林极限
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林极限是在给定的质量被压缩成恒星时的半径最大值。当一颗恒星达到完全的流体静力平衡时—情况是向内的重力和等离子体向外的压力是相配的，这时恒星的大小不会超过林极限所定义的半径。这在恒星的演化上有着重要的涵义，不仅是收缩阶段的公式化，还有稍后经由核聚变消耗掉绝大部分供应的氢[1]。
赫罗图显示的是恒星的表面温度对应于光度的关系。在图中，林极限大约形成在3,500K的垂线位置。低温的恒星完全都是对流层，而恒星模型对在极限右边的恒星，因为始终在对流中而无法提供恒星平衡的解答（对表面温度更低的恒星），因此，只有所有的期间都在极限左边的恒星能达到流体静力平衡，而在极限右边的区域就形成了"禁制带"。但是，在林极限还是有例外，这些包括塌缩的原恒星，因为磁场干扰了恒星内部对流层能量的传输[2]。
红巨星是核心进行氦融合反应而使外面的气壳层膨胀的恒星，这会使恒星在赫罗图上向上和向右移动。但是，由于林极限的抑制，它们的膨胀有一定的半径限制[3]。
林极限的名称取自于日本天文物理学家林忠四郎（Chushiro Hayashi）。[4]
相关条目
[编辑]参考资料
[编辑]- ^ Martin Schwarzschild. The Study of Stellar Structure. Theoretical Principles in Astrophysics and Relativity. University of Chicago: University of Chicago Press: 1–14. May 27-29, 1975.
- ^ Clowes, Chris. Hertzsprung-Russell Diagram. Peripatus. July 3, 2005 [2007-05-04]. （原始内容存档于2007年5月10日）.
- ^ Hayashi, Chushiro; Hoshi, Reun. Outer Envelope of Giant Stars with Surface Convection Zone. Publications of the Astronomical Society of Japan. 1961, 13: 442–449 [2007-05-03]. （原始内容存档于2019-08-09）.
- ^ Tenn, Joe. Chushiro Hayashi. Sonoma State University. June 8, 2004 [2007-05-03]. （原始内容存档于2016-03-04）.
