| dbo:abstract
|
- نجم قبل النسق الاساسي (بالإنجليزية: pre-main-sequence star) ( ويرمز له أيضا PMS star )) هو نجم ناشيء لا يزال في مرحلة قبل وصوله إلى النسق الأساسي. في تلك المرحلة المبكرة يكون الجرم المتكون نجما أوليا يجمع مادته ويزيدها من محيطه من الغاز والغبار البين نجمي. وبعد إبعاد النجم الأولي ما يحيطه من غبار زائد بعيدًا عنه يصبح مرئيًا ويبدأ في الظهور في رسم هرتزبرونغ-راسل. عند تلك المرحلة يكون النجم النشأ قد جمع مادته ولكن لم يبدأ فيه إندماج الهيدروجين. فينكمش النجم وترتفع درجة حرارته الداخلية عندما تصبح درجة حرارته الداخلية نحو 3 ملايين درجة فيبدأ اندماج الهيدروجين فيه ويشغل موقعه في النسق الأساسي. تلك هي المرحلة التي تسمى «ما قبل النسق الأساسي». عندما نرصد جرم في مرحلة ما قبل النسق الأساسي فقد يكون نجما من نوع نجم تي الثور إذا كانت كتلته أقل من 2 كتلة شمسية، أما إذا كانت كتلته بين 2 إلى 8 كتلة شمسية فهو يظهر كنجم من نوع هيربيغ أي/ نجم بي. أما النجوم ذات الكتلة أولية أكبر من 8 كتلة شمسة فعي لا تمر بمرحلة ما قبل النسق الأساسي لأن النجم منهم ينكمش سريعا ويصبح نجما أوليا protostar. حينئذ يشع النجم ضوئه وبصبح مرئيا إذ يبدأ اندماج الهيدروجين في قلبه ويعد نجما من النسق الأساسي. الطاقة الحاصلة في نجم قبل النسق الأساسي PMS object منشؤها التقلص الثقالي، أي الطاقة الناشئة من قوة الجاذبية التي تحاول تجميع كل مادة النجم في مركزه ؛ وتعاكسها في ذلك تفاعلات الروتون-بروتون المتسلسلة والتي تسمى «اندماج الهيدروجين». تلك هي القوى المؤثرة في نجوم النسق الأساسي، حيث يحدث توازن بين تلك القوة الضامة من الخارج إلى الداخل وتقاومها قوة الإشعاع العاملة من الداخل إلى الخارج والتي تنشأ من اندماج الهيدروجين. في رسم هرتزبرونغ-راسل تنتقل نجوم ما قبل النسق الأساسي التي تكون كتلتها أكبر من 5و0 كتلة شمسية، تنتقل أولا رأسيا إلى اسفل عبر مسار هياشي، قم تنتقل أفقيا إلى اليسار عبر مسار هينيي حتى يصل إلى النسق الأساسي الذي يبقى فيه أطول مدة من عمره. أما نجوم ما قبل النسق الأساسي ذات كتلة أقل من 5و0 كتلة شمسية فهي تنكمش رأسيا عبر مسار هياشي طوال عمرها. يمكن التفرقة بين نجم قبل النسق الأساسي ونجم من النسق الأساسي عن طريق رصد النجوم وتحليل أطيافها، التحليل الطيفي يقوم بقياس جاذبية سطحها surface gravity. يكون سطح نجم قبل النسق الأساسي عادة أكبر حجما من نظيره من النسق الأساسي على الرغم من تساويهما في الكتلة ؛ فتكون جاذبية سطح النجم قبل النسق الأساسي أقل. ومع ان نجوم قبل النسق الأساسي تكون مرئية إلا انهم نادرون بالمقارنة بأعداد النجوم في النسق الأساسي، ذلك لأن انكماشهم يستغرق نحو 1% فقط من عمرهم حتى يشتعل فيهم اندماج الهيدوجين. وخلال المرحلة المبكرة من عمر انجم قبل النسق الأساسي، فإن أغلبية النجوم يكون لها قرصا كوكبيا، يمكن أن تنشأفيه كواكب فيما بعد. (ar)
- Una estrella pre-seqüència principal (estrella o objecte PMS - acrònim de l'anglès pre-main sequence) és la fase de la formació estel·lar compresa entre l'estadi protoestrella i la seqüència principal. Es divideix en variables Orió (amb masses compreses entre els 0,08 i 2 masses solars – M☉ –) i estrella Herbig Ae/Be (2-8 M☉). No existeixen estrelles PMS més massives de 8 M☉, perquè quan les masses molt elevades entren en joc l'embrió estel·lar arriba de manera arriba molt ràpidament a les condicions necessàries per a l'activació de la fusió d'hidrogen donant lloc al començament de la seqüència principal (ca)
