Трек Хеньї

Трек Хеньї — майже горизонтальний еволюційний трек на діаграмі Герцшпрунга — Рассела^[2], вздовж якого рухаються зорі до головної послідовності з масами більше 0,5 маси Сонця після завершення руху вздовж треку Хаяші. У міру наближення до головної послідовності зоря повільно стискається й нагрівається, але її світність залишається майже постійною. Стискання триває доки в надрах зорі не почнуться термоядерні реакції водневого циклу^[3]. Названий на честь американського астронома угорського походження Луїса Хеньї, який разом із колегами у 1950-х роках показав, що зоря до головної послідовності може протягом певного етапу свого стискання залишатися в стані радіаційної рівноваги^[4].

Рівняння радіаційного переносу тепла встановлює зв'язок між непрозорістю κ і градієнтом температури:

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

Зорі з великою непрозорістю є конвективними, тоді як за малої непрозорості тепло переноситься шляхом променистого переносу.

Протозорі на треку Хаяші повністю конвективні й через значну кількість іонів H⁻ є оптично товстими. Вони продовжують стискатися, доки температура в ядрі не досягне певного порогу, за якого іони H⁻ руйнуються, що зменшує непрозорість.

Те, коли і як довго зоря переходить від треку Хаяші до треку Хеньї, значною мірою залежить від її початкової маси. Достатньо масивні зорі (близько 0,6 сонячної маси) з часом виходять на трек Хеньї, який на діаграмі Герцшпрунга — Рассела має вигляд майже горизонтальної лінії. Коли ядро стає достатньо гарячим, його непрозорість зменшується, і конвекція стає неефективною^[5]. У результаті ядро переходить у стан повністю променистого переносу енергії. Під час цього етапу світність залишається сталою або повільно зростає, тоді як температура підвищується внаслідок стискання ядра^[6]. Наприкінці цього етапу в зорі запалюються термоядерні реакції, і її світність тимчасово зменшується, поки вона не досягне головної послідовності.

Зорі великої маси швидко сходять із треку Хаяші, тоді як зорі меншої маси переходять на трек Хеньї пізніше. Зорі з недостатньою масою взагалі не формують ядра з променистим мереносом, оскільки їхнє ядро не нагрівається до потрібної температури; такі зорі залишаються на треку Хаяші аж до виходу на головну послідовність^[1].

• Парадокс слабкого молодого Сонця