Хеньей трек

Трек Хеньи — это путь, по которому проходят звезды до главной последовательности с массой более 0,5 массы Солнца на диаграмме Герцшпрунга-Рассела после окончания трека Хаяши . Астроном Луи Г. Хеньи и его коллеги в 1950-х годах показали, что звезда до главной последовательности может оставаться в радиационном равновесии в течение некоторого периода ее сжатия до главной последовательности.

Трек Хеньи характеризуется медленным коллапсом в состоянии, близком к гидростатическому равновесию , приближаясь к главной последовательности почти горизонтально на диаграмме Герцшпрунга-Рассела (т.е. светимость остается почти постоянной). ^[2]

Отклонение от маршрута Хаяси

${\begin{aligned}{\frac {dT}{dt}}&={\frac {-3\rho \kappa l(r)}{64\pi \sigma _{sb}T^{3}r^{2}}}\\[4pt]\end{aligned}}$

Уравнение радиационной теплопередачи показывает нам связь между непрозрачностью (κ) и температурным градиентом T. Звезды с высокой непрозрачностью будут конвективными , а с низкой непрозрачностью - радиационными для теплопередачи.

Протозвезды на треке Хаяши полностью конвективны и из-за большого присутствия ионов H -оптически толсты. Эти звезды будут продолжать сжиматься до тех пор, пока центральное ядро не достигнет определенного температурного порога, при котором ионы H- распадутся, вызывая уменьшение непрозрачности.

То, что определяет, когда и как долго звезда перемещается с трека Хаяши на трек Хеньи, во многом зависит от ее начальной массы. Звезды, которые достаточно массивны (0,6 солнечной массы), отклонятся на трек Хеньи, который на диаграмме HR изображен в виде почти горизонтальной линии. Ядро, которое становится достаточно горячим, станет менее непрозрачным, что сделает конвекцию неэффективной. ^[3] Вместо этого ядро станет полностью излучающим , чтобы передавать свою тепловую энергию. На этом этапе светимость остается постоянной или постепенно увеличивается, при этом температура увеличивается по мере радиационного сжатия ядра. ^[4] В конце пути звезда подвергнется ядерному горению , однако ее светимость упадет, пока она не достигнет главной последовательности.

Звезды с большей массой быстро эволюционируют по пути Хаяши, тогда как звезды с меньшей массой появятся позже. С другой стороны, звезды, которые недостаточно массивны, никогда не разовьют радиационное ядро, поскольку ядро не станет достаточно горячим, и вместо этого останется на треке Хаяши, пока не достигнет главной последовательности. ^[1]

См. также

Ссылки

^ Jump up to: ^а ^б Ибен, Ико-младший (1 апреля 1965 г.). «Звездная эволюция. I. Подход к Главной последовательности» . Астрофизический журнал . 141 : 993. Бибкод : 1965ApJ...141..993I . дои : 10.1086/148193 . ISSN 0004-637X . {{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
^ Фанг, Герцег, Риццуто (2017). «Разброс возрастов и температурная зависимость оценок возраста в Верхнем Ско» . Астрофизический журнал . 842 (2): 123. arXiv : 1705.08612 . Бибкод : 2017ApJ...842..123F . дои : 10.3847/1538-4357/aa74ca . S2CID 119087788 .
^ Д'Антона, Франческа; Маццителли, Итало (1 января 1994 г.). «Новые треки предварительной основной последовательности для M» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 90 : 467. Бибкод : 1994ApJS...90..467D . дои : 10.1086/191867 . ISSN 0067-0049 .
^ Йенсен, Сигурд С.; Хаугбёлле, Троэльс (2 ноября 2017 г.). «Объяснение распространения светимости в молодых скоплениях: звездная эволюция прото и до главной последовательности в среде молекулярного облака» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 474 (1): 1176–1193. arXiv : 1710.00823 . дои : 10.1093/mnras/stx2844 . ISSN 0035-8711 .

Дальнейшее чтение

Хеньи, LG; Лелевье, Р.; Леви, РД (1955). «Ранние фазы звездной эволюции» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 67 (396): 154–160. Бибкод : 1955PASP...67..154H . дои : 10.1086/126791 .

Эта статья о звездной незавершена . эволюции Вы можете помочь Википедии, расширив ее .

[:0-1] Jump up to: ^а ^б Ибен, Ико-младший (1 апреля 1965 г.). «Звездная эволюция. I. Подход к Главной последовательности» . Астрофизический журнал . 141 : 993. Бибкод : 1965ApJ...141..993I . дои : 10.1086/148193 . ISSN 0004-637X . {{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )

[2] Фанг, Герцег, Риццуто (2017). «Разброс возрастов и температурная зависимость оценок возраста в Верхнем Ско» . Астрофизический журнал . 842 (2): 123. arXiv : 1705.08612 . Бибкод : 2017ApJ...842..123F . дои : 10.3847/1538-4357/aa74ca . S2CID 119087788 .

[3] Д'Антона, Франческа; Маццителли, Итало (1 января 1994 г.). «Новые треки предварительной основной последовательности для M» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 90 : 467. Бибкод : 1994ApJS...90..467D . дои : 10.1086/191867 . ISSN 0067-0049 .

[4] Йенсен, Сигурд С.; Хаугбёлле, Троэльс (2 ноября 2017 г.). «Объяснение распространения светимости в молодых скоплениях: звездная эволюция прото и до главной последовательности в среде молекулярного облака» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 474 (1): 1176–1193. arXiv : 1710.00823 . дои : 10.1093/mnras/stx2844 . ISSN 0035-8711 .

[1]

[2]

[3]

[4]