Trilha de Hayashi

Esquema das trilhas de Hayashi (HL) em umdiagrama de Hertzsprung-Russell,em que o eixo vertical representa aluminosidadee o horizontal atemperatura.A linha vertical representa olimite de Hayashi,em que as nuvens protoestelares atingem o equilíbrio hidrostático e formam estrelas que caminharão até asequência principal(MS). Estrelas de até 0,5massas solarespermanecem na trilha de Hayashi, enquanto que as que têm massas superiores a essa apresentam uma volta na linha, atrilha de Henyey.O ponto S representa oSolnesse diagrama.

Atrilha de Hayashié o trajeto dasprotoestrelasnodiagrama de Hertzsprung-Russellapós o momento em que a nuvem protoestelar se aproximou doequilíbrio hidrostático.Em 1961Chushiro Hayashidemonstrou que há umatemperatura efetivamínima (de maneira correspondente, uma delimitação no lado direito do diagrama de Hertzsprung-Russell) menor que aquela em que o equilíbrio hidrostático não pode se sustentar; essa delimitação corresponde a uma temperatura ao redor de 4000K.Nuvens protoestelares mais frias que isso irão contrair e se aquecer até atingir o limite de Hayashi. Uma vez nesse limite, uma protoestrela continuará a se contrair naescala de tempo de Kelvin-Helmholtz,mas sua temperatura efetiva não irá mais aumentar, pois ela permanecerá no limite de Hayashi. Dessa forma, a trilha de Hayashi se aproxima de uma linha quase vertical no diagrama de Hertzsprung-Russell. Estrelas no limite de Hayashi são plenamente convectivas: isso se deve ao fato de elas serem frias e muitoopacas,o que faz com que o transporte de energia radiativa seja deficiente, implicando em grandes gradientes de temperatura interna. Estrelas com massas correspondentes a <0.5massas solarespermanecem na trilha de Hayashi (isto é, são plenamente convectivas) no decorrer de seu período napré-sequência principal,se unindo à sequência principal no ponto baixo da trilha de Hayashi. Para estrelas com massas de > 0.5 massas solares, a trilha de Hayashi termina, e atrilha de Henyeycomeça, quando a temperatura interna de uma estrela se eleva o bastante ao ponto em que sua opacidade central cai e o transporte da energia radiativa se torna mais eficiente que o transporte convectivo: a luminosidade mais baixa na trilha de Hayashi para uma massa de determinada massa é então a menor luminosidade na qual ela ainda é plenamente convectiva.

A convecção na trilha de Hayashi implica que as estrelas atingirão a sequência principal com uma composição altamente homogênea.

Ver também

• Limite de Hayashi
• Trilha de Henyey

Referências

• Hayashi, C. (1961). «Stellar evolution in early phases of gravitational contraction».Publ. Astron. Soc. Jap.13:450–452
• Hayashi, C. (1966). «Evolution of Protostars».Annual Reviews in Astronomy and Astrophysics.4(1): 171–192