Limite di Hayashi: differenze tra le versioni

[[File:Hayashi track it.svg|thumb|355pxupright=1.6|Le [[traccia di Hayashi|tracce di Hayashi]] di stelle di massa differente: da notare la "regione proibita" di Hayashi.]]

Il '''limite di Hayashi''' è un concetto [[astrofisica|astrofisico]], applicato da [[Chūshirō Hayashi]] soprattutto alle [[stella|stelle]], che definisce una limitazione di [[raggio (astronomia)|raggio]] per una data [[massa (fisica)|massa]]: una stella, che si trova in un perfetto stadio di [[equilibrio idrostatico]]&mdash;— condizione in cui la [[forza di gravità]] è controbilanciata dalla [[pressione di radiazione]] del [[fisica del plasma|plasma]] &mdash;— non può eccedere il raggio imposto dal limite di Hayashi. Questo concetto ha importanti implicazioni nell'[[evoluzione stellare]], soprattutto nella fase che [[formazione stellare|precede]] e segue la [[sequenza principale]], ovvero nei periodi in cui la condizione di equilibrio idrostatico vien meno.<ref>{{cita conferenza | autore=Martin Schwarzschild | titolo =The Study of Stellar Structure | conferenza =Theoretical Principles in Astrophysics and Relativity | pagine =1-14 | editore =University of Chicago Press | data = 27-29 maggio 1975 | città =University of Chicago}}</ref>

Nel [[diagramma Hertzsprung-Russell]], il limite di Hayashi forma una linea quasi verticale nei pressi dei 3500 K. Le stelle a più bassa [[temperatura effettiva (astrofisica)|temperatura fotosferica]], poste a ridosso di questa linea, hanno un [[struttura stellare|interno]] completamente [[convezione|convettivo]]; i modelli formulati per la struttura di tali stelle tuttavia non contemplano una soluzione per le stelle in equilibrio che si trovano a destra di questa linea, e quindi possiedono temperature superficiali ancora più basse. Per questa ragione, le stelle sono costrette a restare a sinistra di questo limite durante tutto il periodo in cui si trovano in equilibrio idrostatico, mentre la regione a destra costituisce una sorta di "zona proibita". Il limite di Hayashi costringe inoltre le [[gigante rossa|giganti rosse]] a non superare, durante la loro fase di espansione, un certo raggio limite, caratteristico di quella massa.<ref>{{cita pubblicazione| autore= C. Hayashi, R. Hoshi | titolo=Outer Envelope of Giant Stars with Surface Convection Zone | rivista=Publications of the Astronomical Society of Japan | anno=1961 | volume=13 | pagespp=442–449 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1961PASJ...13..442H | accessdateaccesso=03-05-3 maggio 2007}}</ref>

Tuttavia, vi sono delle eccezioni al limite di Hayashi: esse includono le [[protostelle]], così come le stelle con [[campo magnetico stellare|campi magnetici]], che interferiscono col trasporto interno di energia mediante convezione.<ref name="clowes">{{cita web | autore = C. Clowes | data = 3 luglio 2005 | url = http://www.peripatus.gen.nz/Astronomy/HerRusDia.html | titolo = Hertzsprung-Russell Diagram | editore = Peripatus | accesso = 04-05-4 maggio 2007 | urlmorto = sì | urlarchivio = https://web.archive.org/web/20070510011938/http://www.peripatus.gen.nz/Astronomy/HerRusDia.html | dataarchivio = 10 maggio 2007 }}</ref>