Содержание к диссертации
Введение
ГЛАВА I. Химический состав атмосфер холодных гигантов, их основные характеристики 8
1.1. Современное состояние проблемы химического состава поздних звезд 8
1.2. Основные характеристики исследуемых звезд 12
1.2.1. Отбор звезд, принадлежащих скоплениям и динамическим группам 12
1.2.2. Определение Mv 22
ГЛАВА 2. Методы определения содержания химических элементов в атмосферах звезд 27
2.1. Метод кривой роста 29
2.2. Метод моделей атмосфер 32
2.3« Усовершенствование метода кривых роста . 36
ГЛАВА 3. Наблюдательный материал и его обработка 40
3.1. Получение спектрограмм 40
3.2. Обработка спектрограмм 45
3.2.1. Проведение уровня "непрерывного" спектра . 45
3.2.2. Отбор слабо блендированных линий для построения зависимости VWAA ОТ остаточной интенсивности R0 46
3.3. Сравнение систем эквивалентных ширин линий в спектрах исследуемых звезд 51
3.4. Использование систем сил осцилляторов . 53
ГЛАВА 4. Физические параметры исследуемых звезд . 58
4.1. Определение эффективной температуры . 58
4.1.1. Определение Тэфф по шкалам эффективных температур 59
4.1.2. Определение Тэфф по распределению энергии в спектрах звезд 62
4.2. Определение ускорения силы тяжести 66
4.2.1. Определение Ц Q с использованием эволюционных треков 69
4.2.2. Определение tag из условия ионизационного равновесия 70
4.3« Микротурбулентная скорость 72
4.4. Учет постоянной затухания 78
ГЛАВА 5. Определение химического состава атмосфе исследуемых звезд 82
5.1. Определение содержаний элементов и параметров атмосфер методом кривой роста 83
5.2. Определение содержания элементов методом моделей атмосфер 87
5.2.1. Определение содержания натрия 91
5.2.2. Определение содержания Y, uCL , La, NcU L.W. в атмосферах исследуемых звезд 97
5.2.3- Определение содержаний элементов в атмосферах звезд методом моделей атмосфер по эквивалентным ширинам линий 100
5.2.4. Определение содержания кислорода 104
5.3- Определение металличности исследуемых звезд. 107
5.4. Обсуждение результатов определения Ma и элементов fc-процесса в атмосферах исследуемых звезд 110
5.5. Анализ содержания элементов в атмосферах звезд-гигантов, принадлежащих рассеянным скоплениям Гиады и м 67 114
Заключение 116
Литература 118
Приложение 138
- Отбор звезд, принадлежащих скоплениям и динамическим группам
- Отбор слабо блендированных линий для построения зависимости VWAA ОТ остаточной интенсивности R0
- Определение Тэфф по распределению энергии в спектрах звезд
- Определение содержаний элементов в атмосферах звезд методом моделей атмосфер по эквивалентным ширинам линий
Введение к работе
В последние годы астрофизика сделала огромный шак в понимании процессов, происходящих во Вселенной. Но многие вопросы, на которые должны дать ответ современные теории образования и эволюции галактик, происхождения звезд и звездных агрегатов, эволюции химических элементов, все же остаются нерешенными. Развитие этих теорий зависит от качества и количества данных, предоставляемых наблюдательной астрофизикой. Одной из важных характеристик звезд, без которой трудно построить какую-либо из астрофизических теорий, является химический состав их атмосфер.
Звезды нашей Галактики заметно различаются по химическому составу. Различия эти могут отражать химический состав дозвезд-ного вещества, из которого на ранней стадии существования Галактики возникли звезды, или изменение содержания химических элементов в процессе эволюции звезд и Галактики, возможное обогащение межзвездной среды продуктами вспышек Сверхновых и т.д. Существуют, по крайней мере, четыре подсистемы, на которые можно разделить звезды по кинематическим характеристикам и по пространственному распределению, обладающие различным содержанием тяжелых элементов в их атмосферах. Внутри этих подсистем имеется большое число звезд с пекулярным химическим составом. Среди холодных звезд-гигантов, которые по современным представлениям теории эволюции звезд находятся на одной из завершающих стадий развития, есть звезды с различным отношением содержания кислоро-
да к углероду О/С , различным содержанием изотопов, элементов S-процесса, элементов группы железа и т.д.
