Hayashi-Linie

Hayashi-Linie

Die Hayashi-Linie ist eine nahezu senkrechte Linie im Farben-Helligkeits-Diagramm, welche Gebiete, in denen stabiles hydrostatisches Gleichgewicht möglich ist, von solchen, in denen dies nicht möglich ist, abgrenzt. 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, in ihrem Zentrum sind jedoch die Bedingungen für hydrostatisches Gleichgewicht gegeben.

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 bei konstanter Effektivtemperatur bis das Strahlungsgleichgewicht erreicht ist. Ab diesem Zeitpunkt bleibt seine Leuchtkraft nahezu konstant, jedoch kühlt seine Oberfläche durch den Kelvin-Helmholtz-Mechanismus weiter ab. Im Farben-Helligkeits-Diagramm macht sich dies eine Bewegung nach links hin zu höheren Temperaturen bemerkbar. 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.

Siehe auch

Sternentstehung

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