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- النجم الأولي هو كتلة كبيرة تشكلت نتيجة تقلص غاز سحابة جزيئية عملاقة في الوسط بين النجمي, يعدّ طور النجم الأولي مرحلة مبكرة من تشكل النجوم. تستمر هذه المرحلة بالنسبة إلى نجم في نفس كتلة الشمس حوالي 1.000.000 سنة. تبدأ بزيادة الكثافة في نواة السحابة الجزيئية، وتتشكل على نمط يشبه نجم تي الثور . يعدّ نجم تي الثور في مرحلة نجم قبل النسق الأساسي أو نجم ما قبل النسق الأساسي، بعدها يتطور إلى نجم النسق الأساسي. كشف الرصد أن السحابة الجزئية العملاقة تكون في حالة توازن، حيث تكون قوة الثقالة في توازن مع الضغط الحراري في السحابة الجزيئية الغاز والغبار. فالضغط الحراري له تأثير كبير في مقاومة التقلص الناشيء عن الجاذبية في نوى النجوم الأولية ويعادل قوة الجاذبية وبذلك يتشكل حجم النجم. فالضغط الحراري يحاول توسيع النجم والجاذبية تحاول تقليصه. في تلك الحالة يمكن يشع النجم الناشيء أشعة تحت الحمراء، وبرصده يمكن التعرف عليه. يلعب الضغط المغناطيسي والاضطراب و الدواران دورا في ذلك. تلك العوامل تعمل على تقليص حجم النجم وزيادة كثافته وارتفاع درجة الحرارة في قلبه. تصنف تلك المرحلة طبقا لتصنيف نجم تي الثور ، حيث يمر نجم نشأ تبلغ كتلته بين 07و0 - 3 كتلة شمسية بتلك المرحلة من عمره. خلال تلك المرحلة يكون النجم النشأ نشطا ويكون ضياؤه شديدا، أشد من ضوء نجوم أكبر منه ولكن أكبر عمرا. ثم يبدأ اندماج الهيدروجين في قلب النجم ويتحول إلى هيليوم عندما تصل درجة حرارة قلب النجم إلى نحو 3 ملايين درجة مئوية. ويعمل ضغط الإشعاع الناتج من اندماج الهيدروجين على معادلة قوة الجاذبية ويستقر حجم النجم. بذلك تتم المرحلة التمهيدية لولادة النجم ويبدأ مرحلة جديدة من عمره طبقا لنجوم النسق الأساسي. (ar)
- Es denomina protoestrella o protoestel el núvol molecular format per hidrogen, heli i partícules de pols, que comença a contreure's fins que assoleix la seqüència principal en el diagrama de Hertzsprung-Russell. La fase protoestel·lar és la més primerenca en el procés d'evolució estel·lar. Per a una estrella de poca massa (és a dir, la del Sol o inferior), dura uns 500.000 anys. Suposem que tenim un núvol d'hidrogen a l'espai. Un petit percentatge de la massa del núvol és deuteri, un isòtop de l'hidrogen. Suposem també que el núvol incorpora també petitíssimes quantitats de liti (Li), beril·li (Be) i bor (B), tres elements molt lleugers.La formació estel·lar comença en aquests núvols moleculars relativament petits anomenats nuclis densos. A poc a poc, la gravetat va actuant sobre el núvol, fent que la seva massa es contregui sota el seu propi pes, la qual cosa es denomina col·lapse gravitatori. Aquest col·lapse és molt gradual, però és fàcil de deduir que, com més gran sigui la seva massa, més ràpid es contraurà. Un núvol la massa del qual sigui un 8% de la massa del Sol tardaria 800 milions d'anys a convertir-se en un estel estable, mentre que un núvol amb una massa com la que va originar el Sol va tardar aproximadament uns 10 milions d'anys. Un altre mecanisme detonador del procés de compressió consisteix en l'explosió d'una supernova a prop d'una regió d'aquest tipus, l'explosió genera un potent ona de xoc que comprimeix el gas i, per tant, possibilita la formació estel·lar. A mesura que es produeix el col·lapse, la temperatura en el centre del núvol va augmentant a conseqüència de l'augment de pressió. Tenim el que es diu un protoestel: una massa d'hidrogen amb una grandària d'unes 100 vegades el radi del nostre Sol, que genera més i més calor, detectable en la zona infraroja de l'espectre i que es prepara per a convertir-se en un estel. Aquest protoestel és encara bastant fred, en realitat: la temperatura superficial és d'uns 3.000 K (2.700 °C), però emet 700 vegades més energia per segon que el Sol. Les coses succeeixen ara bastant de pressa: en uns 1.000 anys més, el protoestel s'ha contret fins a convertir-se en una esfera amb un radi igual a 60 vegades el del Sol, i 500 vegades més lluminosa. La qüestió és que, a mesura que la densitat i la temperatura del centre del núvol van augmentant, es fa més probable que s'iniciïn reaccions de fusió que produeixin energia. Les reaccions de fusió nuclear són la base energètica de qualsevol estel important. Podem fer-nos una pregunta: l'energia necessària per a què? Bé, un estel usa part de l'energia que genera per a apuntalar la seva estructura. Aquesta energia incrementa la pressió del gas que forma l'estrella, que intenta expandir-se, però la gravetat continua empenyent el gas cap a dintre, comprimint-lo en el menor espai possible. Des del seu naixement i durant tota la seva vida, l'estel es manté en un equilibri com aquest: fusionar elements per obtenir energia que impedeixi el col·lapse gravitatori de la seva massa. (ca)