- Hvězda před hlavní posloupností (PMS hvězda nebo PMS objekt) je hvězda ve stádiu, kdy ještě nedosáhla hlavní posloupnosti. Může zde patřit proměnná hvězda typu T Tauri, (méně než 2násobek hmoty Slunce) nebo (2 – 8násobek hmoty Slunce). Zdrojem energie těchto objektů je gravitační smršťování. Na Hertzsprungově–Russellově diagramu se stadium hvězdy před hlavní posloupností s hmotou větší než 0,5násobek hmoty Slunce posouvá na Hayashiho stopu (téměř vertikálně směrem dolů) a později na Henyeyho stopu (téměř horizontálně doprava naproti hlavní posloupnosti). PMS hvězdy mohou být odlišeny od trpaslíků hlavní posloupnosti použitím hvězdného spektra při měření korelace mezi gravitací a teplotou. PMS hvězda bude mít větší poloměr než hvězda hlavní posloupnosti a tím pádem bude mít menší hustotu a povrchovou gravitaci. Pokud okolní hmota padá do centrální kondenzace, tak taková hvězda je považována za protohvězdu. Pokud okolní plynový a prachový obal rozptyluje a tím se zastavuje růst hvězdy, tak taková se považuje za hvězdu před hlavní posloupností. Takové hvězdy se stávají opticky viditelnými již po svém vzniku. Ve stadiu před hlavní posloupností existují po dobu asi 1 % délky života hvězdy (80 % existence jsou ve formě hvězd hlavní posloupnosti). Předpokládá se, že všechny hvězdy v tomto stádiu mají hustý protoplanetární disk, který je místem vzniku planet. (cs)
- Una estrella de presecuencia principal (estrella u objeto PMS, siglas del inglés pre-main sequence star) es una estrella que está en la fase evolutiva previa a la secuencia principal. Se dividen en estrellas T Tauri o estrellas FU Orionis (con una masa inferior a 2 masas solares), y estrellas Herbig Ae/Be (entre 2 y 8 masas solares). La fuente de energía en estos objetos proviene del colapso gravitacional, a diferencia de las estrellas de secuencia principal, cuya energía se obtiene por la fusión nuclear de hidrógeno en el núcleo estelar. En el diagrama HR, la etapa presecuencia principal para estrellas de masa superior a 0,5 masas solares se traduce en un movimiento a lo largo de los (casi verticalmente hacia abajo) y más adelante a lo largo de las (casi horizontalmente a la izquierda, hacia la secuencia principal). Las estrellas presecuencia principal se pueden distinguir de las estrellas enanas analizando su espectro para medir la correlación entre gravedad y temperatura. Una estrella PMS aparecerá más «hinchada» que una estrella de secuencia principal. Mientras la materia circundante esté cayendo sobre la condensación central, el objeto se considera una protoestrella. Cuando la envoltura de gas y polvo circundante se dispersa y el proceso de acreción se detiene, la estrella se considera una estrella presecuencia principal. Las estrellas PMS comienzan a ser observables en el espectro visible cuando sobrepasan la , situada a la derecha de la secuencia principal en el diagrama HR. La etapa presecuencia principal dura menos del 1 % de la vida de una estrella, mientras que la estrella pasará cerca del 80 % de su vida en la secuencia principal. Se cree que durante esta etapa todas las estrellas tienen discos circunestelares densos, los sitios más probables para la formación planetaria. (es)
