ОСОБЕННОСТИ ХИМИЧЕСКОГО СОСТАВА БАРИЕВЫХ ЗВЕЗД (01.03.02 )
|
Введение 4 1 Наблюдательный материал 25
1.1 Наблюдения на 2.6-м телескопе ЗТШ КрАО 25
1.2 Наблюдения на 6-м телескопе БТА САО РАН 27
1.3 Сравнительный анализ наблюдательного материала . 28
1.4 Обработка наблюдений 29
1.5 Резюме 31
2 Методика определения химического состава атмосфер исследуемых звезд 32
2.1 Основные положения в методике определения химического состава звездных атмосфер 32
2.2 Выбор Солнца в качестве звезды сравнения 34
2.3 Определение параметров модели звездной атмосферы 40
2.3.1 Микротурбулентная скорость 40
2.3.2 Температура и ускорение силы тяжести .... 44
2.4 Оценки неопределенностей в вычислении содержаний химических элементов 49
2.4.1 Ошибки, обусловленные неточностью принятых значений параметров модели звездной атмосферы 49
2.4.2 Влияние выбора модели конвекции 52
2.4.3 Влияние сверхтонкого расщепления спектраль¬ных линий 57
2.5 Резюме 59
3 Исследование умеренных бариевых звезд и нормальных красных гигантов 60
3.1 Вычисление химического состава 60
3.2 Анализ содержаний некоторых химических элементов 64
3.2.1 Натрий 64
3
3.2.2 Алюминий 66
3.2.3 Кремний 68
3.2.4 Некоторые итоги анализа содержаний Na, Al, Si 69
3.2.5 s-элементы 70
3.2.6 Содержание углерода и азота 74
3.3 Выводы 77
4 Исследование классических бариевых звезд 80
4.1 Вычисление химического состава 80
4.2 Анализ содержаний некоторых химических элементов 88
4.2.1 Натрий 92
4.2.2 Алюминий 95
4.2.3 Кремний 96
4.2.4 Магний 98
4.2.5 Некоторые итоги анализа содержаний Na, Al,
Mg, Si 101
4.2.6 s-элементы 102
4.3 Учет сверхтонкого расщепления 112
4.4 Выводы 113
5 Анализ положений бариевых звезд на диаграмме "температура-светимость" 117
5.1 Определение параметров звездных атмосфер 117
5.1.1 Эффективная температура 118
5.1.2 Светимости исследуемых звезд 128
5.1.3 Масса и ускорение силы тяжести 131
5.2 Положение умеренных бариевых звезд на диаграмме "температура-светимость" 131
5.3 Положение классических бариевых звезд на диаграм¬ме "температура-светимость" 133
5.4 Сравнение параметров звездных атмосфер 134
5.5 Выводы 137
Заключение 138
1.1 Наблюдения на 2.6-м телескопе ЗТШ КрАО 25
1.2 Наблюдения на 6-м телескопе БТА САО РАН 27
1.3 Сравнительный анализ наблюдательного материала . 28
1.4 Обработка наблюдений 29
1.5 Резюме 31
2 Методика определения химического состава атмосфер исследуемых звезд 32
2.1 Основные положения в методике определения химического состава звездных атмосфер 32
2.2 Выбор Солнца в качестве звезды сравнения 34
2.3 Определение параметров модели звездной атмосферы 40
2.3.1 Микротурбулентная скорость 40
2.3.2 Температура и ускорение силы тяжести .... 44
2.4 Оценки неопределенностей в вычислении содержаний химических элементов 49
2.4.1 Ошибки, обусловленные неточностью принятых значений параметров модели звездной атмосферы 49
2.4.2 Влияние выбора модели конвекции 52
2.4.3 Влияние сверхтонкого расщепления спектраль¬ных линий 57
2.5 Резюме 59
3 Исследование умеренных бариевых звезд и нормальных красных гигантов 60
3.1 Вычисление химического состава 60
3.2 Анализ содержаний некоторых химических элементов 64
3.2.1 Натрий 64
3
3.2.2 Алюминий 66
3.2.3 Кремний 68
3.2.4 Некоторые итоги анализа содержаний Na, Al, Si 69
3.2.5 s-элементы 70
3.2.6 Содержание углерода и азота 74
3.3 Выводы 77
4 Исследование классических бариевых звезд 80
4.1 Вычисление химического состава 80
4.2 Анализ содержаний некоторых химических элементов 88
4.2.1 Натрий 92
4.2.2 Алюминий 95
4.2.3 Кремний 96
4.2.4 Магний 98
4.2.5 Некоторые итоги анализа содержаний Na, Al,
Mg, Si 101
4.2.6 s-элементы 102
4.3 Учет сверхтонкого расщепления 112
4.4 Выводы 113
5 Анализ положений бариевых звезд на диаграмме "температура-светимость" 117
5.1 Определение параметров звездных атмосфер 117
5.1.1 Эффективная температура 118
