林極限

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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[1]

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[2]

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[3]

林極限的名稱取自於日本天文物理學家林忠四郎Chushiro Hayashi)。[4]

相關條目[编辑]

參考資料[编辑]

  1. ^ Martin Schwarzschild. The Study of Stellar Structure. Theoretical Principles in Astrophysics and Relativity. University of Chicago: University of Chicago Press. May 27-29, 1975: pp. 1-14. 
  2. ^ Clowes, Chris. Hertzsprung-Russell Diagram. Peripatus. July 3, 2005 [2007-05-04]. 
  3. ^ Hayashi, Chushiro; Hoshi, Reun. Outer Envelope of Giant Stars with Surface Convection Zone. Publications of the Astronomical Society of Japan. 1961, 13: 442–449 [2007-05-03]. 
  4. ^ Tenn, Joe. Chushiro Hayashi. Sonoma State University. June 8, 2004 [2007-05-03].