La naissance des étoiles ou formation stellaire, voire stellogénèse ou stellogonie, est un domaine de recherche en astrophysique qui consiste en l'étude des modes de formation des étoiles et des systèmes planétaires. Les étoiles en formation sont fréquemment appelées "étoiles jeunes".

PropertyValue
dbpedia-owl:abstract
  • La naissance des étoiles ou formation stellaire, voire stellogénèse ou stellogonie, est un domaine de recherche en astrophysique qui consiste en l'étude des modes de formation des étoiles et des systèmes planétaires. Les étoiles en formation sont fréquemment appelées "étoiles jeunes". En cosmologie, la formation des étoiles n’a lieu que durant la période de l’univers nommée « ère stellifère ».[Quoi ?]Selon le scénario actuellement admis, confirmé par l'observation, les étoiles se forment en groupe à partir de la contraction gravitationnelle d'une nébuleuse, un nuage de gaz et de poussière, qui se fragmente en plusieurs cœurs protostellaires. Ceux-ci se contractent en leur centre en formant une étoile, tandis que la matière en périphérie se retrouve sous forme d'une enveloppe et d'un disque d'accrétion. Ce dernier disparaît généralement avec le temps mais peuvent s'y former entre-temps des planètes.
  • La locuzione formazione stellare identifica il processo e la disciplina che studia le modalità mediante le quali ha origine una stella. Quale branca dell'astronomia, la formazione stellare studia anche le caratteristiche del mezzo interstellare e delle nubi interstellari in quanto precursori, così come gli oggetti stellari giovani e il processo di formazione planetaria in quanto immediati prodotti.Nonostante le idee che ne stanno alla base risalgano già all'epoca della rivoluzione scientifica, lo studio della formazione stellare nella sua forma attuale vede la luce solamente tra la fine del XIX e gli inizi del XX secolo, in concomitanza con i numerosi progressi che l'astrofisica teorica compì all'epoca. L'avvento dell'osservazione a più lunghezze d'onda, soprattutto nell'infrarosso, diede i contributi più sostanziali per comprendere i meccanismi che stanno alla base della genesi di una nuova stella.Il modello attualmente più accreditato presso la comunità astronomica, detto modello standard, prevede che una stella nasca a partire dal collasso gravitazionale delle porzioni più dense (dette "nuclei") di una nube molecolare e dal successivo accrescimento dell'embrione stellare, originatosi dal collasso, a partire dai materiali presenti della nube. Tale processo ha una durata che può variare tra alcune centinaia di migliaia e alcuni milioni di anni, a seconda del tasso di accrescimento e della massa che la stella nascitura riesce ad accumulare: si stima che una stella simile al Sole impieghi all'incirca un centinaio di milioni di anni per formarsi completamente, mentre per le stelle più massicce il tempo è notevolmente inferiore, nell'ordine dei 100 000 anni. Il modello spiega bene le modalità che conducono alla nascita delle singole stelle di massa piccola e media (tra 0,08 e 10 volte la massa solare) e trova riscontro anche nella funzione di massa iniziale; risulta più lacunoso invece per quanto riguarda la formazione dei sistemi e degli ammassi stellari e delle stelle massicce. Per tale ragione sono stati sviluppati dei modelli complementari che includono gli effetti delle interazioni tra gli embrioni stellari e l'ambiente in cui si formano ed eventuali altri embrioni nelle vicinanze, importanti ai fini delle stesse dinamiche interne dei sistemi e soprattutto della massa che le stelle nasciture riusciranno a raggiungere.Le fasi successive della vita della stella, a partire dalla sequenza principale, sono di competenza dell'evoluzione stellare.
  • 항성 형성이란 분자 구름의 조밀한 부분이 플라스마로 뭉쳐있는 구(求)의 형태로 붕괴되어 항성으로 변하는 과정이다. 또한 천문학의 한 분야로서 성간물질, 거대 분자 구름(Giant Molecular Clouds), 젊은 항성체의 연구 그리고 부속적 결과물인 행성의 형성이 포함된다. 항성형성이론에서는 홑별의 형성뿐만 아니라, 쌍성계와 초기질량함수의 통계로 설명한다.
