| dbo:abstract
|
- El límit d Hayashi és un concepte astrofísic, aplicat per sobretot a les estrelles, que defineix una limitació del radi per a una massa donada: una estrella que es troba en un estadi perfecte d'equilibri hidroestàtic; condició en la qual la força de gravetat és contrarestada per la pressió de radiació del plasma; no pot excedir el radi imposat pel límit Hayashi. Aquest concepte té importants implicacions en l'evolució estel·lar, principalment en la fase que precedeix i que segueix a la Seqüència principal, o períodes on l'equilibri hidroestàtic s'afebleix. En el diagrama de Hertzsprung-Russell, el límit de Hayashi forma una linea quasi vertical prop dels 3500 K. Les estrelles de temperatura fotosfèrica més baixa, situada darrere d'aquest línia, tenen un interior completament convectiu; els models formulats per l'estructura d'aquestes estrelles encara no consideren una solució per les estrelles en equilibri que es troben a la dreta d'aquesta línia, i que posseeixen temperatures superficials encara més baixes. Per aquesta raó, les estrelles es veuen obligades a quedar a l'esquerra d'aquest límit durant tot el període en què es troben en equilibri hidroestàtic, mentre la regió de la dreta constitueix una mena de zona prohibida. El límit de Hayashi també obliga les gegants vermelles a no superar, durant la seva fase d'expansió, un cert límit, característic d'aquella massa. No obstant això, hi ha excepcions al límit Hayashi: les protoestrelles, així com les estrelles amb camps magnètics, que interfereixen amb el transport intern d'energia mitjançant convecció. (ca)
- Το Όριο Χαγιάσι (Hayashi) στην Αστροφυσική και ειδικότερα στη θεωρία της αστρικής εξελίξεως, είναι η ανώτατη τιμή που μπορεί να πάρει η ακτίνα ενός αστέρα συγκεκριμένης μάζας. Για όσο χρόνο ένας αστέρας είναι σε κατάσταση πλήρους — οπότε η δύναμη της βαρύτητας προς το κέντρο εξισορροπείται από την πίεση του αερίου και την — η ακτίνα του αστέρα δεν μπορεί να υπερβεί το όριο Χαγιάσι. Το γεγονός αυτό έχει σημαντικές επιπτώσεις για την εξέλιξη ενός αστέρα, τόσο κατά την περίοδο του σχηματισμού του, όσο και κατά το ύστερο μέρος της ζωής του στην Κύρια Ακολουθία. Στο Διάγραμμα Hertzsprung-Russell το όριο Χαγιάσι αντιστοιχεί σε μία σχεδόν κάθετη γραμμή σε θερμοκρασία περίπου 3500° K. Οι ψυχρότεροι αστέρες δεν διαθέτουν ζώνη μεταφοράς της θερμότητας με ακτινοβολία στο εσωτερικό τους και τα θεωρητικά πρότυπα της αστρικής δομής τους δεν δίνουν λύση στα δεξιά αυτής της γραμμής, όπου ένας αστέρας βρίσκεται σε ισορροπία (με χαμηλότερες επιφανειακές θερμοκρασίες). Για τον λόγο αυτό, οι αστέρες περιορίζονται στα αριστερά αυτού του ορίου για όλο τον χρόνο κατά τον οποίο παραμένουν σε υδροστατική ισορροπία, και η περιοχή στα δεξιά της γραμμής είναι ένα είδος «απαγορευμένης ζώνης». Ωστόσο υπάρχουν εξαιρέσεις στο όριο Χαγιάσι: οι καταρρέοντες βαρυτικά πρωτοαστέρες και οι αστέρες με ισχυρά μαγνητικά πεδία που επηρεάζουν την εσωτερική μεταφορά ενέργειας με ρεύματα μεταφοράς ύλης. Οι ερυθροί γίγαντες είναι αστέρες που έχουν διαστείλει τα εξωτερικά τους στρώματα προκειμένου να εξισορροπήσουν κατά τη φάση της συντήξεως ηλίου στον πυρήνα τους. Αυτή η διαστολή τους μετακινεί προς τα άνω και δεξιά στο διάγραμμα H-R. Αλλά περιορίζονται από την ύπαρξη του ορίου Hayashi ώστε η διαστολή τους να μη ξεπεράσει μια ορισμένη ακτίνα. Το όριο Χαγιάσι πήρε το όνομά του από τον σύγχρονο Ιάπωνα αστροφυσικό (Chushiro Hayashi). (el)
