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林极限

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林极限是在给定的质量被压缩成恒星时的半径最大值。当一颗恒星达到完全的流体静力平衡时—情况是向内的重力和等离子体向外的压力是相配的,这时恒星的大小不会超过林极限所定义的半径。这在恒星的演化上有着重要的涵义,不仅是收缩阶段的公式化,还有稍后经由核聚变消耗掉绝大部分供应的氢[1]

赫罗图显示的是恒星的表面温度对应于光度的关系。在图中,林极限大约形成在3,500K的垂线位置。低温的恒星完全都是对流层,而恒星模型对在极限右边的恒星,因为始终在对流中而无法提供恒星平衡的解答(对表面温度更低的恒星),因此,只有所有的期间都在极限左边的恒星能达到流体静力平衡,而在极限右边的区域就形成了"禁制带"。但是,在林极限还是有例外,这些包括塌缩的原恒星,因为磁场干扰了恒星内部对流层能量的传输[2]

红巨星是核心进行氦融合反应而使外面的气壳层膨胀的恒星,这会使恒星在赫罗图上向上和向右移动。但是,由于林极限的抑制,它们的膨胀有一定的半径限制[3]

林极限的名称取自于日本天文物理学家林忠四郎Chushiro Hayashi)。[4]

相关条目

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参考资料

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  1. ^ Martin Schwarzschild. The Study of Stellar Structure. Theoretical Principles in Astrophysics and Relativity. University of Chicago: University of Chicago Press: 1–14. May 27-29, 1975. 
  2. ^ Clowes, Chris. Hertzsprung-Russell Diagram. Peripatus. July 3, 2005 [2007-05-04]. (原始内容存档于2007年5月10日). 
  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]. (原始内容存档于2019-08-09). 
  4. ^ Tenn, Joe. Chushiro Hayashi. Sonoma State University. June 8, 2004 [2007-05-03]. (原始内容存档于2016-03-04).