Структура и химический состав старых звездных населений Галактики тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, кандидат физико-математических наук Боркова, Татьяна Викторовна

• Боркова, Татьяна Викторовна
• кандидат физико-математических наук
• 2005

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Боркова, Татьяна Викторовна

Введение

1 Исходные данные

1.1 Каталог шаровых скоплений Галактики.

1.2 Каталог переменных звезд типа Ш1 Лиры.

1.3 Каталог спектроскопических определений магния в Г-в-звездах.

• 1.3.1 Наблюдательный материал.

1.3.2 Параметры атмосфер и содержание железа.

1.3.3 Итерационная процедура вычисления относительного содержания магния

1.3.4 Расстояния, собственные движения и лучевые скорости.

1.3.5 Пространственные скорости и элементы галактических орбит.

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Структура и химический состав старых звездных населений Галактики»

Общая характеристика работы

Сфероидальная составляющая Галактики (гало) задала в последние десятилетия целый ряд загадок. Еще совсем недавно считалось, что гало I алактики представляет собой однородную группу. Однако появившееся в последнее время большое количество наблюдательных данных свидетельствует о ее многокомпонентности Кроме того, прецизионные наблюдения последнего десятилетия свидетельствуют, что карликовые галактики, являющиеся спутниками нашей Галактики, постоянно теряют не только звезды и газ, но и шаровые скопления из-за разрушения их приливными силами. Потерянные объекты становятся составляющими гало нашей Галактики.

Наиболее характерными представителями населения гало являются шаровые скопления, субкарлики и звезды типа RR Лиры. Шаровые звездные скопления - являются представителями старейшего населения нашей Галактики. В настоящий момент в нашей Галактике известно V 150 шаровых скоплений, а их полное число, по-видимому, порядка 200 (см. Сурдин (1994)). Химический состав шаровых скоплений хорошо коррелирует с их пространственным распределением, кинематикой и возрастом. Эти свойства позволяют сделать вывод о характере динамической эволюции, об истории звездообразования на ранних стадиях эволюции, о природе происхождения самих шаровых скоплений. Уже по первым определениям металличности для 90 шаровых скоплений был обнаружен провал в их функции металличности при [Fe/H] = —1.0 (см. Alapca-ков, Сучков (1977)). Позже провал при том же значении металличности был обнаружен рядом других авторов (см, например Батлер и др. (1978), Зпнн (1985)). Значение [Fe/Il] — —1.0 выделяется еще одним важным свойством: при переходе через эту границу скачком меняются характеристики пространственного распределения. Таким образом, провал в области [Ге/Н]=-1.0 разделил все шаровые скопления на две дискретные группы: малометалличпая, сферически симметричная, медленно вращающаяся подсистема гало и более металлпчная, довольно плоская, быстро вращающаяся подсистема толстого диска.

В 1987 году Хартвпк в своей работе выдвинул предположение для звезд поля о двух населениях в малометалличном гало с различными историями происхождения. Он показал, что при моделировании динамики звезд типа RR Лиры с металличпостыо [Fe/H] <-1.0 dex требуется две компоненты: одна сферическая, другая несколько сплющенная, доминирующая на расстоянии меньше радиуса солнечного круга от центра Галактики. Соммер-Ларсен, Чей (1990), изучая более бедные металлами звезды поля (их выборка состояла из 118 звезд), вновь обращают внимание на наличие двух компонент в малометалличном гало. При этом они указывают на то, что большинство массы заключается в сферической компоненте (около 60%). Наибольшее развитие концепция двух населений в малометалличном гало получила в результате исследования шаровых звездных скоплений. Это единственная популяция в Галактике, наблюдаемая без значительных селекционных эффектов как вблизи галактического центра так и далеко за его пределами, что позволило более-менее надежно установить пространственное распределение объектов выделенных подсистем. Интересной оказалась связь распределения металличности со структурой горизонтальной ветви. В работе Страйжиса (1982) было отмечено, что в области [Fe/H] > —1.2 находятся только скопления с "голубой" горизонтальной ветвыо. В области [Fe/H] < —1.7 находятся только скопления с "красной" горизонтальной ветвыо, а промежуточная группа представляет собой смесь скоплений с "голубой" и "красной" горизонтальными ве-Лями. Зинп (1993) и Да Коста, Армандрофф (1995), используя строение горизонтальной ветви шаровых скоплений, показали, что скопления гало, имеющие при данной металличности более красные горизонтальные ветви (то есть подавляющее количество звезд лежат с низкотемпературной стороны от пробела Шварцшильда), находятся преимущественно за пределами солнечного круга орбиты и являются в среднем моложе. При этом Зиин (1993) отметил, что в "молодом гало" отсутствует радиальный градиент металличности. Кроме того, используя лучевые скорости, Зиин нашел скорости вращения для "молодого" и "старого" гало равными — 04 ± 74 км с-1 (19 скоплений) и +75 ± 39 км с-1 (24 скопления), соответственно. Выборка Да Коста, Армандрофф (1995) из 21 скопления "молодого гало" и 27 "скоплений старого" гало дала скорости вращения равные —40 + 81 км с-1 и +40 ± 41 км с-1, соответственно. Ошибки, к сожалению, большие, но при этом и различия оказываются значительными.'В обеих работах также были вычислены дисперсии скоростей для "молодого" и "старого" гало соответственно cr/os = 149 ±24 км с-1 и aios = 1G3 ± 25 км с-1 (Зинн (1993); а1оя = 99 ± 14 км с"1 и а[о, = 115 ± 16 км с-1 (Да Коста, Армандрофф (1995)). Несмотря на большие ошибки, авторы тем не менее высказали предположение, что скопления "старого гало" сформировались вместе со всей Галактикой, в то время как скопления "молодого гало" образовались из фрагментов, захваченных Галактикой из внегалактического пространства на более поздних стадиях эволюции. Позднее Карни (1999) нашел для скоплений "старого" и "молодого" гало скорости вращения (по лучевым скоростям) равные —76 ± 53 км с-1 и +42 ± 58 км с-1 с дисперсией 226 ± 50 км с""1 и 128 ± 40 км с-1, соответственно.

В настоящее время мы наблюдаем разрушение приливными силами Галактики карликовой сфероидальной галактики Сагиттариус (dSpli Srg) ГЛйбэтэ (1994), Матео (1996)). С этой галактикой уверенно ассоциируют четыре шаровых скопления: М54, Агр2, Тег 8, Тег 7. Скопление Pal 12 находится на значительном удалении от этой галактики, но согласно точно восстановленным орбитам обеих звездных систем, это скопление было выброшено из Srg примерно полтора миллиарда лет назад (Дпнеску и др. (2000)). Сараедини, Лейден (1997)) обсуждали и возможность, что М 54 является ядром карликовой галактики Sgr. Их главное возражение против такого вывода было то, что М 54 имеет более синий цвет, в то время как окружающие более богатые металлами звезды поля относительно красного цвета. Фрпмен (1993) привел доказательство того, что ядро галактики имеет тенденцию иметь тот же самый цвет как и окружающие звезды поля. Однако Дуррелл (1997) обнаружил галактику VCC 1254 в скоплении Девы, ядро которой имеет более синий цвет, чем цвет самой галактики. Эти данные, а также анализ плотности звезд в поле вблизи М54 (Лейден, Сараедини (2000)) дали основание полагать, что М 54 является ядром карликовой галактики Сагиттариус. Кроме того, системе Сагиттариус с большой вероятностью принадлежат еще пять скоплений: М53, Pal 5, NGC4147, 5053, 5634 (Динеску и др. (2000), Палма, Маевски (2002), Беллазипи, Ферраро (2002)). Элементы галактических орбит скоплений Rup 106, Pal 13, NGC 5466, 6934, 7006 также указывают на то, что они были захвачены из разных галактик-спутников (Динеску и др. (2000)). Фримеп (1993) предположил, что даже о; Сен, крупнейшее из известных шаровых скоплений Галактики, находящееся довольно близко к галактическому цент]))' и имеющее ретроградную орбиту, в свое время было ядром карликовой галактики. Тшучия и др. (2003) путем численного моделирования показали, что разрушение приливными силами Галактики карликовой галактики-спутника и появление его центрального скопления в Галактике па очень вытянутой орбите с малым апогалактическим радиусом вполне возможно. Все шаровые скопления, для которых внегалактическое происхождение установлено исключительно по их пространственным положениям, демонстрируют более красные горизонтальные ветви, чем основная масса скоплений Галактики с аналогичной металличностыо.

Малометалличные звезды ноля также обнаруживают сходную многокомпонентную структуру. Маевски (1992), изучая собственные движения большой выборки звезд в направлении на Северный Галактический полюс, показал, что звезды, лежащие далее 5 кик от плоскости диска имеют в среднем ретроградное вращение (У^ = —55 ± 16 км с-1). Ван ден Берг (1993) сделал по существу тот же самый вывод, отмечая, что более богатые металлами шаровые скопления с группой по Ооз1ег1ю{П показывают в среднем ретроградное вращение. Следует отметить, что наличие ретроградного вращения у звезд является убедительным аргументом их независимого происхождения и от Галактического диска, который имеет довольно большую положительную скорость вращения и от старого гало, показывающего также прямое вращение. Результат Маевски (1992) был получен по звездам поля, который, по сути, разделяет их на две подсистемы, выделяя при этом "аккрециро-ванные" звезды. Однако при изучении звезд поля встает вопрос как идентифицировать бедное металлами население, расположенное близко к плоскости Галактики, при этом учитывая, что движение по орбите может относить звезды далеко от плоскости? Карий (1996), исследуя высокоскоростные субкарлики поля, в этом случае использовал два критерия:(£72 + К2)1/2 > 200 км с-1 и е > 0.85. При этом звезды с сильно вытянутыми орбитами (е > 0.85) оказались в среднем моложе и имеющими обратное вращение. Возрасты в работе Карни (1996) были получены по данным фотометрии Стремгрена. Вывод об относительной молодости малометалличных красных гигантов с ретроградными орбитами сделан и в работе Хансон и др.(1998), где в качестве химического индикатора возраста выступало количество а-элементов в звездах. (Известно, что у молодых объектов, образованных из вещества, уже обогащенного выбросами сверхновых БГчЧа, величина [а/Ее] мала, тогда как у более старых звезд большее относительное содержание а-элементов обусловлено исключительно вспышками сверхновых второго тина.)