- El límite de Hayashi refiere al radio máximo de una estrella según su masa. Cuando una estrella se encuentra completamente dentro del equilibrio hidrostático, condición en la que la fuerza centrípeta de la gravedad está equilibrada por la presión centrífuga del gas, entonces no puede exceder el radio definido por el límite de Hayashi. Esto tiene importantes consecuencias en la evolución estelar, sea durante el período inicial de contracción o posteriormente cuando la estrella ha consumido la mayor parte del hidrógeno combustible mediante fusión nuclear. Un diagrama de Hertzsprung-Russell muestra un gráfico de la superficie de la estrella relacionando temperatura con luminosidad. Sobre este diagrama, el límite de Hayashi aparece como una línea casi vertical aproximadamente a 3,500 K. Estrellas de temperatura baja siempre son totalmente convectivas, y los modelos de estructura estelar para estrellas totalmente convectivas no brindan una solución a la derecha de esta línea, donde una estrella se encuentra en equilibrio, con menores temperaturas superficiales. En consecuencia las estrellas están limitadas a permanecer a la izquierda de este límite durante todos los períodos en los que están en equilibrio hidrostático, y la región a la derecha de la línea forma una especie de «zona prohibida». Nótese, sin embargo, que existen excepciones al límite de Hayashi, entre las que se encuentran protoestrellas en colapso, así como estrellas con campos magnéticos que interfieren en el transporte interno de energía a través de la convección. Las gigantes rojas son estrellas que han expandido su envoltura exterior a fin de soportar la fusión nuclear del helio. Tal circunstancia las mueve arriba y a la derecha del diagrama. Sin embargo, sufren la restricción impuesta por el límite de Hayashi y no pueden expandirse más allá de cierto radio. El límite de Hayashi recibe su nombre de , un astrofísico japonés. (es)
- Hayashi limit is a theoretical constraint upon the maximum radius of a star for a given mass. When a star is fully within hydrostatic equilibrium—a condition where the inward force of gravity is matched by the outward pressure of the gas—the star can not exceed the radius defined by the Hayashi limit. This has important implications for the evolution of a star, both during the formulative contraction period and later when the star has consumed most of its hydrogen supply through nuclear fusion. A Hertzsprung-Russell diagram displays a plot of a star's surface temperature against the luminosity. On this diagram, the Hayashi limit forms a nearly vertical line at about 3,500 K. The outer layers of low temperature stars are always convective, and models of stellar structure for fully convective stars do