Traccia di Hayashi
Da Wikipedia, l'enciclopedia libera.
Questa voce è solo un abbozzo (stub). Se puoi, contribuisci adesso a migliorarla secondo le convenzioni di Wikipedia. Per l'elenco completo degli stub di astronomia, vedi la relativa categoria.
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.
Nel 1962 Chushiro Hayashi mostrò che esiste un limite inferiore alla temperatura efficace tale per cui l'equilibrio idrostatico possa essere mantenuto. Questa temperatura minima, che si aggira intorno ai 4000 K, corrisponde ad un confine sulla parte destra del diagramma H-R oltre il quale le stelle (che sono corpi in equilibrio idrostatico) non possono stare.
Una nube protostellare con una temperatura inferiore ai 4000 K, non si troverebbe in equilibrio idrostatico, ed inizierà a contrarsi e riscaldersi fino a raggiundere il limite di Hayashi. Una volta raggiunto questo limite, la nube protostellare diventerà una protostella che continuerà a contrarsi (su un tempo scala di Kelvin-Helmholtz) a temperatura efficace quasi costante, rimanendo in prossimita del limite di Hayashi.
Sul digramma H-R la traccia di Hayashi è circa una linea verticale. Le stelle che si trovano al limite di Hayashi sono totalmente convettive: questo perché sono stelle fredde e altamente opache, pertanto il trasporto radiativo di energia non è efficiente e, di conseguenza, all'interno della stella s'instaura un forte gradiente di temperatura che origina moti convettivi.
Stelle con masse minori di 0.5 masse solari restano sulla traccia di Hayashi durante la loro fase di pre-sequenza principale, agganciandosi la sequenza principale nella parte bassa della traccia di Hayashi. Per le stelle di massa maggiore di 0.5 masse solari la tracci di Hayashi finisce, ed inizia la traccia di Henyey, quando la temperatura interna della stella diventa sufficientemente alta che l'opacità centrale crolla e il trasporto radiativo di energia diventa molto più efficiente del trasporto convettivo: la minore luminosità sulla traccia di Hayashi per una stella di una data massa corrisponde alla luminosità più bassa alla quella la stella è ancora pienamente convettiva.
Il processo convettivo che avviene lungo la traccia di Hayashi ha come conseguenza il raggiungimento di una composizione sufficientemente omogenea della stella al momento di cui arriva nella fase di sequenza principale.
 |
Portale Astronomia – Consulta altre voci di Wikipedia di argomento astronomico. |
