Предел Хаяси
Предел Хаяси — величина максимального радиуса звезды при заданной массе. Когда звезда полностью находится в состоянии гидростатического равновесия — то есть когда направленные внутрь силы гравитации уравновешиваются направленным наружу давлением плазмы, её радиус не может превышать предел Хаяси. Это имеет важное значение для эволюции звёзд, как на стадии формирования и, в большинстве случаев, вхождения в главную последовательность, так и позже, при исчерпании большей части водорода в ходе термоядерной реакции[1].
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела показывает отношение поверхностной температуры звезды к её светимости. На этой диаграмме предел Хаяси образует почти вертикальную линию около отметки 3500 К. При этом протозвёзды с массой менее 3 M⊙ имеют конвективный 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 астрофизика Тюсиро Хаяси[3].
См. также
[править | править код]Примечания
[править | править код]- ↑ Martin Schwarzschild (27—29 May 1975). "The Study of Stellar Structure". Theoretical Principles in Astrophysics and Relativity (англ.). University of Chicago: University of Chicago Press. pp. 1—14.
{{cite conference}}: Проверьте значение даты:|date=(справка) - ↑ Clowes, Chris Hertzsprung-Russell Diagram (англ.). Peripatus (3 июля 2005). Дата обращения: 4 мая 2007. Архивировано из оригинала 10 мая 2007 года.
- ↑ Tenn, Joe Chushiro Hayashi (англ.). Sonoma State University (8 июня 2004). Дата обращения: 3 мая 2007. Архивировано из оригинала 4 марта 2016 года.