| dbo:abstract
|
- La pista de Hayashi és un camí que agafen les protoestrelles en el diagrama de Hertzsprung-Russell després que el núvol protoestel·lar hagi arribat aproximadament a l'equilibri hidroestàtic. Al1961 mostrà que hi ha un mínim de temperatura efectiva (equivalent, un límit en la banda dreta del diagrama H-R) més fred que l'equilibri hidroestàtic no pot mantenir; aquest límit correspon a una temperatura sobre els 4000 K. Els núvols protoestel·lar més freds es contrauran i s'escalfaran fins a arribar al límit de Hayashi. Un cop al límit, una protoestrella continuarà contraient-se en l', però la seva temperatura efectiva no s'incrementaria més, ja que romandria al límit de Hayashi. Ja que la pista de Hayashi és quasi una línia vertical en el diagrama H-R. Les estrelles en el límit de Hayashi boundary són completament convectives: Això és perquè són fredes i altament opaques, de manera que el transport d'energia radioactiva no és eficient, i conseqüentment té uns gradients de temperatura interns grans. Les estrelles amb masses <0.5 masses solars romanen en la pista de Hayashi (són totalment convectives) a través del seu estadi de pre-seqüència, unint-se a la seqüència principal al final de la pista de Hayashi. Per a estrelles amb masses > 0.5 de la massa solar, la pista de Hayashi acaba, i comença la , quan la temperatura interna de l'estrella puja prou perquè l'opacitat central caigui i el transpost d'energia radioactiva és més eficient que el transport convectiu: La lluminositat més baixa en la pista de Hayashi per a una estrella de massa donada és llavors la lluminositat més baixa a la que encara és completament convectiva. La convecció en la pista de Hayashi vol dir que les estrelles arribaran a la seqüència principal amb una composició força homogènia (ca)
- مسار هياشي هو مسار عمودي تقريبا لنجم أولي على مخطط هرتزبرونغ-راسل يمثل العلاقة بين اللمعان ودرجة الحرارة التي يرضخ لها نجم أولي كتلتة أقل من 3 كتلة شمسية في مرحلة نجم قبل النسق الأساسي خلال مراحل تطور النجم . التسمية نسبة لعالم الفيزياء الفلكية الياباني تشوشيرو هاياشي. عند بداية تشكل النجم يكون بارد ومنخفض اللمعان بعد ذلك يبدأ النجم بالانكماش السريع ويصبح نجم تي الثور وترتفع حرارتة ويشتد سطوعة للغاية يواصل النجم بالانكماش، ولكن بشكل ابطاء بكثير خلال هذا الانكماش يرضخ النجم لما يسمى مسار هياشي للأسفل، ، ليصبح أقل سطوع بعدة مرات لكن مع بقاء درجة حرارة سطح النجم ثابتة تقريبا، حتى يدخل منطقة تطور الإشعاع، وعند هذه النقطة يبدأ النجم بإتباع مسار هنية، أو يبدأ الاندماج النووي، مما يجعل النجم يدخل النسق الأساسي. شكل وموقع مسار هاياشي على مخطط هرتزبرونغ-راسل يعتمد على كتلة النجم وتركيبة الكيميائي ويكون النجم على طول مسار هياشي في حالة توازن الحمل الحراري. (ar)
- Hajašiho stopa (H. vývojová stopa, H. dráha, H. linie) je fáze vzniku hvězdy. Je to fyzikálně definovaná mez, téměř svislá čára v Hertzsprungově-Russelově diagramu rozložení a vývoje hvězd, která představuje vývoj svítivosti a teploty prahvězdy při kontrakci směrem k hlavní posloupnosti. Odděluje oblast vznikajících nestabilních protohvězd (na diagamu vpravo od Hajašiho stopy) od oblasti už vzniklých stabilních hvězd v mechanické rovnováze (vlevo od Hajašiho stopy). Pojmenována byla podle japonského astrofyzika , který objasnil rané fáze vývoje hvězd. V roce 1965 