- Sekuentzia nagusiaren aurreko izarrak, sekuentzia nagusiaren aurreko eboluzio fasean aurkitzen diren izarrak dira. T Tauri do izarretan, 2 eguzki masa baino gutxiagoko masadunak, eta Herbig Ae/Be izarretan, 2 eta 8 eguzki masa arteko masa dutenak, banatzen dira. Energia iturria objektu hauetan, kolapso grabitazionaletik dator, sekuentzia nagusian aurkitzen diren izarretan ez bezala, hauen energia, euren nukleoan, hidrogenoaren fusioaren bidez lortzen delarik. Hertzsprung-Russellen diagraman, sekuentzia nagusiaren aurreko etapa, gure eguzkiaren masaren erdia baino masa gutxiago duten izarrentzat, luzetaranzko mugimendu bat izatera pasatzen da (ia bertikalki beherantz), eta, aurrerago, zehar (ia horizontalki ezkerrerantz, sekuentzia nagusirantz). Sekuentzia nagusiaren aurreko izarrak, izar nanoetatik, euren espektroa, grabitate eta tenperaturaren arteko baliokidetasuna neurtzeko aztertuz ezberdin daiezke. PMS izar batek, sekuentzia nagusiko batek baino itxura "puztuagoa" erakutsiko du. Inguruko materia erdiko kondentsaketaren gainean erortzen ari den bitartean, objektua protoizartzat hartzen da. Inguruko gas eta hautsezko estaldura sakabanatu eta akrezio prozesua eteten denean, izarra, sekuentzia nagusiaren aurreko izartzat hartzen da. PMS izarrak, espektro ikusgarrian, zeharkatzen dutenean hasten dira ikusgai izaten, sekuentzia nagusiaren eskuinean dagoena Hertzsprung-Russellen diagraman. Sekuentzia nagusiaren aurreko etapak, izarraren bizitzaren %1a baino gutxiago irauten du, izarrak, bere existentziaren %80a inguru, sekuentzia nagusian pasako duen bitartean. Uste denez, etapa honetan, izar guztiek dituzte disko zirkumestelar trinkoak, planetak eratzeko tokirik ohikoena izan litekeena. (eu)
- A pre-main-sequence star (also known as a PMS star and PMS object) is a star in the stage when it has not yet reached the main sequence. Earlier in its life, the object is a protostar that grows by acquiring mass from its surrounding envelope of interstellar dust and gas. After the protostar blows away this envelope, it is optically visible, and appears on the stellar birthline in the Hertzsprung-Russell diagram. At this point, the star has acquired nearly all of its mass but has not yet started hydrogen burning (i.e. nuclear fusion of hydrogen). The star then contracts, its internal temperature rising until it begins hydrogen burning on the zero age main sequence. This period of contraction is the pre-main sequence stage. An observed PMS object can either be a T Tauri star, if it has fewer than 2 solar masses (M☉), or else a Herbig Ae/Be star, if it has 2 to 8 M☉. Yet more massive stars have no pre-main-sequence stage because they contract too quickly as protostars. By the time they become visible, the hydrogen in their centers is already fusing and they are main-sequence objects. The energy source of PMS objects is gravitational contraction, as opposed to hydrogen burning in main-sequence stars. In the Hertzsprung–Russell diagram, pre-main-sequence stars