La trayectoria de Henyey es un camino seguido por estrellas anteriores a la secuencia 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 anterior a la secuencia principal puede permanecer en equilibrio radiativo durante algún período de su contracción a la secuencia principal.
La trayectoria de Henyey se caracteriza por un lento colapso casi en equilibrio 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 radiativa nos indica 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, provocando 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 masa solar) se desviarán hacia la pista de Henyey, representada como una línea casi horizontal en un diagrama HR. Un núcleo que se calienta lo suficiente 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 permanece constante o aumenta gradualmente, y la temperatura aumenta a medida que el núcleo sufre una contracción radiativa. [4] Al final de la pista, la estrella sufrirá una combustión nuclear , sin embargo, experimentará una caída en la luminosidad, hasta llegar a la secuencia principal.
Las estrellas de mayor masa evolucionarán rápidamente desde la trayectoria de Hayashi, mientras que las estrellas de menor masa entrarán más tarde. Por otro lado, las estrellas que no son lo suficientemente masivas nunca desarrollarán un núcleo radiativo, ya que el núcleo no se calienta lo suficiente y, en cambio, permanecerán en la pista de Hayashi hasta que alcance la secuencia principal. [1]
![{\displaystyle {\begin{alineado}{\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)
{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