К сожалению, сами возрасты определяются с недостаточной точностью, как для отдельных звезд, так и для огромных звездных ансамблей, состоящих, как правило, из звезд одного возраста - шаровых и рассеянных скоплений. В случае же звезд типа Ш1 Лиры никаких показателей индивидуального возраста найти не удается. И здесь на помощь может прийти "химический" индикатор возраста. Согласно современным представлениям, все химические элементы тяжелее бора образовались в реакции ядерного нуклеосинтеза в звездах разных масс. Отсюда следует, что количество атомов тяжелых элементов будет с неизбежностью увеличиваться в процессе эволюции Галактики. При этом отношение числа атомов тяжелых элементов к числу атомов водорода в атмосферах звезд (то есть их полная металличность) должна служить индикатором их возраста. Однако многочисленные исследования показывают, что для старых населений Галактики не удается проследить зависимость между возрастом и металличностыо (см., например, Норрис и др.(1985)). Вместо полной металличности в качестве химического индикатора возраста звезд оказалось удобнее использовать относительное содержание в них различных элементов, поскольку возникновение большинства элементов может бить приписано тому или иному процессу нуклеосинтеза в звездах определенных масс, эволюционирующих за теоретически определенное время. В частности, массивные сверхновые звезды 8^те11 являются основными поставщиками в межзвездную среду элементов а-захвата, г-процесса и небольшого количества элементов группы железа. Основная же масса элементов группы железа синтезируется в звездах меньших .масс, входящих в состав тесных двойных звезд и взрывающихся как Б^е 1а. Производство а-элемептов происходит за более короткое время, чем железа, что обусловлено разницей во временах, эволюцией сверхновых II 30 млн. лет) и типа 1а 1 млрд. лет) (см., например, Маттеучп, Грегио (1980), Силиманн и др (1990), Тсуджимото и др. (1995), Маттеучи (2001)). С другой стороны, согласно тем же авторам, единичные самые первые П\те1а могли появится значительно раньше этого срока, спустя всего « 0.5 млн. лет. Начало фазы взрывов ЭКеГа примерно совпадает с па-чалом образования подсистемы толстого диска. Поскольку вклад 8^те1а в синтез элементов группы железа существенно больше, чем в синтез ее-элементов, то отношение [а/Ре] будет убывать в Галактике по мере обогащения межзвездной среды остатками этих сверхновых. Таким образом, к тому моменту, когда величина [а/Fe] начнет уменьшаться пройдет по меньшей мерс ~ 1 млрд. лет после начальной вспышки звездообразования.

Недавние исследования выявили звезды поля, которые не подчиняются данному сценарию. Карни и др. (1997), Кинг (1997), Хансон и др.(1998) обнаружили малометалличные звезды с отношением [a/Fe] много меньше ожидаемого. Точно так же Баррис и др. (2000), Машонкина (2004) и Машонкпна и др.(2003) нашли в гало звезды с аномальным содержанием элементов r-процесса. Другими словами, среди звезд с [Fe/Н] < —1.0 существует значительный разброс относительных содержаний элементов об,оих процессов. Природа этого разброса считается еще не совсем окончательно установленной, поскольку различные сценарии обогащения межзвездной среды химическими элементами могут существовать как в изолированных протогалактических фрагментах внутри единого прото-галактичесго облака, так и в самостоятельных галактиках-спутниках.

Актуальность проблемы

Вопросы формирования, строения и эволюции нашей Галактики постоянно находятся в центре внимания современной астрофизики. Свидетелями ранней ее эволюции, в частности, выступают малометалличные высокоскоростные звезды и состоящие из таких звезд шаровые звездные скопления. За последние несколько лет наблюдательная астрономия дала нам несколько убедительных свидетельств того, что не все шаровые скопления и звезды поля, принадлежащие в настоящий момент пашей Галактике, образовались из единого протогалактического облака. Часть звездных объектов образовалась за пределами Галактики и была ей впоследствии захвачена из ближайших галактик-спутников. В частности, в настоящее время мы наблюдаем разрушение приливными силами Галактики карликовой сферической галактики Сагпттариус, в состав которой входит несколько шаровых скоплений. Поэтому в первую очередь интересно выявить в нашей Галактике аккрецированные скопления, поскольку эти объекты видны на значительных расстояниях и позволяют составить представление о структуре Галактики по их пространственному положению. Отсюда очевидна актуальность задачи нахождения соответствующих критериев для выявления таких скоплений и проведение комплексного статистического анализа химических, физических и пространственных свойств населений шаровых звездных скоплений, имеющих различное происхождение. Актуальной является и задача восстановления последовательности событий, формирующих различные подсистемы Галактики. Значительное количество опубликованных возрастов дГля шаровых скоплений, полученных разными авторами, по различным теоретическим изохронам и трудно сопоставимы между собой. Поэтому важной оказывается задача приведения всех этих возрастов к однородной шкале.

Другими старейшими объектами Галактики являются звезды типа RR Лиры поля. Эти гигантские звезды также видны на значительных расстояниях (вплоть до « 4 кпк), но этого явно недостаточно для составления представления о структуре Галактики. Однако, при решении такой задачи статистическими методами вполне корректно использование элементов галактических орбит, вычисленные rio пространственным скоростям. Благодаря расположению Солнца в галактической плоскости, р^лизи него находятся звезды всех подсистем Галактики. Действительно, каждая звезда в течение одного периода обращения вокруг центра Галактики неоднократно пересекает галактическую плоскость и если Солнце находится между ano- и перегалактическими радиусами ее орбиты, рано или поздно окажется вблизи него. Через некоторое время эти звезды вновь удалятся от нас и займут в Галактике пространственный объем, характерный для объектов соответствующей подсистемы. Поэтому актуальной становится задача определения компонентов пространственных скоростей для лирид поля по данным спутниковых и наземных прецизионных астрометрических и спектроскопических измерений и вычисления элементов их галактических орбит на основе современной модели гравитационного потенциала Галактики. Важным инструментом для восстановления хронологии является также исследование детального химического состава в атмосферах старейших непроэволюционировавших звезд, поскольку в них он отражает химический состав межзвездной среды ранней Галактики. Разные химические элементы синтезируются в звездах разных масс, эволюционирующих с разной скоростью, поэтому относительные содержания некоторых элементов в последующих поколениях звезд позволяют оценить их относительный возраст. Особенно важное значение при решении этой задачи имеет исследование относительного содержания а- элементов в маломе-таллпчпых звездах, что позволяет извлечь информацию, как о скорости звездообразования, так и о перемешивании межзвездной среды в ранней Галактике. В результате ввода в действие новых мощных телескопов, прогрессирующего развития приемников излучения и методов анализа спектров, к настоящему времени накоплены содержания различных химических элементов для большого числа звезд. Они получены разными авторскими коллективами и зачастую систематически отличаются друг от друга. Наиболее изученным а-элементом является магнии. Поэто-1 .*?/ актуальной представляется задача составления компилятивного каталога по возможности всех опубликованных относительных содержаний магния в близких звездах и приведения их в единую шкалу. При этом для всех звезд также необходимо найти измерения соответствующих величин, вычислить компоненты пространственных скоростей и элементы галактических орбит. В этом случае становится возможным выполнение следующей актуальной задачи - сегрегации звезд получившейся выборки по галактическим подсистемам и комплексного статистического исследования химических, физических и пространственно-кинематических свойств звезд каждой подсистемы.

Цель работы:

Комплексное статистическое исследование химических, физических и пространственно-кинематических свойств старых звездных населений для изучения строения и восстановления хронологии формирования структуры Галактики и ее химической эволюции на основе составленных репрезентативных выборок однородных данных шаровых скоплений, переменных звезд типа Ш1 Лиры поля и близких высокоскоростных маломассивных звезд.

Научная новизна

Основные результаты, содержащиеся в диссертации, получены впервые.

• Впервые определены характерные параметры трех старых подсистем Галактики и выявлены взаимосвязи между относительными содержаниями магния и кинематическими характеристиками звездных объектов внутри каждой подсистемы на основе выборок, объемы которых достаточны для получения статистически значимых результатов.

• Показано, что подавляющее число малометалличных объектов (^е/Я] < —1.0) в сферической составляющей Галактики имеют, вероятно, внегалактическое происхождение.

• Показано, что среди самых далеких шаровых скоплений имеется дефицит массивных скоплений.

• Впервые указывается на увеличение отношения [Mg/Fe] с увеличением максимального удаления точек орбит звезд от галактической плоскости в толстом диске, что подтверждает наличие положительного вертикального градиента относительного содержания магния. f

• Показано, что отношение [Eu/Mg] в "аккрецированных" звездах резко отличается от аналогичного отношения у звезд, рожденных из вещества единого протогалактического облака, что свидетельствует об иной химической истории вещества, из которого образовались эти звезды.

• Составлен не имеющий аналогов сводный каталог однородных содержаний магния, параметров атмосфер, компонентов скоростей, элементов орбит и других параметров для 876 F-G-звезд главной последователь! iocti i.

Научная и практическая значимость работы

• Впервые сведенные в единую шкалу разнородные определения содержания магния в атмосферах звезд, доступных для получения спектров высокого разрешения, объединенные с вычисленными для них на основе современных высокоточных астрометрическнх наблюдений кинематическими параметрами позволят восстановить этапы химической и динамической эволюции вещества как внутри, так и вне Галактики.

• Обнаруженные связи между величинами [Mg/Fe], [Eu/Mg] и [Fe/H] в старейших звездах Галактики будут использованы для восстановления истории звездообразования и формирования подсистем в ранней Галактике.

• Выявленные связи между содержаниями химических элементов и пространственно-кинематическими характеристиками объектов для разных подсистем Галактики могут использоваться для дальнейшего развития теории химической и динамической эволюции Галактики. В частности, па базе этих результатов сделан вывод, что населения шаровых скоплений и высокоскоростных звезд поля образуют в Галактике три старые подсистемы - толстый диск, протодиско-вое гало и аккрецироваиное гало, различающиеся нространственно-кинематическими свойствами, химическим составом и возрастом.

