Limite de Hayashi – Wikipédia, a enciclopédia livre

O limite de Hayashi é uma restrição ao raio máximo de uma estrela conforme determinada massa. Quando a estrela se encontra em pleno equilíbrio hidrostático — uma condição em que e força interna da gravidade é equiparada à pressão externa do gás — a estrela não pode exceder o raio definido pelo limite de Hayashi. Essa restrição é decisiva para a evolução de uma estrela, tanto durante o período de formulação contrativa quanto posteriormente, quando a estrela já tiver consumido quase todo o seu hidrogênio através da fusão nuclear.^[1]

Um diagrama de Hertzsprung-Russell exibe uma interseção da temperatura superficial de uma estrela contra a sua luminosidade. Nesse diagrama, o limite de Hayashi forma uma linha quase vertical em aproximadamente 3.500 K. Estrelas de baixa temperatura são plenamente convectivas, e modelos para a estrutura estelar de estrelas plenamente convectivas não fornecem uma solução para a área à direita dessa linha, onde uma estrela se encontra em equilíbrio (com temperaturas superficiais mais baixas). Assim, as estrelas se limitam a permanecer à esquerda desse limite durante todo o período em que se encontram em equilíbrio hidrostático, e a região à direita forma uma espécie de "zona proibida". Nota-se, no entanto, que há exceções ao limite de Hayashi. Exemplos incluem protoestrelas que entram em colapso, bem como estrelas cujo campo magnético interfere no transporte interno de energia através da convecção.^[2]

Gigantes vermelhas são estrelas que já expandiram suas camadas mais externas, para permitir a combustão do hélio. Esse processo as move para cima e para a direita no diagrama de Hertzsprung-Russell. Porém, a expansão do raio dessas estrelas é restrita até certo ponto pelo limite de Hayashi.^[3]

O limite de Hayashi recebeu este nome em referência a Chūshirō Hayashi, um astrofísico japonês.^[4]

Ver também[editar | editar código-fonte]

• Trilha de Hayashi
• Limite de Eddington

Referências