with more than 0.5 M☉ first move vertically downward along Hayashi tracks, then leftward and horizontally along Henyey tracks, until they finally halt at the main sequence. Pre-main-sequence stars with less than 0.5 M☉ contract vertically along the Hayashi track for their entire evolution. PMS stars can be differentiated empirically from main-sequence stars by using stellar spectra to measure their surface gravity. A PMS object has a larger radius than a main-sequence star with the same stellar mass and thus has a lower surface gravity. Although they are optically visible, PMS objects are rare relative to those on the main sequence, because their contraction lasts for only 1 percent of the time required for hydrogen fusion. During the early portion of the PMS stage, most stars have circumstellar disks, which are the sites of planet formation. (en)
- Une étoile de la pré-séquence principale (calque de l'anglais pre-main sequence star) est une proto-étoile dont le stade d'évolution précède directement celui de la séquence principale. (fr)
- 前主系列星（ぜんしゅけいれつせい、pre-main-sequence star、PMS）は、分子雲内部で星形成が始まってから主系列星に進化するまでの段階にある星である。原始星やTタウリ型星、ハービッグAe/Be型星が該当する。 (ja)
- Si definisce stella pre-sequenza principale (stella o oggetto PMS - acronimo dell'inglese Pre-Main Sequence) la fase della formazione stellare compresa tra lo stadio di protostella e la sequenza principale. Si dividono in variabili Orione (con range di massa tra 0,08 e 2 masse solari M☉) e Stelle Ae/Be di Herbig (2-8 M☉). Non esistono stelle PMS più massicce di 8 M☉, dal momento che quando entrano in gioco delle masse molto elevate, l'embrione stellare raggiunge in maniera estremamente rapida le condizioni necessarie all'innesco della fusione dell'idrogeno dando inizio alla sequenza principale. (it)
- 전주계열성은 주계열 단계에 이르기 전의 항성을 부르는 용어이다. 전주계열성에는 황소자리 T형 항성이나 형 항성(2 태양질량 미만), 허빅 Ae/Be 별(2 ~ 8 태양질량)이 있다. 항성 주위를 둘러싸고 있던 물질들이 중심부의 압축되고 뜨거운 곳으로 낙하하면 중앙부의 뜨거운 곳은 원시별이 된다. 이후 진화가 진행되면서 주변의 가스 및 먼지층이 흩어지고 강착 단계가 끝을 맺으면 항성은 전주계열성 단계로 진입한다. 주계열성이 수소를 헬륨으로 바꾸며 일어나는 핵융합 반응인 양성자-양성자 연쇄 및 CNO 순환 과정을 통해 에너지를 생산하는 것과는 달리, 전주계열성의 에너지는 중력으로 인한 수축에서 나온다. HR 도표에서 태양질량의 50퍼센트가 넘는 전주계열성들은 하야시경로를 따라 움직이며(도표 상에서 거의 수직으로 하강), 이후 헤니에이경로를 따라 움직인다(도표 상에서 수평으로 좌측이동하여 주계열 선상으로 움직임). 전주계열성들은 분광형 측면에서 보통의 주계열성들과는 구별되며, 주계열성에 비해 복사 에너지를 강렬하게 발산하는 경향이 있다. 주계열성들은 을 지난 후 가시광선 영역에서 보이기 시작한다. 전주계열성 단계의 총 길이는 별의 일생 중 1퍼센트에도 미치지 못한다.(반대로 주계열 단계에서는 전체 일생의 80퍼센트 이상을 보낸다) 전주계열성 단계의 모든 별들은 주변에 밀도 높은 별주위 원반을 지니고 있다고 추측되며, 이 곳에서 행성들이 생겨나는 것으로 보인다. (ko)
- Звезда до главной последовательности — тип самых молодых звёзд, которые, в отличие от протозвёзд, уже видны в оптическом диапазоне. В этих звёздах уже могут идти термоядерные реакции, но энергии в них выделяется недостаточно для компенсации потерь энергии на излучение звезды. Основным источником нагрева является сжатие таких звёзд за счёт собственной гравитации, что и отличает их от звёзд главной последовательности. Эти звёзды имеют высокие светимости (из-за большого размера) и низкие температуры, поэтому на диаграмме Герцшпрунга — Рассела они располагаются в верхней правой части. Со временем они уменьшаются в размере и нагреваются, смещаясь по диаграмме вниз и влево до перехода на главную последовательность. Примером звёзд до главной последовательности могут служить звёзды типа T Тельца. (ru)
