하야시 經路 는 헤르츠스프룽-러셀 圖表 위에서, 遠視 恒星 구름 이 流體靜力學的 均衡 狀態에 이르러 생겨난 原始별 이 거치는 길을 말한다. 1961年 하야시 追試로 는 流體靜力學的 均衡이 維持될 수 없다고 생각했던 溫度보다 더 낮은 有效 溫度 狀態에서도 流體靜力學的 均衡 狀態가 維持될 수 있음을 밝혀냈다. 이 有效 溫度는 約 4000 켈빈 程度이다. 이 溫度보다 낮은 遠視 恒星 구름은 收縮한 뒤 하야시 警戒 에 이를 때까지 繼續하여 뜨거워진다. 警戒 溫度를 突破하면 原始별은 켈빈-멜름홀츠 器具 原理에 依해 繼續 壓縮되지만, 有效 溫度는 더 以上 上昇하지 않으며, 圖表 相議 하야시 警戒 에 머무르게 된다.(하야시 經路는 HR 圖表의 右側 境界線에 가깝다) 하야시 境界에 있는 별들 內部는 完全히 대류층 으로만 이루어져 있는데, 이는 溫度가 낮은데다 不透明度 가 매우 높아서 에너지를 輻射 形態로 移動시키는 것이 效率的이지 않기 때문이다. 따라서 이들 原始별의 內部는 매우 큰 溫度 그래디언트 를 지니게 된다.

H-R 圖表에서 별들은 質量에 따라 서로 다른 하야시 經路를 거쳐가게 된다. 太陽 質量 의 折半 未滿 恒星들(이들 內部는 全體가 對流層이다)은 全州系列 段階 내내 하야시 經路 위에 머무르다가 하야시 經路의 최下端部에서 主系列星 段階로 進入하게 된다. 太陽 質量 0.5倍 以上 恒星들은 內部 溫度가 높아지고 對流 作用보다 輻射 作用으로 에너지를 傳達시키기 始作한다(이는 特定 溫度 以上에서는 對流 作用보다 輻射 作用이 에너지를 傳達하기에 더 效率的이기 때문이다). 同時에 이들은 하야시 經路를 떠나 헤니에이 經路 를 따라가기 始作한다.

같이 보기 [ 編輯 ]

• 하야시 限界

參考 文獻 [ 編輯 ]

• Hayashi C. (1961), Stellar Evolution in Early Phases of Gravitational Contraction , Publications of Astronomical Society of Japan, vol.13
• Hayashi C. (1966), Evolution of Protostars , Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol.4, p.171-192
• 쓰시로 하야시: 두산百科事典 ^{[ 깨진 링크 ( 過去 內容 찾기 )]}