Аномалии химического состава звезд промежуточных и малых масс тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, кандидат наук Рохас Гарсия Маделайне Митчел

• Рохас Гарсия Маделайне Митчел
• кандидат наук
• 2013

Оглавление диссертации кандидат наук Рохас Гарсия Маделайне Митчел

Оглавление

1 Введение 5

1.1 Характеристика объектов исследования ....................................5

1.1.1 Химически-пекулярные звёзды........................................5

1.1.2 Бариевые звёзды........................................................11

1.1.3 Звёзды с планетными системами ....................................18

1.1.4 Гипотезы о металличности............................................21

1.1.5 Звёзды с дебрис-дисками..............................................27

1.2 Общая характеристика работы................................................28

1.2.1 Актуальность работы..................................................28

1.2.2 Цели диссертационной работы........................................30

1.2.3 Научная новизна........................................................31

1.2.4 Научная и практическая значимость работы........................31

1.2.5 Апробация результатов................................................31

1.2.6 Результаты, выносимые на защиту..................................32

1.2.7 Публикации по теме диссертации....................................33

1.2.8 Структура и объем диссертации......................................34

2 Методика определения фундаментальных параметров и химического состава программных звёзд 37

2.1 Наблюдения и обработка спектров............................................38

2.2 Модели атмосфер и атомные данные........................................40

2.3 Определение эквивалентной ширины линий с помощью программы ARES 41

2.4 Определение фундаментальных параметров................................44

2.5 Определение химического состава............................................45

2.6 Оценки погрешностей..........................................................47

2.7 Определение скоростей вращения и лучевых скоростей....................49

2.8 Синтетические спектры........................................................50

3 Фундаментальные параметры и химический состав группы умеренных Бариевых звёзд 53

3.1 Обработка спектров ВаО-звёзд................................................54

3.2 Определение фундаментальных параметров................................54

3.3 Анализ содержаний элементов s-процесса ..................................57

3.4 Ошибки, обусловленные неточностью принятых значений параметров модели звездной атмосферы..................................................60

3.5 Линия Ban А 6141.713 Â......................................................62

3.6 Выводы к главе 3 ..............................................................64

4 Анализ химического состава звезд с планетными системами и с дебрис-

дисками 67

4.1 Характеристики звезд с дебрис-дисками....................................67

4.2 Металличность у звезд с планетными системами..........................68

4.3 Определение фундаментальных параметров программных звезд .... 72

4.4 Определение содержания элементов..........................................75

4.5 Анализ содержания тугоплавких и летучих элементов....................77

4.6 Выводы к главе 4 ..............................................................81

5 Эволюционный статус программных звезд малых и промежуточных масс с аномалиями химического состава 83

5.1 Байесовский метод определения звездных параметров....................83

5.2 Определение физических параметров........................................86

5.3 Положение Ва 0-звёзд на диаграмме Герцшпрупга-Рессела................87

5.4 Звезды с дебрис дисками и планетными системами........................88

5.5 Выводы к главе 5 ..............................................................89

6 Результаты спектроскопического анализа звезды HD 210681 91

6.1 Наблюдения и обработка......................................................91

6.2 Определение физических параметров........................................92

6.3 Анализ химического состава..................................................96

6.4 Выводы к главе 6 ..............................................................98

7 Заключение 101

7.1 Бариевые звезды................................101

7.2 Звезды с дебрис-дисками и планетными системами............103

7.3 Благодарности автора.............................104

Литература 105

А Параметры звезд с планетами и дебрис-дисками 109

А.1 Параметры звезды HD10700 ......................... 109

А.2 Параметры звезды HD1581..........................110

А.З Параметры звезды HD17925 ......................... 111

A.4 Содержания элементов в звездах с планетными системами и с дебрис-дисками .....................................111

В Параметры ВаО звезд 113

B.1 Лучевые скорости бариевых звезд......................113

B.2 Ошибки, обусловленные неточностью принятых значений параметров .... 115

С Атомные данные и эквивалентные ширины 117

Приложение В 117

C.1 Атомные данные для линий Fel и Fell и их эквивалентные ширины в спектрах умеренных бариевых звезд.....................117

С.2 Атомные данные для линий различных элементов для Ва0-звёзд . . . . 119

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Аномалии химического состава звезд промежуточных и малых масс»

