Предел Хаяси
Предел Хаяси— величина максимальногорадиусазвездыпри заданноймассе.Когда звезда полностью находится в состояниигидростатического равновесия— то есть когда направленные внутрь силыгравитацииуравновешиваются направленным наружудавлениемплазмы,её радиус не может превышать предел Хаяси. Это имеет важное значение для эволюции звёзд, как на стадии формирования и, в большинстве случаев, вхождения вглавную последовательность,так и позже, при исчерпании большей частиводородав ходетермоядерной реакции[1].
Диаграмма Герцшпрунга — Расселапоказывает отношение поверхностной температуры звезды к еёсветимости.На этой диаграмме предел Хаяси образует почти вертикальную линию около отметки 3500° К. При этомпротозвёздыс массой менее 3M⊙имеютконвективный слой,распространяющийся на всю глубину, а с большей массой — нет, и модели полностью конвективных звёзд не дают решений, расположенных справа от этой линии. Таким образом, абсолютное большинство звёзд находятся на диаграмме слева от предела Хаяси, пока они находятся в гидростатическом равновесии, а область справа от линии представляет собой «запрещённую зону». Исключения составляют коллапсирующие протозвёзды, а также звёзды с магнитными полями, которые препятствуют внутреннему переносу энергии посредством конвекции[2].
Назван в честь японского астрофизикаТюсиро Хаяси[3].
См. также
[править|править код]Примечания
[править|править код]- ↑Martin Schwarzschild (May 27-29, 1975). "The Study of Stellar Structure".Theoretical Principles in Astrophysics and Relativity.University of Chicago: University of Chicago Press. pp. 1—14.
{{cite conference}}:Википедия:Обслуживание CS1 (формат даты) (ссылка) - ↑Clowes, ChrisHertzsprung-Russell Diagram.Peripatus (3 июля 2005). Дата обращения: 4 мая 2007. Архивировано изоригинала10 мая 2007 года.
- ↑Tenn, JoeChushiro Hayashi.Sonoma State University (8 июня 2004). Дата обращения: 3 мая 2007. Архивировано изоригинала4 марта 2016 года.