В этом блоке рассчитывается модель химически однородной звезды нулевого возраста, так называемая ZAMS модель от английского Zero Age Main Sequence.
Химический состав звезды определяется таблицами, которые были рассчитаны в блоке PHYSTAB. Чтобы изменить его, надо вернуться в блок PHYSTAB.
Для расчета модели необходимо задать массу звезды, массу оболочки, параметр теории длины пути перемешивания, коэффициент потери массы и параметр учета проникающей конвекции (два последних параметра в задачах практикума не используются).
Масса звезды задается в солнечных массах.
Масса оболочки обычно задается имеющей массу 0.1 от массы звезды.
Параметр теории конвекции α определяется в рамках теории длины пути перемешивания (сокращенно ТДПП); согласно этой теории параметр α - величина порядка единицы, равная отношению среднего пути l , проходимого конвективным элементом за время его существования, к шкале высот по давлению Hp, α=l/Hp, где Hp=P/gρ , P -давление, ρ - плотность и g - гравитационная постоянная. При этом предполагается, что средний путь, проходимый элементом, сравним с характерными размерами элемента. Обычно для звезд его полагают равным единице. В случае расчета модели современного Солнца, этот параметр подбирается для получения нужного радиуса и светимости.
Параметр потери массы в задачах практикума полагается равным 0, то есть масса звезды считается постоянной.
Параметр проникающей конвекции в задачах практикума полагается равным 1, т.е. конвекция считается не проникающей.
После задания массы звезды, массы оболочки и параметра теории конвекции вы попадаете на экран задания пробных значений начальных и граничных условий для расчета модели.
Чтобы рассчитать модель ZAMS, необходимо задать начальные и граничные условия. Для этого надо обладать априорными знаниями и знать начальные приближения для светимости, эффективной температуры, центральной температуры и плотности для звезды выбранной массы и хим. состава. В практикуме эти значения выбираются автоматически, в зависимости от массы звезды. Они имеются только для одного хим. состава (X=0.7; Z=0.03).
Понятно, что иногда требуется ручная корректировка, особенно в случае химического состава, далекого от вышеназванного. Пробные начальные и граничные значения должны быть выбраны достаточно близко к точным (обычно c ошибкой не более 10%), иначе решение не будет найдено. Это выразится в том, что итерации будут сходиться очень медленно или даже вообще не будут сходиться (особенно это относится к звездам малых масс или с малым Z).
Если итерации не сходятся, необходимо подобрать начальное приближение для L, Teff, Tc, ρc c вручную. Один из возможных способов сделать это таков. Надо начать с модели, уже рассчитанной для некоторого (другого) набора M, X, Z. Эта модель даст первое приближение, далекое от требуемого решения. Необходимо постепенно двигаться от нее к нужному набору M, X, Z. При этом сначала следует пересчитать модель, придав значениям M, X и Z небольшие приpaщeния. Рассчитав модель для нового набора (M, X, Z), повторяем вышеописанную процедуру снова и т.д., пока не приблизимся к искомой модели.
Чтoбы oблeгчить paбoтy, в тaблице пpивoдим пoлyчeнныe нaми знaчeния пapaмeтpoв для нeкоторых нaбopoв (M,X,Z).
|
X
|
Y
|
Z
|
M
|
lg(L/Lsun)
|
lg T0
|
lg Tc
|
lg ρc
|
|
0.743
|
0.24
|
0.017
|
1.2
|
0.268
|
3.722
|
7.184
|
1.942
|
|
0.743
|
0.24
|
0.017
|
1.0
|
-0.101
|
3.697
|
7.121
|
1.929
|
|
0.743
|
0.24
|
0.017
|
0.8
|
-0.549
|
3.636
|
7.047
|
1.906
|
|
0.759
|
0.24
|
0.0004
|
1.0
|
0.148
|
3.865
|
7.160
|
1.973
|