Глава 1 Введение

1.1 Характеристика объектов исследования 1.1.1 Химически-пекулярные звёзды

Определение химической пекулярности

К пекулярным звёздам относят звёзды, спектры которых не укладываются в температурную последовательность. Звёзды нижней части главной последовательности имеют различный химический состав, так как их химический состав зависит от их возраста. Звёзды верхней части главной последовательности мало отличаются по химическому составу. Термин "Химические пекулярные звёзды" (CP - chemically peculiar) возник в 30-е годы XX столетия применительно к особой группе звёзд с аномальными спектрами, расположенных на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла в верхней части главной последовательности (ГП), которые сильно отличаются от обычных звёзд того же спектрального класса. Доля CP звёзд составляет 10 - 15% от звёзд средней части главной последовательности. Для них характерны следующие общие свойства:

у/ различные особенности химического состава, что проявляется в усилении или ослаблении спектральных линий некоторых элементов;

л/ значительное ослабление линий Не у большинства CP звёзд. Только в сректрах самых горячих звёзд этого класса линии Не усилены по сравнению с теми же линиями в спектрах нормальных звёзд;

у/ наличие магнитных полей у большинства из них;

у/ медленное вращение.

История классификации СР-звёзд

Обнаружение химически пекулярных звёзд было связано со спектральной классификацией звёзд, сделанной сотрудниками Гарвардской обсерватории под руководством Пикеринга.

Э. Пикеринг считал, что первым шагом в науке должен быть сбор данных наблюдений. Поэтому в 1886 году он добился основания специального фонда, который финансировала вдова Генри Дрэпера. По замыслу Э. Пикеринга, фонд памяти Генри Дрэпера должен был поддержать долгосрочный проект по получению спектров возможно большего числа звёзд, а затем провести классификации этих звёзд в соответствии с их спектрами. Это было довольно сложное предприятие, поскольку фотографические наблюдения в ту пору были весьма трудоемкими, а принципы спектральной классификации звёзд ещё не были проработаны ни теоретически, ни практически.

Для проведения столь сложных работ с 1888 года в Гарвардской обсерватории начала работать Антония Мори, в группе, занимающейся составленном каталога Генри Дрэпера.

Мори усовершенствовала систему спектральной классификации. Она обращала внимание не только на наличие или отсутствие опорных линий в спектре, выбранных для классификации, но также учитывала их ширину и резкость. Именно она впервые ввела в систему классификации звёзд второй параметр — индексы а, Ь, с для звёзд с диффузными, нормальными и резкими линиями. Это усложняло систему, делало ее громоздкой. Не получив одобрения Пикеринга, эта система долгое время оставалась невостребованной. Однако Мори составила каталог для 681 яркой звезды северного неба с такой классификацией (1897 г.), и, как позже оказалось, пе зря. В 1905 году датский астроном Эйнар Герцшпрунг на основе системы Мори построил зависимость, которую мы теперь называем диаграммой Герцшпрунга-Рассела и которая является краеугольным камнем всей современной звёздной астрофизики. Благодоря ее исследованиям сегодня мы знаем, что атмосферы СР звёзд действительно имеют очень необычный химический состав.

Классификация СР-звёзд

Ниже перечислены типы химически пекулярных звезд и отмечены их основные особенности. В Табл. 1.1 показаны самые важные характеристики спектров каждой группы [104], спектральные классы, а также

интервалы эффективных температур. Часто в литературе также можно найти термин СР1, СР2, СРЗ, СР4 - эти обозначения были даны группе Престоном (Preston) в 1976 году, но как видно в Табл. 1.1 (вторая колонка) они не добавили в свою классификацию звезды типа ЛВоо и Herich. Работа по классификации химически пекулярных звёзд, до сих пор проводится так, как предполагается что существуют другие типы звёзд, которые могут войти в эту классификацию, например: Ball-звёзды, звезды с планетными системами и другие (которые в дальнейшем обсудим в этой работе). На Рис. 1.1 ноказаны для каждой группы CP-звёзд соответствующие интервалы температур и интервалы спектральных классов1. На Рис. 1.2 показано положение всех групп CP-звезд на диаграмме Герцшпрунга-Рассела.

Таблица 1.1. Классификация CP-звёзд по работе Smith 1996 г.

Название Preston критерии классификации спектр. интервал

группы 1976 класс Т(К)

ЛВоо слабая линия MgnÀ4481À и линии металлов A0-F0 7500-10000

Am—Fm CP1 слабая линия Сап (К-линия), сильные линии металлов A0-F4 7000-10000

Ap-Bp CP2 сильные линии Sr, Cr, Si, Eu B6-F4 7000—16000

HgMn CP3 сильные линии HgII, Mnll В6-А0 10500-16000

He-weak CP4 слабые линии Не I В2-В8 14000-20000

He-rich сильные линии Не I В2-В8 20000-25000

• ЛВоо:

Первый спектр был зарегистрирован в 1947 г. [79], известно ~ 50 звезд типа ЛВоо [49].

yj Слабая линия Mgl^4481 А в спектре.

yj Ослабленные линии металлов.