Особенностью спектров излучения холодных звезд является наличие огромного числа атомных и молекулярных линий поглощения, что позволяет в принципе исследовать содержание разных химических элементов и их изотопов в атмосферах этих звезд. Это обстоятельство и обусловливает важность и актуальность задачи определения содержания химических элементов в атмосферах звезд поздних спектральных классов. Ее решение дает возможность пролить свет на проблему эволюции звезд и звездных агрегатов, происхождение химических элементов и эволюции их содержания в астрофизических объектах. С другой стороны, решение этой задачи требует учета множества непрерывных и селективных источников непрозрачности для описания процессов переноса энергии с внутренних слоев звезд наружу и, следовательно, для построения адекватных реальным звездам моделей атмосфер. По этой причине существенно затруднено определение фундаментальных характеристик звезд-гигантов, что сказывается на точности определения одного из важнейших параметров атмосфер звезд - содержания химических элементов. Поэтому представляется необходимым применение разнообразных, независимых методов определения фундаментальных характеристик звезд, включая содержание химических элементов.
Цель настоящей работы состоит в определении содержания химических элементов и параметров атмосфер холодных звезд-гигантов, принадлежащих различным рассеянным скоплениям, динамическим группам и звездному полю, по спектрам с умеренной дисперсией, разнообразными методами, основанными на моделях атмосфер.
- б -
Были поставлены следующие задачи:
1. Получение фотографических наблюдений звезд поздних
спектральных классов с умеренной дисперсией (~Х5 I/мм) для:
а) определения и исследования параметров атмосфер холодных
звезд-гигантов,
б) определения металличности звезд окрестности Солнца,
в) определения содержания натрия - элемента, показывающего за
метный разброс в величинах содержаний в атмосферах холодных
звезд,
г) определения содержаний элементов s-процесса и кислорода
в атмосферах холодных звезд по спектрограммам с обратной
дисперсией 15 А/мм.
Получение распределений энергии в спектрах холодных звезд для независимого определения фундаментальных параметров исследуемых звезд.
Применение разнообразных методик для определения химического состава и параметров атмосфер с целью более надежного определения содержаний элементов в атмосферах звезд по спектрограммам с умеренной дисперсией.
Для решения поставленных задач были выполнены:
1. Спектрофотометрические наблюдения 18 холодных звезд-
гигантов.
2. Фотографические наблюдения с обратной дисперсией
15 А/мм на: I) 122-сантиметровом рефлекторе КАО АН СССР -получено 59 спектрограмм в диапазоне длин волн АЛ 5000- 5500 А для 21 звезды спектральиых классов G, К, М и 2) БТА САО АН СССР - получено 18 спектрограмм в диапазоне длин волн ЛЛ5300-6700 А для 10 звезд спектральных классов G, К .
На защиту выносятся:
Результаты спектральных исследований 37 звезд поздних спектральных классов, принадлежащих рассеянным скоплениям, динамическим группам и звездному полю.
Результаты спектрофотометрических исследований холодных звезд.
Исследование фундаментальных параметров и физических условий в атмосферах звезд поздних спектральных классов.
Исследование содержания железа в атмосферах звезд (х- и к-гигантов окрестности Солнца.
Исследование содержания натрия, элементов S-процесса и кислорода методом спектрального синтеза.
Основные результаты диссертации опубликованы в работах [22, 23, 25, 32-34, 41, 42] .
Отбор звезд, принадлежащих скоплениям и динамическим группам
Важную роль в исследованиях эволюционных изменений химического состава играют также звездные скопления, компактные группы звезд, объединенные общностью происхождения [57, 124, 158]
Большое число работ последнего времени посвящено исследованиям зависимости металличности [Fe/Hl от возраста и, [Fe/H] от местообразования звезд в Галактике, то есть градиенту химического состава. Оценка градиента проводилась различными способами исследования: радио-, фотометрическими и спектроскопическими, используя различные объекты [31, 91, 121, 133, 156, 157» 188] . Мнения по этому вопросу колеблются от оптимистических оценок d [Fe / Н] / dr = -0.24 і 0.04 кшГ1 [і5б] до пессимистических - наличие градиента в пределах ошибок измерений [157], в том числе методом фотометрии получена оценка градиента по К-гигантам диска d[Fe/H]/dr = -0.05 кпс" 1 [133]. Содержание элементов в атмосферах холодных звезд дает ключ к пониманию процессов, описывающих эволюцию самой звезды.