- Protohvězda, prahvězda nebo globule je vývojové stadium hvězdy poté, co se mateřská mlhovina z vodíku, hélia a prachu začne smršťovat, ale předtím než se výsledná hvězda ocitne na hlavní posloupnosti Hertzsprungova-Russellova diagramu. Zrod protohvězd popisuje tzv. mlhovinová hypotéza.Protohvězdy samy se na HR-diagramu nachází vpravo, ale nad hlavní posloupností. (cs)
- Ein Protostern (von gr. protos = der Erste) ist ein Bereich innerhalb einer kollabierenden interstellaren Wolke, der bereits annähernd ein hydrostatisches Gleichgewicht erreicht hat und durch einen stetigen, gravitationsbedingten Massezuwachs aus der umgebenden Wolke schließlich zu einem Stern wird. Während seines langsamen Kollapses setzt ein Protostern Gravitationsenergie in Wärme um, die als Infrarotstrahlung abgegeben wird. (de)
- Ένας πρωτοαστέρας είναι ένα πολύ νεαρό αστέρι που συγκεντρώνει ακόμη μάζα από το μητρικό μοριακό νέφος του. Η πρωτοαστρική φάση είναι η αρχαιότερη στη διαδικασία της αστρικής εξέλιξης. Για ένα αστέρι μίας ηλιακής μάζας διαρκεί περίπου 1.000.000 χρόνια. Η φάση αρχίζει όταν ένα μοριακό νέφος καταρρέει πρώτα κάτω από τη δύναμη της αυτο-βαρύτητας. Τελειώνει όταν ο πρωτοαστέρας ανατινάξει το αέριο και αποκαλυφθεί ως ένας οπτικά ορατός αστέρας προ-κύριας ακολουθίας, ο οποίος αργότερα συστέλλεται για να γίνει αστέρας κύριας ακολουθίας. (el)
- Proto-stelo estas amaso da gaso kaj kosma polvo kiu kuntiriĝas, enede , por iĝi stelo. La materio, kiu kolapsas sur laproto-stelon plidensigas kaj, pro frotado, plivarmigas ĝin ĝis inkandesko.La altirita polvo malhelpas la lumo eliri, la proto-stelo estas do ĉirkaŭigata dekokono da polvo kaj aspektas kiel malluma globeto. Sed perinfraruĝa observado eblas malkovri ĝin. La proto-stelo iĝas stelo kiam ĝi estas varmigata ne nur pro ĝia gravita kuntiriĝo,sed per nuklea fuzio. La brita fizikisto Sir James Jeans studis la kondiĉojn,laŭ kiuj nubo (aŭ parto da nubo) povas kuntiriĝi kaj kalkulis la mason enfunkcio de la denso kaj temperaturo de nubo kiu povas komenci gravitekolapsi. Tiu maso, tiel nomata estas donata de la formulo: kie n estas la denso en partikloj, m estas la averaĝamaso de gasa partiklo en la nubo kaj T la temperaturo de la gaso: jupli nubo estas densa kaj malvarma, des pli ĝi facile kuntiriĝa . La steloj formiĝas kutime multope (en stelamasoj). Tio estas klarigata, se oni supozaske la nubo da gaso ne uniforme kuntirigas. Male tiaj nuboj estas loko deturbulaj movoj, kiuj igas regionojn pli malpli densaj en ĝi. Tiu procezo,tiel nomata turbula disiĝo faras ke iaj regionoj transpasos la mason de Jeans kajiĝos gravite malstabilaj. Tiel, la nubo fragmentiĝas en grupo da proto-steloj: tiu, kiukongruas kun la observo de stelamasoj. (eo)
- Se denomina protoestrella al periodo de evolución de una estrella desde que es una nube molecular formada de hidrógeno, helio y partículas de polvo que empiezan a contraerse, hasta que la estrella alcanza la secuencia principal en el diagrama de Hertzsprung-Russell. La fase protoestelar es la más temprana en el proceso de evolución estelar. Las protoestrellas de masa similar a la del Sol tardan típicamente 100 millones de años en evolucionar desde nube molecular a estrella en la secuencia principal mientras que una protoestrella de unas 15 masas solares evoluciona mucho más rápidamente debido al mayor campo gravitatorio que genera, tardando del orden de 100 000 años en alcanzar la secuencia principal. Las estrellas se forman normalmente en grupos, llamados cúmulos, donde se forman varias de ellas simultáneamente. Esto se puede explicar asumiendo que la nube no se contrae uniformemente sino que se divide en varias partes que continúan contrayéndose y, a su vez, fragmentándose en regiones más pequeñas que terminan por formar protoestrellas. Las protoestrellas radian la mitad de la energía que aporta el colapso gravitatorio. La otra mitad se invierte en calentar su núcleo. El transporte de calor hasta la superficie se da enteramente por convección debido a que el material que la forma está escasamente ionizado lo cual frena mucho a los fotones e impide una buena eficiencia del transporte radiactivo. Una estrella de poca masa (como la del Sol o menos), dura unos 500,000 años. La fase comienza cuando un fragmento de nube molecular colapsa inicialmente por la fuerza de su propia gravedad, el núcleo soportado por la presión forma el framento interior que colapsa. Finaliza cuando el gas que captura se agota, dejando una estrella presta a comenzar su secuencia principal, que se contrae para posteriormente convertirse en una estrella presta a comenzar la fusión de hidrógeno y producir helio. (es)
- Protoizarra izar jaioberria da, oraindik ere sorburu duen hodei molekularreko materiaz elikatuz hazten dena. Izarren eboluzioaren hasierako fasean dagoen izarra da. Fase hau molekula lainoa berezko grabitatearen eraginez kolapsatzen denean hasten da. (eu)