л/ К линия Call такая же, как у звёзд АО.

у/ Водородные линии такие же, как у звёзд АО - F0.

у/ У этих звёзд не обнаружено магнитного поля [98].

• Am-Fm звёзды:

Линии металлов классифицированы в 1940 [111].

1http://www. google. ni/url?sa=t&rct=j&:q=&esrc=s&source=web&cd=l&ca(l=rja&ved=:OCCcQFj А А& url=http%3A%2F%2F\vww.astro.iiidiana.edu%2F classweb%2Fa540%2Fnotes%2FLamenti_CP.ppt&ei =VbF0UvbBNcinN4ASNm4AY&usg=AFQjCNFlBrXJ8zlsBnQ52g2m3JQTW_iM22w&sig2=eWsh-WBJ9cPfuX6LuLq88A&bvin=-bv.55819444,d.bGE

Temperature (К)

25 ООО 10 ООО 6000

• St*«?"**

Оме«

Ml л

Htft* Dm ft

A F G Spectral Class

ABoo

10«

I"

£ < «

Temperature (K)

_ 25 MO 10 MO 6,000 ____30CQ_

Super^Jrti

•J

Gwnti

M nStQJtntl

MiltDn •

О В A F G К Spectral aass

Am-Fm

•id'

w* -10 4

Temperature (Ю

25.000 11X000 6 ООО 3000

г

I 0

I о

л "

о

S

SupwywU 1С*

•> * Cants 1

HsftScquenc«

WMtel •vis

0 в A G К M

Spectral Oass

Bp-Ap

I «

s .

s JS < ,

Temperature (K)

25 ООО lOiXW fLQOO

A F G * Spectral Class

HgMn

a' i $

Sant* С

J £

** 3

iff1

if4

-t-

•8 -s 2

"c «

S ч

г

S

< >n

Temperature {K} 2sa» leooo eooo

л

Temperature (K) 25.000 IfttjOO_6.C00 3 000

A f G ~ К Spectral Oass

He-weak

S 0 £

V

5 '5

О £

A F G Spectral Oass

He-rich

Рис. 1 1 Классификация СР по температурам и спектральным классам звезд [?] Вертикальными линиями выделены области эффективных температур для рассматриваемых химически пекулярных звезд

у/ Слабая линия К Call.

у/ Сильные линии металлов.

у/ Медленное вращение.

у/ В этой группе много двойных звёзд.

у/ Магнитное поле не найдено [98].

у/ Наиболее известной Аш звездой является Сириус.

• Ар-Вр звёзды:

у/ Существует несколько спектроскопических подтипов Ар-Вр звёзд: SiCrEu, SrCrEu, Si, Sr.

у/ Характерно сильное магнитное поле [98].

у/ Медленное вращение.

а/ Выделена группа быстро осциллирующих рАр звезд с малыми амплитудами пульсаций.

• НдМп звёзды:

у/ 1906: найдены слабые линии Л 3944 А, Л 3984 А, Л 4137 А, Л 4206 А и Л 4282 А [65].

у/ 1914: Вахепс1а11 [15] нашел, что линия Л 3984 А принадлежит Мп. л/ 1961: В1с1е1тап показал, что линия Л 3984 А является линиеи

yj Типично медленное вращение. yj Магнитные поля не обнаружены [98].

• He-weak звёзды:

у/ Первая Не-weak звезда 3 Сеп А была обнаружена Bidelman в 1960 году.

л/ Существуют 3 подкласса Не-weak звёзд: P-Ga, Sr-Ti и Si (Фосфорно-Галлиевые, Стронциево-Титановые и Кремниевые)

• He-rich звёзды:

у/ В 1958 году была обнаружена первая He-rich звезда a Ori Е [50].

Hgn.

4.4

43 ^г 41 <0 39 as

10« тм (к)

РиС. 1.2. Положение CP звезд на диаграмме HR по работе [104]

Физические характеристики СР-звёзд

В работе [104] показано (как видно из Рис. 1.3), что CP звёзды имеют спектральные классы от В2 до F3, т.е. интервал эффективных температур достаточно велик (от 7500 до 20000 К).

