Хењиева патека

Хењиева патека — патеката по која се движат ѕвездите пред главната низа со маси поголеми од 0,5 M_☉ на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм по завршетокот на Хајашиевата патека. Астрономот Луис Џ. Хењи и неговите колеги во 1950-тите докажале дека една ѕвезда пред главната низа може да остане во зрачна рамнотежа во текот на извесно време на нејзиното собирање во главната низа.

Херцшпрунг-Раселов дијаграм на ѕвездите пред главната низа со различни маси. Хајашиевата патека се прикажана со вертикални линии, а Хењиевата со хоризонтални. Ѕвездите со поголема маса проведуваат многу малку време на Хајашиевата патека, додека оние со најмала маса никогаш не стасуваат до неа. Се гледа градиент на времето проведено на секоја патека како што се зголемува масата.

Оваа патека се одликува со бавен колапс во речиси хидростатичка рамнотежа, приближувајќи ѝ се на главната низа речиси хоризонтално на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм (т.е. сјајноста останува речиси постојано иста).

Застранување од Хајашиевата патека

${\begin{aligned}{\frac {dT}{dt}}&={\frac {-3\rho \kappa l(r)}{64\pi \sigma _{sb}T^{3}r^{2}}}\\[4pt]\end{aligned}}$

Равенката за зрачен пренос на топлината ни кажува за односот на непроѕирноста (κ) со температурниот градиент T. Ѕвездите со голема непроѕирност имаат струен, а оние со помала непроѕирност имаат зрачен пренос на топлина.

Протоѕвездите на Хајашиевата патека се наполно струјни и, поради големата застапеност на H- јони, тие се оптички дебели. Овие ѕвезди продолжуваат да се собираат сè додека средишното јадро не достигне извесен температурен праг, каде H- јоните ќе се распаднат, предизвикувајќи намалување на непроѕирноста.

Кога и колку долго ѕвездата ќе се преместува од Хајашиевата кон Хењиевата патека во голема мера зависи од нејзината првична маса. Ѕвездите со доволно голема маса (0,6 M_☉) ќе застранат на Хењиевата патека, прикажани како речиси хоризонтална линија на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм. Ако јадрото достигне доволна топлина, тоа ќе стане помалку непроѕирно, и со тоа струењето станува неделотворно. Јадрото ќе стане наполно зрачно за да ја пренесува неговата топлинска енергија. Во текот на оваа фаза сјајноста останува постојана или постепено се зголемува, а температурата се зголемува како што јадрото претрпува зрачно собирање. На крајот од патеката ѕвездата ќе претрпи јадрено согорување, и сјајноста ќе ѝ опадне сè додека не ја достигне главната низа.

Ѕвездите со поголема маса се развиваат побргу и поскоро на напуштаат Хајашиевата патека, а оние со помала маса стапуваат на неа подоцна. Од друга страна, ѕвездите без доволно маса никогаш не развиваат зрачно јадро бидејќи истото никогаш не достигнува доволна температура туку останува на Хајашиевата патека додека не ја достигне главната низа.

Поврзано

• Ѕвезден развој