- Une protoétoile ou proto-étoile est une grande masse qui se forme par la contraction des gaz d'un nuage moléculaire géant en milieu interstellaire principalement constitué d'hydrogène et d'hélium. La phase protostellaire est un stade précoce dans le processus de formation d'une étoile. Pour une étoile de la taille du Soleil, elle dure environ 100 000 ans. La matière se concentre sur elle-même et tourbillonne autour d'un centre de gravité, futur cœur de l'étoile. La chute de la matière vers son centre rend la protoétoile de plus en plus lumineuse jusqu'à ce que la poussière qu'elle a attirée empêche la lumière visible de passer. La protoétoile entourée d'un cocon de poussière devient alors un globule obscur (à ne pas confondre avec le globule de Bok). Cela se termine par la formation d'une étoile de type T Tauri, qui se développe ensuite en étoile de la séquence principale. Ceci est annoncé par le vent de T Tauri, un type de super vent stellaire qui marque le passage d'une protoétoile en étoile. La protoétoile devient une étoile lorsque ce ne sont plus les chocs de la matière mais des réactions nucléaires qui l'illumine. Les observations ont révélé que les nuages moléculaires géants sont à peu près dans un état d'équilibre viriel, l'énergie de liaison gravitationnelle du nuage est équilibrée par la pression thermique des molécules et des particules de poussière constituant le nuage. Bien que la pression thermique soit probablement l'effet dominant dans la lutte contre l'effondrement gravitationnel des cœurs protostellaires, la pression magnétique, des turbulences et la rotation peuvent également jouer un rôle (Larson, 2003). Toute perturbation dans le nuage peut bouleverser son état d'équilibre. Les ondes de choc de supernova, les ondes de densité spirales des galaxies et l'approche étroite ou la collision avec un autre nuage sont des exemples de perturbations. Si la perturbation est suffisamment grande, il peut conduire à une instabilité gravitationnelle et causer l'effondrement d'une région particulière du nuage. Le physicien britannique Sir James Jeans considérait le phénomène ci-dessus en détail. Il a pu montrer que, dans des conditions appropriées, un nuage, ou une partie commencerait à se contracter comme décrit plus haut. Il a dérivé une formule de calcul de la masse et de la taille que le nuage devrait atteindre en fonction de sa densité et de sa température avant que la contraction gravitationnelle n'ait commencé. Cette masse critique est connue comme la masse de Jeans. Elle est donnée par la formule suivante : où n est la densité du nombre de particules, m est la masse de la particule "moyenne" du gaz dans le nuage et T est la température du gaz. (fr)
- Sféar gáis atá ag titim isteach air féin, a bhfuil dóthain maise ann chun réalta a dhéanamh ach nach bhfuil na himoibrithe núicléacha tosaithe fós. Is féidir rinn mar seo a bhrath le teileascóp infridhearg mar gheall ar an teas a ghintear ag an titim isteach. Leanann an pas seo (i saolré na réalta) ar feadh 105-107 bliain. (ga)
- A protostar is a very young star that is still gathering mass from its parent molecular cloud. The protostellar phase is the earliest one in the process of stellar evolution. For a low-mass star (i.e. that of the Sun or lower), it lasts about 500,000 years. The phase begins when a molecular cloud fragment first collapses under the force of self-gravity and an opaque, pressure supported core forms inside the collapsing fragment. It ends when the infalling gas is depleted, leaving a pre-main-sequence star, which contracts to later become a main-sequence star at the onset of hydrogen fusion producing helium. (en)
- Protobintang atau purwabintang adalah salah satu tahap pembentukan bintang setelah tahap kontraksi awan molekul dan sebelum tahap deret utama berlangsung. Tahap ini dilalui ketika atom-atom dan molekul-molekul (yang kebanyakan terdiri dari hidrogen) di dalam awan molekul mulai terionisasi dan terdisosiasi tetapi tekanan dan temperatur di intinya belum mencukupi untuk berlangsungnya sebuah reaksi fusi nuklir. Protobintang terbentuk dari pengerutan sebuah . Berdasarkan , pengerutan gravitasi mengubah setengah menjadi radiasi dan setengahnya lagi menjadi energi dalam. Energi dalam ini pada akhirnya mengionisasi atom-atom dan mendisosiasi molekul-molekul yang ada. Pada akhir proses ini awan molekul akan kehilangan seluruh molekulnya (sebab sudah terdisosiasi) dan mencapai . Pada tahap ini dikatakan protobintang lahir. Radiasi dari sebuah protobintang kebanyakan diamati dalam bentuk gelombang mikro ataupun inframerah.