Как предсказывает теория эволюции, при переходе звезды с главной последовательности в область красных гигантов возникает обширная конвективная зона, охватывающая слои, содержащие продукты ядерного синтеза, и поверхностные, спектроскопически детектируемые слои атмосферы звезды [130, ІЗІ, 153] В результате конвективного перемешивания возможен обмен Li, Be, О и продуктами G N 0 -цикла между вышеупомянутыми слоями. При этом красные гиганты по отношению к своим предшественникам на главной последовательности должны иметь более низкое содержание 2С и отношение изотопов С/ С, более высокое содержание М , пониженное содержание Li, be, В ; содержание изотопа 0 сохраняется [153]
Наличие меридионального или магнитного перемешивания на стадии главной последовательности, истечение вещества в ходе эволюции также сказывается на содержании указанных элементов и их изотопов [128, 153, 186] . Таким образом, надежное определение содержания элементов является тем основным критерием, который позволяет построить наиболее адекватную теорию эволюции звезды и тем самым определить ее возраст, массу, светимость. Кроме того, содержание изотогоов Ll, Ll, 0 может свидетельствовать как об источниках происхождения этих элементов, так и о химической эволюции Галактики [70, 90, 184]
Холодные звезды охватывают довольно обширный диапазон спектральных классов: & , К, М, CN , СН, Ьа » S С Эти звезды имеют значительные отличия в химическом составе (2-3 порядка) и небольшие - в температуре (2-3 раза) [I, б, 61] .
Из-за блендирования атомных и молекулярных линий поглощения (особенно в М-звездах), отсутствия реалистических моделей,анализ атмосфер звезд поздних спектральных классов значительно затруднен. Это обусловило относительно небольшое количество работ по исследованию их спектров, выполненных в предыдущие годы, например, [8, 9, 44, 45, 86, 87, 93, 164, 172] . Наши исследования м-звезд [22, 23, 25] методом кривых роста позволили оценить содержание элементов по отношению к содержанию железа, и оно оказалось близким к "солнечному"
Б последнее время значительно возрос интерес к холодным звездам в связи с развитием вычислительной техники, усовершенствованием приемной аппаратуры, улучшением разрешающей способности спектрального материала. Появились модели атмосфер, хорошо описывающие структуру атмосферы звезды. Увеличение объема данных об атомных и молекулярных константах, разработка и применение метода спектрального синтеза позволило определять с достаточной степенью надежности содержание элементов в атмосферах звезд поздних спектральных классов.
Результаты недавних исследований подтвердили, что звезды поздних спектральных классов имеют близкий к "солнечному" химический состав [47, 85, 89, 108, ИЗ, 114, 183] . Но вместе с тем,обнаружены звезды как с небольшим избытком, так и с дефицитом железа, звезды с усиленными линиями натрия, магния [83, 85, 88, 89} . Предметом пристального внимания стало исследование содержания лития, бериллия и продуктов ON0 -цикла [10, 61, 62, 84, 123, 146, 154, 184, 205]. и S- процесса [21, 127] в атмосферах холодных звезд. Содержание элементов и их изотопов, таких как интригующе разнообразно в атмосферах этих звезд. Среди нормальных К-гигантов обнаружены звезды с избытком бария [І27І
Современные методы исследования предлагают нам многочисленные способы получения с той или иной точностью химического состава атмосфер звезд. Методом, позволяющим охватить огромное число звезд, является фотометрия, но проблемой этого метода является калибровка тех или иных фотометрических индексов с содерканием металлов, которая проводится по спектрам с высокой дисперсией. Получение же спектров с разрешением ДА = 0.10 - 0.05 А ограничивается единичными звездами [69, 159, 183]. Представляет несомненный астрофизический интерес исследование химического состава и параметров атмосфер звезд по спектрам с умеренной дисперсией (с разрешением не хуке 0.3 А) для обширного ряда звезд, различающихся эволюционным статусом, с использованием новейших современных методик, опирающихся на модели атмосфер и новые атомные и молекулярные константы.
Отбор слабо блендированных линий для построения зависимости VWAA ОТ остаточной интенсивности R0
Запись спектрограмм, полученных на 122-сантиметровом и 6-метровом телескопах, осуществлялась на микрофотометре в прямых интенсивностях ОАО АН СССР. Все шкалки записаны также на этом микрофотометре. Многие шкалки совпали между собой (для одного и того же типа фотоматериала).
