| 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)
|
![[cxml]](/fct/images/cxml_doc.png)
![[csv]](/fct/images/csv_doc.png)
![[text]](/fct/images/ntriples_doc.png)
![[turtle]](/fct/images/n3turtle_doc.png)
![[ld+json]](/fct/images/jsonld_doc.png)
![[rdf+json]](/fct/images/json_doc.png)
![[rdf+xml]](/fct/images/xml_doc.png)
![[atom+xml]](/fct/images/atom_doc.png)
![[html]](/fct/images/html_doc.png)
![[RDF Data]](/fct/images/sw-rdf-blue.png)