  • Powstawanie gwiazd – proces formowania nowych gwiazd, w trakcie którego chmury molekularne przemieniają się w gwiazdy.Według obecnie przyjętych poglądów na tworzenie się gwiazd, jądra chmur molekularnych (regiony o szczególnie dużej gęstości wodoru) stają się grawitacyjnie niestabilne i zaczynają się zapadać. Część energii grawitacyjnej tracona w tym procesie jest wypromieniowywana w postaci promieniowania podczerwonego, reszta energii powoduje zwiększenie temperatury rdzenia. Akrecja, czyli zapadanie się materii do centrum, zachodzi częściowo poprzez otaczający protogwiazdę dysk akrecyjny. Gdy gęstość i temperatura są wystarczająco wysokie, następuje inicjacja reakcji syntezy termojądrowej, która z powodu zwiększenia ciśnienia wewnętrznego spowalnia (ale nie zatrzymuje) proces kurczenia się protogwiazdy. Gdy nastąpi wyczerpanie zasobów pierwszego rodzaju paliwa jądrowego, którym jest deuter, materia pochodząca z chmury kontynuuje opadanie na protogwiazdę. Na tym etapie produkowane są prądy bipolarne (dwubiegunowe). Prawdopodobnie pozwalają one wyeliminować część momentu pędu opadającej materii. W końcu reakcja syntezy termojądrowej z udziałem wodoru osiąga próg samopodtrzymywania w jądrze gwiazdy i reszta okrywającej ją materii jest wyrzucana na zewnątrz. Etapy procesu są dość dobrze poznane dla gwiazd o masie porównywalnej z masą Słońca (lub mniejszej). Dla gwiazd o dużej masie długość procesu kreacji jest porównywalna do skal czasowych ich ewolucji, zatem sam proces powstawania nie jest zbyt dobrze poznany.
  • La formación estelar es el proceso por el cual grandes masas de gas que se encuentran en galaxias formando extensas nubes moleculares se transforman en estrellas. Estas nubes moleculares pueden ir desde 100.000 masas solares a tan solo unas pocas. Los modelos de formación establecen un límite inferior bien conocido de 0,08 MSol para poder encender el hidrógeno. Por el contrario, el límite superior es mucho más difuso y viene determinado por un conjunto de factores que frenan el proceso, la fuerza centrífuga creciente al irse comprimiendo la nube, los campos magnéticos crecientes al aumentar las velocidades de las partículas cargadas y los vientos solares intensos que surgen cuando se empieza a estabilizar el embrión estelar. Con todo ello, se calcula que la masa máxima para una estrella estaría en torno a 60 o 100 MSol. El proceso de formación estelar se divide en dos fases: (1) nube molecular, y (2) protoestrella. En un primer momento, la nube colapsa y la radiación escapa libre. En la segunda etapa se forma un núcleo más denso y opaco a la radiación, lo cual hace que se caliente. Finalmente, la caída de material sobre ese núcleo calienta su superficie, por lo que la protoestrella empieza a emitir radiación.