5.1.2 Светимости исследуемых звезд 128
5.1.3 Масса и ускорение силы тяжести 131
5.2 Положение умеренных бариевых звезд на диаграмме "температура-светимость" 131
5.3 Положение классических бариевых звезд на диаграм¬ме "температура-светимость" 133
5.4 Сравнение параметров звездных атмосфер 134
5.5 Выводы 137
Заключение 138
Как известно, большинство звезд гигантов поздних спек¬тральных классов имеют нормальный химический состав, то есть содержания химических элементов в их атмосферах соответствуют солнечным содержаниям. Однако иногда они показывают в своих спектрах различные химические аномалии. К таким звездам относятся, например, CN- и CH-звезды, SrII-звезды, а также, так называемые, бариевые звезды (или BaII-звезды) и другие, представляющие пекулярные группы G-K-гигантов. Большое количество эффектов, влияющих на химический состав звездных атмосфер, не позволяет классифицировать пекулярные красные гиганты только по одному какому-нибудь параметру или элементу.
Согласно теории звездной эволюции, на этапе схода звезды с главной последовательности у нее развивается конвективная оболочка, которая, постепенно расширяясь, проникает в глубокие внутренние слои звезды, в которых на стадии главной последовательности проходили ядерные реакции, и выносит продукты этих реакций в верхние слои звездной атмосферы, что приводит к изменению её химического состава [1].
Так, например, хорошо известным наблюдательным фактом является резкое уменьшение содержаний легкогорящих элементов, таких как литий, бериллий, в атмосферах звезд, сошедших с главной последовательности [2-5]. Кроме того в атмосферах таких
5
звезд наблюдается изменение содержаний углерода и азота, что является следствием протекания CNO-цикла горения водорода в звездных недрах [6,7]. При этом содержание углерода в G-K гигантах понижено по сравнению с солнечным, азот находится в избытке, содержание кислорода практически не изменяется. Вследствие таких изменений величина C/N более определенно показывает, что в атмосферах красных гигантов наблюдаются продукты термоядерных реакции CNO-цикла и часто используется для их анализа [8]. Кроме того, на протекание CNO-цикла указывают и изменения изотопного содержания углерода и кислорода в атмосферах этих звезд [9-11]. Обнаруженный сравнительно недавно избыток содержания натрия в сверхгигантах [12-14] а также в нормальных красных гигантах [15] свидетельствует о том, что горение водорода осуществляется не только в CNO-цикле, но и параллельно ещё и в NeNa-цикле [16,17].
Таким образом задача исследования содержаний химических элементов в атмосферах красных гигантов различных групп и их сравнительный анализ важны для понимания как звездной эволюции, поскольку отражают синтез элементов в недрах звезды в различные ее фазы, так и для химической эволюции Галактики.
Данная диссертация представляет исследование одной группы красных гигантов - бариевых звезд.
Впервые бариевые звезды (или звезды BaII) были выделены в отдельную группу Бидельманом и Киненом [18] при разработке двумерной спектральной классификации. По низкодисперсным спектрограммам (76 A/мм у HY) они нашли пять звезд G-K гигатов, в спектрах которых резонансная линия BaII (А4554А) имела аномально высокую интенсивность по сравнению с другими звездами того же спектрального класса; она была сравнима с интенсивностью этой линии в спектрах звезд класса S. Кроме того в спектрах этих звезд было найдено усиление линий SrII (А4077А и А4215А), а также молекулярных полос CH (G-полоса А4300-4312А), CN (А4215А) и С2 (система Свана около А5165А), что характерно для углеродных звезд, принадлежащих асимптотической ветви, а не для G-K гигантов. Поскольку подобные аномалии наблюдаются в сверхгигантах, а водородные линии соответствуют гигантам, авторы заключили, что данная группа звезд не может быть отнесена к нормальным звездам гигантам.
