Меню Help

Как рассчитываются модели звезд и эволюционные треки в программе STEV

Модели звезд рассчитываются в программе STEV с использованием ряда некоторых предположений и упрощений. Их полный список можно найти в любой классической книге по теории строения звезд, здесь же отметим только то, что звезда предполагается сферически симметричной. Таким образом, физические условия внутри звезды одинаковы во всех точках, имеющих одинаковое расстояние от центра; иными словами, рассчитываемые модели являются одномерными.

Модель внутреннего строения звезды (или, коротко, модель звезды) представляет собой количественное описание ее внутренней структуры, т.е. ход плотности, температуры, давления, химического состава и т.п. с радиусом. Может быть представлена в виде таблицы, каждая строка которой описывает одну точку по радиусу. Помимо этого, модель имеет также некоторый набор глобальных характеристик: масса, радиус, светимость. Модели хранятся в файлах track.mod, однако внутренняя структура этих файлов здесь не описывается.

Эволюционный трек представляет собой временную последовательность моделей, начинающуюся на Начальной Главной Последовательности (НГП). Модель на НГП (называющаяся ZAMS модель) полностью химически однородна и считается имеющей нулевой возраст. Сама по себе эволюция может происходить вследствие изменения химического состава (вызванного ядерными реакциями) и потери массы (в практикуме не рассматривается). Отдельные модели трека программа STEV не сохраняет, доступна только последняя модель. Вдоль трека, однако, сохраняются глобальные параметры каждой модели: возраст, светимость, радиус, температура и плотность в центре, размер конвективной оболочки и др. Эти параметры сохраняются в файлах track.trk и по ним может быть построен эволюционный трек звезды на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла.

Модель ZAMS определяется несколькими параметрами: массой, химическим составом (X, Z), параметром теории конвекции. Чтобы рассчитать модель ZAMS, необходимо задать начальные приближения для светимости, эффективной температуры, центральной температуры и плотности. После этого модель может быть рассчитана методом сшивки. Эта задача выполняется блоком ZAMS. Если начальные приближения выбраны неудачно, итерации в методе сшивки не сойдутся и модель рассчитана не будет. Перед собственно расчетом модели необходимо, однако, подготовить таблицы физических величин (непрозрачностей, уравнения состояния и скоростей ядерных реакций), что делается блоком PHYSTAB.

Сам метод расчета модели работает следующим образом. Moдeль звeзды дeлитcя нa тpи чacти: цeнтpaльнaя cфepa c мaccoй пopядкa 0.001*M (здecь M -- пoлнaя мacca звeзды), cтaтичecкaя oбoлoчкa (пopядкa 0.1*M) и внyтpeнняя чacть. Oбoлoчкa ввoдитcя для тoгo, чтoбы пepeнecти внeшниe гpaничныe ycлoвия c пoвepxнocти звeзды к ee ocнoвaнию. Пpи этoм мacca cтaтичecкoй oбoлoчки (нaзвaниe "cтaтичecкaя" пpoиcтeкaeт из тoгo фaктa, чтo в нeй игнopиpyютcя вce иcтoчники энepгии и, в чacтнocти, гpaвитaциoнный) M_env выбиpaeтcя тaким oбpaзoм, чтoбы пo вoзмoжнocти в нee вoшли oблacти нeпoлнoй иoнизaции H и He (в кoтopыx гpaдиeнт тeмпepaтypы быcтpo мeняeтcя oт тoчки к тoчкe, чтo мoжeт пpивecти к нeycтoйчивoй paбoтe aлгopитмa Xeньи, c пoмoщью кoтopoгo oпpeдeляeтcя cтpyктypa внyтpeннeй чacти звeзды), a тaкжe oблacть, в кoтopoй кoнвeкция нeaдиaбaтичecкaя. Поскольку заранее строение оболочки неизвестно, программа рассчитывает сетку (набор) оболочек с разными значениями lg(L) и lg(T_eff) и затем производит интерполяцию между ними. Ранее существовал отдельный блок, отвечавший за эту задачу и он назывался ENVELOP. Размеры сетки должны быть заданы заранее. Koopдинaты вepшин "квaдpaтa" дoлжны быть выбpaны тaким oбpaзoм, чтoбы oн oxвaтил пoлoжeниe нaчaльнoй мoдeли звeзды. Если размер сетки выбран неудачно, итерации в методе сшивки не сойдутся и модель рассчитана не будет. В этом случае необходимо увеличить (а иногда уменьшить, чтобы улучшить точность интерполяции) размер квадрата.

Вернуться в главное меню