Меню Help

Блок ZAMS

Описание процедуры ZAMS

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

После запуска расчета, вы увидите сообщения программы и затем надпись "Модель рассчитана успешно". Если произошла ошибка ("Итерации не сошлись"), необходимо подбирать пробные значения так, как описано выше.

Запуск блока ZAMS