• Am-Fm звёзды — относительно холодные и менее массивные звёзды, расположенные в интервале спектральных классов F5—АО.

• HgMn звёзды — более горячие и массивные, называемые ртутно-марганцевые звёзды, т.к. для их спектров характерно большое число линий Мп и часто в спектре присутствует линия, идентифицируемая с линией Hg II Л 3984 А. Эти звёзды располагаются в области спектральных классов АО—В8.

• Ар-Вр звёзды — обширная группа звезд, во многом отличается от двух предыдущих групп. Эти звёзды носят название магнитные Ар звёзды. Встречаются практически во всем интервале спектральных классов CP-звёзд от F3 до В6.

• He-rich звёзды — несколько звёзд обладающих свойствами магнитных Ар звёзд, имеют спектральные классы вплоть до В1 и называются гелиевыми звёздами. В их атмосферах отношение Не/Н достигает 70%.

NBlKUMBSNrMilUilitUMMMitiaMnnRnr« sptctrel type

РиС. 1.3. Распределение CP звезд по температуре и спектральным классам согласно [104]

Содержание химических элементов

• Как показано на Рис. 1.4, в Ат-Ет звёздах максимальное превышение содержания химических элементов по отношению к солнечному составляет 102. В атмосферах этих звёзд имеется дефицит кальция, скандия и избыток бария и других элементов.

• В атмосферах Ар-Вр звёзд содержания некоторых элементов превышают солнечные в 106 раз. Основная группа элементов с повышенным содержанием: хром, стронций, европий. На спектрограммах с достаточно большой дисперсией могут быть видны линии осмия. Содержание редкоземельных элементов велико.

• Особенностью атмосфер ртутно-маргаицевых звёзд является большой избыток Мп. Другие элементы группы железа в этих звёздах бывают как в избытке, так и в дефиците. Содержание редкоземельных элементов незначительно. Линии Не в спектрах этих звёзд сильно ослаблены.

Могут быть две основные причины наблюдаемых химических аномалий в составе звёзд:

Звёзды могли сформироваться из межзвёздного вещества, имевшего нестандартный химический состав. В основном это звёзды старого населения, сформировавшиеся, когда вещество Вселенной содержало очень мало химических элементов тяжелее гелия. В Галактике такие звёзды принадлежат к населению гало. Содержание железа в 10 — 103 раз меньше солнечного. Согласно оценкам, возраст этих звёзд более Ю10 лет, что соответствует стадии, когда ещё не сформировалась плоская составляющая и спиральные рукава Галактики.

Аномальный химсостав звезд может быть следствием выноса продуктов термоядерных реакций на поверхность звезды (например, в углеродных звёздах) и перетекания вещества на не проэволюционировавший компаньон (например, в бариевых звездах). Как правило, такие аномалии наблюдаются у маломассивных холодных звёзд.

Заключение диссертации по теме «Астрофизика, радиоастрономия», Рохас Гарсия Маделайне Митчел

Глава 7 Заключение

В настоящей работе определены фундаментальные параметры и проведен анализ группы бариевых звезд и звезд с планетными системами и дебрис-дисками.

Для того, чтобы определить содержание элементов с максимально возможной точностью были выполнены: тщательный отбор "чистых" (неб-леидированных) линий, имеющих надежные значения сил осцилляторов logg f. Былы исключены из дальнейшего рассмотрения достаточно сильные линии с W\ > 150 шА, чтобы избежать возможных ошибок из-за не-JTTP эффектов и неточностей в постоянных затухания. Исследование звезд было сделано в рамках одной сетки моделей атмосфер, и определение фундаментальных параметров звезд также было выполнено по единой методике.

Для установления эволюционного статуса программных звезд были использованы параметры звезд, определенные разными методами и при детальном сравнении полученных значений. Используя фундаментальные параметры, определенные методом моделей атмосфер, а также физические параметры, определенные спектроскопическим методом, были получены светимости, радиусы и массы исследуемых звезд. Оценки возраста звезд были сделаны методом Байеса с помощью веб-интерфейса PARAM 1.2.

7.1 Бариевые звезды

Бариевые звезды являются одной из наиболее интересных групп звезд. В спектрах Ball-звёзд усилены линии тяжелых элементов [38], таких как Lall, Yll, ZrII, NdII, РгII, Smll, Cell, Pbll и Ball. По современным представлениям, классические бариевые звезды образуются в двойных

системах со звездами умеренных масс, причем атмосфера вторичного компонента обогащается веществом более массивного компонента, находящегося на стадии ассимптотической ветви гигантов после заполнения им полости Роша, или в результате захвата вещества его звездного ветра. Умеренные ВаО-звёзды тоже могут образовываться в результате переноса вещества звездного ветра первичного компонента на стадии асимптотической ветви гигантов на вторичный компонент.