* l
* b
* s (in)
- 원시별은 성간 물질 내 거대 분자 구름이 수축하여 이루어진 거대한 덩어리이다. 원시별 단계는 별이 생겨나는 과정 중 초기 단계이다. 태양 정도 질량의 별은 약 10만 년 정도 원시별 단계에 머무른다. 원시별 단계는 분자 구름 중심부의 밀도가 증가하면서 시작되며 황소자리 T형 항성(이후 주계열성이 된다)으로 진화하면서 끝난다. 원시별의 마지막 단계에서 태양풍과 비슷하나 더 강력한 이 발생한다. 이 항성풍은 별이 질량을 끌어당기는 과정을 끝내고 내부에서 에너지를 복사하기 시작했음을 알리는 지표가 된다. 관측 결과 거대 분자 구름은 비리얼 균형 비슷한 상태에 있음이 드러났다. 요약하자면, 분자 구름을 이루는 분자·먼지 입자의 열적 압력과, 구름의 는 서로 균형을 이루고 있다. 열적 복사는 원시별의 중심핵이 중력적으로 붕괴하는 것을 막는 주요한 원인이지만, 자기 압력 및 난류, 자전 역시 붕괴를 막는 원인이 된다(2003년, 라르손). 분자 구름에 교란이 가해지면 구름의 균형 상태는 깨진다. 교란의 예로 초신성 폭발로 일어나는 충격파, 은하 내 나선 밀도파, 다른 분자 구름과의 조우 혹은 충돌 등을 들 수 있다. 이 교란의 정도가 충분히 크면 중력적인 불안정함이 생겨나며, 구름 내 특정한 곳으로 물질이 뭉치기 시작한다. 영국 물리학자 제임스 진즈 경은 위 현상을 상세하게 인식했다. 그는 적합한 조건하에서 분자 구름 또는 구름의 일부가 위 설명처럼 수축하기 시작한다고 주장했다. 그는 구름의 밀도 및 온도의 함수로써, 중력적 수축이 일어나기 위한 분자 구름의 최소 질량을 계산하는 공식을 이끌어냈다. 이 임계 질량을 진즈 질량으로 부른다. 공식은 다음과 같다. 여기서 n은 입자 개수 밀도이며 m은 구름 내 가스 입자의 평균 질량이고, T는 가스의 온도이다. (ko)
- Een protoster is een ster-in-spé. Wanneer een voldoende groot stuk van een moleculaire wolk zich verdicht is verdere contractie niet te stoppen. Er vormt zich een bol van gas die uiteindelijk een nieuwe ster zal worden. Tijdens deze contractiefase wordt zwaartekrachtsenergie omgezet in warmte die door convectie naar buiten wordt getransporteerd en aan het oppervlak wordt weggestraald. Dit object wordt een protoster genoemd. In deze, net als in latere fases, is er overal evenwicht tussen de zwaartekracht en de naar binnen toenemende gasdruk. Om de weggestraalde warmte te compenseren trekt de protoster zich verder samen. De duur van deze fase wordt bepaald door het evenwicht tussen voortgaande contractie en uitgestraalde energie en wordt gegeven door de zogenaamde Kelvin-Helmholtztijd. Uiteindelijk zullen druk en temperatuur in het centrum van de protoster zo ver toenemen dat kernfusie op gang komt. Vanaf dat moment spreekt men van een jong stellair object (in het Engels 'Young Stellar object' of YSO). T Tauri-sterren en Herbig Ae/Be sterren zijn YSOs. In het Hertzsprung-Russelldiagram liggen protoster en YSO rechts van de hoofdreeks en bewegen zich daarnaartoe. In gasbollen lichter dan ongeveer een tiende van de massa van de zon bereiken de druk en de temperatuur in het centrum nooit de waarden om kernfusie op gang te brengen. Dergelijke objecten worden bruine dwergen genoemd. (nl)
- 原始星（げんしせい）(protostar) とは、生まれたばかりの星のことで、分子雲の中でもガスの密度の高い分子雲コアが自己重力で収縮しはじめ、質量が一定のまま半径が収縮するTタウリ型星やハービッグAe/Be型星になる前の状態までを指す。 (ja)
- In astronomia si definisce protostella la fase della formazione stellare compresa tra il collasso della nube molecolare e la fase di stella pre-sequenza principale. La protostella è l'immediato prodotto del collasso gravitazionale di una densa nube del mezzo interstellare. La maggior parte di tali nubi è in uno stato di equilibrio dinamico: la forza di gravità è bilanciata dall'energia termica degli atomi e delle molecole che compongono la nube. La rottura di questo equilibrio può avvenire spontaneamente, a causa delle turbolenze interne della nube, oppure, più spesso, può essere innescato da un qualche evento esterno, come le onde d'urto provocate dall'esplosione di una vicina supernova o da una collisione tra due nubi distinte, le forze di marea galattica tra due galassie interagenti e così via. Quale che sia la fonte del disturbo, se questo è abbastanza grande può far sì che, in una regione della nube a maggiore densità, la forza di gravità sovrasti l'energia termica, dando luogo al collasso. Le protostelle di massa simile al Sole impiegano tipicamente 10 milioni di anni per evolversi da una nube in fase di contrazione ad una stella di sequenza principale, mentre le stelle di massa maggiore sono molto più veloci: una stella di 15 masse solari (M☉) raggiunge la sequenza principale in circa 100.000 anni. Il prodotto del primo collasso è la formazione di un nucleo idrostatico, il quale deve andare incontro ad una fase di accrescimento. Questa è la fase cruciale del processo di formazione di una stella, dal momento che la quantità di materia che l'astro nascente riesce ad accumulare condizionerà irreversibilmente il suo destino successivo: infatti, se la protostella accumula una massa compresa tra 0,08 e 8–10 M☉ evolve successivamente in una stella pre-sequenza principale; se invece la massa è nettamente superiore, la protostella raggiunge immediatamente la sequenza principale. La massa determina inoltre la durata della vita di una stella: le stelle meno massicce vivono molto più a lungo delle stelle più pesanti: si va dal bilione di anni delle stelle di classe M V fino ai pochi milioni di anni delle massicce stelle di classe O V.Se l'oggetto non riesce ad accumulare una massa di almeno 0,08 M☉ l'innesco delle reazioni di fusione dell'idrogeno è impossibilitato; questa "stella mancata", dopo una fase di stabilizzazione, diviene quella che gli astronomi definiscono una nana bruna. (it)
