
4616
196673
4722
-
4736
4905
199394
5072
-
5128
5080
199939
4681
-
4685
4600
204075
5137
5074
5192
5300
205011
4873
-
4916
4880
49293
4625
4642
4634
4717
83618
4186
4331
4312
4355
113226
5016
4980
4964
5187
133208
4945
4950
4898
5075
153210
4516
4567
4552
4593
158899
3959
4179
4130
4180
176411
4691
4700
4686
4691
Определение температуры исследуемых звезд из измерений
их диаметров невозможно в виду отсутствия таковых. Калибров-
ка 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 использо-
вание измерений широкополосной фотометрии вместо инфракрас-
ных потоков заметно снижает точность, к тому же не всегда мы



















127
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-
лученные из калибровок 13-цветной фотометрии и (B − V ) для
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, по-
строенные по среднеполосным системам и нормальным звездам,
могут давать отклонения. Таким образом можно считать, что эти
две калибровки находятся в хорошем согласии, и для дальнейше-

128
го анализа будем использовать калибровку по показателю цвета
(B − V ), так как такие фотометрические данные есть для всех ис-
следуемых в Диссертации звезд.
5.1.2. Определение светимости исследуемых звезд
Для дальнейшего анализа положений исследуемых звезд на
диаграмме "температура-светимость" необходимо оценить их све-
тимость. Она определялась из видимых звездных величин и рас-
стояний до исследуемых звезд. Необходимые для этого данные по-
мещены в табл. 5.6. В колонках 2, 5 и 3 приведены соответственно
видимые звездные величины, показатели цвета B−V и параллаксы
(из каталога HIPPARCOS [114].
Для оценки светимости исследуемых звезд необходимо
учесть межзвездное поглощение. Его оценка была сделана на осно-
ве анализа положении исследуемых звезд на двухцветной диа-
грамме (B − V, U − B). Значения показателей цвета взяты из ра-
бот [109, 111–113, 115].
Положение звезды на этой диаграмме, не искаженное меж-
звездным покраснением, зависит от нескольких параметров: эф-
фективной температуры, ускорения силы тяжести, металлично-
сти. 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 каж-
дой звезды (B − V , U − B) приводилось к ее нормальному положе-
нию ((B − V )0, (U − B)0 ) на кривую нормальных показателей цвета
по линии покраснения. По величине разности ((B − V )0, (U − B)0 )

129
Таблица 5.6: Светимости исследуемых звезд
HD
mv
π,
r,
(B − V )Av
M
L/L
lg g
M∗
M
мсек
пк
(Hip)
(Hip)
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
Классические бариевые звезды
16458
5.790
6.54
152
1.332
0.24
-1.01
2.278
1.95
1.9
46407
6.266
8.25
121
1.123
0.67
-0.07
1.904
2.78
2.9
65854
8.41
6.34
157
0.976
0.16
2.00
1.077
3.32
1.6
77247
6.860
2.86
349
1.001
0.27
-1.36
2.420
2.39
3.8
88562
8.52
3.13
319
1.451
0.41
-0.21
1.960
1.91
1.0
101013
6.124
7.07
141
1.071
0.41
-0.30
1.995
2.69
3.1
130386
7.80
3.42
292
1.105
0.13
0.01
1.874
2.65
2.5
139409
7.15
5.51
181
1.078
0.20
0.33
1.746
2.66
1.9
175190
4.99
12.07
82
1.345
0.00
-0.36
2.018
1.96
1.2
178717
7.14
2.90
344
1.918
1.50
-2.85
3.016
1.41
3.5
183915
7.29
3.48
287
1.363
0.84
-1.22
2.363
2.25
3.2
196673
6.97
2.76
362
1.143
0.27
-1.42
2.443
2.28
3.9
199394
6.999
6.33
157
1.022
0.41
0.36
1.733
2.93
2.7
199939
7.424
3.16
316
1.293
0.67
-1.12
2.323
2.27
3.1
204075
3.754
8.19
122
0.986
0.38
-2.27
2.784
2.14
4.6
205011
6.426
6.31
158
1.079
0.31
-0.16
1.939
2.70
2.9
Умеренные бариевые звезды
49293
4.480
8.74
114
1.114
0.00
-1.23
2.368
2.21
3.3
83618
3.909
11.83
84
1.319
0.00
-1.42
2.444
1.89
2.5
133208
3.488
14.91
67
0.958
0.00
-0.92
2.244
2.47
3.5
158899
4.402
8.88
112
1.42
0.00
-1.76
2.580
1.70
2.5
176411
4.025
21.22
47
1.08
0.00
0.27
1.768
2.66
2.2
Нормальные красные гиганты
113226
2.83
31.90
31
0.94
0.00
0.09
1.840
2.77
2.7
153210
3.20
37.99
26
1.160
0.00
0.60
1.636
2.60
1.6
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 ба-
риевые звезды находятся на расстоянии в среднем меньше 100пс,