ji spočítal pro hvězdy, které jsou zcela v konvektivní rovnováze – což protohvězdy jsou. Při tvorbě hvězdy ze zárodečného oblaku dochází k jejímu smršťování a tím k tepelnému ohřevu. Vyzařované teplo, tedy fotony (společně s tepelným rozpínáním materiálu) vytváří protiváhu gravitační síly smršťující hvězdu a zároveň tuto energii odvádí ze systému. Protohvězda tedy v této chvíli září v důsledku smršťování. Po určité době dojde vlivem vyzařování k takovému ochlazení, že vyzařovaná energie nestačí dalšímu smršťování bránit a protohvězda se dále smrští až na mez Hajašiho linie. V té chvíli se vlivem tlaku a zahřátí zapálí termojaderná reakce. Z protohvězdy je hvězda a přechází na jiné místo v HR diagramu. Je to také důvod, proč se vpravo od této linie na HR diagramu nenacházejí žádné hvězdy. (cs)
- Die Hayashi-Linie stellt ein bestimmtes Verhältnis zwischen Helligkeit und Temperatur bei der Entwicklung junger Sterne dar. Die nahezu senkrechte Linie im Farben-Helligkeits-Diagramm grenzt Gebiete, in denen ein stabiles hydrostatisches Gleichgewicht möglich ist, von solchen ab, in denen dies nicht möglich ist. Sie liegt etwa bei einer Effektivtemperatur von 4000 Kelvin, ihre genaue Position hängt allerdings von der Masse des jeweiligen betrachteten Sternes ab: Je mehr Masse, desto höher die Effektivtemperatur, bei der die Linie liegt. Sie wurde nach Chushiro Hayashi (* 1920; † 2010) benannt, der 1961 aufzeigte, dass rechts von dieser Linie keine stabilen Sterne existieren können. Sterne, die sich direkt auf der Hayashi-Linie befinden, sind vollkonvektiv und im hydrostatischen Gleichgewicht. Die Hayashi-Linie spielt eine wichtige Rolle bei der Sternentstehung. Betrachtet man die Entwicklung der kollabierenden Materie, aus der der Stern entsteht, im Farben-Helligkeits-Diagramm, so nähert sich diese der Hayashi-Linie von rechts. Der Kollaps der Wolke im freien Fall ist bei Erreichen der Hayashi-Linie beendet. Dieser Zeitpunkt kann also in gewissem Sinne als Geburtsstunde des Sternes angesehen werden. Die weitere Entwicklung des Sterns verläuft entlang der Hayashi-Linie nach unten, d. h., durch die Kontraktion verkleinert sich die Oberfläche bei gleichbleibender Oberflächentemperatur und somit sinkt auch die Leuchtkraft, siehe auch Sternentstehung. Auch bei der Entwicklung der Sterne in der Nach-Hauptreihenphase spielt diese Linie eine Rolle. So können Riesensterne diese Linie nicht überschreiten und ihre Entwicklung im Farben-Helligkeits-Diagramm biegt deshalb vor Erreichen der Hayashi-Linie nach oben ab. Entwicklungswege von jungen Vorhauptreihensternen:
* Dargestellt sind die Entwicklungswege (blau) von der Geburt eines Sternes (schwarze Linie rechts oben) bis zum Eintritt in die Hauptreihe (schwarze Linie links unten).
* Das Ende jedes Wegs ist mit der Sternenmasse in Einheiten der der Sonnenmasse beschriftet.
* Die roten Kurven (beschriftet in Jahren) sind Isochronen, d. h. Linien konstanten Alters, deren Schnittpunkte mit den Entwicklungswegen das jeweilige Sternenalter angeben.
* Die nahezu vertikalen Abschnitte sind Hayashi-Linien.
* Leichte Sterne mit bleiben auf der Hayashi-Linie, bis sie die Hauptreihe erreichen.
* Schwerere Sterne mit biegen auf die nahezu waagerechte Henyey-Linie ab.