- Protogwiazda – bardzo młoda gwiazda, zbierająca masę z obłoku molekularnego i zapadająca się na skutek grawitacji, zanim zacznie emitować światło. W jej wnętrzu nie zachodzą jeszcze reakcje termojądrowe. Emituje ona promieniowanie cieplne z zakresu mikrofal i podczerwieni na skutek kurczenia się. Protogwiazda o masie Słońca gromadzi masę przez około 5·105 lat. Czas ten jest wyjątkowo krótki w porównaniu do czasu życia gwiazdy, jest to krótki czas nawet w porównaniu do czasu dojścia gwiazdy do ciągu głównego, kiedy gwiazda tworzy hel z wodoru, wynoszący dla gwiazdy o masie Słońca około 3·107 lat. Kurczeniu się protogwiazdy towarzyszy wzrost gęstości i temperatury w jej wnętrzu. Od pewnego momentu zaczynają zachodzić reakcje jądrowe i stopniowo kurczenie się protogwiazdy zostaje zatrzymane, a obiekt staje się gwiazdą ciągu głównego w diagramie Hertzsprunga-Russella. Dzieje się tak, gdy kurcząca się masa jest większa niż około 8% masy Słońca. Obiekt o mniejszej masie nigdy nie wytwarza warunków do efektywnego zachodzenia reakcji termojądrowych i kończy ewolucję jako brązowy karzeł. (pl)
- En protostjärna är ett förstadium i en stjärnas utveckling där moln av väte, helium och rymdstoft kontraherar innan den når den så kallade huvudserien. (sv)
- Uma Protoestrela é um protótipo de estrela, ou seja, um objeto candidato que se tornará estrela caso sua massa seja grande o suficiente. Em virtude de alguma turbulência em uma nuvem molecular decorrente de algum evento exterior à mesma, ocorre uma ruptura no estado de equilíbrio da nuvem onde certas regiões ficam mais densas que outras. Nessas regiões formam-se glóbulos de onde, eventualmente, formam-se estrelas. Esses glóbulos começam a colapsar por conta de seu próprio peso e, à medida que isso acontece, sua temperatura aumenta. Concomitantemente, a matéria ao redor do glóbulo forma um disco em queda sobre este e, por causa disso, jatos de matéria são expelidos pelos polos, são os objetos HH. Quando termina de acrescentar matéria em si mesma, ou seja, cessa a queda do material daquela região da nuvem sobre a protoestrela, temos uma estrela pré-sequência principal. (pt)
- Протозвезда — звезда на начальной стадии своей эволюции и на заключительном этапе своего формирования перед возникновением термоядерного синтеза. Точные границы этого понятия размыты, а сами протозвёзды могут иметь совершенно разные характеристики. Однако в любом случае в процессе эволюции звёзд отправной точкой стадии протозвезды является начало сжатия молекулярного облака, а завершающей — момент, когда основным источником энергии звезды становится термоядерный синтез и она становится полноценной звездой главной последовательности. В зависимости от массы протозвезды, данная стадия может продолжаться от 105 лет для самых крупных объектов до 109 лет для самых маломассивных. В англоязычной литературе термин «протозвезда» используется только для стадии, когда аккреция оболочек всё ещё продолжается; для описания всей эволюции звезды, когда она ещё не достигла главной последовательности, используется термин «молодой звёздный объект» (англ. young stellar object). (ru)
- 原恆星（Protostar）是在星際介質中的巨分子雲收縮下出現的天體，是恆星形成過程中的早期階段。對一個太陽質量的恆星而言，這個階段至少持續大約100,000年。它開始於分子雲核心的密度增加，結束於金牛T星的形成，然後就發展進入主序帶。這個階段由金牛T風－一種恆星風的開始宣告結束，標誌著恆星從質量的吸積進入能量的輻射。 觀測顯示巨型分子雲總體上近似在維里平衡的狀態，星雲中的被星雲中構成分子的動能平衡。任何對雲氣的干擾都可能擾亂它的平衡狀態，干擾的例子可以是來自超新星的震波；星系內旋臂的密度波，或是與其他雲氣的接近或碰撞。無論擾動的來源是何種，只要夠大就可能在雲氣內特定的地區造成重力大於熱動能的重力變化。 英國的物理學家詹姆士·金斯曾詳細的討論過上述的现象。他能顯示，在適當的情況下，一團雲氣或其中的一部分，將開始如上所述的收縮。他導出了一條公式可以計算雲氣所需要的大小和質量，以及在開始前的溫度和密度。這個臨界質量就是所知的金斯質量，可以由下式得到： 此處 n是特定區域的密度，m是在雲氣內氣體平均的質量，而T是氣體的溫度。 (zh)
- Протозоря — астрономічний об'єкт, що перебуває на проміжному етапі зоряної еволюції — від фрагменту газо-пилової хмари до власне зорі на стадії головної послідовності. У процесі формування зорі з газопилової хмари виділяють три основні стадії: 1.