На основе анализа спектров высокого разрешения выполнен детальный анализ пяти звезд CD-65°2893, HD 22229, HD 66812, HD 56523 и HD 31341, которые были заподозрены в повышенном содержании элементов s процесса.

В результате были определены содержания 17 элементов (Fel, Fell, Nal. Mg i, All, Sil, Cal, Sell, Til, Cri, Nil, Y II, Zr I, Ba, La II, Ndn и Cell) в атмосферах 5 звезд. Сравнительный анализ полученных данных показал, что

• в атмосферах всех пяти исследуемых звезд наблюдается повышенное содержание s-элементов;

• для HD 66812 и HD 56523 были определены скорости вращения v sin г, которые оказались не типичными для звезд гигантов данного спектрального подкласса (11.0 и 8.0 км/с). При этом для HD 56523 скорость вращения определена впервые;

• для звезды HD 31341 уточнен орбитальный период, который оказался равным 675 d, тогда как в каталоге Pourbaix [86] дано значение 678±3 d.

Сравнительный анализ полученных данных показал, что в атмосферах этих звезд наблюдается повышенное на 0.3-0.4 dex содержание тяжелых элементов, образование которых осуществляется в s-процессе.

Такие аномалии химического состава атмосфер этих звезд дают нам возможность определить их как "умеренно-бариевые" звезды, так как содержания у них элементов s-процесса выше, чем в атмосферах нормальных гигантов, но меньше, чем в случае классических бариевых звезд.

Физические параметры и положение ВаО-звезд па диаграмме Герцшп-рунга-Рессела указывает, что эти звезды находятся на поздних стадиях эволюции и имеют массы < 3.0 М©.

7.2 Звезды с дебрис-дисками и планетными системами

Исследование химического состава звёзд, у которых околозвёздное окружение влияет на их содержание, как в случае звезд с планетными системами, может пролить свет па детали их формирования и, в частности, выяснить, происходит или нет самообогащение тяжелыми элементами атмосфер звезд с планетными системами.

На основе исследования спектров высокого разрешения 15 программных звезд с дебрис-дискми и/или планетными системами, определены фундаментальные параметры (Тся, к^д, £1ГпСГО и [Ре/Н]) и найдено содержание тугоплавких и летучих элементов в их атмосферах. Из анализа полученных результатов было найдено, что у звезд, имеющих пониженную относительно Солнца металличность, практически отсутствует зависимость относительного содержания элементов [Х/Н] от температуры конденсации Тс. Для звезд с металличностью больше, чем у Солнца такая зависимость обнаружена.

Отмечено, что механизм самообогащения наиболее вероятен у звезд с более высокой, чем у Солнца, металличностью и с высокими температурами.

Из анализа полученных результатов можно сделать следующие выводы:

1) все исследованные звезды с дебрис-дисками и/или с планетами являются маломассивными;

2) у звезд с дебрис-дисками и/или с планетами, имеющих пониженную, относительно Солнца металличность, отсутствует зависимость относительного содержания элементов [Х/Н] от температуры конденсации Т •

х С)

3) звезды с дебрис-дисками и/или с планетными системами с более высокой, чем солнечная, металличностью характеризуются повышенным относительным содержанием тугоплавких элементов;

4) обнаружена значимая зависимость градиента содержания ((¿[Х/Н]/сЩ) у звезд с дебрис-дисками от их метал личности.

7.3 Благодарности автора

Выражаю благодарность моему научному руководителю Александру Фёдоровичу Холтыгину за постоянную поддержку, полученные знания, потраченное время на обучение, помощь в работе и за проявленное значительное терпение и настойчивость, которые позволили мне успешно завершить данное исследование.

Также выражаю огромную благодарность Наталии Алексеевне Драке, которая предложила мне интересную работу по определению химического состава звезд и оказывала необходимую помощь на всех этапах работы, привлекая к участию в различных научных программах.

Особо благодарю всех моих преподавателей математико-механического факультета, которые меня многому научили: Владимира Борисовича Титова за помощь в обеспечении бесперебойного функционирования программного обеспечения пакетов IRAF и ИТ]цХ, а также Нину Викторовну Яблокову за помощь в поиске орфографических ошибок в тексте диссертации. Также я глубоко признательна моим коллегам с Кафедры астрофизики Санкт-Петербургского Государственного Университета, которые все эти годы поддерживали меня советами и хорошим отношением.

