Предел Хаяси

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

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]

  1. Martin Schwarzschild (May 27–29, 1975). "The Study of Stellar Structure". Theoretical Principles in Astrophysics and Relativity: 1–14, University of Chicago: University of Chicago Press. 
  2. Clowes, Chris Hertzsprung-Russell Diagram (недоступная ссылка). Peripatus (3 июля 2005). Дата обращения: 4 мая 2007. Архивировано 10 мая 2007 года.
  3. Tenn, Joe Chushiro Hayashi. Sonoma State University (8 июня 2004). Дата обращения: 3 мая 2007.