Основные положения, выносимые на защиту

1. Каталог сведенных по оригинальной методике в единую шкалу разнородных спектроскопических определений содержаний магния для 876 ближайших карликов и субгигантов и вычисленные для 844 из

V них компонентов пространственных скоростей и элементов галактических орбит.

2. Вывод о том, что высокие относительные содержания магния ([Мд/Ее] ~ 0.4) в малометалличных звездах толстого диска уменьшаются с ростом металличности, начиная с [Ее/Н] « —1.0. При этом в толстом диске существует заметное число звезд 20%) с низким относительным содержанием магния ([Мд/Ее] < 0.2). Одновременно в тонком диске присутствуют звезды с высокими содержаниями магния 9%). Показано, что последовательность ([Мд/Ее] — [Ее/Н]) звезд толстого диска лежит выше аналогичной последовательности звезд тонкого диска. 3. Вывод о том, что для звезд толстого диска существует зависимость между относительными содержаниями магния и максимальными удалениями звезд от галактической плоскости.

4. Вывод о том, что отношение [Еи/Мд] для звезд аккрецированного гало резко отличается от этого отношения у остальных звезд Галактики. Делается вывод, что звезды этой подсистемы образовались из облаков, прошедших отличную от единого протогалактпческого облака историю химической эволюции.

5. Наличие дефицита массивных шаровых скоплений на больших га-лактоцентрических расстояниях.

Реализация результатов работы

Результаты диссертации нашли отражение в отчетах по НИР, выполенных по плану НИИ физики РГУ, а также по грантам РФФИ - 00-02-17689, 01-02-06449, 02-02-06911.

Апробация результатов

Основные результаты исследования были представлены:

• на астрофизических семинарах:

Кафедры физики космоса РГУ;

ГЛИШ, МГУ, Москва;

СЛО РАН, Н.Архыз;

• на международных конференциях:

Переменные звезды - ключ к пониманию строения и эволюции Галактики" (Москва, 1999);

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

Звездная динамика: от классической до современных моделей" (Санкт-Петербург, 2001);

Астрономическая школа молодых ученых" (Украина, Киев, 2002);

Химическая и динамическая эволюция звезд и галактик" (Украина, Одесса, 2002);

От Лития до Урана" (IAU Симпозиум 228, Франция, Париж, 2005)

• на всероссийских научных конференциях

ВНКСФ-5" (Екатеренбург, 1999);

Всероссийская астрономическая конференция" (ВАК-2001) (Санкт-Петербург, 2001);

Всероссийская астрономическая конференция" (ВАК-2001) (Москва, 2004);

По результатам диссертации опубликовано 8 работ.

Личный вклад автора

Автору равноправно с научным руководителем принадлежат: разработv к'а методик исследования, проведение статистической обработки данных и астрофизический анализ результатов. Лично автору принадлежит компиляция данных для шаровых скоплений, звезд типа RR Лиры поля и близких звезд, вычисление для всех объектов компонентов скоростей и элементов орбит, а также сведение разнородных опубликованных спектроскопических определений содержаний магния в единую шкалу для F-G-звезд. Автор также принимала участие в постановке всех задач и формулировок выводов.

Содержание работы

Работа состоит из Введения, 4-х глав, и Заключения, всего 150 страниц, 49 рисунков, G таблиц и 3 таблици в Приложении. Список литературы включает 243 ссылку.

Во введении приведен краткий обзор проблемы и подчеркивается необходимость детального статистического исследования химических и кинематических свойств старых населений Галактики. Кратко изложено содержание работы и указано, какие выводы и положения защищает автор.

В первой главе описан исследуемый наблюдательный материал. На основе компилятивного каталога измеряемых характеристик шаровых скоплений Галактики Харриса (1996) (с привлечением других источников) был составлен сводный каталог фундаментальных параметров для .1^0 шаровых скоплений Галактики. Для 41 шарового скопления элементы галактических орбит были взяты из работ Динеску и др. (1999, 2000, 2001). Возрасты для 89 шаровых скоплений были определены с использованием оригинальной двухступенчатой итерационной процедуры, которая присваивает меньший вес определениям, значительно отклоняющимся от предварительного среднего. Все данные были сведены к единой шкале. Всего было использовано 125 источников и G50 индивидуальных определений возрастов. При этом внутренняя точность получилась равной о = 0.73 млрд.лет.

По опубликованным прецизионным наземным и спутниковым измерениям собственных движений, компилятивным лучевым скоростям и фотометрическим расстояниям вычислены компоненты пространственных скоростей и элементы галактических орбит для 2G2 переменных звезд типа Ы1 Лиры. Для определения орбитальных параметров была использована модель Галактики, состоящая из сферически симметричного бал-джа, диска и массивного протяженного гало.

Для 870 Г-С-звезд околосолнечной окрестности, был составлен каталог аффективных температур, ускорений силы тяжести, содержаний железа и магния. Параметры атмосфер и содержания железа получены усреднением опубликованных соответствующих величин, определенных методом синтетического моделирования спектров на основе около 2000 определений в 80 публикациях. Относительные содержания магния получены на основе 1412 определений в 31 публикации в результате оригинальной трехходовой итерационной процедуры усреднений с присвоением веса как каждому первоисточнику, так и каждому индивидуальному определению. При этом учитывались систематические смещения всех шкал относительно приведенной средней шкалы. Данная процедура, присваивая наименьший вес наименее надежным определениям, позволяет получать итоговые величины, близкие к тем, которые дает большинство источнп-г,рв, причем не исключая ни одного определения. Внутренние точности величин оцененные по сходимости определений из разных источников, оказались близкими к обычно заявляемым ошибкам соответствующих параметров.

Расстояния до звезд и собственные движения, вычисленные на основе данных из современных массовых высокоточных каталогов как орбитальных (Шррагсоэ - ТусЬо), так и наземных (РРМ-Г\Т, РРМ-Б, РРМ-асШ). При этом использовались тригонометрические параллаксы с ошибками меньше 25 %, а при отсутствии таковых - опубликованные фотометрические расстояния, определенные на основе \ivhyp фотометрии. Для 844 звезд, были вычислены компоненты пространственных скоростей и элементы галактических орбит на основе модели Лллен и Сантиллан, 1991.

Во второй главе описаны интегральные свойства населений, свидетельствующие о том, что все исследуемые классы объектов не являются однородными. Показано, что каждое население состоит из трех дискретных групп, каждая из которых принадлежит одной из трех подсистем Галактики - толстому диску, "иротодпековому гало" и "аккрецпрованпому гало".'Объекты этих подсистем занимают различные объемы пространства Галактики, имеют разный химический состав, разные скорости и возрасты.

Третья глава посвящена исследованию подсистемы толстого диска. Показано, что все исследуемые классы объектов указывают на довольно высокую линейную скорость вращения этой подсистемы на солнечном галактоцентрическом расстоянии 190 км с-1). Характерная толщина толстого диска оказалась примерно 0.G кпк. Одновременно все исследуемые населения демонстрируют высокий отрицательный вертикальный градиент металлпчности и высокий положительный градиент относительного содержания магния в этой подсистеме. Пи одно из исследуемых населений не обнаруживает радиального градиента металлпчности, в то время как радиальный градиент относительного содержания магния по звездам поля получился инверсным, то есть отрицательным, вместо ожидаемого положительного. Показано, что среди звезд с кинематикой толстого диска присутствует значительное количество звезд (« 20%) с содержанием магния и металлпчностыо, характерной для звезд топкого диска. И наоборот, среди звезд с кинематикой топкого диска имеются звезды (« 9%) с содержанием магния и металлпчностыо толстого диска. Этот результат опровергает предположение о том, что относительные содержания магния в звездах толстого диска и тонкого диска скачком отличаются друг от друга (см. Furhrmann (1998, 2000). Показано, что звезды толстого диска обнаруживают большее относительное содержание магния при любой металлпчности, чем звезды тонкого диска. Найдено, что начиная с [Fe/II] « —1.0, в толстом диске все явственней начинает проявляться тенденция к уменьшению относительного содержания магния с увеличением металлпчности. Л после [Fe/H] ~ —0.G наблюдается внезапное уменьшение среднего содержания магния. Сделан вывод, что начало вспышек первых сверхновых типа 1а наступило при достижении средней металлпчности межзвездной среды в Галактике [Fe/H] & —1.0. Но оно наступило позже начала массового образования звезд в толстом диске, которое произошло еще при [Fe/H] « —1.25. Эти результаты подтверждают вывод о довольно большой продолжительности звездообразования в толстом диске, сделанный в работе (Прочаска и др., 2000) по обнаруженным авторами трендам трех других а-элементов ojt металлпчности.

Четвертая глава посвящена исследованию двух сферических подсистем Галактики. Показано, что звезды ноля со скоростями меньше критического значения остаточной скорости (Vaст ~ 250 км с-1) и скопления с экстремально голубыми горизонтальными ветвями образуют генетически связанную с толстым диском сферическую, медленно вращающуюся подсистему протодискового гало. Быстрые звезды поля и скопления с более красными горизонтальными ветвями образуют сфероидальную подсистему внешнего аккрецированного гало примерно в три раза большего размера, чем генетически связанные подсистемы. Большинство звезд этой подсистемы имеет обратное галактическому вращению направление движения.

Обнаружена положительная корреляция между возрастами и массами скоплений, лежащих на галактоцентрических расстояниях больше радиуса солнечной орбиты. Найдено, что на плоскости "скорость диссипации - масса" резко выделяются 10 малометалличных шаровых скоплений аномально малой массы. При этом оказалось, что все они лежат далее 15 кик от галактического центра, заметно моложе основной группы малометалличных скоплений, обладают аномально красными горизонтальными ветвями и все относятся к подсистеме "аккрецированного гало". Одновременно эти же скопления демонстрируют увеличивающийся дефицит далеких массивных скоплений с удалением от галактического центра.

Обнаружена тенденция уменьшения относительного содержания магния с "расстоянием от плоскости Галактики. Показано, что все звезды подсистемы протоднекового гало, то есть генетически связанные с Галактикой, имеют содержание магния выше, чем у основной массы звезд тонкого диска, ([Mg/Fe] > 0.2). Тогда как предположительно аккрециро-ванные звезды демонстрируют очень большой разброс содержании маг-п;1я, вплоть до отрицательных значений.