Дальнейшие спектральные исследования [19] выполненные для бариевой звезды Z Cap с более высокой дисперсией (5 А/мм в области А4000-4600А и 10 А/мм в области А6000-6900А) показали, что кроме указанных выше линий усилены также линии редкоземельных элементов LaII, YII, ZrII, NdII, PrII, SmII, CeII. Было показано, что такие аномалии невозможно объяснить в рамках изменений температуры и ионизации.
В 1957 году был выполнен первый количественный анализ химического состава бариевой звезды HD 46407 [20]. Методом кривой роста Барбидж и Барбидж определили содержания около 30 элементов в её атмосфере. Они предположили, что аномалии в содержаниях элементов тяжелее железной группы образуются в недрах звезды и выносятся наверх вследствие конвективного перемешивания. Рассматривая различные ядерные процессы, авторы сделали вывод, что эти аномалии содержаний вызваны скорее все¬го процессом медленного захвата нейтронов, или s-процессом.
В работе [21] Уорнер, выполняя детальный анализ двадцати бариевых звезд, отметил, что линии элементов, начиная от Ca и
7
кончая группой железа, представляют собой нормальный спектр соответствующего спектрального класса. Автор предложил дополнительно классифицировать бариевые звезды по "степени бариевости", то есть по степени интенсивности как линий BaII (А4554А), так и более тяжелых элементов, разделяя эту классификацию на пять групп по шкале от 1 (самая слабая пекулярность) до 5 (самая сильная).
Морган и Кинан [22] по спектрограммам с низкой дисперсией («80 А/мм) обнаружили звезды, у которых интенсивность линий BaII и SrII была ниже, чем у бариевых звезд, но выше, чем у нормальных красных гигантов. Для таких звезд они ввели классификационный индекс Ba0, а сами звезды назвали "полу-бариевыми". Позднее [23] эти звезды стали называться умеренными бариевыми, в отличие от классических бариевых звезд, а в классификации их "бариевости"стали использовать индексы от Ba0 до Ba1 с шагом
0.1.
Внимание к этим интересным объектам не ослабевает, их исследования продолжаются. Возросло и количество обнаруженных бариевых звезд. Если в [18] таких объектов было 5, то в современном списке бариевых звезд (классических и умеренных) [24] их насчитывается около 400. Однако общее число бариевых звезд по отношению к количеству обычных красных гигантов невелико и составляет всего 0.5-1% [25].
Исследования, направленные на выяснение природы бариевых звезд, дали много интересных результатов, основные из которых приведены ниже.
1. Классические бариевые звезды
Количественные спектральные исследования на основе наблюдательного материала с высоким разрешением показали (см., например, [26,27]), что в атмосферах классических бариевых звезд по сравнению с нормальными G и K гигантами наблюдаются:
- умеренный избыток содержания углерода (примерно на
0. 3 dex), в то время как у нормальных красных гигантов со¬держание его содержание понижено примерно на 0.3 dex.
- приблизительно нормальные, относительно солнечных, со¬держания азота и кислорода;
- аномально высокие содержания тяжелых (тяжелее Fe) эле¬ментов, образование которых осуществляется в s-процессе.
Такие аномалии химического состава атмосфер характерны для звезд, находящихся на стадии асимптотической ветви гигантов (АВГ), в той фазе, когда происходит горение водорода и гелия в слоевых источниках и связанное с этим третье глубокое перемешивание. Проблема, однако, заключается в том, что классические бариевые звезды имеют светимость существенно ниже той, которую имеют звезды АВГ в этой фазе эволюции [28], и наблюдаемые аномалии содержаний химических элементов не должны у них наблюдаться.
Открытие двойственности бариевых звезд послужило ключом к пониманию природы этих интересных объектов. Многолетние наблюдения лучевых скоростей [21] выявили у многих классических бариевых звезд изменения лучевых скоростей, свидетельствующие об их двойственности. Анализ полученных функций масс привел к выводу, что если массу звезды, наблюдаемой как бариевая, принять равной 1.5 M©, то масса спутника должна составлять 0.2-0.6 M© [24], т.е. спутники должны быть белыми
9
карликами. Белые карлики должны наблюдаться в ультрафиолетовой области спектра, где они ярче, чем главная компонента. И, действительно, поиски в УФ области спектра излучения, которое превышало бы излучение в этой области красного гиганта, увенчались успехом; у нескольких бариевых звезд такие компоненты - белые карлики, были найдены [29-31].