Спектры холодных звезд изобилуют атомными и молекулярными линиями и полосами поглощения, это влечет за собой двоякого рода трудности обрабртки спектров: I) установление уровня непрерывного спектра и 2) выделение слабо и умеренно блендирован-ных линий. Под слабо блендированными линиями подразумеваются линии, для которых возможно восстановление контура линии, под умеренно блендированной - измерение центральной интенсивности. Это особенно важно для спектрограмм с обратной дисперсией 15 А/мм (разрешение лЛ= 0.3 А), где естественное блендирова-ние усугубляется наложением инструментального профиля.
Проведение уровня "непрерывного" спектра является сложной проблемой спектральных исследований. Ее сложность обусловлена блендированием линий и недостаточным разрешением спектрографов. Блендирование проявляется в спектрах звезд всех спектральных классов, но особенно искажает уровень непрерывного спектра для звезд спектрального класса М. Вместе с тем,на спектрах более горячих звезд можно выделить участки, чистые от поглощения, но для холодных звезд выделение таких участков затруднено из-за большого числа линий и полос поглощения.
Одним из известных методов проведения непрерывного спектра является метод Миннаэрта, предложенный им для линий н и КСаД : проводя непрерывный спектр на разных уровнях, необходимо принять тот из них, при котором интенсивность линии поглощения в крыльях меняется по закону &Л , где лл - расстояние в длинах волн от центра линии, этот метод применим для исследования отдельных линий [40] .
В случае сильного блендирования предлагались методы, учитывающие вклад в непрерывный спектр за счет поглощения в соседней, как правило, более мощной линии. Большие трудности при этом вызывает учет влияния вклада для каждой конкретной линии. Так как в качестве функции источника часто используется функция Планка, можно использовать для проведения непрерывного спектра свертку функции Планка с кривой чувствительности фотоэмульсии. Но поскольку существует неопределенность в выборе температуры Т и точек привязки, то можно воспользоваться плавной огибающей линией.
В настоящей работе использовалось единообразное проведение непрерывного спектра плавной линией, огибающей пики интенсивности. При этом линии, попадающие в зоны голов молекулярных полос, в анализе не использовались. Ошибка из-за неопределенности в проведении непрерывного спектра - 0.01 СІЄХ в lgV/л/Л.
Для отождествления и отбора линий в спектрах использовались работы [86, 116, 169) . Переналожение линий в спектрах холодных звезд вносит трудности и в определение эквивалентных ширин линий -измерить \//л непосредственно удается лишь для немногих линий. Чтобы увеличить число используемых линий для определения химического состава и параметров атмосфер, их эквивалентные ширины находились из предварительно построенной зависимости 1 w/A от остаточной интенсивности RA для слабо блендированных линий. Слабо блендированные линии выделялись по анализу спектра Солнца [169] и Атласа спектра Арктура [IIб] с учетом разрешения спектрограмм. Профили линий представлялись в форме треугольника, для используемых линий (Wj . 200 мі) это приближение не превышает ошибок измерения эквивалентной ширины. Пример зависимости Ц W /A от г\л приведен для звезды НВ 19845 на рис. 3.1.
Поскольку линии в Атласе спектра Арктура блендированы, в дальнейших исследованиях мы воспользовались результатами расчетов синтетических спектров для отбора линий. Нами были рассчитаны участки синтетического спектра 5-15 А с шагом 0.05 А, общей длиной 250 А в диапазоне длин волн Л 5300- 6500 А для моделей сетки [76] : Тэфф = 5000 К, Цд = 2.25, t = 2 км/с и Т3фф = 5770 К, l(J Q = 4.44, t = 0.8 км/с (контроль f ). Для получения вида спектра, близкого к наблюдаемому, проводилась свертка синтетического спектра гауссианой с полушириной, соответствующей рассматриваемому разрешению Л Л = 0.3 А. Из рассчитанных участков были отобраны линии, рекомендуемые для построения зависимости Ц VC /Л sflRJ- Б таблице 3.3 приводится список длин волн Л рекомендованных линий и элементов. Использование отобранных линий позволило несколько уменьшить разброс точек на эмпирической зависимости Ц wl/Л - uRjJ. На рис. 3.2 приведен один из полученных участков спектра. Как видно из рис. 3 2, рассмотренные линии не являются абсолютно "чистыми", кроме того, следует иметь в виду возможное блендирование линиями молекул, особенно в спектрах звезд поздних спектральных подклассов К и класса М . В таблице 3.3 приведены также молекулы [190] ,
Определение Тэфф по распределению энергии в спектрах звезд
Определение содержания натрия в атмосферах холодных звезд необходимо для решения задач химической эволюции звезд и Галактики. Кроме того, натрий является одним из элементов - поставщиков электронов в атмосферах холодных звезд. Известно, что среди звезд-гигантов поздних спектральных классов с "солнечным" содержанием железа наблюдается значительный разброс в содержании натрия [83 88] . В настоящей работе определение содержания натрия проводилось методом синтетического спектра.