  • Формирование звезды — процесс, которым плотные части молекулярных облаков коллапсируют в шар плазмы, чтобы сформировать звезду.Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемом звёздной колыбелью. Большая часть «пустого» пространства в галактике в действительности содержит от 0,1 до 1 молекулы на см³. Молекулярное облако же имеет плотность около миллиона молекул на см³. Масса такого облака превышает массу Солнца в 100 000—10 000 000 раз благодаря своему размеру: от 50 до 300 световых лет в поперечнике.По мере того, как молекулярное облако вращается вокруг какой-либо галактики, несколько факторов могут вызвать гравитационный коллапс. К примеру, облака могут столкнуться друг с другом, или одно из них может пройти через плотный рукав спиральной галактики. Другим фактором может стать близлежащий взрыв сверхновой звезды, ударная волна которого столкнётся с молекулярным облаком на огромной скорости. Кроме того, возможно столкновение галактик, способное вызвать всплеск звёздообразования, по мере того, как газовые облака в каждой из галактик сжимаются и возбуждаются в результате столкновения.При коллапсе молекулярное облако разделяется на части, образуя всё более и более мелкие сгустки. Фрагменты с массой меньше ~100 солнечных масс способны сформировать звезду. В таких формированиях газ нагревается по мере сжатия, вызванного высвобождением гравитационной потенциальной энергии, и облако становится протозвездой, трансформируясь во вращающийся сферический объект.Звёзды на начальной стадии своего существования, как правило, скрыты от взгляда внутри плотного облака пыли и газа. Часто силуэты таких звёздообразующих коконов можно наблюдать на фоне яркого излучения окружающего газа. Такие образования получили название глобул Бока.Очень малая доля протозвёзд не достигает достаточной для реакций термоядерного синтеза температуры. Такие звёзды получили название «коричневые карлики», их масса не превышает одной десятой солнечной. Такие звёзды быстро умирают, постепенно остывая за несколько сотен миллионов лет. В некоторых наиболее массивных протозвёздах температура из-за сильного сжатия может достигнуть 10 миллионов К, делая возможным синтез гелия из водорода. Такая звезда начинает светиться. Начало термоядерных реакций устанавливает гидростатическое равновесие, предотвращая ядро от дальнейшего гравитационного коллапса. Далее звезда может существовать в стабильном состоянии.Согласно гипотезе В. А. Амбарцумяна, звезды рождаются группами из сверхплотной материи — протозвезды — при её фрагментации.
  • Formação estelar é o nome dado ao processo de formação de uma estrela. Normalmente este processo é complexo e muito violento, além de ocorrer de diferentes formas em diferentes regiões do espaço.Tipicamente, a maioria das estrelas se formam a partir de grandes nuvens moleculares. Quando em algum local da nuvem há uma certa densidade de moléculas massivas, essas tendem a entrar em colapso e a densidade central tende então a aumentar rapidamente, enquanto a densidade nas partes externas permanece praticamente constante. No momento em que a densidade central se tornar opaca a temperatura vai começar a subir e consequentemente aumentar a pressão, terminando enfim o colapso e alcançando um equilíbrio hidrostático; está formado então o núcleo estelar. Quando a estrela está nesse estágio de sua evolução ela é chamada de protoestrela.Após isso as camadas externas continuam sendo acrescentadas ao núcleo e a temperatura continua a subir. Em um certo momento temperatura alcançará 2000 K e o hidrogênio vai se dissociar de sua forma molecular, usando-se para isso da energia de contração da protoestrela, acabando com o equilíbrio hidrostático e fazendo-a entrar em colapso novamente. O núcleo só vai se equilibrar novamente quando todo o hidrogênio dele estiver na forma atômica. Nesse estágio o corpo celeste ainda é denominado protoestrela.A temperatura continuará a subir a medida em que mais matéria vai se unindo ao núcleo estelar; se não houver mais matéria nas proximidades a protoestrela pode nunca se tornar uma estrela. Normalmente em meados dos 4500 K na superfície da protoestrela a fotosfera já atingiu a superfície do núcleo em equilíbrio hidrostático. Inicia-se então a fusão nuclear. A partir desse momento a evolução da estrela vai definir seu tipo estelar.Os rumos da evolução de uma estrela, normalmente dependem da quantidade de matéria presente no local em que a estrela está se formando. Os elementos químicos que farão parte da composição da estrela e a presença de uma ou mais estrelas companheiras são fatores secundários na definição do tipo estelar.