Согласно теории звездной эволюции, на этапе схода звезды с главной последовательности у нее развивается конвективная оболочка, которая, постепенно расширяясь, проникает в глубокие внутренние слои звезды, в которых на стадии главной последовательности проходили ядерные реакции, и выносит продукты этих реакций в верхние слои звездной атмосферы, что приводит к изменению её химического состава [1].
Так, например, хорошо известным наблюдательным фактом является резкое уменьшение содержаний легкогорящих элементов, таких как литий, бериллий, в атмосферах звезд, сошедших с главной последовательности [2-5]. Кроме того в атмосферах таких
5
звезд наблюдается изменение содержаний углерода и азота, что является следствием протекания CNO-цикла горения водорода в звездных недрах [6,7]. При этом содержание углерода в G-K гигантах понижено по сравнению с солнечным, азот находится в избытке, содержание кислорода практически не изменяется. Вследствие таких изменений величина C/N более определенно показывает, что в атмосферах красных гигантов наблюдаются продукты термоядерных реакции CNO-цикла и часто используется для их анализа [8]. Кроме того, на протекание CNO-цикла указывают и изменения изотопного содержания углерода и кислорода в атмосферах этих звезд [9-11]. Обнаруженный сравнительно недавно избыток содержания натрия в сверхгигантах [12-14] а также в нормальных красных гигантах [15] свидетельствует о том, что горение водорода осуществляется не только в CNO-цикле, но и параллельно ещё и в NeNa-цикле [16,17].
Таким образом задача исследования содержаний химических элементов в атмосферах красных гигантов различных групп и их сравнительный анализ важны для понимания как звездной эволюции, поскольку отражают синтез элементов в недрах звезды в различные ее фазы, так и для химической эволюции Галактики.
Данная диссертация представляет исследование одной группы красных гигантов - бариевых звезд.
Впервые бариевые звезды (или звезды BaII) были выделены в отдельную группу Бидельманом и Киненом [18] при разработке двумерной спектральной классификации. По низкодисперсным спектрограммам (76 A/мм у HY) они нашли пять звезд G-K гигатов, в спектрах которых резонансная линия BaII (А4554А) имела аномально высокую интенсивность по сравнению с другими звездами того же спектрального класса; она была сравнима с интенсивностью этой линии в спектрах звезд класса S. Кроме того в спектрах этих звезд было найдено усиление линий SrII (А4077А и А4215А), а также молекулярных полос CH (G-полоса А4300-4312А), CN (А4215А) и С2 (система Свана около А5165А), что характерно для углеродных звезд, принадлежащих асимптотической ветви, а не для G-K гигантов. Поскольку подобные аномалии наблюдаются в сверхгигантах, а водородные линии соответствуют гигантам, авторы заключили, что данная группа звезд не может быть отнесена к нормальным звездам гигантам.
Дальнейшие спектральные исследования [19] выполненные для бариевой звезды Z Cap с более высокой дисперсией (5 А/мм в области А4000-4600А и 10 А/мм в области А6000-6900А) показали, что кроме указанных выше линий усилены также линии редкоземельных элементов LaII, YII, ZrII, NdII, PrII, SmII, CeII. Было показано, что такие аномалии невозможно объяснить в рамках изменений температуры и ионизации.
В 1957 году был выполнен первый количественный анализ химического состава бариевой звезды HD 46407 [20]. Методом кривой роста Барбидж и Барбидж определили содержания около 30 элементов в её атмосфере. Они предположили, что аномалии в содержаниях элементов тяжелее железной группы образуются в недрах звезды и выносятся наверх вследствие конвективного перемешивания. Рассматривая различные ядерные процессы, авторы сделали вывод, что эти аномалии содержаний вызваны скорее все¬го процессом медленного захвата нейтронов, или s-процессом.
В работе [21] Уорнер, выполняя детальный анализ двадцати бариевых звезд, отметил, что линии элементов, начиная от Ca и
7
кончая группой железа, представляют собой нормальный спектр соответствующего спектрального класса. Автор предложил дополнительно классифицировать бариевые звезды по "степени бариевости", то есть по степени интенсивности как линий BaII (А4554А), так и более тяжелых элементов, разделяя эту классификацию на пять групп по шкале от 1 (самая слабая пекулярность) до 5 (самая сильная).