Найдено, что звезды движущейся группы, потерянные шаровым скоплением ш Сен, бывшего ранее ядром карликовой галактики, имеют почти одинаковую величину отношения [Mg/Fe] ~ 0.35 dex при малых метал-личностях ([Fe/H] < —1.3). Но затем, при увеличении металличности начиная от этой точки, наблюдается резкое падение относительного содержания магния вплоть до отрицательных величии. Такое поведение очень похоже на ожидаемую зависимость отношения [Mg/Fe] от [Fe/H], получаемую в закрытой модели химической эволюции, что является независимым свидетельством в пользу генетической связи выделенных звезд. Значительно низкое относительное содержание магния в более металлич-ных звездах этой группы получилось из-за начавшегося в их родительском протогалактическом облаке вспышек SNela, выбросивших в межзвездную среду большое количество атомов железа и понизивших величину [Mg/Fe]. Существенно меньшая, чем в Галактике, металличность точки излома на этой зависимости, говорит о том, что звезды движущейся группы и> Сен родились из вещества, в котором скорость звездообразования была значительно ниже, чем в ранней Галактике. Отсюда сделап вывод, что низкое относительное содержание магнии в аккрецирован-пых звездах средней металличности обусловлено резкой скоростью звездообразования в их родительском протогалактичееком облаке. С другой стороны, приводятся аргументы в пользу того, что малое относительное содержание магния при еще меньшей металличности в некоторых аккре-цированных звездах получилось из-за того, что они образовались из вещества, в котором максимальные массы сверхновых II типа были меньше, чем в ранней Галактике. О преимущественном различии масс сверхновых II Типа внутри и вне Галактики говорит также обнаруженный факт, что все аккрепированные звезды демонстрируют резкое отличие отношения [Eu/Mg] от звезд генетически связанных подсистем Галактики. Показано т^кже, что максимальная масса предсверхновых SNe II в ней со временем увеличивалась одновременно с ростом средней металличности.

В заключении перечислены основные результаты и сформулированы выводы диссертации.

В приложении приведены таблицы с основными физическими параметрами для шаровых скоплений и звезд типа RR Лиры поля, а также описание сводного каталога спектроскопических определений содержаний магния в близких звездах, опубликованного в Страсбургском центре звездных данных.

Основное содержание диссертации изложено в следующих работах:

1. Боркова Т.В., Марсаков В.Л. Подсистемы шаровых скоплений Галактики // 2000, Астрой. Журнал, Т.77, С.750-771

2. Боркова Т.В., Марсаков В.А. Подсистемы переменных звезд типа RR Лиры нашей Галактики // 2002, Астрой. Журнал, Т.79, С. 510525.

3. Borkova T.V., Marsakov V.A. Subsystems of the Galactic halo, their structures and composition // 2002, Odessa Astron. Pnbl., v. 15, p. 5260.

4. Боркова T.B., Марсаков В.A. "О дефиците далеких массивных шаровых скоплений // 2002, Bull.Spec.Astrophys.Obs. v.54, p.61-G5

5. Borkova T.V., Marsakov Two population among the metal-poor field RR Lyrae stars // 2003, Astron and Astrophys, v. 397, p. 275-284

6. Боркова Т.В., Марсаков В.Л. Звезды внегалактического происхождения в окрестности Солнца // 2004, Рпсьма в Астрой.Журн., Т. 30, р. 173-184.

7. Боркова Т.В., Марсаков В.Л. Сводный каталог спектроскоттеских определений содержаний химических элементов в звездах с точными параллаксами. Магний // 2005, Астрон. Журнал. Т.82, С.453-405

8. Марсаков В.А., Боркова Т.В., Формирование подсистем Галактики в свете содержания магния в звездах поля. Толстый диск // 2005, Письма в Астрон. Журн. Т.31, С.577

Заключение диссертации по теме «Астрофизика, радиоастрономия», Боркова, Татьяна Викторовна

Заключение

Таким образом, анализ астрофизических данных, полученных на основе прецизионных наблюдений последних лет, подтверждает вывод о неоднородности старых населений в Галактике. Отделение объектов толстого диска от объектов гало обусловленное резким изменением их пространственного распределения и дисперсии скоростей при переходе через граничное значение [Ее/Н\ « —1.0. Отобранные металличности шаровые скопления толстого диска продемонстрировали следующие характерные параметры: ZQ = 0.95 ± 0.14 кпк, < [Ре/Н] >= -0.54 ± 0.04, 0-[Ре/л] = 0.25 ± 0.03, кр = 187 ± 34 км/с, сгост = 83 ± 11 км/с, дгай^е/Н] = -0.03 ± 0.02 кпс-1, дга(12[Ре/Н] = -0.15 ± 0.05 кпс-1. Сравнивая их с параметрами для подсистем звезд ЯК Лиры и звезд поля из Таблицы 4.1 видим, что средние металличности у скоплений и звезд поля практически совпадают. Однако, если сравнивать их функции металличности, то существенным отличием является наличие резко выраженного провала численности скоплений в окрестности граничного значения металличности. Звезды поля такого провала на распределении не обнаруживают, но зато на их функции металличности наблюдается статистически значимый перегиб в окрестности [Ре/Н] « —1.0 Скорости вращения у подсистем хотя и совпадают в пределах ошибок, но у звезд типа Ш1 Лиры она получилась на ~ 35 км с-1 больше из-за наличия в выборке звезд топкого диска. Значительная величина дисперсии скоростей в диске у шаровых скоплений получилась скорее всего из-за крайней неопределенности вычисленных величин содля скоплений, расположенных вблизи центра Галактики. Величины соответствующих градиентов у подсистем практически совпали, а вот шкала высоты у скоплений примерно на треть больше. По-видимому, часть металличных скоплений, лежащих вблизи галактического центра, скорее всего, принадлежит бал-джу.

Конечно, резкий обрыв распределения металличности значением [Ре/Н] = —1.0 выглядит искусственно. Значительно большей величины дисперсии металличности толстого диска "требует" и метод максимально

Параметр IIIC RR Лиры звезды поля

N 39 37 120

Fe/H]), dex -0.51 ± 0.01 -0.52 ± 0.04 -0.57 ±0.03

C[Fe///)) dex 0.25 ± 0.03 0.28 ± 0.03 0.30 ± 0.02

Kbp, kmc-1 187 ± 31 202 ± 10 167 ± 0.02

CT ост? kmc 83 ± 11 42 ±5 40 ± 3

ZQ, kiik 0.95 ±0.14 0.61 ±0.06 0.60 ± 0.08 dR/d[Fe/II], кпк-1 -0.03 ±0.02 -0.01 ±0.03 0.01 ±0.02 dZ/d[Fc/H], kiik"1 -0.15 ±0.05 -0.14 ±0.09 -0.13 ±0.04 dR/d[Mg/Fc], kiik"1 — — -0.026 ± 0.007 dZ/d[Mg/Fe], кпк"1 — — 0.06 ± 0.02 t ), млрд. лет 12 ±0.5 — 10.8 ± 0.4 at, млрд. лет 1.7 ±0.4 —■ 3.5 ±0.3 e ) 0.18 ±0.02 0.24 ± 0.02 0.36 ±0.01

Те — 0.15 ±0.02 0.11 ±0.01 ного правдоподобия. Естественно поэтому желание сгладить функцию металличности, включив в подсистему менее металличные звезды, не уходящие далеко от плоскости Галактики и имеющие большие скорости вращения. При этом все характерные пространственно-кинематические параметры подсистемы не претерпевают существенных изменений. Од-1Й1КО, включение в выборку малометалличных звезд с малыми Z приводит к полному исчезновению вертикального градиента металличности в диске. Отсюда столь противоречивые выводы разных авторов о существовании градиента и, как следствие, - разница в моделях формирования и эволюции этой подсистемы. Наличие вертикального градиента свидетельствует в пользу медленного диссипативного коллапса как механизма формирования толстого диска, тогда как его отсутствие полностью отвергает такой процесс.

Обнаруженные в работе закономерности в поведении относительного содержания магния определенно указывают на то, что временная шкала формирования подсистемы толстого диска была довольно продолжительной и никак не укладывается в сценарий быстрого коллапса протогалак-тики (Эген и др. (1962)). Первые звезды в нем начали образовываться задолго до начала массовых вспышек сверхновых типа 1а, когда металлпч-ность еще не достигла поворотного значения [Ее/II] « —1.0. Поскольку временит! шкала эволюции тесных двойных звезд, закапчивающих свою жизнь взрывами БКеГа составляет « (1 — 2) млрд. лет, значит подсистема начала образовываться еще до достижения Галактикой этого возраста. К этому времени молодая Галактика уже обладала практически сформировавшейся сферической подсистемой. Различия в средних относительных содержаниях магния в звездах толстого и тонкого дисков дает основание говорить о том, что основная масса звезд толстого диска образовалась задолго до начала массового звездообразования в топком диске. По существенное перекрытие диапазонов как по металличности, так и по содержанию магния между этими подсистемами приводит к выводу, что процесс звездообразования в Галактике не прекращался и самые последние звезды в толстом диске родились уже после начала формирования более молодой подсистемы тонкого диска. Различия в угловых моментах между гало и толстым диском предполагает отсутствие гладкого перехода между этими двумя подсистемами (Вайз и Джилмор (1992)). Возможной причиной такого различия могла быть длительная задержка звездообразования после массовых вспышек сверхновых - активная фаза в эволюции Галактики (см. Берман, Сучков (1991)). При таком объяснении одновременно снимается противоречие с малым временем свободного коллапса протогалактического облака (« 0.4 млрд. лет) и возраст начала массового образования звезд толстого диска может оказаться даже больше 1 млрд. лет. Другими словами, задержка звездообразования удлиняет временные рамки естественных процессов коллапса и обогащения химическими элементами межзвездной среды.