  • Stervorming is het proces waarin een wolk van gas onder invloed van zijn eigen zwaartekracht ineenstort tot een protoster en uiteindelijk een ster vormt.Een ster ontstaat uit kernen (cores) in moleculaire gaswolken met een massa en dichtheid die groot genoeg zijn. Een moleculaire wolk zal in hydrostatisch evenwicht blijven zolang de kinetische energie van de gasdruk in evenwicht is met de potentiele energie van de interne gravitatiekracht.Mathematisch wordt dit uitgedrukt door het viriaaltheorema, wat zegt dat om in evenwicht te blijven moet de gravitationele potentiele energie gelijk moet zijn aan twee maal de interne thermische energie. Als een wolk massief genoeg is dat de gasdruk niet groot genoeg is om hem te ondersteunen zal de wolk gravitationeel ineenstorten. De massa waarboven dit zal gebeuren wordt de Jeans massa genoemd. De Jeans massa hangt af van de temperatuur en dichtheid van de wolk.Een deel van een dergelijke gaswolk kan zich, bijvoorbeeld onder invloed van een schokgolf, gaan samentrekken, en uit een dergelijke samentrekkende gaswolk ontstaat een ster, vaak ook een systeem van twee of meer sterren, of zelfs een open sterrenhoop.Er wordt onderscheid gemaakt tussen de vorming van massieve sterren en van minder massieve sterren. Eerst ontstaat er een protoster (die zeer moeilijk waarneembaar zijn), die later evolueert toteen jong stellair object (Young Stellar Object, YSO).In het Hertzsprung-Russell-diagram bevinden protosterren zich op de zogenaamde 'birthline'. Daarna bewegen ze zich langs Hayashi tracks (volgens hun massa) verticaal naar beneden naar de hoofdreeks. Hayashi tracks zijn genoemd naar de Japanse astronoom Chushiro Hayashi die stervorming theoretisch bestudeerd heeft. Bij een protoster op een Hayashi-track is het energietransport volledig convectief. Bij lichtere sterren blijft dit zo tot de ster op de hoofdreeks aankomt. Bij sterren zwaarder dan 0,5 zonnemassa wordt de interne temperatuur zo hoog dat de opaciteit kleiner wordt, en het energietransport door straling begint. Dan beweegt de jonge ster zich naar links in het Hertzsprung-Russell-diagram langs een Henyey track (genoemd naar Louis G. Henyey).Massieve sterren (met spectraalklasse O en B) ioniseren zodra ze gevormd zijn de resterende moleculaire wolk. De geioniseerde materie is zichtbaar als een H-II-gebied. In het begin bevindt de ster zich nog in het dichte gas waaruit ze gevormd is, en is er een ultra-compact HII-gebied, wat alleen zichtbaar is in radiostraling, en in het ver-infrarood. Vaak is zo'n gebied geassocieerd met interstellaire masers. Later wordt dit gebied wordt groter en wordt het HII gebied ook in het optische gebied zichtbaar (zoals de Orionnevel).Een ster als de zon begint zijn leven als een T Tauri-ster. In een Hertzsprung-Russelldiagram liggen deze rechts van de hoofdreeks, ze zijn relatief gezien lichtsterker, groter en koeler dan hoofdreekssterren. Deze sterren stralen sterk in het infrarood, en worden omringd door een schijf van stof, waaruit een planetenstelsel kan ontstaan. Vaak zijn T Tauri-sterren geassocieerd met Herbig-Haro-objecten.De T Tauri-ster wordt geleidelijk kleiner en heter, totdat de kern een temperatuur van 10 miljoen Kelvin bereikt, en de ster op de hoofdreeks uitkomt. Het hele traject van moleculaire gaswolk tot beginnende hoofdreeksster duurt voor een ster als de zon ongeveer 35 miljoen jaar.
  • Star formation is the process by which dense regions within molecular clouds in interstellar space, sometimes referred to as "stellar nurseries" or "star-forming regions", collapse to form stars. As a branch of astronomy, star formation includes the study of the interstellar medium and giant molecular clouds (GMC) as precursors to the star formation process, and the study of protostars and young stellar objects as its immediate products. It is closely related to planet formation, another branch of astronomy. Star formation theory, as well as accounting for the formation of a single star, must also account for the statistics of binary stars and the initial mass function.
  • Yıldızlar, uzayda bulunan yüksek yoğunlukta (yine de dünya üzerindeki bir vakum odasından daha az yoğun olan) geniş bölgelerden oluşan özdeciksel (moleküler) bulutların içinde oluşur. Bu bulutlar çoğunlukla hidrojenden ve % 23–28 helyum ile az miktarda daha ağır öğelerden ibarettir. İçinde yıldız oluşan bu tür bir bulutsuya örnek Orion bulutsusudur. Bu bulutlardan büyük yıldızlar oluştukça, içinde bulundukları bulutları güçlü bir şekilde ışıklandırıp yükünleştirirler (iyonlaştırırlar) ve bir H II bölgesi yaratırlar.