* Ізотермічний колапс та формування компактного ядра. 2.
* Акреція протяжної оболонки на сформоване ядро. 3.
* Повільне стискання ядра після завершення акреції. Ця стадія характерна тільки для зір невеликої маси (менше трьох мас Сонця), її називають стадією Хаяші за ім'ям японського астрофізика Чушіро Хаяші, який 1961 року побудував її модель. Термін в широкому сенсі вживають щодо всіх трьох стадій еволюції газової хмари в зорю, а у вузькому сенсі — лише щодо другої стадії. (uk)
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- Protohvězda, prahvězda nebo globule je vývojové stadium hvězdy poté, co se mateřská mlhovina z vodíku, hélia a prachu začne smršťovat, ale předtím než se výsledná hvězda ocitne na hlavní posloupnosti Hertzsprungova-Russellova diagramu. Zrod protohvězd popisuje tzv. mlhovinová hypotéza.Protohvězdy samy se na HR-diagramu nachází vpravo, ale nad hlavní posloupností. (cs)
- Ein Protostern (von gr. protos = der Erste) ist ein Bereich innerhalb einer kollabierenden interstellaren Wolke, der bereits annähernd ein hydrostatisches Gleichgewicht erreicht hat und durch einen stetigen, gravitationsbedingten Massezuwachs aus der umgebenden Wolke schließlich zu einem Stern wird. Während seines langsamen Kollapses setzt ein Protostern Gravitationsenergie in Wärme um, die als Infrarotstrahlung abgegeben wird. (de)
- Ένας πρωτοαστέρας είναι ένα πολύ νεαρό αστέρι που συγκεντρώνει ακόμη μάζα από το μητρικό μοριακό νέφος του. Η πρωτοαστρική φάση είναι η αρχαιότερη στη διαδικασία της αστρικής εξέλιξης. Για ένα αστέρι μίας ηλιακής μάζας διαρκεί περίπου 1.000.000 χρόνια. Η φάση αρχίζει όταν ένα μοριακό νέφος καταρρέει πρώτα κάτω από τη δύναμη της αυτο-βαρύτητας. Τελειώνει όταν ο πρωτοαστέρας ανατινάξει το αέριο και αποκαλυφθεί ως ένας οπτικά ορατός αστέρας προ-κύριας ακολουθίας, ο οποίος αργότερα συστέλλεται για να γίνει αστέρας κύριας ακολουθίας. (el)
- Protoizarra izar jaioberria da, oraindik ere sorburu duen hodei molekularreko materiaz elikatuz hazten dena. Izarren eboluzioaren hasierako fasean dagoen izarra da. Fase hau molekula lainoa berezko grabitatearen eraginez kolapsatzen denean hasten da. (eu)
- Sféar gáis atá ag titim isteach air féin, a bhfuil dóthain maise ann chun réalta a dhéanamh ach nach bhfuil na himoibrithe núicléacha tosaithe fós. Is féidir rinn mar seo a bhrath le teileascóp infridhearg mar gheall ar an teas a ghintear ag an titim isteach. Leanann an pas seo (i saolré na réalta) ar feadh 105-107 bliain. (ga)
- A protostar is a very young star that is still gathering mass from its parent molecular cloud. The protostellar phase is the earliest one in the process of stellar evolution. For a low-mass star (i.e. that of the Sun or lower), it lasts about 500,000 years. The phase begins when a molecular cloud fragment first collapses under the force of self-gravity and an opaque, pressure supported core forms inside the collapsing fragment. It ends when the infalling gas is depleted, leaving a pre-main-sequence star, which contracts to later become a main-sequence star at the onset of hydrogen fusion producing helium. (en)
