Hayashi-gränsen är värdet på den maximala radien för en stjärna för en given massa . När en stjärna är helt i hydrostatisk jämvikt - det vill säga när de inåtriktade gravitationskrafterna balanseras av det utåtriktade plasmatrycket , kan dess radie inte överskrida Hayashi-gränsen. Detta är viktigt för evolutionen av stjärnor, både i bildningsstadiet och, i de flesta fall, inträde i huvudsekvensen , och senare, när det mesta av vätet förbrukas under en termonukleär reaktion [1] .
Hertzsprung-Russell-diagrammet visar förhållandet mellan yttemperaturen hos en stjärna och dess ljusstyrka . I detta diagram bildar Hayashi-gränsen en nästan vertikal linje nära märket 3500° K. Samtidigt har protostjärnor med en massa på mindre än 3 M ⊙ ett konvektivt lager som sträcker sig till hela djupet, medan de med en större massa inte, och modeller av helt konvektiva stjärnor ger inga lösningar som ligger till höger om denna linje. Således finns de allra flesta stjärnor på diagrammet till vänster om Hayashi-gränsen medan de är i hydrostatisk jämvikt, och området till höger om linjen är den "förbjudna zonen". Undantag är kollapsande protostjärnor, såväl som stjärnor med magnetfält som förhindrar intern energiöverföring genom konvektion [2] .
Uppkallad efter den japanske astrofysikern Chushiro Hayashi [3] .