  • 星形成(ほしけいせい、英: star formation)は、高密度の分子雲が重力で収縮して球状のプラズマとなり恒星が形成される過程のことをいう。星形成研究は天文学の一分野であり、星形成の前段階としての星間物質・巨大分子雲の研究や、その生成物としての若い恒星や惑星形成の研究とも関連する分野である。星形成の理論は一恒星の形成ばかりではなく、連星の統計的研究や初期質量関数を説明するものでもある。
  • A csillagkeletkezés az a folyamat, melynek során a csillagközi gázfelhőkben, elsősorban a gravitáció összehúzó hatására csillagok jönnek létre. A csillagkeletkezés főleg galaxisokban, ezen belül is főleg a sok csillagközi anyagot tartalmazó spirálgalaxisokban zajlik.Az összesűrűsödő gázfelhő egyes részei saját tömegvonzásuknál fogva egyre több gázt vonzanak magukba, így egyre sűrűbbé válnak, ezek a globulák, melyek a látható fény tartományában eltakarják a keletkező csillagot. A beérkező anyag a protocsillag körül akkréciós korongot képez, és nagy része a protocsillagba zuhan, egy része poláris jet formájában a csillagközi térbe távozik, az ilyen gázfelhők a Herbig-Haro objektumok. A protocsillag a sűrűség növekedésével folyamatosan fölhevül, és a megfelelő hőmérséklet elérése után a legsűrűbb részen megindul a deutérium, később a hidrogén fúziója. A gázfelhő maradékát a csillag sugárzása és csillagszele kifújja, az akkréciós korong maradékából pedig protoplanetáris korong képződik, mely végül bolygókká áll össze.A csillagkeletkezési folyamatot gyorsíthatja a gázfelhő összenyomódása, ezt gyakran végzik a szupernóvák által kiváltott lökéshullámok, a spirálgalaxisokban a gázfelhők spirálkarokon (melyek tulajdonképpen szintén nagy lökéshullámok) való áthaladása, és az O és B színképtípusú csillagok ultraibolya sugárzása által növesztett buborékok tágulása. Kölcsönható galaxisokban is gyakori a szokásosnál lényegesen intenzívebb, robbanásszerű csillagkeletkezés. A csillagkeletkezést lassíthatja a gázfelhő turbulenciája, mely a vagy a benne kialakuló mágneses mezők, melyek mentén a gáz áramlik, akadályozva az egyenletes összehúzódást. Emiatt a nagy gázfelhőknek csak egy kis része tud csillagokká alakulni.A csillagontó galaxisokban a csillagkeletkezés a szokásosnál intenzívebb (a Tejútrendszerünkre jellemző évi 3-4 csillag helyett hasonló méretű galaxisra vetítve ennek a tízszeresét is elérheti), az ilyen galaxisokban szuper-csillaghalmazok is láthatóak, melyek hasonlítanak Tejútrendszerünk nyílthalmazaihoz, de az azokra jellemző néhány száz-néhány ezer csillag helyett több millió csillagot tartalmaznak. A korai Univerzum galaxisaiban a csillagkeletkezés ennél sokkal intenzívebb volt, 2010 elején gravitációs lencsehatás segítségével sikerült olyan galaxist megfigyelni, amelyben a csillagkeletkezési ráta 250 csillag/év volt.A Hubble űrtávcső megfigyelési szerint egyes törpegalaxisokban a csillagkeletkezési folyamat hosszú ideig, akár 200-400 millió évig is eltarthat, és a csillagkeletkezési hullám végigvonul az egész galaxison. A nagy csillagközi gázfelhőkben tömegesen képződnek csillagok, melyek sugárzása a felhőben lévő hidrogént ionizálja és sugárzásra készteti, az ilyen tartományokat H II régióknak nevezzük. A gázfelhő anyagának csillagokká alakulásakor nyílthalmaz keletkezik, melynek tagjai idővel szétrepülnek a térben.