* Sehr schwere Sterne mit werden direkt auf der Henyey-Linie geboren. (de)
- The Hayashi track is a luminosity–temperature relationship obeyed by infant stars of less than 3 M☉ in the pre-main-sequence phase (PMS phase) of stellar evolution. It is named after Japanese astrophysicist Chushiro Hayashi. On the Hertzsprung–Russell diagram, which plots luminosity against temperature, the track is a nearly vertical curve. After a protostar ends its phase of rapid contraction and becomes a T Tauri star, it is extremely luminous. The star continues to contract, but much more slowly. While slowly contracting, the star follows the Hayashi track downwards, becoming several times less luminous but staying at roughly the same surface temperature, until either a radiative zone develops, at which point the star starts following the Henyey track, or nuclear fusion begins, marking its entry onto the main sequence. The shape and position of the Hayashi track on the Hertzsprung–Russell diagram depends on the star's mass and chemical composition. For solar-mass stars, the track lies at a temperature of roughly 4000 K. Stars on the track are nearly fully convective and have their opacity dominated by hydrogen ions. Stars less than 0.5 M☉ are fully convective even on the main sequence, but their opacity begins to be dominated by Kramers' opacity law after nuclear fusion begins, thus moving them off the Hayashi track. Stars between 0.5 and 3 M☉ develop a radiativezone prior to reaching the main sequence. Stars between 3 and 10 M☉ are fully radiative at the beginning of the pre-main-sequence. Even heavier stars are born onto the main sequence, with no PMS evolution. At an end of a low- or intermediate-mass star's life, the star follows an analogue of the Hayashi track, but in reverse—it increases in luminosity, expands, and stays at roughly the same temperature, eventually becoming a red giant. (en)
- Le trajet de Hayashi est une étude faite par l'astrophysicien japonais Chūshirō Hayashi sur les proto-étoiles et leur équilibre hydrostatique. Plus concrètement, c'est une ligne presque verticale sur la droite du diagramme de Hertzsprung-Russell, donc une relation luminosité-température. Cette relation est respectée par les jeunes étoiles de faibles masses, c'est-à-dire pour des étoiles de moins de trois masses solaires. (fr)
- 하야시 경로는 헤르츠스프룽-러셀 도표 위에서, 이 유체정역학적 균형 상태에 이르러 생겨난 원시별이 거치는 길을 말한다. 1961년 는 유체정역학적 균형이 유지될 수 없다고 생각했던 온도보다 더 낮은 유효 온도 상태에서도 유체정역학적 균형 상태가 유지될 수 있음을 밝혀냈다. 이 유효 온도는 약 4000 켈빈 정도이다. 이 온도보다 낮은 원시 항성 구름은 수축한 뒤 에 이를 때까지 계속하여 뜨거워진다. 경계 온도를 돌파하면 원시별은 원리에 의해 계속 압축되지만, 유효 온도는 더 이상 상승하지 않으며, 도표 상의 에 머무르게 된다.(하야시 경로는 HR 도표의 우측 경계선에 가깝다) 하야시 경계에 있는 별들 내부는 완전히 대류층으로만 이루어져 있는데, 이는 온도가 낮은데다 불투명도가 매우 높아서 에너지를 복사 형태로 이동시키는 것이 효율적이지 않기 때문이다. 따라서 이들 원시별의 내부는 매우 큰 온도 그래디언트를 지니게 된다. H-R 도표에서 별들은 질량에 따라 서로 다른 하야시 경로를 거쳐가게 된다. 태양 질량의 절반 미만 항성들(이들 내부는 전체가 대류층이다)은 단계 내내 하야시 경로 위에 머무르다가 하야시 경로의 최하단부에서 주계열성 단계로 진입하게 된다. 태양 질량 0.5배 이상 항성들은 내부 온도가 높아지고 대류 작용보다 복사 작용으로 에너지를 전달시키기 시작한다(이는 특정 온도 이상에서는 대류 작용보다 복사 작용이 에너지를 전달하기에 더 효율적이기 때문이다). 동시에 이들은 하야시 경로를 떠나 헤니에이 경로를 따라가기 시작한다. (ko)