130
0.8
1
PSfrag replacements
183915
[14] 1.2
U−B
16458
[14]
1.4
[14]
88562
[15]
1.6
[15]
1
1.1
1.2
1.3
1.4
1.5
1.6
[67]
B−V
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 ис-
следуемых умеренных бариевых звезд на двухцветной диаграмме
показывает, что в пределах ошибок значений (B−V ) (≈ 0.01m) меж-
звездное 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 болометриче-
ской поправки BCV с учетом определенных нами ускорения силы
тяжести и металличности. Из полученных результатов находим ве-
личину светимости звезды:
L
lg

= 0.4(4.69 − (m
L
∗ + 5 + 5lgπ∗ + AV + BCV)).
Полученные оценки эффективной температуры и светимости
дают возможность отобразить положения исследуемых звезд на
диаграмме "температура-светимость"(рис. 5.6 и 5.7) и проанализи-

131
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, со-
гласно определенной металличности (табл. 4.3), путем интерполя-
ции получаем окончательный результат, приведенный в колонке
10 табл. 5.6.
Значение ускорения силы тяжести (колонка 9 табл. 5.6) вы-
числено по формуле:
M
L
lg g = −10.607 + lg

+ 4 ∗ lgT

.
M
эфф − lg
L
5.2. Положение
умеренных
бариевых
звезд
на
диаграмме
”температура-светимость”
На рис. 5.6 показаны положения умеренных бариевых звезд
и нормальных красных гигантов на диаграмме "температура-
светимость"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 раз-
делены 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.





















132
PSfrag 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 уме-
ренные бариевые звезды занимают одну и ту же область на диа-
грамме, однако звезды с б ´ольшими избытками s-элементов имеют
тенденцию располагаться в областях треков с б ´ольшими 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 сви-
детельствует об эволюционном статусе происхождения аномалий
s-элементов. Действительно, чем больше масса звезды, тем больше
температура в ее недрах, и тем больше будет γ-квантов, способ-
ных участвовать в фотонейтронной реакции, что в свою очередь
приводит к б ´ольшим потокам нейтронов и б ´ольшим избыткам s-
элементов. Для звезд, находящихся на более продвинутой фазе

133
5 Mo
4 Mo
2.5
) o
3 Mo
2
lg (L\L
2.5 Mo
PSfrag replacements
[14]
1.5
0.0<[s−el/Fe]<0.5
2 Mo
[14]
0.5<[s−el/Fe]<1.0
1.0<[s−el/Fe]<1.5
[14]
1.7 M
с периодом
o
1
[15]
1.5 M
1.25 M
o
o
[15]
3.74
3.72
3.70
3.68
3.66
3.64
3.62
3.60
lg T
[67]
эфф
Рис. 5.7: Положение классических бариевых звезд и на диаграмме
”температура-светимость”
эволюции, характерно более глубокое проникновение зоны кон-
векции, которая выносит всё больше продуктов ядерных реакций.
Таким образом, эти выводы из рассмотрения положений уме-
ренных бариевых звезд и нормальных красных гигантов на диа-
грамме "температура-светимость"соответствуют выводам разде-
ла 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-