- Uma estrela pré-sequência principal (também chamada de estrela PSP e objeto PSP) é uma estrela que se encontra num estágio de desenvolvimento anterior à sequência principal no diagrama de Hertzsprung-Russell. Uma estrela PSP pode ser uma estrela T Tauri ou uma estrela FU Orionis (<2 massas solares) ou uma estrela Herbig Ae/Be (2-8 massas solares). A fonte de energia desses objetos é a contração gravitacional (em oposição à fusão do hidrogênio em estrelas de sequência principal). No diagrama de Hertzsprung-Russell, o estágio de pré-sequência principal com massas de >0.5 massas solares se traduz em um movimento ao longo das trilhas de Hayashi (descendendo quase que verticalmente) e posteriormente ao longo das trilhas de Henyey (para a esquerda, quase que horizontalmente, rumo à sequência principal). Estrelas PSP podem ser diferenciadas das estrelas anãs de sequência principal através do uso de espectros estelares para mensurar a correlação entre a gravidade e a temperatura. Uma estrela PSP apresentará um raio maior que o de uma estrela da sequência principal, sendo assim menos densa e possuindo uma gravidade superficial mais baixa. Enquanto a matéria circundante estiver sendo atraída para a condensação central, o objeto é considerado uma protoestrela. Quando o envelope de gás/poeira desaparece e o processo de acreção se encerra, a estrela passa a ser considerada uma estrela pré-sequência principal. Estrelas pré-sequência principal se tornam óticamente visíveis após o . O estágio de estrela pré-sequência principal dura menos que 1% da vida de uma estrela (em contraste, uma estrela passará 80% de sua vida na sequência principal). Acredita-se que durante este estágio todas as estrelas possuem densos , prováveis locais de formação de planetas. (pt)
- Зоря до головної послідовності — стадія еволюції зорі, що спостерігається після стадії акреції з газопилової хмари (тобто, зоря набрала свою повну масу й стала видимою), але до початку термоядерних реакцій за участі Гідрогену. Саме період між закінченням стадії акреції та початком ядерного горіння водню (тобто нульовим віком на головній послідовності) визначає зорю до головної послідовності. Така зоря може мати тип T Тельця або бути фуором (менше 2 мас Сонця (M☉)) чи зорею типу Ae/Be Гербіга (2—8 M☉). Масивніші зорі (>8 M☉) на цій стадії не спостерігаються, тому що їх еволюція дуже швидка: коли вони стають видимими (тобто, коли зоря позбавляється навколишньої газопилової хмари), горіння водню в ядрі вже почалося й зоря перебуває на головній послідовності. Джерелом енергії для таких зір є . На діаграмі Герцшпрунга — Рассела зорі починають рух до головної послідовності по треку Хаяші (майже вертикально вниз). Зорі з масою < 0,5 M☉ рухаються вздовж треку Хаяші майже протягом усього перебування на цій стадії. У зір з масою > 0,5 M☉[джерело?] з часом утворюється зона променистого переносу