- 林トラック（はやしとらっく、Hayashi track）とは、ほぼ静水圧平衡に達した星間ガス雲の塊が原始星として進化する過程でヘルツシュプルング・ラッセル図上を移動する軌跡である。日本の林忠四郎によって初めてその存在が理論的に提唱された。 林は1961年に、恒星の有効温度には最小値が存在することを示した。この最小値よりも低温の星では静水圧平衡が維持できないため、星は力学的に安定に存在することができない。この境界は温度で約4,000K付近に相当し、HR図上では右側の境界線として表れる。原始星となるガス雲の温度がこの温度より低い場合にはガス雲は収縮し、この境界温度に達するまで温度が上昇する。この境界温度に達した原始星はケルビン-ヘルムホルツ収縮の時間尺度で収縮を続けるが、有効温度はほとんど上昇せず、HR図上をほぼ垂直下向きに（光度が暗くなる方向に）移動する。この移動経路を林トラックと呼び、HR図で林トラックより右（低温）側の領域を林の禁止領域、また原始星が林トラック上にある時代を林フェイズと呼ぶ。 林トラックにある原始星の内部のエネルギー輸送は完全に対流優勢となっている。これは、原始星は温度が低くガスのが大きいため、輻射によるエネルギー輸送が効果的に働かず、その結果として星内部での温度勾配が大きくなるためである。質量が0.5太陽質量以下の星は前主系列段階のほぼ全ての時代を林トラック上で過ごし、林トラックの下端で主系列に乗る。質量が0.5太陽質量より大きい星は林トラックの末端まで進んだところで内部温度が十分高くなり、中心部の不透明度が下がって対流輸送よりも輻射輸送の方が効果的にエネルギーを外部へ輸送するようになる。このため、ヘニエイトラックという別の進化経路に移り、HR図上をほぼ水平に左（高温側）に向かって進化して主系列に至る。従って、ある質量を持つ原始星が林トラック上で最も光度が暗くなる点は、その質量の星の内部が完全に対流優勢の状態でいられる最小光度の点となる。 林トラックの上にある原始星の内部は完全に対流的となっていることから、主系列に達したばかりの恒星の内部はほぼ一様な化学組成を持っていると考えてよい。 (ja)
- In astronomia, con il termine traccia di Hayashi ci si riferisce al percorso che una protostella compie sul diagramma H-R dopo che la nube protostellare ha raggiunto l'equilibrio idrostatico. (it)
- Hayashispåret är ett nästan vertikalt utvecklingsspår i Hertzsprung-Russell-diagrammet, som bildas när protostjärnor närmar sig huvudserien, sedan det protostellära molnet nått en ungefärlig hydrostatisk jämvikt. Det gäller protostjärnor med en massa av högst 3,0 solmassor (M☉). Den japanske fysikern Hayashi Chūshirō visade 1961 att det finns en minsta effektiv temperatur, svalare än den som gäller för hydrostatisk jämvikt. Denna gräns motsvarar en temperatur av omkring 4 000 K. Ljusstyrkan sjunker under processen och det beror på att temperaturen är konstant så länge protostjärnan kontraherar. Detta sker i de fall när värmen transporteras genom konvektion i hela stjärnan, vilket är typiskt för stjärnor med liten massa. Stjärnor med stor massa följer istället ett Henyeyspår. (sv)
- A trilha de Hayashi é o trajeto das protoestrelas no diagrama de Hertzsprung-Russell após o momento em que a nuvem protoestelar se aproximou do equilíbrio hidrostático. Em 1961 Chushiro Hayashi demonstrou que há uma temperatura efetiva mínima (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 4000 K. 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 na escala 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 muito opacas, o que faz com que o transporte de energia radiativa seja deficiente, implicando em grandes gradientes de temperatura interna. Estrelas com massas correspondentes a <0.5 massas solares permanecem na trilha de Hayashi (isto é, são plenamente convectivas) no decorrer de seu período na pré-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 a trilha de Henyey começa, 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. (pt)
- 林軌跡（Hayashi track）（林忠四郎线）是原恆星在赫羅圖上經歷原恆星雲之後達到趨近靜力學平衡的路徑。 1961年林忠四郎顯示有一個最小的有效溫度（相當於在赫羅圖的右側邊界）存在，這個臨界溫度大約是4000K，低於這個溫度靜力學平衡便不能維持。因此原恆星雲低於此溫度時必需經由收縮以提高溫度，直到達到臨界溫度。一旦達到臨界溫度，原恆星將繼續收縮至克赫時標，但是有效溫度不會繼續上升，而始終維持在林界限，因此林軌跡在赫羅圖上幾乎是垂直的。 恆星在林界限上是完全的對流體：這是因為他們是低溫和高度的不透明，因此輻射性的能量傳輸是毫無效率的，並且內部因而有大的溫度階梯。質量低於0.5太陽質量的恆星在由前主序星狀態進入主序星時會維持在林軌跡（意思是完全的對流體）的狀態，並在林軌跡的底部進入主序帶。質量高於0.5太陽質量的恆星，當林軌跡結束時，亨耶跡的狀態就會開始，當恆星內部的溫度上升到足夠高時，中央的不透明度便會降低，輻射傳輸能量的效率相對的被提升，會比對流更有效率：對一定質量的恆星而言，在林軌跡中光度最低的恆星是因為他依然完全以對流來傳輸能量。 在林軌跡的對流意謂著恆星將要進入主序帶與有著完全均勻的結構。 (zh)
