Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://crydee.sai.msu.ru/ftproot/pub/local/science/publications/circ.94/circ94.ps.gz Дата изменения: Tue Jul 30 00:16:34 1996 Дата индексирования: Mon Dec 24 11:08:41 2007 Кодировка: Windows-1251 Поисковые слова: п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п

СТАНДАРТНЫЕ МОДЕЛИ СОЛНЦА
С РАЗНЫМИ ТАБЛИЦАМИ НЕПРОЗРАЧНОСТЕЙ
StandardSolar ModelsUsingDifferentOpacity Tables
Abstract.Standardsolarmodelswithfivedifferentopacitytablesarecomputed.ReplacingtheLosAlamos
opacities with theLivermoreones results in the increaseof theconvectionzonedepthby0.015R ? and
surface helium abumdance (by mass)by1.5%up to approximately 28% (Grevesse mixture).
Известно, что одним из важнейших факторов, определяющих внутреннее
строение Солнца, является коэффициент поглощения плазмы (непрозрач-
ность k). Расчет ее весьма сложен, т.к. он должен принимать во внимание
огромное количество процессов поглощения и испускания при сложном
химическом составе вещества. В связи с появлением новых таблиц сделана
попытка обобщить накопленные за 13 лет результаты по приложению этих
расчетовкмоделированиюСолнца.Рассчитано5стандартныхмоделейСолн- ца (ССМ) с разными таблицами непрозрачностей (см. табл. 1). Остальные
физические данные (кроме непрозрачностей) одинаковы для всех моделей:
уравнение состояния MHD (D.G.Hummer, D.Mihalas 1988, Ap. J. 331, 794),
сечения ядерных реакций по (G.R.Caughlan, W.A.Fowler 1988, Atomic Data
and Nucl. Data Tabl., 40, 284).
На рис. 1 представлено сравнение таблиц непрозрачностей. Так как
таблицы, вообще говоря, трехмерны (температура T, плотность r и один
параметрхимическогосостава,обычносодержаниеводородаX),топриведе- ны лишь значения вдоль профиля (T, r, X) из модели M-IR91.Температуры
ограничены снизу 2 млн. К, т.к. при более низких температурах в модели
лежит конвективная зона, в которой сами значения k роли не играют
вследствие того, что доля лучистого переноса энергии там ничтожна. Отме-
тим, что профили (T, r, X) в разных моделях достаточно близки, так что
использование "собственного" профиля для каждоймоделиизменяет график
незначительно. Каквидим, общая тенденция состоит вувеличении значений
непрозрачности с усовершенствованием методов ее расчета. Интересно, что
Модель Непр. Y a H bcz T c , 10 6 K r
c , г/см 3 F Cl F Ga
M-FRM FRM 0.2494 1.4840 0.2681 15.01 161.5 4.2 109
M-CS70 CS70 0.2320 4.6248 0.2698 15.05 149.4 4.0 107
M-BU88 BU88 0.2662 1.6509 0.2753 15.58 149.4 7.2 121
M-WKM WKM 0.2802 1.9645 0.2631 15.62 149.6 8.0 126
M-IR91 IR91 0.2803 1.6289 0.2810 15.72 150.8 8.5 127
Таблица1.СтандартныемоделиСолнца.Y--содержаниегелиянаповерхности(помассе), a --параметртеорииконвекции,H bcz -- глубинаконвективнойзоны (в доляхрадиуса
Солнца),T c иr c --центральныезначениятемпературыиплотности,F Cl иF Ga --нейтринные
потокинаЗемле,вSNU,длягаллиевогоихлорногодетекторовсоответственно.Обозначения
таблицнепрозрачностей:FRM--аналитическаяаппроксимационнаяформулаизJ.Christensen-
Dalsgaard1988, ``ComputationalProcedures forGONGSolarModelProject'' (preprint); CS70
--A. N. Cox, J. N. Stewart1970,Ap. J. Supp.19,243; BU88-- J.N.Bahcall, R.K.Ulrich 1988,
Rev. Mod. Phys.60,297;WKM--A.Weiss,J.J.Keady,N.H.Magee, Jr. 1990,AtomicDataand
Nuclear Data Tabl. 45, 209; IR91 -- C.A.Iglesias, F.J.Rogers 1991, Ap. J., 371, 408.
Astron.Tsirk.? 1556

таблицы WKM и IR91
имеют близкие значения
вэнерговыделяющемяд- ре (в атмосфереиверх-
ней части конвективной
зоны они также имеют
одинаковыенепрозрач- ности -- там таблицы
WKM и IR91 дополнены
таблицами A.N.Cox,
J.E.Tabor 1976, Ap. J.
Suppl. 31, 271). Соответ-
ствующиемоделиимеют практическиравныесо- держания гелия. Этооз-
начает, что по крайней
меревозможноизменить непрозрачностивлучис- той зоне, не затрагивая
Y. Цифры нейтринных
потоков (табл. 1) не со-
держатнеожиданностей.МалыепотокиумоделейM-FRMиM-CS70обуслов- лены более низкими температурами в центре, что является следствием
меньшихнепрозрачностейвцентральныхобластях.Вообще связь междуT c и
потоком хлорных нейтрино весьма отчетлива. Также хорошо видно, что
ожидаемый поток для галлиевого детектора слабо зависит от строения
модели. Из приведенных моделей только две имеют одинаковые относительные
содержаниятяжелыхэлементов--M-BU88иM-IR91 (смесьпоN. Grevesse
1984, Phys. Scripta, T8, 49). Согласно их параметрам, переход от таблиц
Лос-Аламосской лаборатории (LAOL;примерамиявляютсяWKMиBU88)к
таблицам Ливерморской лаборатории (OPAL; пример -- IR91) приводит к
увеличению содержания гелия примерно на 0.015 иросту глубиныконвек-
тивной зоны на 0.006R ? . Последняя оценка должна быть скорректирована в
большую сторону примерно на 0.01, т.к. таблицы BU88 не полностью
охватывают необходимый интервал температур/плотностей и требуют эк-
страполяции; согласно (J.Faulkner, F.J.Swenson 1992, Ap.J. 386, L55) она
вызывает приведенную выше ошибку. ВмоделиM-IR91 удалось избежать
экстраполяции благодаря использованию дополнительных данныхизработы
Faulkner & Swenson.
Итак,общаятенденциясостоитвростетеоретическихзначенийнепрозрач-
ностей и соответственно содержания гелия; всего же за 11 лет (1970--1991)
непрозрачностивядре/лучистойзонесолнечноймоделивозрослиприблизи- тельно на 30-50%, содержание гелия увеличилось на 0.05 (с 0.23 до 0.28).
Гос.Астрономическийинститут С. В. Аюков
им. П. К .Штернберга S. V. Ajukov
Поступила 07 февраля 1994 г.
Рисунок1.НепрозрачностивядреилучистойзонеССМ. Поосиординат -- разность десятичных логарифмов
непрозрачности,рассчитаннаявточкахпотемпературе, плотности,хим.составуизмоделиM-IR91.Излогариф- мовнепрозрачностей4-хтаблицвычтенлогарифмk, рассчитанныйпотаблицамFRM.