Хењиева патека
Хењиева патека — патеката по која се движат ѕвездите пред главната низа со маси поголеми од 0,5 M☉ на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм по завршетокот на Хајашиевата патека. Астрономот Луис Џ. Хењи и неговите колеги во 1950-тите докажале дека една ѕвезда пред главната низа може да остане во зрачна рамнотежа во текот на извесно време на нејзиното собирање во главната низа.
Оваа патека се одликува со бавен колапс во речиси хидростатичка рамнотежа, приближувајќи ѝ се на главната низа речиси хоризонтално на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм (т.е. сјајноста останува речиси постојано иста).[2]
Застранување од Хајашиевата патека
[уреди | уреди извор]
Равенката за зрачен пренос на топлината ни кажува за односот на непроѕирноста (κ) со температурниот градиент T. Ѕвездите со голема непроѕирност имаат струен, а оние со помала непроѕирност имаат зрачен пренос на топлина.
Протоѕвездите на Хајашиевата патека се наполно струјни и, поради големата застапеност на H- јони, тие се оптички дебели. Овие ѕвезди продолжуваат да се собираат сè додека средишното јадро не достигне извесен температурен праг, каде H- јоните ќе се распаднат, предизвикувајќи намалување на непроѕирноста.
Кога и колку долго ѕвездата ќе се преместува од Хајашиевата кон Хењиевата патека во голема мера зависи од нејзината првична маса. Ѕвездите со доволно голема маса (0,6 M☉) ќе застранат на Хењиевата патека, прикажани како речиси хоризонтална линија на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм. Ако јадрото достигне доволна топлина, тоа ќе стане помалку непроѕирно, и со тоа струењето станува неделотворно.[3] Јадрото ќе стане наполно зрачно за да ја пренесува неговата топлинска енергија. Во текот на оваа фаза сјајноста останува постојана или постепено се зголемува, а температурата се зголемува како што јадрото претрпува зрачно собирање.[4] На крајот од патеката ѕвездата ќе претрпи јадрено согорување, и сјајноста ќе ѝ опадне сè додека не ја достигне главната низа.
Ѕвездите со поголема маса се развиваат побргу и поскоро на напуштаат Хајашиевата патека, а оние со помала маса стапуваат на неа подоцна. Од друга страна, ѕвездите без доволно маса никогаш не развиваат зрачно јадро бидејќи истото никогаш не достигнува доволна температура туку останува на Хајашиевата патека додека не ја достигне главната низа.[1]
Поврзано
[уреди | уреди извор]Наводи
[уреди | уреди извор]- ↑ 1,0 1,1 Iben, Icko, Jr. (1 април 1965). „Stellar Evolution. I. The Approach to the Main Sequence“. The Astrophysical Journal. 141: 993. Bibcode:1965ApJ...141..993I. doi:10.1086/148193. ISSN 0004-637X.
- ↑ Fang, Herczeg, Rizzuto (2017). „Age Spreads and the Temperature Dependence of Age Estimates in Upper Sco“. The Astrophysical Journal. 842 (2): 123. arXiv:1705.08612. Bibcode:2017ApJ...842..123F. doi:10.3847/1538-4357/aa74ca. S2CID 119087788.
- ↑ D'Antona, Francesca; Mazzitelli, Italo (1 јануари 1994). „New Pre--Main-Sequence Tracks for M“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 90: 467. Bibcode:1994ApJS...90..467D. doi:10.1086/191867. ISSN 0067-0049.
- ↑ Jensen, Sigurd S.; Haugbølle, Troels (2 ноември 2017). „Explaining the luminosity spread in young clusters: proto and pre-main sequence stellar evolution in a molecular cloud environment“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 474 (1): 1176–1193. arXiv:1710.00823. doi:10.1093/mnras/stx2844. ISSN 0035-8711.
|