і їх рух на діаграмі змінюється на трек Хеньї (майже горизонтально, вліво). Для спостерігача ці зорі майже не відрізняються від звичайних холодних зір головної послідовності. Відрізнити їх від карликів головної послідовності можна за спектром із визначенням кореляції між гравітацією та температурою. Зоря до головної послідовності має більший радіус, ніж зоря головної послідовності, а отже меншу густину та гравітацію на поверхні. Стадія зорі до головної послідовності триває менше 1% часу існування зорі (для порівняння, на головній послідовності зоря перебуває до 80% часу). Скажімо, для протосонця ця стадія тривала близько 30 млн років. Науковці вважають, що на цій стадії всі зорі мають щільні навколозоряні диски — можливі джерела формування планет[джерело?]. (uk)
- 主序前星，又称前主序星或前主序天體（英語：Pre-main-sequence star）是尚未成為主序星的恒星。它可以是金牛T星或獵戶FU型變星（質量小於2太陽質量），或是赫比格Ae/Be星（2至8太陽質量）。在恒星越过恆星誕生線前，这些主序前星称为原恒星，并通常有致密的星际物质构成的包层环绕。在结束原恒星阶段后，恒星继续收缩，直至内部氢元素开始燃烧，此时结束主序前星阶段，进入。 這些天體的能量來自於引力收縮（相對於主序星的氫融合）。在赫羅圖，主序帶前階段，質量在0.5太陽質量以上的恆星，將先沿著林軌跡（幾乎垂直向下），然後沿著亨耶跡（幾乎水平向左的朝向主序帶）移動。 通過光譜的測量和對溫度與重力間的交互作用，主序前星能夠從主序星中分辨出來。同等质量的前主序星的半径比主序星更大，因此表面引力更低。 在周圍的物質都落入中心的恆星之前，它都被視為原恆星。當周圍的氣體和塵粒消散，吸積的過程停止，這顆恆星才能成為主序前星。 當主序前星越過恆星誕生線之後，便能在可見光下被觀測到，而主序前星階段維持的時間在恆星的生命中低於1%（對比下，恆星生命大約有80%在主序帶上）。在此之前，这些主序前星称为原恆星。 一般相信在這個階段的恆星有密集的星周盤，也是行星可能形成的場所。 (zh)
|
| rdfs:comment
|
- Una estrella pre-seqüència principal (estrella o objecte PMS - acrònim de l'anglès pre-main sequence) és la fase de la formació estel·lar compresa entre l'estadi protoestrella i la seqüència principal. Es divideix en variables Orió (amb masses compreses entre els 0,08 i 2 masses solars – M☉ –) i estrella Herbig Ae/Be (2-8 M☉). No existeixen estrelles PMS més massives de 8 M☉, perquè quan les masses molt elevades entren en joc l'embrió estel·lar arriba de manera arriba molt ràpidament a les condicions necessàries per a l'activació de la fusió d'hidrogen donant lloc al començament de la seqüència principal (ca)
- Une étoile de la pré-séquence principale (calque de l'anglais pre-main sequence star) est une proto-étoile dont le stade d'évolution précède directement celui de la séquence principale. (fr)
- 前主系列星（ぜんしゅけいれつせい、pre-main-sequence star、PMS）は、分子雲内部で星形成が始まってから主系列星に進化するまでの段階にある星である。原始星やTタウリ型星、ハービッグAe/Be型星が該当する。 (ja)
- Si definisce stella pre-sequenza principale (stella o oggetto PMS - acronimo dell'inglese Pre-Main Sequence) la fase della formazione stellare compresa tra lo stadio di protostella e la sequenza principale. Si dividono in variabili Orione (con range di massa tra 0,08 e 2 masse solari M☉) e Stelle Ae/Be di Herbig (2-8 M☉). Non esistono stelle PMS più massicce di 8 M☉, dal momento che quando entrano in gioco delle masse molto elevate, l'embrione stellare raggiunge in maniera estremamente rapida le condizioni necessarie all'innesco della fusione dell'idrogeno dando inizio alla sequenza principale. (it)