not provide a solution to the right of this line. Thus in theory, stars are constrained to remain to the left of this limit during all periods when they are in hydrostatic equilibrium, and the region to the right of the line forms a type of "forbidden zone". Note, however, that there are exceptions to the Hayashi limit. These include collapsing protostars, as well as stars with magnetic fields that interfere with the internal transport of energy through convection. Red giants are stars that have expanded their outer envelope in order to support the nuclear fusion of helium. This moves them up and to the right on the H-R diagram. However, they are constrained by the Hayashi limit not to expand beyond a certain radius. The Hayashi limit is named after Chūshirō Hayashi, a Japanese astrophysicist. (en)
- La limite de Hayashi, découverte par l'astrophysicien Chushiro Hayashi, est une contrainte qui s'exerce sur le rayon d'une étoile en fonction de sa masse. (fr)
- 林の限界線（はやしのげんかいせん、Hayashi limit）は、一定の質量の恒星に対する最大半径の制約である。ちょうど静水圧平衡にある（重力による内向きの力が外向きの放射圧と釣り合っている）恒星は、林の限界線で定義された半径を超えることはできない。恒星の進化に重要な示唆を与える。日本の天文学者である林忠四郎の名前に因んで名付けられた。 ヘルツシュプルング・ラッセル図上で、林の限界線は、約3,500Kでほぼ垂直の直線となっている。低い温度の恒星は常に完全な対流平衡にあり、完全な対流平衡にある恒星の恒星構造モデルでは、恒星が平衡に達するこの線の右側については解は与えられない。そのため、恒星は常にこの線の左側に留まるように収縮し、この線の右側は「忘れられた領域」になる。しかし林の限界線にも、崩壊しつつある原始星や恒星磁場が恒星内部のエネルギー対流を阻害している場合等の例外はある。 赤色巨星は、ヘリウムの核融合を支えるために外層が大きく拡張した恒星である。これにより、ヘルツシュプルング・ラッセル図上で右上方向に移動するが、林の限界線による一定の半径を超えることはない。 (ja)
- Il limite di Hayashi è un concetto astrofisico, applicato da Chūshirō Hayashi soprattutto alle stelle, che definisce una limitazione di raggio per una data massa: una stella, che si trova in un perfetto stadio di equilibrio idrostatico— condizione in cui la forza di gravità è controbilanciata dalla pressione di radiazione del plasma — non può eccedere il raggio imposto dal limite di Hayashi. Questo concetto ha importanti implicazioni nell'evoluzione stellare, soprattutto nella fase che precede e segue la sequenza principale, ovvero nei periodi in cui la condizione di equilibrio idrostatico vien meno. Nel diagramma Hertzsprung-Russell, il limite di Hayashi forma una linea quasi verticale nei pressi dei 3500 K. Le stelle a più bassa temperatura fotosferica, poste a ridosso di questa linea, hanno un interno completamente 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 giganti rosse a non superare, durante la loro fase di espansione, un certo raggio limite, caratteristico di quella massa. Tuttavia, vi sono delle eccezioni al limite di Hayashi: esse includono le protostelle, così come le stelle con campi magnetici, che interferiscono col trasporto interno di energia mediante convezione. (it)
