Quelltext der Seite Henyey-Linie

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 [[Schwarzer Körper|Effektivtemperatur]] an. Der Energietransport findet durch [[Diffusion|Strahlungsdiffusion]] statt.<ref>L. G. Henyey, L. Wilets,  K. H. Böhm, R.  Lelevier, R. D. Levee: ''A Method for Automatic Computation of Stellar Evolution.'' In: ''Astrophysical Journal''. Bd. 129 (1959), S. 628–636.</ref><ref>Steven W. Stahler: ''Understanding Young Stars: A History.'' In: ''Publications of the Astronomical Society of the Pacific.'' Bd. 100 (1988), S. 1474–1485.</ref>

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]] (1910–1970) benannt.

[[File:PMS evolution tracks.svg|thumb|440px|center|Entwicklungswege von jungen Vorhauptreihensternen (blaue Linien)]]

Entwicklungswege von jungen Vorhauptreihensternen:
* Dargestellt sind die Entwicklungswege (blau) von der Geburt eines Sternes (schwarze Linie rechts oben) bis zum Eintritt in die Hauptreihe (schwarze Linie links unten).
* Das Ende jedes Wegs ist mit der Sternenmasse in Einheiten der der Sonnenmasse beschriftet. 
* Die roten Kurven (beschriftet in Jahren) sind Isochronen, d.&nbsp;h. Linien konstanten Alters, deren Schnittpunkte mit den Entwicklungswegen das jeweilige Sternenalter angeben.
* Die nahezu vertikalen Abschnitte sind [[Hayashi-Linie]]n.
* Leichte Sterne mit <math>\mathrm{M}/\mathrm{M}_\odot \lesssim 0{,}5</math> bleiben auf der Hayashi-Linie, bis sie die Hauptreihe erreichen. 
* Schwerere Sterne mit <math>0{,}5 \lesssim \mathrm{M}/\mathrm{M}_\odot \lesssim 3</math> biegen auf die nahezu waagrechte Henyey-Linie ab. 
* Sehr schwere Sterne mit <math>\mathrm{M}/\mathrm{M}_\odot \gtrsim 3</math> werden direkt auf der Henyey-Linie geboren.

== Einzelnachweise ==
<references />

[[Kategorie:Stellarphysik]]