- Звезда до главной последовательности — тип самых молодых звёзд, которые, в отличие от протозвёзд, уже видны в оптическом диапазоне. В этих звёздах уже могут идти термоядерные реакции, но энергии в них выделяется недостаточно для компенсации потерь энергии на излучение звезды. Основным источником нагрева является сжатие таких звёзд за счёт собственной гравитации, что и отличает их от звёзд главной последовательности. Эти звёзды имеют высокие светимости (из-за большого размера) и низкие температуры, поэтому на диаграмме Герцшпрунга — Рассела они располагаются в верхней правой части. Со временем они уменьшаются в размере и нагреваются, смещаясь по диаграмме вниз и влево до перехода на главную последовательность. Примером звёзд до главной последовательности могут служить звёзды типа T Тельца. (ru)
- 主序前星，又称前主序星或前主序天體（英語：Pre-main-sequence star）是尚未成為主序星的恒星。它可以是金牛T星或獵戶FU型變星（質量小於2太陽質量），或是赫比格Ae/Be星（2至8太陽質量）。在恒星越过恆星誕生線前，这些主序前星称为原恒星，并通常有致密的星际物质构成的包层环绕。在结束原恒星阶段后，恒星继续收缩，直至内部氢元素开始燃烧，此时结束主序前星阶段，进入。 這些天體的能量來自於引力收縮（相對於主序星的氫融合）。在赫羅圖，主序帶前階段，質量在0.5太陽質量以上的恆星，將先沿著林軌跡（幾乎垂直向下），然後沿著亨耶跡（幾乎水平向左的朝向主序帶）移動。 通過光譜的測量和對溫度與重力間的交互作用，主序前星能夠從主序星中分辨出來。同等质量的前主序星的半径比主序星更大，因此表面引力更低。 在周圍的物質都落入中心的恆星之前，它都被視為原恆星。當周圍的氣體和塵粒消散，吸積的過程停止，這顆恆星才能成為主序前星。 當主序前星越過恆星誕生線之後，便能在可見光下被觀測到，而主序前星階段維持的時間在恆星的生命中低於1%（對比下，恆星生命大約有80%在主序帶上）。在此之前，这些主序前星称为原恆星。 一般相信在這個階段的恆星有密集的星周盤，也是行星可能形成的場所。 (zh)
- نجم قبل النسق الاساسي (بالإنجليزية: pre-main-sequence star) ( ويرمز له أيضا PMS star )) هو نجم ناشيء لا يزال في مرحلة قبل وصوله إلى النسق الأساسي. في تلك المرحلة المبكرة يكون الجرم المتكون نجما أوليا يجمع مادته ويزيدها من محيطه من الغاز والغبار البين نجمي. وبعد إبعاد النجم الأولي ما يحيطه من غبار زائد بعيدًا عنه يصبح مرئيًا ويبدأ في الظهور في رسم هرتزبرونغ-راسل. عند تلك المرحلة يكون النجم النشأ قد جمع مادته ولكن لم يبدأ فيه إندماج الهيدروجين. فينكمش النجم وترتفع درجة حرارته الداخلية عندما تصبح درجة حرارته الداخلية نحو 3 ملايين درجة فيبدأ اندماج الهيدروجين فيه ويشغل موقعه في النسق الأساسي. (ar)
- Hvězda před hlavní posloupností (PMS hvězda nebo PMS objekt) je hvězda ve stádiu, kdy ještě nedosáhla hlavní posloupnosti. Může zde patřit proměnná hvězda typu T Tauri, (méně než 2násobek hmoty Slunce) nebo (2 – 8násobek hmoty Slunce). Zdrojem energie těchto objektů je gravitační smršťování. Na Hertzsprungově–Russellově diagramu se stadium hvězdy před hlavní posloupností s hmotou větší než 0,5násobek hmoty Slunce posouvá na Hayashiho stopu (téměř vertikálně směrem dolů) a později na Henyeyho stopu (téměř horizontálně doprava naproti hlavní posloupnosti). (cs)
- Sekuentzia nagusiaren aurreko izarrak, sekuentzia nagusiaren aurreko eboluzio fasean aurkitzen diren izarrak dira. T Tauri do izarretan, 2 eguzki masa baino gutxiagoko masadunak, eta Herbig Ae/Be izarretan, 2 eta 8 eguzki masa arteko masa dutenak, banatzen dira. Sekuentzia nagusiaren aurreko izarrak, izar nanoetatik, euren espektroa, grabitate eta tenperaturaren arteko baliokidetasuna neurtzeko aztertuz ezberdin daiezke. PMS izar batek, sekuentzia nagusiko batek baino itxura "puztuagoa" erakutsiko du. (eu)