Синтетические спектры считались в приближении ЛТР и плоскопараллельной атмосферы, при этом учитывалось влияние 227 молекул на парциальные давления атомов и ионов. В расчетах учитывались наиболее существенные источники непрозрачности в видимой и инфракрасной областях спектра, а именно: связанно-свободные и свободно-свободные b-f, f-f переходы на Н и Н", свободно-свободные переходы f-f на Н , Не и рассеяние на Н и Но» Величина постоянной затухания а принята равной 0.001, что согласуется со средним значением постоянной затухания, рассчитанной нами с учетом влияния естественного уши-рения, сил Ван-дер-Ваальса и эффекта Штарка для моделей сетки в области эффективных глубин образования линий.
Для интервала длин волн Л Л 5680.00 - 5690.00 А , в котором расположены две субординатные линии Л 5682.63 А и Л 5688.20 А, переход Зар — AD были рассчитаны синтетические спектры по программам [64] для моделей сетки [77] и моделей атмосферы оС Boo [140, 145] . Расчеты проводились для моделей с эффективными температурами Т , = 4000, 4500, 5000 К, логарифмами ускорений силы тяжести loQ = 1.5, 2.25, 3.0 и микротурбулентными скоростями = 2, 3, 5 км/с, со "стандартным" химическим составом [125] и -0.5 іех от "стандартного" (за исключением водорода и гелия) и с переменным содержанием натрия.
С целью выявления ошибок нами был рассчитан синтетический спектр по моделям [140, 145] и сравнен с Атласом спектра Арк-тура [ііб] , а также полученные по модели атмосферы Солнца [но] эквивалентные ширины линий на участке АЛ 5680.00 - 5690.00А сравнены с эквивалентными ширинами Атласа спектра Солнца [95] . В результате расчетов получено, что силы осцилляторов линий достаточно надежны, так как наблюдается хорошее совпадение вычисленных и наблюденных эквивалентных ширин этих линий.
При расчете синтетического спектра учитывалось также поглощение в линиях молекулы TtO , поскольку диапазон спектральных классов исследуемых звезд охватывает и более поздние подклассы К.
Для сравнения синтетического спектра с наблюденным проводилась свертка синтетического спектра гауссианой с полушириной, соответствующей разрешению спектрограмм исследуемых звезд. На рис. 5.2 приведено сравнение синтетических и наблюденных спектров Арктура для модели [140] с Атласом [IIб] , а на рис.5.3 -аналогичное сравнение для звезды HD 19845. Как видно из рис. 5.2, линия натрия Nal 5682.66 А является блендирован-ной, а линия Л 5688.20 А - практически "чистой" для спектрального разрешения А Л = 0.05 А. Линия поглощения с длиной волны А 5687.47 А в спектре Арктура является теллурической линией НрО [169] Из сравнения наблюденного и теоретического, рассчитанного для модели [145] , спектров Арктура получено, что содержание в его атмосфере ( Ц /\Na =5.8 при Ц Дн = 12.0) равно принятому при расчете синтетического спектра. Используя модель атмосферы Арктура [140 1, бЬ1л0 по лучено toAHa = 5.75, несмотря на то, что Тдфф = 4420 К для модели атмосферы [145] и т л = 4250 К для модели атмосферы [140] Это можно объяснить тем, что эффективные глубины образования линий поглощения для модели атмосферы [140 ] ниже, чем для модели атмосферы [і45 1 .
