Трек Хеньея — это путь, пройденный звездами до главной последовательности с массами более 0,5 солнечных масс на диаграмме Герцшпрунга-Рассела после окончания трека Хаяши . Астроном Луис Г. Хеньея и его коллеги в 1950-х годах показали, что звезда до главной последовательности может оставаться в лучистом равновесии в течение некоторого периода своего сжатия до главной последовательности.
Трек Хеньея 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]
Уравнение лучистого теплопереноса показывает нам связь непрозрачности (κ) и градиента температуры T. Звезды с высокой непрозрачностью будут конвективными , в то время как звезды с низкой непрозрачностью будут лучистыми для теплопереноса.
Протозвезды на треке Хаяши полностью конвективны и из-за большого присутствия ионов H- оптически толсты. Эти звезды будут продолжать сжиматься, пока центральное ядро не достигнет определенного температурного порога, где ионы H- распадутся, вызывая уменьшение непрозрачности.
То, что определяет, когда и как долго звезда движется от трека Хаяши к треку Хеньея, в значительной степени зависит от ее начальной массы. Звезды, которые достаточно массивны (0,6 солнечной массы), отклонятся на трек Хеньея, изображенный в виде почти горизонтальной линии на диаграмме HR. Ядро, которое становится достаточно горячим, становится менее непрозрачным, что делает конвекцию неэффективной. [3] Вместо этого ядро станет полностью излучающим для передачи своей тепловой энергии. Во время этой фазы светимость остается постоянной или постепенно увеличивается, причем температура увеличивается по мере того, как ядро подвергается лучистому сжатию. [4] В конце трека звезда подвергнется ядерному горению , однако испытает падение светимости, пока не достигнет главной последовательности.
Звезды с большей массой будут быстро эволюционировать из трека Хаяши, в то время как звезды с меньшей массой войдут позже. Звезды, которые недостаточно массивны, с другой стороны, никогда не разовьют лучистое ядро, поскольку ядро не станет достаточно горячим, и вместо этого останутся на треке Хаяши, пока не достигнут главной последовательности. [1]
![{\displaystyle {\begin{align}{\frac {dT}{dt}}&={\frac {-3\rho \kappa l(r)}{64\pi \sigma _{sb}T^{3}r^{2}}}\\[4pt]\end{align}}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/7493edb24b0b52df394402215bc72719427318a4)
{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
