La trayectoria de Henyey es un camino que siguen las estrellas de la presecuencia principal con masas superiores a 0,5 masas solares en el diagrama de Hertzsprung-Russell después del final de la trayectoria de Hayashi . El astrónomo Louis G. Henyey y sus colegas demostraron en la década de 1950 que la estrella de la presecuencia principal puede permanecer en equilibrio radiativo durante cierto período de su contracción hacia la secuencia principal.
La trayectoria de Henyey se caracteriza por un colapso lento en un equilibrio cercano al hidrostático , acercándose a la secuencia principal casi horizontalmente en el diagrama de Hertzsprung-Russell (es decir, la luminosidad permanece casi constante). [2]
La ecuación para la transferencia de calor radiativo nos dice la relación entre la opacidad (κ) y el gradiente de temperatura T. Las estrellas con alta opacidad serán convectivas , mientras que las de baja opacidad serán radiativas para la transferencia de calor.
Las protoestrellas en la trayectoria de Hayashi son completamente convectivas y, debido a la gran presencia de iones H , son ópticamente gruesas. Estas estrellas continuarán contrayéndose hasta que el núcleo central alcance un cierto umbral de temperatura, donde los iones H se romperán, causando una disminución de la opacidad.
Lo que determina cuándo y durante cuánto tiempo una estrella se mueve desde la trayectoria de Hayashi a la trayectoria de Henyey depende en gran medida de su masa inicial. Las estrellas que son lo suficientemente masivas (0,6 masas solares) se desviarán hacia la trayectoria de Henyey, representada como una línea casi horizontal en un diagrama HR. Un núcleo que se vuelve lo suficientemente caliente se volverá menos opaco, lo que hará que la convección sea ineficiente. [3] En cambio, el núcleo se volverá completamente radiativo para transferir su energía térmica. Durante esta fase, la luminosidad se mantiene constante o aumenta gradualmente, y la temperatura aumenta a medida que el núcleo experimenta una contracción radiativa. [4] Al final de la trayectoria, la estrella experimentará una combustión nuclear , sin embargo, experimentará una caída en la luminosidad, hasta que alcance la secuencia principal.
Las estrellas de mayor masa evolucionarán rápidamente a partir de la trayectoria de Hayashi, mientras que las estrellas de menor masa entrarán más tarde. Por otra parte, las estrellas que no son lo suficientemente masivas nunca desarrollarán un núcleo radiactivo, ya que este no se calienta lo suficiente y, en cambio, permanecerán en la trayectoria de Hayashi hasta que alcancen la secuencia principal. [1]
![{\displaystyle {\begin{aligned}{\frac {dT}{dt}}&={\frac {-3\rho \kappa l(r)}{64\pi \sigma _{sb}T^{3}r^{2}}}\\[4pt]\end{aligned}}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/7493edb24b0b52df394402215bc72719427318a4)
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