  • Mit Sternentstehung bezeichnet man allgemein die Entwicklungsstadien, die bei der Bildung eines Hauptreihensterns aus einem kollabierenden Molekülwolkenkern durchlaufen werden. Dazu gehören mehrere Kollapsphasen, die Bildung eines prästellaren Kerns, eines Protosterns und schließlich eines Vor-Hauptreihensterns. Während massearme Sterne auch isoliert entstehen können, findet die Bildung massereicherer Sterne vornehmlich in Sternhaufen statt. Allgemeinere Trends bei der Sternentstehung sind eine Schlüsseleigenschaft von Galaxien und ein zentraler Aspekt der Galaxienentwicklung.
dbpedia-owl:thumbnail
dbpedia-owl:wikiPageExternalLink
dbpedia-owl:wikiPageID
  • 25037 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageLength
  • 25183 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageOutDegree
  • 139 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageRevisionID
  • 110954415 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageWikiLink
prop-fr:année
  • 1664 (xsd:integer)
  • 1755 (xsd:integer)
  • 1778 (xsd:integer)
  • 1796 (xsd:integer)
prop-fr:lang
  • en
  • fr
prop-fr:lienAuteur
  • René Descartes
prop-fr:lireEnLigne
  • http://visualiseur.bnf.fr/Visualiseur?Destination=Gallica&O=NUMM-88763
  • http://gallica.bnf.fr/ark:/12148/bpt6k57486b
  • http://gallica.bnf.fr/ark:/12148/bpt6k97518z
prop-fr:nom
  • Laplace
  • Descartes
  • Kant
  • Leclerc
prop-fr:passage
  • 279 (xsd:integer)
prop-fr:plume
  • oui
prop-fr:prénom
  • Emmanuel
  • René
  • Georges Louis
  • Pierre-Simon
prop-fr:titre
  • Exposition du système du monde
  • Histoire naturelle générale et particulière
  • Le monde ou traité de la lumière
  • General History of Nature and Theory of the Heavens
prop-fr:titreChapitre
  • De la formation du Soleil et des étoiles de ce nouveau monde
prop-fr:tome
  • 5 (xsd:integer)
prop-fr:wikiPageUsesTemplate
prop-fr:éditeur
  • Victor Cousin
  • Gallica
dcterms:subject
rdf:type
rdfs:comment
  • La naissance des étoiles ou formation stellaire, voire stellogénèse ou stellogonie, est un domaine de recherche en astrophysique qui consiste en l'étude des modes de formation des étoiles et des systèmes planétaires. Les étoiles en formation sont fréquemment appelées "étoiles jeunes".
  • 항성 형성이란 분자 구름의 조밀한 부분이 플라스마로 뭉쳐있는 구(求)의 형태로 붕괴되어 항성으로 변하는 과정이다. 또한 천문학의 한 분야로서 성간물질, 거대 분자 구름(Giant Molecular Clouds), 젊은 항성체의 연구 그리고 부속적 결과물인 행성의 형성이 포함된다. 항성형성이론에서는 홑별의 형성뿐만 아니라, 쌍성계와 초기질량함수의 통계로 설명한다.
  • 星形成(ほしけいせい、英: star formation)は、高密度の分子雲が重力で収縮して球状のプラズマとなり恒星が形成される過程のことをいう。星形成研究は天文学の一分野であり、星形成の前段階としての星間物質・巨大分子雲の研究や、その生成物としての若い恒星や惑星形成の研究とも関連する分野である。星形成の理論は一恒星の形成ばかりではなく、連星の統計的研究や初期質量関数を説明するものでもある。
  • Powstawanie gwiazd – proces formowania nowych gwiazd, w trakcie którego chmury molekularne przemieniają się w gwiazdy.Według obecnie przyjętych poglądów na tworzenie się gwiazd, jądra chmur molekularnych (regiony o szczególnie dużej gęstości wodoru) stają się grawitacyjnie niestabilne i zaczynają się zapadać. Część energii grawitacyjnej tracona w tym procesie jest wypromieniowywana w postaci promieniowania podczerwonego, reszta energii powoduje zwiększenie temperatury rdzenia.