В такую картину естественным образом укладываются обнаруженные в настоящей работе вертикальные градиенты металличности и относительного содержания магния, а также наличие корреляций между содержаниями магния (возможно также и металличностями) и нерига-лактическими расстояниями и содержаниями магния и эксцентриситетами орбит. Здесь, однако, отдельной проблемой встает вопрос принадлежности подсистеме звезд с кинематикой толстого диска, но лежащих на низких орбитах, поскольку если они не принадлежат толстому диску, вертикальные градиенты в нем отсутствуют. В этом случае весьма актуальной становится модель формирования подсистемы, как результат взаимодействия ранней Галактики с ее спутниками. Звезды так называемого "малометалличного хвоста" толстого диска не подчиняются закономерностям, связанными с величинами [Ре/Я] и обнаруживаемыми

Параметр ШС 1111 Лиры звезды поля

N 30 97 25

Ре/Л]), (1ех -1.71 ±0.05 -1.47 ±0.04 -1.50 ±0.01

0.25 ± 0.03 0.38 ± 0.03 0.04 ± 0.09

Кр, км с"1 69 ± 34 120 ±8 82 ± 10

0ОСТ) С 123 ± 1С 79 ±6 50 ±7 гШ/^е/Я], кик"1 -0.03 ±0.02 +0.00 ± 0.02 -0.08 ±0.09 с1г/с1[Ре/Н], кпк-1 -0.02 ±0.02 ±0.01 ±0.02 ±0.08 ±0.06 аЯ/^Мд/Ре], кпк"1 — — -0.01 ±0.02 с1г/(1[Мд/Ее], кпк"1 — — 0.01 ±0.01 с) 0.49 ± 0.00 0.54 ± 0.03 0.72 ±0.03 се 0.24 ± 0.02 0.25 ± 0.02 0.15 ±0.02 ь^еми остальными звездами подсистемы. Кроме того, они демонстрируют аномально большой разброс [Мд/Ге], поэтому мы полагаем, что они образовались, скорее всего, внутри изолированных межзвездных облаков, в которых обогащение химическими элементами происходило по сценариям, отличным от эволюции активно перемешивающейся основной массы межзвездного вещества единого протогалактического облака. Уточнение временной шкалы и модели формирования толстого диска требует дальнейших исследований и знания содержаний в звездах подсистемы других химических элементов.

Перейдем теперь к звездам гало. Как и выше характерные параметры малометалличных звезд ноля сравним с параметрами одноименных подсистем шаровых скоплений, поскольку только эти объекты стратифицируются по внутреннему, физическому параметру, а не по пространственно-кинематическим, взаимообусловленным признакам. Параметры распределений по металлпчности соответствующих подсистем гало несколько различаются. В частности, но шаровым скоплениям средняя металлпчность протодискового гало меньше, чем во внешнем гало.

По звездам поля картина получилась прямо противоположная (см. Табл. 4.2 и Табл. 4.3). Разница, однако, везде получилась одного порядка с формально вычисленными ошибками соответствующих параметров, что свидетельствует о низком уровне статистической значимости любых выводов о различии параметров. Величины градиентов в иротодисковом

Параметр ШС Ш1 Лиры звезды поля

N 41 128 105

Ге/Я]),( 1ех -1.51 ±0.05 -1.58 ±0.03 -1.64 ±0.00

7[ге///]> 0.39 ± 0.03 0.33 ± 0.03 0.02 ± 0.04

Увр, км с-1 7 ±43 -32 ± 9 -41 ± 12 ост) км с 130 ± 15 105 ± 70 120 ±8

1[Гс/II], кпк-1 -0.03 ± 0.01 +0.002 ± 0.004 -0.005 ± 0.005

М/й^с/Н], кпк"1 -0.02 ±0.01 +0.009 ± 0.000 +0.01 ± 0.01 ст/^Ыд/Ге], кпк"1 — — -0.003 ± 0.001 с1г/(1[Мд/Ре], кпк"1 — — -0.008 ± 0.003

О 0.04 ± 0.05 0.79 ± 0.02 0.80 ± 0.02 ас 0.22 ±0.02 0.19 ±0.01 0.20 ± 0.01 гало полностью совпали. Зато в аккрецпрованном гало у звезд поля оба градиента полностью отсутствуют, тогда как у скоплений они отличны о "г нуля. Однако обе величины градиентов у шаровых скоплений обязаны исключительно близким к галактическому центру более металличным объектам (Я <~ 7 кпе), в наши же выборки звезд поля столь далекие от Солнца объекты не попали. Поскольку в настоящей работе разделение на подсистемы в гало производилось по полной скорости, то различия между протодисковым и аккрецированным гало по всем кинематическим параметрам должны получились более резкими. Если у шаровых скоплений протодискового и аккрецированного гало скорости вращения равны 69 ± 34 км с-1 и 7 ± 43 км с-1, соответственно, а различие составляет ~ 60 км с-1, то у звезд поля (как видно из Табл. 4.2 и 4.3) оно возросло примерно на 40 %. Дисперсии скоростей у подсистем шаровых скоплений (123 ± 16 км с-1 и 136 ± 15 км с-1) получились явно завышенными из-за больших ошибок в расстояниях и, как следствие, много больше, чем у звезд поля. Средние значения эксцентриситетов в подсистемах протодискового гало совпали, тогда как во внешнем гало, как и ожидалось, у звезд поля эксцентриситеты получились, в среднем больше за пределами ошибок (но здесь следует иметь ввиду, что элементы орбит определены только для небольшого числа скоплений, да и то с большими ошибками). Радиальные размеры протодискового гало у звезд поля получились примерно в полтора раза больше, чем у скоплений, а шкалы высот подсистем совпали в пределах ошибок. Напомним, что радиальные размеры подсистем звезд поля мы имеем возможность оценить лишь по максимальным удалениям их от галактического центра и это приводит к заведомо завышенным оценкам. Размеры подсистемы внешнего аккрецированного гало у звезд поля, как радиальные, так и вертикальные получились, естественно, наибольшими и неплохо согласующимися с аналогичными для подсистемы шаровых скоплений. Отметим, что для получения корректных оценок размеров подсистем Галактики по близким звездам, необходимо учесть кинематическую селекцию, приводящую к дефициту звезд с большими Яа и Zmax в окрестности Солнца.

Итак, получившееся в целом неплохое согласие между характерными параметрами выделенных по разным критериям соответствующих подсистем звезд ноля и шаровых скоплений указывает на то, что оба населения не являются однородными. Объекты, как скоплений, так и звезд поля оказываются составляющими, по крайне мере, трех подсистем Галактики: толстого диска, генетически с ним связанного внутреннего про-тодискового гало и внешнего аккрецированного гало. При этом совокупность результатов об огромных размерах последней подсистемы, отсутствию в ней градиентов металличности, преимущественно больших эксцентриситетах орбит и большом числе ретроградно вращающихся объектов, вместе с их меньшим (в среднем) возрастом подтверждает и содержания элементов а- и г-процессов в звездах ближайшей околосолнечной окрестности убедительно свидетельствуют, что часть из них вполне может иметь внегалактическое происхождение. Обнаруженный избыток {[Еи/Мд]) = 0.30 ± 0.03 у всех старых аккрецироваииых звезд нашей выборки удается объяснить, только предположив, что начальная функция масс звезд, рождающихся за пределами Галактики, обрезана с высокомассивной стороны. Простое предположение о плохом перемешивании межгалактического вещества при единой начальной функции масс для всей Местной Системы представляется нам менее состоятельным. Действительно, естественная изолированность друг от друга мест вспышек 8^те II разных масс должна привести к образованию следующих поколений звезд, как с избытком европия, так и магния. Более того, поскольку выход (а-элементов существенно начинает опережать выход элементов г-процесса с увеличением массы звезды-предшественницы 8]\те II, мы должны с большей вероятностью обнаруживать звезды с избытком Мд, чем Ей. Малое число аккрецпрованных звезд с дефицитом европия в нашей выборке скорее всего означает, что массивные предсверхновые за пределами Галактики не определяют ситуацию. Однако при солпиторовском распределении звезд по массам предсверхновые с Л/ > ЗОЛ/© (они считаются основными поставщиками магния) должны загрязнять значительно больший объем межзвездной среды а-элементами, чем 8^теП с массами 8 — ЮЛ-/© (основные поставщики Ей) - элементами г-процесса, поскольку выход а-элементов у массивных предсверхновых примерно в 20 раз больше, чем у маломассивных (Силиманн и др (1990)), тогда как выход г-элементов при этом уменьшается (Уплер и др. (1998)). Таким образом, мы полагаем, что слабое перемешивание внегалактической среды объясняет лишь общий разброс отношений [Еи/Мд] в аккредитованном гало, а преобладание в нем звезд с избытком европия относительно магния по-видимому обусловлено меньшими, чем в Галактике, массами предсверхновых Б^И за ее пределами.

Благодарности

Эта работа выполнены в НИИ физики РГУ в отделе космических исследований и на кафедре "Физика Космоса" физического факультета РГУ. Мне бы хотелось выразить искреннюю признательность всем сотрудникам этих коллективов за их ценные советы и критические замечания. Сердечное спасибо моему научному руководителю Марсакову Владимиру Андреевичу за 10-летшою совместную работу, за то, что 10 лот назад он поверил в меня и помог мне поверить в себя, за рецензирование рукописи и многочисленные ценные и полезные замечания. Моя особая благодарность двум близким мне людям: моему брату Боркову Сергею и Катчневой Марине за помощь, терпение, понимание и за большую моральную поддержку.