- Трек Хаяші — майже вертикальний еволюційний трек зорі на діаграмі Герцшпрунга — Рассела, що проходить у напрямку до головної послідовності, коли протозоря перебуває в конвективному стані (повністю чи більшою частиною). Світність, спочатку дуже висока, при стисканні швидко зменшується, а температура поверхні залишається майже незмінною. Названо на честь японського астрофізика Тюсіро Хаяші. Коли в зорі утворюється ядро з променистим перенесенням енергії (таке ядро утворюється лише у зір, маса яких перевищує 0,4 M☉), зоря змінює напрямок руху по діаграмі Герцшпрунга — Рассела: майже вертикальний переходить у майже горизонтальний трек Хеньї. (uk)
- Трек Хаяси — почти вертикальный эволюционный трек в диаграмме Герцшпрунга — Рассела, проходящий в направлении к главной последовательности через фазы, когда звезда большей частью или полностью находится в конвективном равновесии. В 1961 году Тюсиро Хаяси доказал, что если звезда полностью конвективна, то при медленном сжатии её температура практически не меняется, а светимость падает — это соответствует движению вертикально вниз на диаграмме, и этот путь звезды называется треком Хаяши. Звёзды с массами, по разным оценкам, менее 0,3-0,5 M⊙, находятся на треке Хаяши на протяжении всего сжатия, пока не переходят на главную последовательность или не становятся коричневыми карликами. Звёзды с массами в диапазоне от 0,3-0,5 до 3 M⊙ в течение сжатия перестают быть конвективными и в какой-то момент сходят с трека Хаяши и переходят на трек Хеньи, в то время как звёзды с массами более 3 M⊙ изначально не полностью конвективны и по треку Хаяши не двигаются. (ru)
|
| rdfs:comment
|
- Le trajet de Hayashi est une étude faite par l'astrophysicien japonais Chūshirō Hayashi sur les proto-étoiles et leur équilibre hydrostatique. Plus concrètement, c'est une ligne presque verticale sur la droite du diagramme de Hertzsprung-Russell, donc une relation luminosité-température. Cette relation est respectée par les jeunes étoiles de faibles masses, c'est-à-dire pour des étoiles de moins de trois masses solaires. (fr)
- In astronomia, con il termine traccia di Hayashi ci si riferisce al percorso che una protostella compie sul diagramma H-R dopo che la nube protostellare ha raggiunto l'equilibrio idrostatico. (it)
- 林軌跡（Hayashi track）（林忠四郎线）是原恆星在赫羅圖上經歷原恆星雲之後達到趨近靜力學平衡的路徑。 1961年林忠四郎顯示有一個最小的有效溫度（相當於在赫羅圖的右側邊界）存在，這個臨界溫度大約是4000K，低於這個溫度靜力學平衡便不能維持。因此原恆星雲低於此溫度時必需經由收縮以提高溫度，直到達到臨界溫度。一旦達到臨界溫度，原恆星將繼續收縮至克赫時標，但是有效溫度不會繼續上升，而始終維持在林界限，因此林軌跡在赫羅圖上幾乎是垂直的。 恆星在林界限上是完全的對流體：這是因為他們是低溫和高度的不透明，因此輻射性的能量傳輸是毫無效率的，並且內部因而有大的溫度階梯。質量低於0.5太陽質量的恆星在由前主序星狀態進入主序星時會維持在林軌跡（意思是完全的對流體）的狀態，並在林軌跡的底部進入主序帶。質量高於0.5太陽質量的恆星，當林軌跡結束時，亨耶跡的狀態就會開始，當恆星內部的溫度上升到足夠高時，中央的不透明度便會降低，輻射傳輸能量的效率相對的被提升，會比對流更有效率：對一定質量的恆星而言，在林軌跡中光度最低的恆星是因為他依然完全以對流來傳輸能量。 在林軌跡的對流意謂著恆星將要進入主序帶與有著完全均勻的結構。 (zh)