Очень признательна моему другу и коллеге Дмитрию Игоревичу Соловьёву, который помогал написать программы для анализа результатов анализа звездных спектров.

Отдельная признательность Claudio Bastos Percira (Observatorio Nacional, RJ, Brazil) и Carolina Chavero (Observatorio Astronómico de Córdoba, Argentina) за преоставлепие наблюдательных материалов, которые послужили основой диссертационной работы, а также за помощь в работе над материалами наблюдений.

Проведенные исследования не были бы выполнены без поддержки грантами I.F.A.R.H.U. и S.E.N.A.C.Y.T.

Бесконечная признательность всем, кто в течение нескольких лет помогал как в учебном плане, так и в жизненном.

Свой труд посвящаю всей моей семье в Панаме и в России, без вашей моральной поддержки, внимания и помощи, эта работа было бы невозможна.

Список литературы диссертационного исследования кандидат наук Рохас Гарсия Маделайне Митчел, 2013 год

Литература

Антипова, Л.И., Боярчук А.А., Пахомов Ю.В., и др., Письма в Астрон. ж. 80, 704 (2003). Бсрдюгина С.В., Письма в Астрон. ж., 19, 933 (1993).

Боярчук А.А., Пахомов Ю.В., Антипова Л.И. и др., Письма в Астрон. журн., 79, 909 (2002).

Любимков Л.С., Химический состав звезд: метод и результаты анализа (1995).

Пахомов Ю.В., Особенности химического состава Бариевых звезд, диссертация на соискание ученой степени кандидата физю-мат- наук, М., Институт астрономии РАН (2004).

Рохас М., Драке, Н.А., Перейра К.Б., и др., Астрофизика, 56, 69 (2013).

Рохас М., Драке Н.А., Чаверо, К. и др., Астрофизика, 56, 503 (2013).

Allen C.W, Astrophysical Quantities, University of London, Athlone Press (1973).

Alonso A., Arribas S., Martinez-Roger, C., Astron. Astrophys. 140, 261 (1999).

Amnions, S.M.; Robinson, S.E.; Strader, J.; et ai, Astrophys. Л., 638, 1004 (2006).

Anders E., Grevesse, N., Geochim. Cosmichim. Acta 53. 197 (1989).

Anglada-Escudd G., Tuomi M., Gerlach E., Astron. Astrophys. 556, 24 (2013).

Aoki W., Ryan S.G., Norris J.E., et ai, Astrophys. J., 580, 1149 (2000).

Aumann H.H., Beichman C.A., Gillett F.C., et ai, Astrophys. J., 278, L23 (1984).

Baxandall F.E., Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 74, 250 (1914).

Bailer-Jones C.A.L., Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 411, 435 (2011).

Barbuy В., Spite M., Spite F., et al., Astron. Astrophys.. 429, 1031 (2005).

Bidelman W.P., in Proc. Strasbourg Obs. Colloq., 43 (1985).

Bidelman W.P., Keenan, P.C., 1951, Astrophys. J., 114, 473.

Boesgaard A.M., Budge K.G., Astrophys. J., 338, 875 (1989).

Bdhm-Vitense E., Nemec J., Proffitt C., Astrophys. J., 278, 726 (1984).

Bohm-Vitense E., Carpenter K., Robinson R., et al., Astrophys. J., 533, 969 (2000).

Bond J.C., Lauretta D.S., Tinney C.G., et al., Astrophys. J., 682, 1234 (2008).

Burbidge E.M., Burbidge G.R., Astrophys. J., 126, 357 (1957).

Butler R.P., Wright J.Т., Marcy G.W. et al., Astrophys. J., 646, 505 (2006).

Chavero, C., de La Reza, R., Domingos, R.G., et al., Astron. Astrophys., 517, A40 (2010).

Chen Y.Q., Zhao G., Astrophys. J., 131, 1816 (2006).

da Silva L., Girardi L., Pasquini L. et al., Astron. Astrophys., 458, 609 (2006).

D'Antona F., Mem. Soc. Astron. Italiana, 62, 1 (1991).

Delorme P., Gayne J., Malo L., et al., Astron. Astrophys., 548, 14 (2012).

Depagne E., Hill V., Spite M. et al, Astron. Astrophys., 390, 187 (2002).

Dominy J.F., Lambert D.L., Astrophys. J., 270, 180 (1983).

Drake J.J., Smith G., Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 250, 89 (1991).