Морган и Кинан [22] по спектрограммам с низкой дисперсией («80 А/мм) обнаружили звезды, у которых интенсивность линий BaII и SrII была ниже, чем у бариевых звезд, но выше, чем у нормальных красных гигантов. Для таких звезд они ввели классификационный индекс Ba0, а сами звезды назвали "полу-бариевыми". Позднее [23] эти звезды стали называться умеренными бариевыми, в отличие от классических бариевых звезд, а в классификации их "бариевости"стали использовать индексы от Ba0 до Ba1 с шагом
0.1.
Внимание к этим интересным объектам не ослабевает, их исследования продолжаются. Возросло и количество обнаруженных бариевых звезд. Если в [18] таких объектов было 5, то в современном списке бариевых звезд (классических и умеренных) [24] их насчитывается около 400. Однако общее число бариевых звезд по отношению к количеству обычных красных гигантов невелико и составляет всего 0.5-1% [25].
Исследования, направленные на выяснение природы бариевых звезд, дали много интересных результатов, основные из которых приведены ниже.
1. Классические бариевые звезды
Количественные спектральные исследования на основе наблюдательного материала с высоким разрешением показали (см., например, [26,27]), что в атмосферах классических бариевых звезд по сравнению с нормальными G и K гигантами наблюдаются:
- умеренный избыток содержания углерода (примерно на
0. 3 dex), в то время как у нормальных красных гигантов со¬держание его содержание понижено примерно на 0.3 dex.
- приблизительно нормальные, относительно солнечных, со¬держания азота и кислорода;
- аномально высокие содержания тяжелых (тяжелее Fe) эле¬ментов, образование которых осуществляется в s-процессе.
Такие аномалии химического состава атмосфер характерны для звезд, находящихся на стадии асимптотической ветви гигантов (АВГ), в той фазе, когда происходит горение водорода и гелия в слоевых источниках и связанное с этим третье глубокое перемешивание. Проблема, однако, заключается в том, что классические бариевые звезды имеют светимость существенно ниже той, которую имеют звезды АВГ в этой фазе эволюции [28], и наблюдаемые аномалии содержаний химических элементов не должны у них наблюдаться.
Открытие двойственности бариевых звезд послужило ключом к пониманию природы этих интересных объектов. Многолетние наблюдения лучевых скоростей [21] выявили у многих классических бариевых звезд изменения лучевых скоростей, свидетельствующие об их двойственности. Анализ полученных функций масс привел к выводу, что если массу звезды, наблюдаемой как бариевая, принять равной 1.5 M©, то масса спутника должна составлять 0.2-0.6 M© [24], т.е. спутники должны быть белыми
9
карликами. Белые карлики должны наблюдаться в ультрафиолетовой области спектра, где они ярче, чем главная компонента. И, действительно, поиски в УФ области спектра излучения, которое превышало бы излучение в этой области красного гиганта, увенчались успехом; у нескольких бариевых звезд такие компоненты - белые карлики, были найдены [29-31].
Во Введении было отмечено, что красные гиганты являются неоднородной группой звезд, и имеют в своих спектрах аномалии в содержании тех или иных химических элементов, что связано с конвекцией, выносящей в атмосферу звезды продукты ядерных реакций, которые шли в недрах звезды на стадии главной последовательности. Так называемые бариевые звезды являются одной из наиболее интересных подгрупп красных гигантов.
Ранние исследования привели к выводу, что эта подгруппа не является однородной, и ни одна выдвинутая гипотеза происхождения бариевых звезд не является универсальной для всех звезд этой подгруппы. Поэтому актуальной является задача исследования с максимально возможной точностью содержаний химических элементов в атмосферах бариевых звезд с различной степенью
IT ' IT / vy vy
бариевости (содержаний элементов s-процесса) и сравнительный анализ полученных результатов, а также с соответствующими данными для нормальных красных гигантов.
Для этой цели для 23 звезд был получен спектральный материал с высоким разрешением (R & 50000 — 60000) и отношением сигнала к шуму S/N & 100 — 300.
С целью определений содержаний элементов с максимально возможной точностью были выполнены
• тщательный отбор "чистых"(неблендированных) линий, имеющих надежные значения lg gf,
139
• исключение из дальнейшего рассмотрения линий с нулевых уровней или близких с ним, а также достаточно сильных ли¬ний (с W>100мА), чтобы избежать возможных ошибок из-за неЛТР-эффектов и неточностей в постоянных затухания,
• исследование звезд программы и Солнца (звезды сравнения) в рамках одной сетки моделей атмосфер,
• определение параметров атмосфер звезд и Солнца по одной методике.