134
онными треками для Z=0.02 (солнечная металличность) [45]. Зна-
чения температуры взяты из табл. 5.5 (колонка 4), а светимости
из табл. 5.6. Размер значков отражает избыток в содержании s-
элементов 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
б ´ольшими избытками s-элементов к трекам б ´ольших 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 ги-
потезы о двойственности s-элементы вырабатываются в недрах
звезды-спутника, которая, пройдя путь эволюции, сбрасывает обо-
лочку, и часть её оседает в атмосферу звезды, наблюдаемую сей-
час 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 иссле-
дуемой звезды не приходится.
Таким образом, хаотическое расположения классических ба-
риевых звезд с различными степенями бариевости на диаграмме
можно рассматривать в пользу гипотезы о двойственности этих
объектов, что также подтверждает выводы, сделанные при анали-
зе их химического состава (см. раздел 4.4).



















135
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, по-
лученные фотометрическим и спектроскопическим методами, ин-
тересно 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 показате-
лю цвета (B − V ). Заметно, что имеются небольшие отклонения в
значениях температур (в среднем около 100K) и небольшой систе-
матический сдвиг в сторону завышения спектроскопической тем-
пературы.
Сравнение полученных из анализа положений звезд на диа-
грамме ускорений сил тяжести и выведенных в данной работе при-
ведены на рис. 5.9. Заметно, что разброс значений в среднем около





























136
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 меж-
звездного поглощения, расчетах эволюционных треков. Ускорения
сил тяжести, выведенные из анализа спектров, имеют системати-
чески меньшие значения, примерно на 0.2 dex.
Итак, сравнение параметров звездных атмосфер Tэфф и lg g,
выведенных из анализа спектров и полученных по фотометри-
ческим и астрометрическим данным, показало их соответствие.
Небольшие отличия спектральных параметров от фотометриче-
ских отражают несовершенство моделей звездных атмосфер, о чем
было подробро описано в разделах 2.2, 2.4.2 и 5.1. Это не скажется

137
на результатах и выводах работы, так как применение в Диссер-
тации дифференциального анализа в рамках единой сетки моде-
лей позволило определить относительные содержания химических
элементов с высокой точностью.
5.5. Выводы
Итак, сравнительный анализ положений бариевых звезд
и нормальных красных гигантов на диаграмме "температура-
светимость" показал, что:
• существует тенденция расположения умеренных бариевых
звезд и нормальных красных гигантов с б ´ольшими избытка-
ми s-элементов на эволюционных треках б ´ольших масс и к
области меньших температур (т.е. на более продвинутой ста-
дии эволюции); это свидетельствует о том, что наблюдаемые
избытки элементов s-процесса связаны с эволюционным ста-
тусом звезды и происхождением обязаны процессу конвек-
тивного перемешивания;
• классические бариевые звезды не имеют заметного выделен-
ного расположения с избытком s-элементов в их атмосферах,
что может свидетельствовать в пользу гипотезы их двойствен-
ности, так как эти избытки связаны со звездой-спутником, ко-
торая проэволюционировав, сбросила свою оболочку на ныне
наблюдаемую бариевую звезду.

138
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 после-
довательности. 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 происхо-
ждения бариевых звезд не является универсальной для всех звезд
этой подгруппы. Поэтому актуальной является задача исследова-
ния 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 дан-
ными для нормальных красных гигантов.
Для этой цели для 23 звезд был получен спектральный ма-
териал с высоким разрешением (R ≈ 50000 − 60000) и отношением
сигнала к шуму S/N ≈ 100 − 300.
С целью определений содержаний элементов с максимально
возможной точностью были выполнены
• тщательный отбор "чистых"(неблендированных) линий, име-
ющих надежные значения lg gf,

139
• исключение из дальнейшего рассмотрения линий с нулевых
уровней или близких с ним, а также достаточно сильных ли-
ний (с Wλ>100м˚A), 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 MgAl-
циклы горения водорода в недрах звезд; величины этих из-
бытков зависят от светимости, причем для каждого элемен-
та зависимость является единой для всех трех групп звезд;
сделан вывод о едином механизме происхождения этих ано-
малий 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 разны-
ми по природе объектами:
а) умеренные бариевые звезды и нормальные красные ги-
ганты составляют по сути одну группу объектов - это