- 하야시 한계는 정해진 질량의 항성이 지닐 수 있는 최대의 반지름 값이다. 어떤 항성이 유체정역학적 균형 상태(내부로 잡아당기는 중력과 플라즈마의 복사압이 균형을 이루고 있는 것)에 있을 경우, 이 항성은 하야시 한계에 의해 정의된 반지름보다 덩치가 커질 수 없다. 하야시 한계는 항성이 뭉쳐서 생겨나는 과정 및 핵융합 작용을 통해 내부 수소를 모두 소진한 뒤의 과정 등 항성 진화에 있어 중요한 의미가 있다. 헤르츠스프룽-러셀 도표는 광도와 유효 온도에 따라 항성들을 표시하고 있다. 도표상에서 하야시 한계는 약 3,500 켈빈을 지나는 수직선을 그린다. 온도가 낮은 별들은 별 전체가 대류층으로 이루어져 있으며 이들 별의 모형에 의하면 도표상에서 하야시 한계 오른쪽 영역(3,500 켈빈보다 유효 온도가 낮은 경우)에서는 유체정역학적 균형이 이루어질 수 없다. 따라서 하야시 한계 왼쪽에 있는 별들은 모두가 일생동안 유체정역학적 균형 상태에 있으며 한계 오른쪽 영역은 '금지된 장소'로 분류할 수 있게 된다. 그러나 하야시 한계가 적용되지 않는 경우도 있다. 대표적인 것이 수축 단계에 있는 원시별로 이들은 강력한 자기장 때문에 별 내부의 에너지가 대류 작용을 통해 원활히 움직이는 데 방해를 받게 된다. 적색 거성은 헬륨 연소 과정을 통해 외포층이 확장된 상태의 별이다. 거성 단계에서 항성은 HR 도표에서 우상단으로 이동한다. 그러나 적색 거성 단계에서도 하야시 한계 오른쪽으로 이동하지는 않는데, 이는 적색 거성도 하야시 한계를 넘을 정도로 부풀지는 않는다는 의미이다. 하야시 한계는 일본의 천체물리학자 의 이름을 따라 지어졌다. (ko)
- O limite de Hayashi é uma restrição ao raio máximo de uma estrela conforme determinada massa. Quando a estrela se encontra em pleno equilíbrio hidrostático — uma condição em que e força interna da gravidade é equiparada à pressão externa do gás — a estrela não pode exceder o raio definido pelo limite de Hayashi. Essa restrição é decisiva para a evolução de uma estrela, tanto durante o período de formulação contrativa quanto posteriormente, quando a estrela já tiver consumido quase todo o seu hidrogênio através da fusão nuclear. Um diagrama de Hertzsprung-Russell exibe uma interseção da temperatura superficial de uma estrela contra a sua luminosidade. Nesse diagrama, o limite de Hayashi forma uma linha quase vertical em aproximadamente 3.500 K. Estrelas de baixa temperatura são plenamente convectivas, e modelos para a estrutura estelar de estrelas plenamente convectivas não fornecem uma solução para a área à direita dessa linha, onde uma estrela se encontra em equilíbrio (com temperaturas superficiais mais baixas). Assim, as estrelas se limitam a permanecer à esquerda desse limite durante todo o período em que se encontram em equilíbrio hidrostático, e a região à direita forma uma espécie de "zona proibida". Nota-se, no entanto, que há exceções ao limite de Hayashi. Exemplos incluem protoestrelas que entram em colapso, bem como estrelas cujo campo magnético interfere no transporte interno de energia através da convecção. Gigantes vermelhas são estrelas que já expandiram suas camadas mais externas, para permitir a combustão do hélio. Esse processo as move para cima e para a direita no diagrama de Hertzsprung-Russell. Porém, a expansão do raio dessas estrelas é restrita até certo ponto pelo limite de Hayashi. O limite de Hayashi recebeu este nome em referência a Chūshirō Hayashi, um astrofísico japonês. (pt)
- 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. 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. Назван в честь японского астрофизика Тюсиро Хаяси. (ru)
- 林極限是在給定的質量被壓縮成恆星時的半徑最大值。當一顆恆星達到完全的流體靜力平衡時—情況是向內的重力和電漿體向外的壓力是相配的，這時恆星的大小不會超過林極限所定義的半徑。這在恆星的演化上有著重要的涵義，不僅是收縮階段的公式化，還有稍後經由核融合消耗掉絕大部分供應的氫。 赫羅圖顯示的是恆星的表面溫度對應於光度的關係。在圖中，林極限大約形成在3,500K的垂線位置。低溫的恆星完全都是對流層，而恆星模型對在極限右邊的恆星，因為始終在對流中而無法提供恆星平衡的解答（對表面溫度更低的恆星），因此，只有所有的期間都在極限左邊的恆星能達到流體靜力平衡，而在極限右邊的區域就形成了"禁制帶"。但是，在林極限還是有例外，這些包括塌縮的原恆星，因為磁場干擾了恆星內部對流層能量的傳輸。 紅巨星是核心進行氦融合反應而使外面的氣殼層膨脹的恆星，這會使恆星在赫羅圖上向上和向右移動。但是，由於林極限的抑制，它們的膨脹有一定的半徑限制。 林極限的名稱取自於日本天文物理學家林忠四郎（Chushiro Hayashi）。 (zh)