  • Yıldızlar, uzayda bulunan yüksek yoğunlukta (yine de dünya üzerindeki bir vakum odasından daha az yoğun olan) geniş bölgelerden oluşan özdeciksel (moleküler) bulutların içinde oluşur. Bu bulutlar çoğunlukla hidrojenden ve % 23–28 helyum ile az miktarda daha ağır öğelerden ibarettir. İçinde yıldız oluşan bu tür bir bulutsuya örnek Orion bulutsusudur.
  • Stervorming is het proces waarin een wolk van gas onder invloed van zijn eigen zwaartekracht ineenstort tot een protoster en uiteindelijk een ster vormt.Een ster ontstaat uit kernen (cores) in moleculaire gaswolken met een massa en dichtheid die groot genoeg zijn.
  • La formación estelar es el proceso por el cual grandes masas de gas que se encuentran en galaxias formando extensas nubes moleculares se transforman en estrellas. Estas nubes moleculares pueden ir desde 100.000 masas solares a tan solo unas pocas. Los modelos de formación establecen un límite inferior bien conocido de 0,08 MSol para poder encender el hidrógeno.
  • Формирование звезды — процесс, которым плотные части молекулярных облаков коллапсируют в шар плазмы, чтобы сформировать звезду.Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемом звёздной колыбелью. Большая часть «пустого» пространства в галактике в действительности содержит от 0,1 до 1 молекулы на см³. Молекулярное облако же имеет плотность около миллиона молекул на см³.
  • Formação estelar é o nome dado ao processo de formação de uma estrela. Normalmente este processo é complexo e muito violento, além de ocorrer de diferentes formas em diferentes regiões do espaço.Tipicamente, a maioria das estrelas se formam a partir de grandes nuvens moleculares.
  • La formació d'estrelles és el procés pel qual les parts denses del núvols moleculars col·lapsen en una bola de plasma per a formar una estrella. Com a branca de l'astronomia, la formació d'estrelles inclou l'estudi del medi interestel·lar i núvols moleculars gegants (NMG) com a precursors del procés de formació d'estrelles i l'estudi d'objectes estel·lars joves i la formació de planetes com els seus productes immediats.
  • A csillagkeletkezés az a folyamat, melynek során a csillagközi gázfelhőkben, elsősorban a gravitáció összehúzó hatására csillagok jönnek létre. A csillagkeletkezés főleg galaxisokban, ezen belül is főleg a sok csillagközi anyagot tartalmazó spirálgalaxisokban zajlik.Az összesűrűsödő gázfelhő egyes részei saját tömegvonzásuknál fogva egyre több gázt vonzanak magukba, így egyre sűrűbbé válnak, ezek a globulák, melyek a látható fény tartományában eltakarják a keletkező csillagot.
  • La locuzione formazione stellare identifica il processo e la disciplina che studia le modalità mediante le quali ha origine una stella.
  • Mit Sternentstehung bezeichnet man allgemein die Entwicklungsstadien, die bei der Bildung eines Hauptreihensterns aus einem kollabierenden Molekülwolkenkern durchlaufen werden. Dazu gehören mehrere Kollapsphasen, die Bildung eines prästellaren Kerns, eines Protosterns und schließlich eines Vor-Hauptreihensterns. Während massearme Sterne auch isoliert entstehen können, findet die Bildung massereicherer Sterne vornehmlich in Sternhaufen statt.
  • Star formation is the process by which dense regions within molecular clouds in interstellar space, sometimes referred to as "stellar nurseries" or "star-forming regions", collapse to form stars. As a branch of astronomy, star formation includes the study of the interstellar medium and giant molecular clouds (GMC) as precursors to the star formation process, and the study of protostars and young stellar objects as its immediate products.
rdfs:label
  • Naissance des étoiles
  • Csillagkeletkezés
  • Formació estel·lar
  • Formación estelar
  • Formazione stellare
  • Formação estelar
  • Powstawanie gwiazd
  • Star formation
  • Sternentstehung
  • Stervorming
  • Yıldız oluşumu
  • Формирование звезды
  • 星形成
  • 항성 형성
owl:sameAs
http://www.w3.org/ns/prov#wasDerivedFrom
foaf:depiction
foaf:isPrimaryTopicOf
is dbpedia-owl:wikiPageRedirects of
is dbpedia-owl:wikiPageWikiLink of
is skos:subject of
is foaf:primaryTopic of