Как показало сравнение рассчитанных спектров, изменение IOQ в пределах от 2.25 до 3.0 практически не влияет на контур и эквивалентную ширину линии V/ Анализ шкал эффективных температур показал, что ошибка в определении содержания Na из-за возможной ошибки в выборе Т_фф не превосходит величины і O.I dLex , а из-за ошибки в определении .- 0.10- 0.15dex. Ошибка в определении содержания обусловлена неточностями в определении контура или зквивалентной ширины линии поглощения W , достигает величины і 0.05 dex . Это позволяет сделать вывод о том, что ошибка в определении содержания натрия не превосходит - 0.25 - 0.30 dex
Несомненный интерес, с точки зрения теории эволюции звезд, представляет определение содержания элементов S-процесса. Хотя обладатели усиленных линий Ва выделены в отдельный класс [б, І6ІІ и не являются предметом наших исследований, среди "нормальных" 6- и К-гигантов обнаружены звезды как с избыточным содержанием бария [127], так и дефицитным [83І
Определение содержаний элементов в атмосферах звезд методом моделей атмосфер по эквивалентным ширинам линий
Рассеянное скопление Гиады - одно из самых молодых скоплений, которые имеют в своем составе звезды-гиганты спектрального! класса К, а рассеянное скопление М 67 - одно из самых старых скоплений, как содержащих К-гиганты, так и среди населения галактического диска.
Исследование содержания элементов в атмосферах звезд-гигантов, принадлежащих этим скоплениям, важно, по крайней мере, в двух аспектах. Во-первых, существует ли в Галактике звездное население, обладающее избытком [Fs/nl ; во-вторых - в свете проблемы построения исходной главной последовательности, которая тесно связана с определением химического состава звезд -членов рассеянных скоплений разного возраста.
Б таблице 5.10 приведены значения металличности звезд-гигантов Гиад, определенные в настоящей работе, и средние значения металличности каждой звезды, определенные по каталогу \_89] и количество использованных (только методически однотипных) определений. Средние значения металличностей совпадают в пределах ошибок. Среднее значение
Незначительно превышает "солнечное", но несколько повышено по отношению к Ire/пі звезд ближайшей окрестности Солнца.
Проведенный нами анализ химического состава звезды В"0 + 12 І9І9» принадлежащей рассеянному скоплению М 67, показал, что [Ре/Н] 6у = -0.18. Таким образом, исходя из проделанных исследований, можно заключить, что параметр металличности для звезд скопления Гиады, В диссертации представлены результаты спектрального и спектрофотометрического исследования тридцати семи звезд поздних спектральных классов, принадлежащих рассеянным скоплениям, динамическим группам и звездному полю. Основные результаты работы заключаются в следующем. 1. Выполнены фотографические спектральные наблюдения 30 звезд и получены фундаментальные характеристики 37 холодных звезд-гигантов: эффективные температуры, ускорения силы тяжести на поверхности, микротурбулентные скорости. 2. Методом относительно-абсолютной спектрофотометрии найдены распределения энергии в спектрах излучения для 18 холодных звезд-гигантов. 3. Независимым способом получены эффективные температуры исследуемых звезд по распределениям энергии в спектрах излучения. 4. Применены и усовершенствованы методы определения химического состава и параметров атмосфер. Проведен анализ точности методов и влияния фундаментальных параметров на определение химического состава. 5. Методом детального анализа уточнены величины микротурбулентных скоростей в атмосферах звезд и получено, что величины микротурбулентных скоростей, найденные методом кривых роста и методом моделей атмосфер, близки друг к другу в пределах ошибок определения. 6. Методом кривых роста и моделей атмосфер определено содержание элементов группы железа в атмосферах звезд-гигантов, принадлежащих рассеянным скоплениям, динамическим группам и звездному полю. 7. На основании исследований физических параметров атмосфер звезд-гигантов методом синтетического спектра определены содержания натрия, бария, иттрия, лантана, неодима и европия в атмосферах исследуемых звезд. Получено, что содержание натрия в атмосферах звезд К-ги-гантов несколько превышает "солнечное" содержание - [Noi/Fe] = = + 0.35 - 0.07; содержание элементов, возникающих в результате s-процесса, близко к "солнечному". 8. Определено содержание кислорода по линии Л 6300.30 А методом синтетического спектра в атмосферах 4 звезд-гигантов, принадлежащих скоплению Гиады: [0 / Fe] = -0.14- 0.09 9« Получено значение средней металличности звезд-гигантов (т., К спектральных классов окрестности Солнца - [Fe / VV1 = -0.05 - 0.1 и звезд-гигантов, принадлежащих скоплению Гиады - [ре/ = + 0.04 і 0.03 Автор считает своим долгом выразить глубокую благодарность Н.С.Комарову за научное руководство, сотрудникам Одесской астрономической обсерватории за помощь в выполнении работы и дирекции и сотрудникаї! Крымской астрофизической обсерватории АН СССР за предоставленную возможность наблюдений на 122-сантиметровом рефлекторе.