Ecuvillon A., Israelian G., Santos, N.C., et al., Astron. Astrophys., 445, 663 (2006).

Edvardsson B., Andersen J., Gustafsson B., et al., Astron. Astrophys., 275, 101 (1993).

Elias J.H., Gregory B., Phillips M.M., et al., Astrophys. J. Letters, 331, 9 (1988).

Fekel F. C., Publ. Astron. Soc. Pac, 109, 514 (1997).

Garstang R. H., Publ. Astron. Soc. Pac, 64, 227 (1952).

Gilroy K.K., Astrophys. J., 347, 835 (1989).

Girardi L., Bressan A., Chiosi C. et al, Astron. Astrophys., 141, 371 (2000).

Golimowski D.A., Ardila, D.R., Krist, J.E., et al, Astron. J., 131, 3109 (2006).

Gonzalez G., Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 285, 403 (1997).

Gonzalez G., Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 367, L37 (2006).

Gonzalez G., Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 386, 928 (2008).

Gonzalez Hernandez, J.I.; Bonifacio, P., Astron. Astrophys., 497, 497 (2009).

Gonzalez G., Laws C., Astron. J., 119, 390 (2008).

Gratton R.G., Sneden C., Astron. Astrophys., 204, 193 (1988).

Gratton R.G., Sneden C., Astron. Astrophys., 287, 927 (1994).

Gray R.O.. Corbally C.J., Astron. J., 124, 989 (2002).

Greenstein J.L., Wallerstein G., Astrophys. J., 127, 237 (1958).

Griffin R.F., The Observatory, 102, 82 (1982).

Hannaford P., Lowe R. M., Grevesse N., et al, Astrophys. J., 261, 736 (1982). Hill V., Barbuy B., Spite M., et al, Astron. Astrophys., 353, 557 (2000). Houdashelt, M.L.; Bell, R.A.; Sweigart, A.V., Astrophys. J., 119, 1448 (2000). Iben I., Astrophys. J., 76, 55 (1991).

Israelian G., Delgado M.E., Santos N.C., et al, Nature, 462, 189 (2009).

Janson AT., Reffert S., Brandner W., et al, Astron. Astrophys., 488, 771 (2008).

Jenkins J.S., Jones II.R.A., Rojo P., et al. Hot Planets and Cool Stars Web of Conf., 47, (2012).

Jenkins J.S., Jones H.R.A., Tuomi M., et al, Astrophys. J., 766, 67 (2013).

Keen an P.C., Pitts R.E., Astrophys. J. Supl. 42, 541 (1980).

Kupka F., Piskunov N., Ryabchikova T.A., et al, Astron. Astrophys. Suppl., 138, 119 (1999). Kurucz R.L., CD-ROM 13, Atlas9 Stellar Atmosphere Programs (1993). Lambert D.L., Dordrecht, D. Reidel Publ. Co., 115 (1981).

Lambert D.L., Heath J.E., Lemke M., et al, Astrophys. J. Suppl. Ser., 103, 183 (1996). Lockyer N., Baxandall F.E., Roy. Soc. Proceedings, series A, 77, 550 (1906). Ladders K., Astrophys. J., 591, 1220 (2003). Lu P.K., Astrophys. J., 101, 2229 (1991).

Lur.atello S., Graton R., Cohen J.G., et al, Astrophys. J., 125, 875 (2003).

[69 [70 [71 [72 [73 [74 [75 [76 [77 [78 [79

Luck R.E., Bond H.E., Astrophys. J., 292, 559 (1982). Luck R.E., Lambert D.L., Astrophys. J., 256, 189 (1982).

Maldonado J., Eiroa C., Villaver E., et al, Astron. Astrophys., 541, A40 (2012).

MacConnell D.J., Frye R.L., Upgren A.R., Astrophys. J., 77, 384 (1972).

Martin G.A., Fuhr J.R., Wiese W.L., J. Phys. Chem. Ref. Data, 17, 4 (1988).

Mayor M., Queloz £>., Nature, 378, 355 (1995).

McClure R.D., Astrophys. J. L., 268, 264 (1983).

McClure R.D., in Proc. Strasbourg Obs. Colloq., 114, 315 (1985).

Melendez J., Asplund M., Gustafsson B., et al., Astrophys. J. L., 704, L66 (2009).

Melendez J., Ramirez I., Casagrande L., et al., Astrophys. and Space Science, 328, 193 (2010).

Morgan W.W., Keenan P.C., Kellman E., An Atlas for Stellar Spectra, Chicago: Univer. Chicago

Press (1943).

