Henyey-Linie

aus Wikipedia, der freien Enzyklopädie
Wechseln zu: Navigation, Suche
Entwicklungswege (blaue Kurven) von Vorhauptreihensternen von der Geburt des Sterns (schwarze Linie rechts oben) bis zum Eintritt in die Hauptreihe (schwarze Linie links unten). Das Ende jedes Wegs ist mit der Sternenmasse in Enheiten der der Sonnenmasse beschriftet. Die roten Kurven (beschriftet in Jahren) sind Isochronen, d.h. Linien konstanten Alters, deren Schnittpunkte mit den Entwicklungswegen das jeweilige Sternenalter angeben.
Die nahezu waagrechten Abschnitte sind Henyey-Linien. Sehr schwere Sterne (\gtrsim 3 M_\odot) werden direkt auf der Henyey-Linie geboren und bleiben auf dieser bis sie die Hauptreihe erreichen. Leichtere Sterne (0.5 M_\odot \lesssim M \lesssim 3 M_\odot) werden auf der nahezu senkrechten Hayashi-Linie geboren bevor sie auf die Henyey-Linie abbiegen. Sehr Leichte Sterne (\lesssim 0.5 M_\odot) bleiben auf der Hayashi-Linie, bis sie die Hauptreihe erreichen.

Als Henyey-Linie wird in der Astronomie der Entwicklungsweg eines Sterns im Hertzsprung-Russell-Diagramm von der Hayashi-Linie zur Hauptreihe bezeichnet. Entlang der Henyey-Linie steigen Leuchtkraft und Effektivtemperatur an. Der Energietransport findet durch Strahlungsdiffusion statt.

Der Anstieg der Effektivtemperatur und somit die Länge der Henyey-Linie ist bei massearmen Sternen geringer als bei massereichen, die weniger Zeit auf der Linie verbringen. Verursacht durch das Einsetzen der Kernfusion sinkt die Leuchtkraft eines Sterns kurz vor Erreichen der Hauptreihe leicht ab.

Die Linie ist nach dem US-amerikanischen Astronomen Louis G. Henyey benannt.