- 原始星（げんしせい）(protostar) とは、生まれたばかりの星のことで、分子雲の中でもガスの密度の高い分子雲コアが自己重力で収縮しはじめ、質量が一定のまま半径が収縮するTタウリ型星やハービッグAe/Be型星になる前の状態までを指す。 (ja)
- En protostjärna är ett förstadium i en stjärnas utveckling där moln av väte, helium och rymdstoft kontraherar innan den når den så kallade huvudserien. (sv)
- 原恆星（Protostar）是在星際介質中的巨分子雲收縮下出現的天體，是恆星形成過程中的早期階段。對一個太陽質量的恆星而言，這個階段至少持續大約100,000年。它開始於分子雲核心的密度增加，結束於金牛T星的形成，然後就發展進入主序帶。這個階段由金牛T風－一種恆星風的開始宣告結束，標誌著恆星從質量的吸積進入能量的輻射。 觀測顯示巨型分子雲總體上近似在維里平衡的狀態，星雲中的被星雲中構成分子的動能平衡。任何對雲氣的干擾都可能擾亂它的平衡狀態，干擾的例子可以是來自超新星的震波；星系內旋臂的密度波，或是與其他雲氣的接近或碰撞。無論擾動的來源是何種，只要夠大就可能在雲氣內特定的地區造成重力大於熱動能的重力變化。 英國的物理學家詹姆士·金斯曾詳細的討論過上述的现象。他能顯示，在適當的情況下，一團雲氣或其中的一部分，將開始如上所述的收縮。他導出了一條公式可以計算雲氣所需要的大小和質量，以及在開始前的溫度和密度。這個臨界質量就是所知的金斯質量，可以由下式得到： 此處 n是特定區域的密度，m是在雲氣內氣體平均的質量，而T是氣體的溫度。 (zh)
- النجم الأولي هو كتلة كبيرة تشكلت نتيجة تقلص غاز سحابة جزيئية عملاقة في الوسط بين النجمي, يعدّ طور النجم الأولي مرحلة مبكرة من تشكل النجوم. تستمر هذه المرحلة بالنسبة إلى نجم في نفس كتلة الشمس حوالي 1.000.000 سنة. تبدأ بزيادة الكثافة في نواة السحابة الجزيئية، وتتشكل على نمط يشبه نجم تي الثور . يعدّ نجم تي الثور في مرحلة نجم قبل النسق الأساسي أو نجم ما قبل النسق الأساسي، بعدها يتطور إلى نجم النسق الأساسي. (ar)
- Es denomina protoestrella o protoestel el núvol molecular format per hidrogen, heli i partícules de pols, que comença a contreure's fins que assoleix la seqüència principal en el diagrama de Hertzsprung-Russell. La fase protoestel·lar és la més primerenca en el procés d'evolució estel·lar. Per a una estrella de poca massa (és a dir, la del Sol o inferior), dura uns 500.000 anys. (ca)
- Proto-stelo estas amaso da gaso kaj kosma polvo kiu kuntiriĝas, enede , por iĝi stelo. La materio, kiu kolapsas sur laproto-stelon plidensigas kaj, pro frotado, plivarmigas ĝin ĝis inkandesko.La altirita polvo malhelpas la lumo eliri, la proto-stelo estas do ĉirkaŭigata dekokono da polvo kaj aspektas kiel malluma globeto. Sed perinfraruĝa observado eblas malkovri ĝin. La proto-stelo iĝas stelo kiam ĝi estas varmigata ne nur pro ĝia gravita kuntiriĝo,sed per nuklea fuzio. (eo)
- Se denomina protoestrella al periodo de evolución de una estrella desde que es una nube molecular formada de hidrógeno, helio y partículas de polvo que empiezan a contraerse, hasta que la estrella alcanza la secuencia principal en el diagrama de Hertzsprung-Russell. La fase protoestelar es la más temprana en el proceso de evolución estelar. (es)
- Protobintang atau purwabintang adalah salah satu tahap pembentukan bintang setelah tahap kontraksi awan molekul dan sebelum tahap deret utama berlangsung. Tahap ini dilalui ketika atom-atom dan molekul-molekul (yang kebanyakan terdiri dari hidrogen) di dalam awan molekul mulai terionisasi dan terdisosiasi tetapi tekanan dan temperatur di intinya belum mencukupi untuk berlangsungnya sebuah reaksi fusi nuklir. Radiasi dari sebuah protobintang kebanyakan diamati dalam bentuk gelombang mikro ataupun inframerah.