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Боркова, Татьяна Викторовна, 2005 год

1. AnGDTa (1.ata R., Gilmore G., Irvin M.) // 1994, Nature, v.370, p.194

2. Ajijicii (Allen C., Santillan A.) // 1991, Rev.Mex. Astron. Astrophys., v.22, p.255

3. Ajioiico ii zip. (Alonso A., Salaris M., Martinez-Roger C. et. al.) // 1997, Astron. Astrophys.v.323, p.374

4. AjibKaimo ii zip. (Alcaino G., Liller W.) // 1988, IAU Symp. "Globular Cluster System in Galaxies" ed. J.E. Grindly5.- AjibKaimo ii zip. (Alcaino G., Liller W., Alvarado F.) // 1988, Astron. Astrophys., v.216, p.68

5. AjibKamio ii zip. (Alcaino G., Liller W., Alvarado F.Wenderoth E.) // 1990a, Astron. J., v.99, p.1831

6. AjibKaimo ii zip. (Alcaino G., Liller \V., Alvarado F.Wenderoth E.) // 19906, Astron. J., v.99, p.817

7. AjibKaimo n zip. (Alcaino G., Liller W., Alvarado F.) // 1990b, Astrophys. J. Suppl. Ser., v.72, p.693

8. AjibKaimo n zip. (Alcaino G., Liller W., Alvarado F.Wenderoth E.) // 1991, Astron. J., v.102, p.159

9. AjibKaimo n zip. (Alcaino G., Liller W., Alvarado F.Wenderoth E.) // 1992, Astron. J., v.104, p.1850

10. AjibKaimo ii zip. (Alcaino G., Liller W., Alvarado F.Wenderoth E.) // 1994, Astron. J., v.107, p.230

11. AjibKaimo ii zip. (Alcaino G., Liller W., Alvarado F. et al) // 1997a, Astron. J., v.114, p. 1067

12. AjibKaimo ii zip. (Alcaino G., Liller W., Alvarado F. et al) // 19976, Astron. J., v.114, p.2638

13. AjibKaimo ii ,ap. (Alcaino G., Liller W., Alvarado F.) // 1997b, Astron. J., v.114, p.2626

14. AjibKaimo ii a p. (Alcaino G., Liller W., Alvarado F. et al) // 1998, Astron. J., v.116, p.2514

15. AjiBKaimo ii ,ap. (Alcaino G., Liller W., Alvarado F. et al) // 1999, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., v.136, p.461

16. ApMaimpo(lxl) (ArmandrofT T.E.) //1989, Astron. J., v.97, p.375

17. ApMaimpo(lxl) (ArmandrofT T.E.) // 1993, in "The Globular Cluster-Galaxy Connection", ASP Conf.Ser., v.48, p.48

18. EaKoc ii jxp. (Bakos G.A., Sahu K.C., Nemeth P.) // 2002, ApJS, 141, 187

19. EapGbep, <I>nron (Barbier-Brossat M., Figon P.) // 2000, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., v.142, p.217

20. BapGbep, TpaTTOii (Barbier M., Gratton R.G.) // 2002, Astron. Astrophys., v.384, p.879

21. Bappnc ii zip. (Barris D.L., Pilachowski C.A., ArmandrofT T.E., et al.) // 2000, ApJ, 544, 302

22. EaTjiep ii ap. (Butler D., Dickens, R.J., Epps, E.) // 1978, Astrophys. J., v.225, p. 148

23. Bejijia3iinii (Bellazini M., Ferraro F.R.) // 2003, Astron. J., v.125, p.188

24. BeiicGn ii zip. (Bensby T., Feltzing S., Lundstrom I.) // 2003, Astron. Astrophys., 410, 527

25. Bepr6yiii,BaimeiiEepr (Bergbusch, P.A., VandenBerg Don A.) // 1992, Astrophys. J. Suppl. Ser., v.81, p.163

26. BeprGym (Bergbusch P.A.) // 1993, Astron. J., v.106, p.1024

27. BeprGyin, BaimeiiBepr (Bergbusch P.A., & VandenBerg D.A.) // 1997, Astron. J., v.114, p.2604

28. BepiOT ii jxp. (A. Burkert, J.W. Truran and G. ITensler) // 1992, Astrophys. J., v.392, p.651

29. Берман, Сучков, (B.G. Bcrman, Л.Л. Suchkov) // Astron. Astropliys. Suppl. Ser., v.184, p.169

30. Бсрнкопф и др. (J. Bernkopf, A. Fiedler and K. Fuhrmaim)//2001, ASP Conf. Ser. v.245, p.207

31. Бир и др. (Beer T.C., Chiba M., Yoshi Y., et al.) // 2000, AJ, 119, 2866,

32. Вольте (Bolte M.) // 1987, Astropliys. J., v.315, p.469

33. Больте (Bolte M.) // 1989, Astron. J., v.97, p.1688

34. Больте, Франсине (Bolte M., Francine M.) // 1989, Publ. Astr. Soc. Pacific, v.101, p.1088

35. Борисова, Спасова (Borrissova J., Spassova N.) // 1995, Astron. Astropliys. Suppl. Ser., v.110, p.l

36. Борисова и др. (Borrissova J., Markov H., Spassova N.) // 1997, Astron. Astropliys. Suppl. Ser., v.121, p.499

37. Борисова и др. (Borrissova J., Catrlan M., Ferraro F.R., et al.) // 1999, Astron. Astropliys., v.343, p.813

38. Броуэ и др. (Brower J.P. Fahlman G.G., Richer H.B.) // 1997, Astron. J., v.105, p.2158

39. Брокато и др. (Brocato E., Castellani V., Raimondo G., Walker M.) // 1999, Astropliys. J., v.527, p.230

40. Буонанно и др. (Buonanno R., Corsi C.E., Iannicola G., Fusi Pecci F.) // 1986, Astron. Astropliys., v.159, p.189

41. Буонанно и др. (Buonanno R., Corsi C.E., Fusi Pecci F.) // 1989, Astron. Astropliys., v.216, p.80

42. Буонанно и др. (Buonanno R., Corsi C.E., Ferraro I., Fusi Pecci F.) // 1987, Astron. Astropliys. Suppl. Ser., v.67, p.327

43. Буонанно и др. (Buonanno R., Corsi C.E., Buzzoni A., et al.) // 1994, Astron. Astropliys., v.290, p.69

44. Буонанно и др. (Buonanno R., Corsi C.E., Fusi Pecci F., et al.), // 1995a, Astron. J., v.109, p.6504G. Буопанно и др. (Buonaimo R., Corsi С.Е., Fusi Pccci F., et al.), // 19956, Astron. J., v.109, p.C63

45. Буонанио и др. (Bnonanno R., Corsi С., Bellazzini M., et al.) // 1997, Astron. J., v.113, p.70G

46. Буонанио и др. (Buonanno R., Corsi C.E., Fusi Pecci F., Ballazini M.), // 1998, Astron. Astrophys., v.333, p.505

47. Вайз и Джилмор (R.F.G. Wyse and G. Gilmore) // 1992, Astron. J., v.104, p.144

48. Ван ден Берг (van den Bergh S.) //1991, Astron. J., v.375, p.594

49. Ван дсп Берг (Van den Bergh S.) // 1993, Astrophys. J., v.411, p.178

50. Ван ден Берг (van den Bergh S.)// 1995, Astron. J., v.110, p.1171

51. Ван ден Берг (van den Bergh S). // 1998, Astrophys. J., v.495, L.79

52. Ван ден Берг (van den Bergh S). //2000, Astrophys. J., v.530, p.777

53. ВанДенБерг, Белл (VandenBerg D.A., Bell R.A.) // 1985, ApJS, v.58, p.5Gl

54. ВапденБерг и др. (VandenBerg Don A., Bolte M., Stetson P.B.) // 1990, Astron. J., v.100, p.445

55. ВапденБерг (VandenBerg Don A.) // 2000, Astrophys. J. Suppl. Ser., v.129, p.315

56. Веббинк (Webbink R.F.) // 1985, in "Dynamics of Star Clusters" IAU Sump., eds. J.Goodman, P.Hut, 1985, Ks. 113, P.541

57. Волков и др. (Volchkov,A.A., Kuzmin,A.V., Nesterov, V.V.) // 1992, in Four-Million Star Catalog (Eds. Guliaev,A.P., Nesterov, V.V.,MSU,Moscow ) p.67

58. Гехрен п др. (Geliren Т., Liang Y.C., Shi J.R., et al.) // 2004, Astron. Astrophys., v.413, p. 1045

59. Гнедии, Острайкер (Gnedin O.Y., Ostriker J.P.) // 1997, Astrophys. J., v.474, p.223

60. Граттон (Gratton R.G.) // 1985, Astron. Astrophys., v. 147, p. 169

61. G3. Граттон, Ортолани (Gratton R.G., Ortolani S.) // 198G, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., v.65, p.G3

62. G4. Граттон, Ортолани (Gratton R.G., Ortolani S.) // 1987, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., v.71, p.131

63. G5. Граттон и др. (Gratton R.G., Carretta E., Claudi R, et al.) // 2003, Astron. Astrophys., v.404. p.1876G. Грин и др. (Green E.M., Démarqué P., King) // 1987, in The Revised Yale Isochrones and Luminosity Function (New Haven: Yale Univ.Obs.)

64. G7. Грундалт и др. (Grundahlt F., VandenBerg D.A., Andersen M.I.) // 1998, Astrophys. J., v.500, L.179

65. G8. Грундалт (Grundahlt F.) // 1999, Astrophys. Space Sei., v.2G5, p.197

66. G9. Грундалт и др. (Grundahlt F., VandenBerg D.A., Bell R.A., et al.) // 2000, Astron. J., v.120, p.1884

67. Да Коста (Da Costa G.S., Armandroff Т.Е.) // 1995 Astron. J., v.109, p.2533

68. Дамбис A.K., Расторгуев A.C. // 2001, Письма в Астрон. Журн. т.27, с.108

69. Д'Анжели и др. (De Angeli F., Piotto G., Cassisi S., et al.) // 1995 astro-ph /0503594

70. Дауфол, Колнн (Douphole В., Colin J.) // 1995, Astron. Astrophys., v.1G9, p.G97

71. Дауфол и др. (Douphole В., Geifert M., Colin J., et al.) //199G, Astron. Astrophys., v.313, p.119

72. Девадж, Харрис (Davidge T.J., Harris W.E.) // 1997, Astrophys. J., v.475, p.5847G. Девадж (Davidge T.J.) // 1998, Astron. J., v.llG, p.1744

73. Девадж, Кауртеаус (Davidge T.J., Courteaus S.) // 1999, Astron. J., v.117, p.1297

74. Джехин и др. (Jeliin E., Magain P., Neuforge C., et.al.) // 1999, Astron. Astrophys., v.341, p.241

75. Джилмор, Вайз (Gilmore G., Wyse R.F.G.) // 1998, Astron. J., v.llG. p.748

76. Джименсз, Падоан (Jimenez R., Padoan R) // 199G, Astrophys. J., v.4G3. L.17

77. Джименез, Падоан (Jimenez R., Padoan P.) // 1998, Astrophys. J., v.498. p.704

78. Джонстон и др. (Johnston K.V., Spergel D.N., Hernquist L.) // 1995, Astrophys. J., v.451, p.598

79. Динеску и др. (Dinescu D., Girrard T.M., van Altena W.F.) // 1999, Astron. J., v.117, p.1792

80. Динеску и др. (Dinescu D., Majewski S.R., Girard T.M., Gudworth K.M.) // 2000, Astron. J., v.120, p.1892