[801 Moore C.E., Minnaert M.G.J., Houtgast J., The Solar Spectrum 2935 A to 8770 A NBSM (1966). [811 Morgan WAV., Keenan P.C., Annual Rev. Astron. Astrophys., 11, 29 (1973). [82] Mucciarelli P., Carretta E., Origlia L., et al., Astrophys. J., ApJ 136, 375 (2008). [831 Pereira C.B., Drake N.A., Astron. Astrophys., 496, 791 (2009). [84] Pilachowski C.A., Astron. Astrophys., 54, 465 (1977).

[851 Pinsonneault M.H., Sneden C., Smith, V. V., Publ. Astron. Soc. of the Pac., 96, 239. [86] Pourbaix D., Tokovinin A.A., Batten A.II. et al., Astronomy and Astrophysics, 424, 727 (2004) [87[ Preston G.W., Sneden C., Astrophys. J. Suppl. Ser., 122, 1545 (2001). [881 Quanz S. P., Amara A., Meyer M.R., et al, Astrophys. J. Letters, 766, 5 (2013). [89] Quillen A.G., Thorndikc S., Astrophys. J., 578, L149 (2002). [901 Ramirez I., Melendez J., Asplund M., Astron. Astrophys., 508, L17 (2009). [91] Ramirez I., Asplund M., Baumann P., et al, Astron. Astrophys., 521, A33 (2010). [921 Ramirez I., Melendez J., Cornejo D., et al, Astrophys. J., 740, 76 (2011). [931 Rhee J.H, Song I., Zuckerman B., et al, Astrophys. J., 660, 1556 (2007). [94] Reddy B.E., Tomkin J., Lambert D. L., et al, Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 340, 304 (2003). [95[ Robinson S.E., Laughlin G., Bodenheimer P., et al, Astrophys. J., 643, 484 (2006). [961 Salim S., Gould A., Astrophys. J., 582, 1011 (2003).

[97] Santos N.C., Israelian G., Mayor M., Astron. Astrophys., 373, 1019 (2001).

[98] Shorlin S.L.S., Wade G.A., Donati, J.F., et al, Astron. Astrophys., 392, 637 (2002).

[99] Sivarani T., Bonifacio P., Molano P., et al, Astron. Astrophys., 413, 1073 (2004).

100] Sousa S.G., Santos N.C., Israelian G., et al, Astron. Astrophys., 469, 783 (2007).

101] Smith V.V., Lambert D.L., Astrophys. J., 294, 326 (1985).

102] Smith B.A., Terrile R.J., Science, 226, 1421 (1984).

103] Smith G.; Edvardsson B., Frisk U., Astron. Astrophys., 165, 126 (1986).

104] Smith K.C., Astrophys. and Space Science, 237, 77 (1996).

105] Smith V.V., Cunha K., Jorissen A., et al, Astron. Astrophys., 315, 179 (1996).

106] Smith V.V., Cunha K, Lazzaro D., Astron. J., 121, 3207 (2001).

Sneden C., Astrophys. J., 184, 839 (1973).

Sneden C.,Pilachowski, C.A., Lambert, D.L., Astrophys. J., 247, 1052 (1981).

Sneden C., McWilliam, A., Preston, G.W., et al, Astrophys. J., 467, 819 (1996).

Sumi T., Kamiya K., Bennett D.P., et al., Nature, 473, 349 (2011).

Titus J., Morgan W.W., Astron. J., 92, 256 (1940).

Tomhn J., Lambert D.L., Astrophys. J., 311, 819 (1986).

Thompson I.B., Ivans 1.1., Bisterzo, S., et al., Astrophys. J., 677, 556 (2008).

Trilling D. E., Bryden G., Beichman C. A., et al., Astrophys. J., 674, 1086 (2008).

van Leeuwen F., Astron. Astrophys., 474, 653 (2007).

van Winckel H., Reyniers M., Astron. Astrophys., 354, 135 (2000).

Wahhaj Z., Koerner D.W., Ressler, M.E., et al., Astrophys. J., 584, L27 (2003).

Warner B., Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 129, 263 (1965).

Reader J., Corliss C.H., Wiese W.L., et al, NSRDS-NBS vol. 68 (1980).

Wiese W.L., Smith M.W., Miles B.M., NSRDS-NBS (1969).

Youssef N.H., Amer M.A., Astron. Astrophys., 220, 281 (1989).

Zapateio Osorio M.R.. Bejar V.J.S., Martin E.L., et al, Science 290 103 (2000).