В результате были определены содержания 27 элементов в атмосферах 23 звезд - классических бариевых звезд, умеренных бариевых звезд и нормальных красных гигантов.
Сравнительный анализ полученных данных показал, что
• в атмосферах всех трех группах звезд имеются избытки содержаний Na, Al, Mg и Si, вовлеченных в NeNa- и MgAl- циклы горения водорода в недрах звезд; величины этих избытков зависят от светимости, причем для каждого элемента зависимость является единой для всех трех групп звезд; сделан вывод о едином механизме происхождения этих аномалий для всех трех групп звезд, а именно, вынос продуктов ядерных реакций в недрах звезд на поверхность конвекцией, развивающейся при достижении звезды эволюционной фазы красных гигантов;
• умеренные и классические бариевые звезды являются разными по природе объектами:
а) умеренные бариевые звезды и нормальные красные гиганты составляют по сути одну группу объектов - это
140
одиночные красные гиганты, в которой умеренные бариевые звезды выделяются среди других некоторым изменением химического состава за счет более продвинутой фазы эволюции; привлечение гипотезы двойственности не требуется;
б) для объяснения комплекса наблюдательных данных для классических бариевых звезд необходимо условие двойственности звезды
• величины избытков содержаний s-элементов в атмосферах классических бариевых звезд являются функцией, по край¬ней мере, двух параметров - величины орбитального периода и степенью металличности, причем для отдельных объектов тот или иной параметр может быть определяющим.
Ранние исследования привели к выводу, что эта подгруппа не является однородной, и ни одна выдвинутая гипотеза происхождения бариевых звезд не является универсальной для всех звезд этой подгруппы. Поэтому актуальной является задача исследования с максимально возможной точностью содержаний химических элементов в атмосферах бариевых звезд с различной степенью
IT ' IT / vy vy
бариевости (содержаний элементов s-процесса) и сравнительный анализ полученных результатов, а также с соответствующими данными для нормальных красных гигантов.
Для этой цели для 23 звезд был получен спектральный материал с высоким разрешением (R & 50000 — 60000) и отношением сигнала к шуму S/N & 100 — 300.
С целью определений содержаний элементов с максимально возможной точностью были выполнены
• тщательный отбор "чистых"(неблендированных) линий, имеющих надежные значения lg gf,
139
• исключение из дальнейшего рассмотрения линий с нулевых уровней или близких с ним, а также достаточно сильных ли¬ний (с W>100мА), чтобы избежать возможных ошибок из-за неЛТР-эффектов и неточностей в постоянных затухания,
• исследование звезд программы и Солнца (звезды сравнения) в рамках одной сетки моделей атмосфер,
• определение параметров атмосфер звезд и Солнца по одной методике.
В результате были определены содержания 27 элементов в атмосферах 23 звезд - классических бариевых звезд, умеренных бариевых звезд и нормальных красных гигантов.
Сравнительный анализ полученных данных показал, что
• в атмосферах всех трех группах звезд имеются избытки содержаний Na, Al, Mg и Si, вовлеченных в NeNa- и MgAl- циклы горения водорода в недрах звезд; величины этих избытков зависят от светимости, причем для каждого элемента зависимость является единой для всех трех групп звезд; сделан вывод о едином механизме происхождения этих аномалий для всех трех групп звезд, а именно, вынос продуктов ядерных реакций в недрах звезд на поверхность конвекцией, развивающейся при достижении звезды эволюционной фазы красных гигантов;
• умеренные и классические бариевые звезды являются разными по природе объектами:
а) умеренные бариевые звезды и нормальные красные гиганты составляют по сути одну группу объектов - это
140
одиночные красные гиганты, в которой умеренные бариевые звезды выделяются среди других некоторым изменением химического состава за счет более продвинутой фазы эволюции; привлечение гипотезы двойственности не требуется;
б) для объяснения комплекса наблюдательных данных для классических бариевых звезд необходимо условие двойственности звезды
• величины избытков содержаний s-элементов в атмосферах классических бариевых звезд являются функцией, по край¬ней мере, двух параметров - величины орбитального периода и степенью металличности, причем для отдельных объектов тот или иной параметр может быть определяющим.