- Una estrella de presecuencia principal (estrella u objeto PMS, siglas del inglés pre-main sequence star) es una estrella que está en la fase evolutiva previa a la secuencia principal. Se dividen en estrellas T Tauri o estrellas FU Orionis (con una masa inferior a 2 masas solares), y estrellas Herbig Ae/Be (entre 2 y 8 masas solares). Las estrellas presecuencia principal se pueden distinguir de las estrellas enanas analizando su espectro para medir la correlación entre gravedad y temperatura. Una estrella PMS aparecerá más «hinchada» que una estrella de secuencia principal. (es)
- A pre-main-sequence star (also known as a PMS star and PMS object) is a star in the stage when it has not yet reached the main sequence. Earlier in its life, the object is a protostar that grows by acquiring mass from its surrounding envelope of interstellar dust and gas. After the protostar blows away this envelope, it is optically visible, and appears on the stellar birthline in the Hertzsprung-Russell diagram. At this point, the star has acquired nearly all of its mass but has not yet started hydrogen burning (i.e. nuclear fusion of hydrogen). The star then contracts, its internal temperature rising until it begins hydrogen burning on the zero age main sequence. This period of contraction is the pre-main sequence stage. An observed PMS object can either be a T Tauri star, if it has fewe (en)
- 전주계열성은 주계열 단계에 이르기 전의 항성을 부르는 용어이다. 전주계열성에는 황소자리 T형 항성이나 형 항성(2 태양질량 미만), 허빅 Ae/Be 별(2 ~ 8 태양질량)이 있다. 항성 주위를 둘러싸고 있던 물질들이 중심부의 압축되고 뜨거운 곳으로 낙하하면 중앙부의 뜨거운 곳은 원시별이 된다. 이후 진화가 진행되면서 주변의 가스 및 먼지층이 흩어지고 강착 단계가 끝을 맺으면 항성은 전주계열성 단계로 진입한다. 주계열성이 수소를 헬륨으로 바꾸며 일어나는 핵융합 반응인 양성자-양성자 연쇄 및 CNO 순환 과정을 통해 에너지를 생산하는 것과는 달리, 전주계열성의 에너지는 중력으로 인한 수축에서 나온다. HR 도표에서 태양질량의 50퍼센트가 넘는 전주계열성들은 하야시경로를 따라 움직이며(도표 상에서 거의 수직으로 하강), 이후 헤니에이경로를 따라 움직인다(도표 상에서 수평으로 좌측이동하여 주계열 선상으로 움직임). 전주계열성들은 분광형 측면에서 보통의 주계열성들과는 구별되며, 주계열성에 비해 복사 에너지를 강렬하게 발산하는 경향이 있다. 전주계열성 단계의 모든 별들은 주변에 밀도 높은 별주위 원반을 지니고 있다고 추측되며, 이 곳에서 행성들이 생겨나는 것으로 보인다. (ko)
- Uma estrela pré-sequência principal (também chamada de estrela PSP e objeto PSP) é uma estrela que se encontra num estágio de desenvolvimento anterior à sequência principal no diagrama de Hertzsprung-Russell. Uma estrela PSP pode ser uma estrela T Tauri ou uma estrela FU Orionis (<2 massas solares) ou uma estrela Herbig Ae/Be (2-8 massas solares). Estrelas pré-sequência principal se tornam óticamente visíveis após o . O estágio de estrela pré-sequência principal dura menos que 1% da vida de uma estrela (em contraste, uma estrela passará 80% de sua vida na sequência principal). (pt)
- Зоря до головної послідовності — стадія еволюції зорі, що спостерігається після стадії акреції з газопилової хмари (тобто, зоря набрала свою повну масу й стала видимою), але до початку термоядерних реакцій за участі Гідрогену. Саме період між закінченням стадії акреції та початком ядерного горіння водню (тобто нульовим віком на головній послідовності) визначає зорю до головної послідовності. Така зоря може мати тип T Тельця або бути фуором (менше 2 мас Сонця (M☉)) чи зорею типу Ae/Be Гербіга (2—8 M☉). Масивніші зорі (>8 M☉) на цій стадії не спостерігаються, тому що їх еволюція дуже швидка: коли вони стають видимими (тобто, коли зоря позбавляється навколишньої газопилової хмари), горіння водню в ядрі вже почалося й зоря перебуває на головній послідовності. (uk)
|