- مسار هياشي هو مسار عمودي تقريبا لنجم أولي على مخطط هرتزبرونغ-راسل يمثل العلاقة بين اللمعان ودرجة الحرارة التي يرضخ لها نجم أولي كتلتة أقل من 3 كتلة شمسية في مرحلة نجم قبل النسق الأساسي خلال مراحل تطور النجم . التسمية نسبة لعالم الفيزياء الفلكية الياباني تشوشيرو هاياشي. شكل وموقع مسار هاياشي على مخطط هرتزبرونغ-راسل يعتمد على كتلة النجم وتركيبة الكيميائي ويكون النجم على طول مسار هياشي في حالة توازن الحمل الحراري. (ar)
- La pista de Hayashi és un camí que agafen les protoestrelles en el diagrama de Hertzsprung-Russell després que el núvol protoestel·lar hagi arribat aproximadament a l'equilibri hidroestàtic. Al1961 mostrà que hi ha un mínim de temperatura efectiva (equivalent, un límit en la banda dreta del diagrama H-R) més fred que l'equilibri hidroestàtic no pot mantenir; aquest límit correspon a una temperatura sobre els 4000 K. Els núvols protoestel·lar més freds es contrauran i s'escalfaran fins a arribar al límit de Hayashi. Un cop al límit, una protoestrella continuarà contraient-se en l', però la seva temperatura efectiva no s'incrementaria més, ja que romandria al límit de Hayashi. Ja que la pista de Hayashi és quasi una línia vertical en el diagrama H-R. Les estrelles en el límit de Hayashi bou (ca)
- Hajašiho stopa (H. vývojová stopa, H. dráha, H. linie) je fáze vzniku hvězdy. Je to fyzikálně definovaná mez, téměř svislá čára v Hertzsprungově-Russelově diagramu rozložení a vývoje hvězd, která představuje vývoj svítivosti a teploty prahvězdy při kontrakci směrem k hlavní posloupnosti. Odděluje oblast vznikajících nestabilních protohvězd (na diagamu vpravo od Hajašiho stopy) od oblasti už vzniklých stabilních hvězd v mechanické rovnováze (vlevo od Hajašiho stopy). (cs)
- Die Hayashi-Linie stellt ein bestimmtes Verhältnis zwischen Helligkeit und Temperatur bei der Entwicklung junger Sterne dar. Die nahezu senkrechte Linie im Farben-Helligkeits-Diagramm grenzt Gebiete, in denen ein stabiles hydrostatisches Gleichgewicht möglich ist, von solchen ab, in denen dies nicht möglich ist. Sie liegt etwa bei einer Effektivtemperatur von 4000 Kelvin, ihre genaue Position hängt allerdings von der Masse des jeweiligen betrachteten Sternes ab: Je mehr Masse, desto höher die Effektivtemperatur, bei der die Linie liegt. Sie wurde nach Chushiro Hayashi (* 1920; † 2010) benannt, der 1961 aufzeigte, dass rechts von dieser Linie keine stabilen Sterne existieren können. Sterne, die sich direkt auf der Hayashi-Linie befinden, sind vollkonvektiv und im hydrostatischen Gleichgewic (de)
- The Hayashi track is a luminosity–temperature relationship obeyed by infant stars of less than 3 M☉ in the pre-main-sequence phase (PMS phase) of stellar evolution. It is named after Japanese astrophysicist Chushiro Hayashi. On the Hertzsprung–Russell diagram, which plots luminosity against temperature, the track is a nearly vertical curve. After a protostar ends its phase of rapid contraction and becomes a T Tauri star, it is extremely luminous. The star continues to contract, but much more slowly. While slowly contracting, the star follows the Hayashi track downwards, becoming several times less luminous but staying at roughly the same surface temperature, until either a radiative zone develops, at which point the star starts following the Henyey track, or nuclear fusion begins, marking (en)