- Межа Хаяші — визначає максимальний радіус зірки при заданій масі. Коли зоря повністю знаходиться в стані — тобто коли спрямовані всередину сили гравітації врівноважуються спрямованим назовні тиском плазми, — то її радіус не може перевищувати межу Хаяші. Це має важливе значення для еволюції зірок, як в період послідовного стиснення, так і на пізніших стадіях, коли зоря вже вичерпала весь водень для проведення термоядерної реакції. Діаграма Герцшпрунга—Рассела показує відношення поверхневої температури зорі до її світності. Межа Хаяші формує на ній практично вертикальну пряму в районі 3500° К. Названа на честь японського астрофізика Тюсіро Хаяші. (uk)
|
| rdfs:comment
|
- La limite de Hayashi, découverte par l'astrophysicien Chushiro Hayashi, est une contrainte qui s'exerce sur le rayon d'une étoile en fonction de sa masse. (fr)
- 林の限界線（はやしのげんかいせん、Hayashi limit）は、一定の質量の恒星に対する最大半径の制約である。ちょうど静水圧平衡にある（重力による内向きの力が外向きの放射圧と釣り合っている）恒星は、林の限界線で定義された半径を超えることはできない。恒星の進化に重要な示唆を与える。日本の天文学者である林忠四郎の名前に因んで名付けられた。 ヘルツシュプルング・ラッセル図上で、林の限界線は、約3,500Kでほぼ垂直の直線となっている。低い温度の恒星は常に完全な対流平衡にあり、完全な対流平衡にある恒星の恒星構造モデルでは、恒星が平衡に達するこの線の右側については解は与えられない。そのため、恒星は常にこの線の左側に留まるように収縮し、この線の右側は「忘れられた領域」になる。しかし林の限界線にも、崩壊しつつある原始星や恒星磁場が恒星内部のエネルギー対流を阻害している場合等の例外はある。 赤色巨星は、ヘリウムの核融合を支えるために外層が大きく拡張した恒星である。これにより、ヘルツシュプルング・ラッセル図上で右上方向に移動するが、林の限界線による一定の半径を超えることはない。 (ja)
- 林極限是在給定的質量被壓縮成恆星時的半徑最大值。當一顆恆星達到完全的流體靜力平衡時—情況是向內的重力和電漿體向外的壓力是相配的，這時恆星的大小不會超過林極限所定義的半徑。這在恆星的演化上有著重要的涵義，不僅是收縮階段的公式化，還有稍後經由核融合消耗掉絕大部分供應的氫。 赫羅圖顯示的是恆星的表面溫度對應於光度的關係。在圖中，林極限大約形成在3,500K的垂線位置。低溫的恆星完全都是對流層，而恆星模型對在極限右邊的恆星，因為始終在對流中而無法提供恆星平衡的解答（對表面溫度更低的恆星），因此，只有所有的期間都在極限左邊的恆星能達到流體靜力平衡，而在極限右邊的區域就形成了"禁制帶"。但是，在林極限還是有例外，這些包括塌縮的原恆星，因為磁場干擾了恆星內部對流層能量的傳輸。 紅巨星是核心進行氦融合反應而使外面的氣殼層膨脹的恆星，這會使恆星在赫羅圖上向上和向右移動。但是，由於林極限的抑制，它們的膨脹有一定的半徑限制。 林極限的名稱取自於日本天文物理學家林忠四郎（Chushiro Hayashi）。 (zh)
- El límit d Hayashi és un concepte astrofísic, aplicat per sobretot a les estrelles, que defineix una limitació del radi per a una massa donada: una estrella que es troba en un estadi perfecte d'equilibri hidroestàtic; condició en la qual la força de gravetat és contrarestada per la pressió de radiació del plasma; no pot excedir el radi imposat pel límit Hayashi. Aquest concepte té importants implicacions en l'evolució estel·lar, principalment en la fase que precedeix i que segueix a la Seqüència principal, o períodes on l'equilibri hidroestàtic s'afebleix. (ca)
- Το Όριο Χαγιάσι (Hayashi) στην Αστροφυσική και ειδικότερα στη θεωρία της αστρικής εξελίξεως, είναι η ανώτατη τιμή που μπορεί να πάρει η ακτίνα ενός αστέρα συγκεκριμένης μάζας. Για όσο χρόνο ένας αστέρας είναι σε κατάσταση πλήρους — οπότε η δύναμη της βαρύτητας προς το κέντρο εξισορροπείται από την πίεση του αερίου και την — η ακτίνα του αστέρα δεν μπορεί να υπερβεί το όριο Χαγιάσι. Το γεγονός αυτό έχει σημαντικές επιπτώσεις για την εξέλιξη ενός αστέρα, τόσο κατά την περίοδο του σχηματισμού του, όσο και κατά το ύστερο μέρος της ζωής του στην Κύρια Ακολουθία. (el)
- Hayashi limit is a theoretical constraint upon the maximum radius of a star for a given mass. When a star is fully within hydrostatic equilibrium—a condition where the inward force of gravity is matched by the outward pressure of the gas—the star can not exceed the radius defined by the Hayashi limit. This has important implications for the evolution of a star, both during the formulative contraction period and later when the star has consumed most of its hydrogen supply through nuclear fusion. The Hayashi limit is named after Chūshirō Hayashi, a Japanese astrophysicist. (en)