81. Динеску и др. (Dinescu D., Majewski S.R., Girard T.M., Gudworth K.M.) // 2001, Astron. J., v.122, p.l91G

82. Дормен и др. (Dorman В., VandenBerg D., Laskarides P.G.) // 1989, Astrophys. J., v.343, p.750

83. Дуррелл, Харрис (Durreil P.R., Harris W.E.) // 1993, Astron. J., v.105, p.1420

84. Дуррелл (Durreil P.R. )// 1997, Astron. J., v.113 p.531

85. Ермаков C.B., Дисс. // На соискание степени канд. физ.-мат.наук.(САО, 2002)

86. Жао, Гехрен (Zliao G., Gehren Т.) // 2000, Astron. Astrophys., v.362, р.1077

87. Зинн (Zinn R.) // 1980, Astrophys. J., v.241, p.602

88. Зинн, Вест (Zinn R, West M.J.) //Astrohtys. J. Suppl.Ser., 1984, v.55, p.45

89. Зинн (Zinn R.) // 1985, Astron. J., v.293, p.424

90. Зинн (Zinn R.) // in "The Globular Cluster-Galaxy Connection", ASP Conf. Ser., eds. Smith II., Brodee J. 1993, v.48., p.38

91. Ибеи, Рснзшш (Iben Ir.I & Rcnzini Л.) // 1983, ARA&A, v.21, p.271

92. Идиарт, Севенин (Idiart Т., Thevenin F.) // 2000, Astrophys. J., v.541, p.207

93. Канатас и др. (Kanatas I., Grifiths W.K., Dickens R.J. Penny A.J.) // 1995, Mon. Not. R. Astron. Soc., v.272, p.265

94. Карин и др. (Carney, BAV., Storm J., Jones R.V.) // 1992, Astrophys. J., v.386, p.663

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

96. Карий (Carney B.W.) // 1996, Publ. Astr. Soc. Pacific, v. 108. p.900

97. Карий (Carney B.W., Wrigen J.S., Sneden C., et al.) // 1997 Astron. J., v.114, p.363

98. Карни (Carney B.W.) // Globular clusters 1999 (univ. Chapel Hill), USA

99. Карретта, Граттон (Carretta E., Gratton R.G.) //1997, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., v.121, p.95

100. Карретта и др. (Carretta E., Gratton R., Sneden C.) // 2000, Astron. Astrophys., v.356, p.238

101. Кастро и др. (Castro S., Rich R.M., Grenon M., et.al.) // 1997, Astron. J., v.114, p.376

102. Кателан и др. (Catelan M., Bellazzini M., Landsman W.B., et al.) // 2000, Astron. J., v.122, p.3178

103. Kbiiiiii и др. (P.J. Quinn, L. Hernquist, D.P. Fullagar) // 1993, Astrophys. J.v.403, p.74

104. Knur (King L.R.) // 1997, Astron. J., v.113, p.2302

105. Клементшш и др. (Clementini G., Gratton R., Carretta E., Sneden C.) // 1999, Mon. Not. R. Astron. Soc., v.302, p.22

106. Коте (Cote P.) // 1991, AJ, v.102, p.1358

107. Кравтсов и др. (Kravtsov V., Ipatov A., Samus N., et al.) // 1997, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., v.125, p.l

108. Крауиэ (P. Kroupa) // 2002, Moil. Not. R. Astron. Soc., v.330, p.707

109. Кукаркин Б.В. // 1974, "Шаровые звездные скопления", Л1., Наука

110. Ламберт и др. (Lambert D.L., Heath J.E., Lamke М., Drake J.) // 199G, Astrophys. J. Suppl. Ser., v.103. p.183

111. Лейден (Layden A.C.) // 1994, Astron. J., v.108. p.1016

112. Лейден и др. (Layden A.C., Hanson R.B., Hawley S.L., et al.) // 1996, Astron. J., v.112. p.2110

113. Лейден (Layden A., Sarajedini A.) // 2000, Astron. J., v.119, p.1760

114. Ли и др. (LeeJ.-W., Carney B.W., Fulton L.IC., Stetson P.B.) // 2001, Astron. J., v.122, p.3136

115. Маевски (Majewski S.R.) // 1992, Astrophys. J. Suppl. Ser., 1992. v.78. p.87

116. Манере и др. (Myers J.R., Sande С.В., Miller А.С., Warren Jr. W.H., Tracewell D.A.) // 2002, Sky2000. Catalog, version 4

117. Марсаков B.A., Сучков A.A.// 1977, Астрон. журн., т.54, c.1232

118. Марсаков В.А., Шевелев Ю.Г.// 1995, Астрон. журн., т.72, с.630

119. Мартин, Моррисон (Martin J.С., Morrison H.L.) // 1998, Astron. J., v.116. p.1724

120. Матео (Mateo M.) // 1996, ASP Conf. Ser., v.92, p.434

121. Маттеучи, Грегио (F. Matteucci, I. Greggio) // 1986, Astron. Astrophys., v.154, p.279

122. Маттеучи (F. Matteucci) // 2001, in "The Chemical Evolution of the Galaxy", Astrophys. and Spase Sci. Library 253, Kluwer Acad. Publ.

123. MaiiiOHKiina Л.И. // 2004, Дисс. на соискание степени доктора физ-мат паук (СПб, 2004)

124. Машонкина и др. (Mashonkina L., Gehren T., Travaglio С., Borkova T.) // 2003, Astron. Astrophys., v.397, p.275

125. Меджайн (Magain P.) // 1989, Astron. Astrophys., v.209, p.211

126. Мелбоури и др. (Melbourne J., Sarajedini A., Layden A., Martin D-.) // 2000, astro-ph/0009401

127. Миронов A.B., Самусь II.IL// 1974, Переменные звезды, т.19, с.337

128. Мишенина, Ковтук (Mishenina T.V., Kovtyukh V.V.) // 2001, Astron. Astrophys., v.370, p.951

129. Мишенина и др. (Mishenina T.V., Soubiran С., Kovtyukh V.V., Korotin S.A.) // 2004, Astron. Astrophys., v.418, p.551

130. Мондушен и др. (Mondushen C.I., Fahlman G.G., Richer H.B., Thompson I.B.) // 1996, Astron. J., v.112, p.1536

131. Монтегритто и др. (Montegritto P., Bellazzini M., Ferraro R.R., et al.) // 1998, Mon. Not. R. Astron. Soc., v.294, p.315

132. Наварро и др. (J.F. Navarro, A. Helmi, K.C. Freeman) // 2004, Astrophys. J., v.601, L.43

133. Немец, Кохен (Nemec J.M., Cohen J.C.) // 1989, Astrophys. J., v.336, p.785

134. Нидевер и др. (Nidever D.L., Marcy G.W., Butler R.P., Fischer D.A., Vogt S.S.) // 2002, Astrophys. J. Suppl. Ser., v.141, p.503

135. Ниссен и др. (Nissen P.E., Gustafsson В., Edvardsson В., Gilmore G) // 1994, Astron. Astrophys., v.285, p.440

136. Ниссен, Шустер (Nissen P.E., Schuster W.J.) // 1997, Astron. Astrophys., 326, 751

137. Нордстрем и др. (Nordstrom В., Mayor M., Andersen J., et al.) // 2004, Astron. Astrophys., v.418, p.989

138. Норрис (Norris J., Bessel M., Piscles A.J.) // 1985, Astrophys. J. Suppl. Ser., v.58, p.463

139. IIiioTTO ii £p. (Piotto G., Zpccali M., Ortolani S., et al.) // 1987, Astron. J., v.94, p.360149. iiiiotto ii zip. (Piotto G., Zpccali M., King I.R., et al.) // 1999, Astron. J., v.118, p.1727

140. IloiiT ii ap. (Pont F., Mayor M., Turon C., VandenBerg D.) // 1998, Astron. Astrophys., v.329, p.827

141. IlpoMacKa (Prochaska J.X., Naumov S.O, Carney B.\V.,Mc\Villiam A., Wolte A.M.) // 2000, Astron. J., v.120, p.2513

142. PaTiiaTyiira ii ;ip. (Ratnatunga, K.U., Bahcall, J.N., Casrtano, S.) // 1989, Astrophys. J., v.291, p.260

143. Pezum ii Jip. (Reddy B.E., Tomkin J., Lambert L., et al.) // 2003, Mon. Not. R. Astron. Soc., v.340, p.304

144. Pen ii ap. (Rey S.-C., Yoon S.-J., Lee Y.-W.) // 2001, Astron. J., v.122, p.3219

145. Pen ii ap. (Ryan S.G., Norris J.E., Bessell M.S.) // 1991, Astron. J., v.102, p.303

146. Pen ii a p. (Ryan S.G., Norris J.E., Beers T.C.) // 1996, Astrophys. J., v.471, p.254

147. Peim/Keji, Bpy3yan (Rengel M., Bruzual G.) // 2003, in "Extragalactic Globular Cluster System", Proced of the ESO Workshop in Garching, Germany, p.76

148. Peii3imii (Renzini A.) // 1993, in Akerlof C.W., Srednici M.A., eds. Relativistic Astrophysics and Particle Cosmology Ann. NY Acad. Of Sci., v.688, p. 124

149. Feminin ii zip. (Renzini A., Bragaglia A., Ferraro F.R., et al.) // 199G, Astrophys. J., v.456, L.231G0. Piniep ii up. (Richer H.B., Fahlman G.C., VandenBerg D.A.) // 1985, Astrophys. J. Suppl. Ser., v.58, p.225

150. Piniep, (I)axjTMCii (Richer H.B., Fahlman G.G.) // 1986, Astrophys. J., v.304, p.273

151. Piniep, (Mxjimch (Richer H.B., Fahlman G.G.) // 1987, Astrophys. J., v.316, p.189

152. Piniep ii ap (Richer H.B., Fahlman G.G., VandenBerg D.) // 1988, Astrophys. J., v.329, p.187

153. Piniep imp. (Richer H.B., Harris W.E., Fahlman G., et al.) // 1996, Astrophys. J., v.463, p.602

154. Po3eiiGepr n zip. (Rosenberg A., Saviane I., Piotto G., Held E.V.) // 1998, Astron. Astrophys., v.339, p.61

155. Cajiiipnc ii np. (Salaris M., Chieffi A., Straniero O.) // 1993, Astrophys. J., v.414, p.580

156. Caniipiic, Bene (Salaris, M., Weiss, A.) // 1997, Astron. Astrophys., v.327, p. 107

157. Caniipnc, Bene (Salaris, M., Weiss, A.) // 2002, Astron. Astrophys., v.388, p.492

158. CaMycb ii .zip. (Samus N., Ipatov A., Smirnov O., et al.) // 1995, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., v. 112, p.439