- 하야시 경로는 헤르츠스프룽-러셀 도표 위에서, 이 유체정역학적 균형 상태에 이르러 생겨난 원시별이 거치는 길을 말한다. 1961년 는 유체정역학적 균형이 유지될 수 없다고 생각했던 온도보다 더 낮은 유효 온도 상태에서도 유체정역학적 균형 상태가 유지될 수 있음을 밝혀냈다. 이 유효 온도는 약 4000 켈빈 정도이다. 이 온도보다 낮은 원시 항성 구름은 수축한 뒤 에 이를 때까지 계속하여 뜨거워진다. 경계 온도를 돌파하면 원시별은 원리에 의해 계속 압축되지만, 유효 온도는 더 이상 상승하지 않으며, 도표 상의 에 머무르게 된다.(하야시 경로는 HR 도표의 우측 경계선에 가깝다) 하야시 경계에 있는 별들 내부는 완전히 대류층으로만 이루어져 있는데, 이는 온도가 낮은데다 불투명도가 매우 높아서 에너지를 복사 형태로 이동시키는 것이 효율적이지 않기 때문이다. 따라서 이들 원시별의 내부는 매우 큰 온도 그래디언트를 지니게 된다. (ko)
- 林トラック（はやしとらっく、Hayashi track）とは、ほぼ静水圧平衡に達した星間ガス雲の塊が原始星として進化する過程でヘルツシュプルング・ラッセル図上を移動する軌跡である。日本の林忠四郎によって初めてその存在が理論的に提唱された。 林は1961年に、恒星の有効温度には最小値が存在することを示した。この最小値よりも低温の星では静水圧平衡が維持できないため、星は力学的に安定に存在することができない。この境界は温度で約4,000K付近に相当し、HR図上では右側の境界線として表れる。原始星となるガス雲の温度がこの温度より低い場合にはガス雲は収縮し、この境界温度に達するまで温度が上昇する。この境界温度に達した原始星はケルビン-ヘルムホルツ収縮の時間尺度で収縮を続けるが、有効温度はほとんど上昇せず、HR図上をほぼ垂直下向きに（光度が暗くなる方向に）移動する。この移動経路を林トラックと呼び、HR図で林トラックより右（低温）側の領域を林の禁止領域、また原始星が林トラック上にある時代を林フェイズと呼ぶ。 林トラックの上にある原始星の内部は完全に対流的となっていることから、主系列に達したばかりの恒星の内部はほぼ一様な化学組成を持っていると考えてよい。 (ja)
- A trilha de Hayashi é o trajeto das protoestrelas no diagrama de Hertzsprung-Russell após o momento em que a nuvem protoestelar se aproximou do equilíbrio hidrostático. Em 1961 Chushiro Hayashi demonstrou que há uma temperatura efetiva mínima (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 4000 K. 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 na escala de tempo de Kelvin-Helmholtz, mas sua temperatura efetiva não irá mais aumentar, pois ela permanecerá no limite de Hayashi. Dessa forma, a trilha (pt)
- Hayashispåret är ett nästan vertikalt utvecklingsspår i Hertzsprung-Russell-diagrammet, som bildas när protostjärnor närmar sig huvudserien, sedan det protostellära molnet nått en ungefärlig hydrostatisk jämvikt. Det gäller protostjärnor med en massa av högst 3,0 solmassor (M☉). Den japanske fysikern Hayashi Chūshirō visade 1961 att det finns en minsta effektiv temperatur, svalare än den som gäller för hydrostatisk jämvikt. Denna gräns motsvarar en temperatur av omkring 4 000 K. (sv)
- Трек Хаяси — почти вертикальный эволюционный трек в диаграмме Герцшпрунга — Рассела, проходящий в направлении к главной последовательности через фазы, когда звезда большей частью или полностью находится в конвективном равновесии. В 1961 году Тюсиро Хаяси доказал, что если звезда полностью конвективна, то при медленном сжатии её температура практически не меняется, а светимость падает — это соответствует движению вертикально вниз на диаграмме, и этот путь звезды называется треком Хаяши. (ru)
- Трек Хаяші — майже вертикальний еволюційний трек зорі на діаграмі Герцшпрунга — Рассела, що проходить у напрямку до головної послідовності, коли протозоря перебуває в конвективному стані (повністю чи більшою частиною). Світність, спочатку дуже висока, при стисканні швидко зменшується, а температура поверхні залишається майже незмінною. Названо на честь японського астрофізика Тюсіро Хаяші. (uk)
|