- El límite de Hayashi refiere al radio máximo de una estrella según su masa. Cuando una estrella se encuentra completamente dentro del equilibrio hidrostático, condición en la que la fuerza centrípeta de la gravedad está equilibrada por la presión centrífuga del gas, entonces no puede exceder el radio definido por el límite de Hayashi. Esto tiene importantes consecuencias en la evolución estelar, sea durante el período inicial de contracción o posteriormente cuando la estrella ha consumido la mayor parte del hidrógeno combustible mediante fusión nuclear. (es)
- Il limite di Hayashi è un concetto astrofisico, applicato da Chūshirō Hayashi soprattutto alle stelle, che definisce una limitazione di raggio per una data massa: una stella, che si trova in un perfetto stadio di equilibrio idrostatico— condizione in cui la forza di gravità è controbilanciata dalla pressione di radiazione del plasma — non può eccedere il raggio imposto dal limite di Hayashi. Questo concetto ha importanti implicazioni nell'evoluzione stellare, soprattutto nella fase che precede e segue la sequenza principale, ovvero nei periodi in cui la condizione di equilibrio idrostatico vien meno. (it)
- 하야시 한계는 정해진 질량의 항성이 지닐 수 있는 최대의 반지름 값이다. 어떤 항성이 유체정역학적 균형 상태(내부로 잡아당기는 중력과 플라즈마의 복사압이 균형을 이루고 있는 것)에 있을 경우, 이 항성은 하야시 한계에 의해 정의된 반지름보다 덩치가 커질 수 없다. 하야시 한계는 항성이 뭉쳐서 생겨나는 과정 및 핵융합 작용을 통해 내부 수소를 모두 소진한 뒤의 과정 등 항성 진화에 있어 중요한 의미가 있다. 적색 거성은 헬륨 연소 과정을 통해 외포층이 확장된 상태의 별이다. 거성 단계에서 항성은 HR 도표에서 우상단으로 이동한다. 그러나 적색 거성 단계에서도 하야시 한계 오른쪽으로 이동하지는 않는데, 이는 적색 거성도 하야시 한계를 넘을 정도로 부풀지는 않는다는 의미이다. 하야시 한계는 일본의 천체물리학자 의 이름을 따라 지어졌다. (ko)
- O limite de Hayashi é uma restrição ao raio máximo de uma estrela conforme determinada massa. Quando a estrela se encontra em pleno equilíbrio hidrostático — uma condição em que e força interna da gravidade é equiparada à pressão externa do gás — a estrela não pode exceder o raio definido pelo limite de Hayashi. Essa restrição é decisiva para a evolução de uma estrela, tanto durante o período de formulação contrativa quanto posteriormente, quando a estrela já tiver consumido quase todo o seu hidrogênio através da fusão nuclear. (pt)
- 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. Назван в честь японского астрофизика Тюсиро Хаяси. (ru)
- Межа Хаяші — визначає максимальний радіус зірки при заданій масі. Коли зоря повністю знаходиться в стані — тобто коли спрямовані всередину сили гравітації врівноважуються спрямованим назовні тиском плазми, — то її радіус не може перевищувати межу Хаяші. Це має важливе значення для еволюції зірок, як в період послідовного стиснення, так і на пізніших стадіях, коли зоря вже вичерпала весь водень для проведення термоядерної реакції. Діаграма Герцшпрунга—Рассела показує відношення поверхневої температури зорі до її світності. Межа Хаяші формує на ній практично вертикальну пряму в районі 3500° К. (uk)
|