140
одиночные красные гиганты, в которой умеренные бари-
евые звезды выделяются среди других некоторым изме-
нением 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 двой-
ственности звезды
• величины избытков содержаний s-элементов в атмосферах
классических бариевых звезд являются функцией, по край-
ней 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 руководите-
лю Боярчуку Александру Алексеевичу и научному консультанту
Антиповой Людмиле Ивановне за постоянную поддержку и по-
мощь в работе. Автор глубоко признателен ведущему научному со-
труднику САО Панчуку Владимиру Евгеньевичу за помощь в рабо-
те над материалами наблюдений, доценту Симферопольского уни-
верситета Цымбалу Вадиму Вячеславовичу за помощь в поддерж-
ке программного обеспечения по расчету моделей звездных атмо-
сфер. Автор благодарит администрации КрАО и САО за предо-
ставленное наблюдательное время и их инженерно-технический
персонал за сопровождение наблюдений.

141
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)

142
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. B¨ohm-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)

143
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 систе-
ма 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)

144
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. Астрофи-
зика 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 астрофи-
зика. 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)

145
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. Litz ´en, 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)

146
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)


 

А также другие работы, которые могут Вас заинтересовать

3185. Микропроцессоры и цифровая обработка сигналов Ввод информации через последовательный порт 33 KB
  Микропроцессоры и цифровая обработка сигналов Ввод информации через последовательный порт Цель работы Изучить особенности работы последовательных портов микроконтроллера. Текст программы.
3186. Микропроцессоры и цифровая обработка сигналов. Ввод информации через параллельный порт 108.5 KB
  Микропроцессоры и цифровая обработка сигналов Ввод информации через параллельный порт Цель работы 1.1. Изучить особенности работы параллельных портов микроконтроллера. 1.2. Изучить схемы подключения кнопок и датчиков к цифровым микросхемам. 1.3. Нау...
3187. Микропроцессоры и цифровая обработка сигналов. Ввод и вывод информации через параллельные порты 285.5 KB
  Микропроцессоры и цифровая обработка сигналов Ввод и вывод информации через параллельные порты Цель работы 1.1. Изучить особенности работы параллельных портов микроконтроллера. 1.2. Изучить схемы подключения светодиодов к цифровым микросхемам...
3188. Исследование схем производства хлеба минского и проектирование поточно-механизированной линии производства 365.27 KB
  Хлебобулочные изделия – основные продукты питания, содержащие необходимые для нормальной жизнедеятельности человека пищевые вещества, среди которых белки, углеводы, липиды, витамины, минеральные вещества и пищевые волокна. Хлеб как про...
3189. Основы молекулярно-кинетической теории 541.5 KB
  Основы молекулярно-кинетической теории 1.Основные положения молекулярно-кинетической теории, ее опытные обоснования. Согласно молекулярно-кинетической теории все вещества состоят из мельчайших частиц - молекул. Молекулы разделены промежутками, наход...
3190. Микропроцессоры и цифровая обработка сигналов Знакомство с интегрированной средой программирования KEIL-C 103 KB
  Микропроцессоры и цифровая обработка сигналов Знакомство с интегрированной средой программирования KEIL-C Цель работы 1. Изучить интегрированную среду программирования keil-C. 2. Получить навыки работы с текстовым редактором этой среды программирова...
3191. Литейный участок для получения слитков из алюминиевого деформируемого сплава АМГ3 6.66 MB
  Описательная часть.Состав, свойства, применение сплава. Алюминиевомагниевые сплавы относятся к группе термически, неупрочняемых алюминиевых деформируемых сплавов. В настоящее время в промышленности нашла применение большая группа сплавов этой...
3192. Создание позитивного имиджа модельной студии 18.25 MB
  Введение Состояние развития модельного бизнеса в России в настоящее время находится лишь на начальной стадии. Модельные организации работают в условиях конкурентной борьбы за клиента. Обострение конкурентной борьбы между организациями приводит к том...
3193. Разработка малогабаритной рентгеновской трубки для структурного анализа с полной защитой от неиспользуемого излучения 2.39 MB
  Основным элементом аппаратов для структурного анализа является источник рентгеновского излучения – рентгеновская трубка, параметры которой во много определяют технические возможности и функциональность рентгеновского аппарата. В связи с этим ак...