En el diagrama de Hertzsprung-Russell, el límit de Hayashi forma una linea quasi vertical prop dels 3500 K. Les estrelles de temperatura fotosfèrica més baixa, situada darrere d'aquest línia, tenen un interior completament convectiu; els models formulats per l'estructura d'aquestes estrelles encara no consideren una solució per les estrelles en equilibri que es troben a la dreta d'aquesta línia, i que posseeixen temperatures superficials encara més baixes. Per aquesta raó, les estrelles es veuen obligades a quedar a l'esquerra d'aquest límit durant tot el període en què es troben en equilibri hidroestàtic, mentre la regió de la dreta constitueix una mena de zona prohibida. El límit de Hayashi també obliga les gegants vermelles a no superar, durant la seva fase d'expansió, un cert límit, característic d'aquella massa.[2]
No obstant això, hi ha excepcions al límit Hayashi: les protoestrelles, així com les estrelles amb camps magnètics, que interfereixen amb el transport intern d'energia mitjançant convecció.[3]
↑Martin Schwarzschild «The Study of Stellar Structure» (en anglès). Theoretical Principles in Astrophysics and Relativity. University of Chicago, 27-29 maggio 1975, pàg. 1-14.
↑C. Hayashi, R. Hoshi (en anglès) Publications of the Astronomical Society of Japan, 13, 1961, pàg. 442–449.