159. CaMycb ii jip. (Samus N., Kravtsov V., Ipatov A., et al.) // 1996, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., v.119, p.191

160. Caime£>K (Sandage A.R.) // 1982, Astrophys. J., v.252, p.553

161. Caiiflefl>K (Sandage A.) // 1993, Astron. J., v.106, p.719

162. Caii/iKyiiCT ii ;ip. (Sandquist E.L., Bolte M., Stetson P.B. Nesser J.E.) // 1996, Astrophys. J., v.470, p.910

163. Capae/nmii, Knur (Sarajedini A., King G.,R.) // 1989, Astrophys. J., v.98, p. 1624

164. Сараедшш, Демакуе (Sarajedini A. Demarque P.) // 1990, Astrophys. J., v.3G5, p. 21917G. Сараедшш (Sarajedini A.) // 1991, in Precision Photometry: Astrophysics of the Galaxy, ed Philip A.G.O., Upgren A.R. & Janes K.A. (Schenectady, Davis), p.55

165. Сараедшш (Sarajedini A.) // 1992, Astron. J., v.104, p.178

166. Сараедшш и др. (Sarajedini A., Lee Y.-W., Lee D.-H.) // 1995, Astrophys. J., v.450, p.712

167. Сараедшш (Sarajedini A.) // 1996, Astron. J., v.112, p.2012

168. Сараедшш (Sarajedini A., Layden A.) // 1997, Astron. J., v.113, p.264

169. Силеманн и др. (F.-K. Thielemann, M. Hashimoto, K. Nomotto) // 1990 Astron. J., v.349, p.222

170. Силеманн и др. (Thielemann F.-K., Nomotto K., Meyned G.) // 1996, Astrophys. J., v.460, p.408

171. Солоно и др. (Solono E., Garrido R., Ferney R., & Buriles T.G.) // 1997, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., v.125, p.321

172. Соммер-Ларсен, Чен (Sommer-Larsen J., Zhen C.) // 1990, Мои. Not. R. Astron. Soc., v.242, p.10

173. Сото и др. (Soto Т., Richer H., Fahlman G.) // 1989, Astron. J., v.98, p.1335

174. Стетсон и др. (Stetson P., Bolte M., Harris W.E., et al.) // 1999, Astron. J., v.117, p.247

175. Стефенс (Stephens A.) // 1999, Astron. J., v.117, p.1771

176. Стефенс, Боесгаард (Stephens A., Boesgaard A.M.) // 2002, Astron. J., v.123, p.1647

177. Страйжис (Straizys V.) // 1982, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., v.81, p.17

178. Страньеро, Чепффп (Straniero О., Chieffi A.) // 1991, Astrophys. J. Suppl. Ser., v76, p.525

179. Сурдин В.Г. // 1994, Письма в Астрон. Жури., т.20, C.4G7

180. Сурдин В.Г., Архипова H.A. // 1998, Письма в Астрон. журн., т.24, с.407

181. Теста и др. (Testa V., corsi С.Е., Anreuzzi G., et al.) // 2001, Astron. J., v.121, p.916

182. Типсли (Tinsley B.M.) // 1979, Astrophys. J., v.229, p.l04G

183. Томас (Thomas P.) // 1989, Mon. Not. R. Astron. Soc., v.238, p.1319

184. Тсуджимото и др., (Т. Tsujimoto, К. Nomoto, Y. Yoshii et al.) // 1995, Mon. Not. R. Astron. Soc., v.277, p.945

185. Тшучия (Tshuchiya Т., Dinescu D., Korcliagin V.l.) // 2003, Astrophys. J.Letter, v.589, p.29

186. Уилер и др. (Wheeler J.C., Cowan J.J., Hillebrandt W.) // 1998, Astrophys. J., v.493., L.101

187. Уолкер (Walker A.R.) // 1992, Puhl. Astr. Soc. Pacific, v.104., p.1003

188. Ферней и др. (Ferney R., Bilmes T.G., Solono I., et al.) // 1998, Astron. Astrophys., v.330, p.515

189. Ферраро и др. (Ferraro F.R., Fusi Pecci F., Montiegritto P., et al.) // 1995, Astron. Astrophys., v.298, p.4Gl

190. Фишер и др. (Fisher P., Welch D.L., Meteo M., Cote P.) // 1993, Astron. J., v.106, p.1508

191. Фолгерайтр и др. (Folgheraiter E.L., Penny A.J., Griffiths W.K., Deckens R.J.) // 1995, Mon. Not. R. Astron. Soc., v.274, p.407

192. Фримен (Freeman K.) // 1993, Galactic Bulge, IUA, Sump., v. 153 (ed. H. Dejongle, H.J. Iloiua, Dordrecht: Kluwer Acad. Publ. 1993) p.2G3

193. Фурманн и др. (Fuhrmann К., Axer M., Gehren Т.) // 1995 Astron. Astrophys., v.301, p.492

194. Фурман (Fuhrmann К.) // 1998, Astron. Astrophys., v.338, p.183

195. Фурман (Fuhrmann К.) // 2000, The First Stars. Proc. MPA/ESO Workshop, A. Weiss, T.G. Abel, V. Hill (eds), Springer, p.G8

196. Фуси Песен и др. (Fusi Pecci F., Ferraro F.R., Bellazini M., et al.) // 1993, AJ, v.105, p.1145

197. Хансоп (Hanson R.B., Sneden C., Kraft R.P., Fulbright J.) // 1998, Astron. J., v. 116, p.1286

198. Харлей и др. (Hurley D.J.С., Richer H.B., Fahlman G.G.) // 1989, Astron. J., v.98, p.212

199. Xappnc (Harris W.E.) //1996, Astron. J., v.112, p.1487 (rev. февраль 2003).

200. Xappnc ii др. (Harris W.E., Bell R.A., VandenBerg D.A., et al.) // 1997, Astron. J., v.114, p.1030

201. Xappnc (Harris W.E.) // частное сообщение

202. XapTBiiK(Hartwick F.D.A.) // in The Galaxy /Eds. G. Gilmore & B. Car well, Reidel, Dordrecht. 1987. p.281

203. Харченко (Kharchenko N.V.) // 2001, All-sky Compiled Catalogue o£ 2.5 million stars, KFNT, 17,409

204. Хатзидимитриоу и др. (Hatzidimitriou D., Papadakis I., Ckoke B.F.W, et al.) // 1999, Astron. J., v.117, p.3059

205. Хаук, Мермпльод (Hauck В., Mermilliod M.) // 1998, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., v.129, p.431

206. Хеаслей и др. (Heasley J.N., Janes К.A., Zinn A., et al.) // 2000, Astron. J., v.120, p.879

207. Хиппаркос (The Hipparcos and Tycho Catalogues) // 1997, ESO

208. Холопов П.Н. // 1981, "Звездные скопления", М., "Наука"

209. Ходдер и др. (Hodder P.J.C., Nemec J.M., Richer H.B.) // 1992, Astron. J., v.103, p.460

210. Холланд, Иаррис (Holland S., Harris W.E.) // 1992, Astron. J., v.103, p.131223.

211. Чабойер и др. (Chabouer В., Sarajedini Л., Demarque P.) // 1992а, Astrophys. J., v.394, p515

212. Чабойер и др. (Chaboyer В., Deliyannis С.P., Demarque P., et al.) // 19926, Astrophys. J., v.388, p.372

213. Чабойер (Chaboyer B.) // 1995, ApJ, V.444, L922G. Чабойер, Kim (Chabouer В., Kim, Y.-C.) // 1995, Astrophys.J, v.454, p.767

214. Чабойер и др. (Chaboyer В., Demarque P., Saraedini A).// 1996a, Astrophys. J., v.459, p.558

215. Чабойер и др. (Chaboyer В., Demarque P., Kernn P.J. et al.) // 19966, Mon. Not. R. Astron. Soc., v.283, p.683

216. Чабойер и др. (Chaboyer В., Demarque P., Kernn P.J., Krauss L.M.) // 1998, Astrophys. J., v.494, p.96

217. Чабойер и др. (Chaboyer В., Sarajedini A., Armandroff T.) // 2000, Astron. J., v.120, p.3102

218. Чабойер, Kpaye (Chaboyer В., Krauss L.M.) // 2002, Astrophys. J., v.567, L.45

219. Чен и др. (Chen Y.Q., Nissen P.E., Zhao G., et al.) // 2000, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., v.141, p.491

220. Чен и др. (Chen Y.Q., Zhao G., Nissen P.E., et al.) // 2003, Astron. Astrophys., v.591, p.925

221. Чернов п др. (Chernov D.F., Kochanek C.S., Shapiro S.L.) // 1986, Astron. J., v.309, p.183

222. Чернофф, Дьярговскп (Chernoff D.F., Djorgovski S.) // 1989, Astrophys. J., 1989, v.339, p.904

223. Чиашшни и др. (С. Chiappini, F. Matteycci, R.G. Gratton), // 1997, Astrophys. J., v.477, p.765

224. Чристиан, Пеасдей (Christian С.A., & Neasley J.N.) // 1986, Astrophys. J., v.303, p.216

225. Шевелев IO.Г., Марсаков В.A.// 1995, Лстрон. жури., т.72, е.321

226. Ши (Shi X.) // 1995, Astrophys. J., v.44G, p.G37

227. Шиманская II.II., Машонкина Л.И., Сахибуллин H.A. // 2000, Астрон. Жури. т.77. с.599

228. Эген ii др. (Eggen O.J., Linden-Bell D., Sandadge A.) // 19G2, Astrophys. J., v.136. p.748

229. Эгген (O.J. Eggen) // 1998, Astron. J.v.115, p.2397

230. Эдвардсеон и др. (Edvardsson, В.; Andersen, J., Gustafsson, В.; et al.) // 1993, Astron. Astrophys., 275, 101