* l
* b
* s (in)
- In astronomia si definisce protostella la fase della formazione stellare compresa tra il collasso della nube molecolare e la fase di stella pre-sequenza principale. La protostella è l'immediato prodotto del collasso gravitazionale di una densa nube del mezzo interstellare. La maggior parte di tali nubi è in uno stato di equilibrio dinamico: la forza di gravità è bilanciata dall'energia termica degli atomi e delle molecole che compongono la nube. La rottura di questo equilibrio può avvenire spontaneamente, a causa delle turbolenze interne della nube, oppure, più spesso, può essere innescato da un qualche evento esterno, come le onde d'urto provocate dall'esplosione di una vicina supernova o da una collisione tra due nubi distinte, le forze di marea galattica tra due galassie interagenti e c (it)
- Une protoétoile ou proto-étoile est une grande masse qui se forme par la contraction des gaz d'un nuage moléculaire géant en milieu interstellaire principalement constitué d'hydrogène et d'hélium. La phase protostellaire est un stade précoce dans le processus de formation d'une étoile. Pour une étoile de la taille du Soleil, elle dure environ 100 000 ans. La matière se concentre sur elle-même et tourbillonne autour d'un centre de gravité, futur cœur de l'étoile. La chute de la matière vers son centre rend la protoétoile de plus en plus lumineuse jusqu'à ce que la poussière qu'elle a attirée empêche la lumière visible de passer. La protoétoile entourée d'un cocon de poussière devient alors un globule obscur (à ne pas confondre avec le globule de Bok). Cela se termine par la formation d'une (fr)
- 원시별은 성간 물질 내 거대 분자 구름이 수축하여 이루어진 거대한 덩어리이다. 원시별 단계는 별이 생겨나는 과정 중 초기 단계이다. 태양 정도 질량의 별은 약 10만 년 정도 원시별 단계에 머무른다. 원시별 단계는 분자 구름 중심부의 밀도가 증가하면서 시작되며 황소자리 T형 항성(이후 주계열성이 된다)으로 진화하면서 끝난다. 원시별의 마지막 단계에서 태양풍과 비슷하나 더 강력한 이 발생한다. 이 항성풍은 별이 질량을 끌어당기는 과정을 끝내고 내부에서 에너지를 복사하기 시작했음을 알리는 지표가 된다. 영국 물리학자 제임스 진즈 경은 위 현상을 상세하게 인식했다. 그는 적합한 조건하에서 분자 구름 또는 구름의 일부가 위 설명처럼 수축하기 시작한다고 주장했다. 그는 구름의 밀도 및 온도의 함수로써, 중력적 수축이 일어나기 위한 분자 구름의 최소 질량을 계산하는 공식을 이끌어냈다. 이 임계 질량을 진즈 질량으로 부른다. 공식은 다음과 같다. 여기서 n은 입자 개수 밀도이며 m은 구름 내 가스 입자의 평균 질량이고, T는 가스의 온도이다. (ko)
- Protogwiazda – bardzo młoda gwiazda, zbierająca masę z obłoku molekularnego i zapadająca się na skutek grawitacji, zanim zacznie emitować światło. W jej wnętrzu nie zachodzą jeszcze reakcje termojądrowe. Emituje ona promieniowanie cieplne z zakresu mikrofal i podczerwieni na skutek kurczenia się. (pl)
- Een protoster is een ster-in-spé. Wanneer een voldoende groot stuk van een moleculaire wolk zich verdicht is verdere contractie niet te stoppen. Er vormt zich een bol van gas die uiteindelijk een nieuwe ster zal worden. Tijdens deze contractiefase wordt zwaartekrachtsenergie omgezet in warmte die door convectie naar buiten wordt getransporteerd en aan het oppervlak wordt weggestraald. Dit object wordt een protoster genoemd. In deze, net als in latere fases, is er overal evenwicht tussen de zwaartekracht en de naar binnen toenemende gasdruk. Om de weggestraalde warmte te compenseren trekt de protoster zich verder samen. De duur van deze fase wordt bepaald door het evenwicht tussen voortgaande contractie en uitgestraalde energie en wordt gegeven door de zogenaamde Kelvin-Helmholtztijd. Uitei (nl)
- Uma Protoestrela é um protótipo de estrela, ou seja, um objeto candidato que se tornará estrela caso sua massa seja grande o suficiente. Em virtude de alguma turbulência em uma nuvem molecular decorrente de algum evento exterior à mesma, ocorre uma ruptura no estado de equilíbrio da nuvem onde certas regiões ficam mais densas que outras. Nessas regiões formam-se glóbulos de onde, eventualmente, formam-se estrelas. Esses glóbulos começam a colapsar por conta de seu próprio peso e, à medida que isso acontece, sua temperatura aumenta. Concomitantemente, a matéria ao redor do glóbulo forma um disco em queda sobre este e, por causa disso, jatos de matéria são expelidos pelos polos, são os objetos HH. Quando termina de acrescentar matéria em si mesma, ou seja, cessa a queda do material daquela (pt)
- Протозвезда — звезда на начальной стадии своей эволюции и на заключительном этапе своего формирования перед возникновением термоядерного синтеза. Точные границы этого понятия размыты, а сами протозвёзды могут иметь совершенно разные характеристики. Однако в любом случае в процессе эволюции звёзд отправной точкой стадии протозвезды является начало сжатия молекулярного облака, а завершающей — момент, когда основным источником энергии звезды становится термоядерный синтез и она становится полноценной звездой главной последовательности. В зависимости от массы протозвезды, данная стадия может продолжаться от 105 лет для самых крупных объектов до 109 лет для самых маломассивных. (ru)
- Протозоря — астрономічний об'єкт, що перебуває на проміжному етапі зоряної еволюції — від фрагменту газо-пилової хмари до власне зорі на стадії головної послідовності. У процесі формування зорі з газопилової хмари виділяють три основні стадії: 1.
* Ізотермічний колапс та формування компактного ядра. 2.
* Акреція протяжної оболонки на сформоване ядро. 3.
* Повільне стискання ядра після завершення акреції. Ця стадія характерна тільки для зір невеликої маси (менше трьох мас Сонця), її називають стадією Хаяші за ім'ям японського астрофізика Чушіро Хаяші, який 1961 року побудував її модель. (uk)
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