20 matches
-
fost propusă pentru a explica formarea Lunii. O altă teorie spune că Mercur s-ar fi format din nebuloasa solară înainte ca energia eliberată de Soare să se stabilizeze. Planeta ar fi avut inițial de două ori masa prezentă. Dar protosteaua s-a contractat, temperaturile în preajma planetei Mercur puteau să ajungă la 2.500-3.500 K, posibil chiar să fi ajuns la 10.000 K. O mare parte din rocile de la suprafață ar fi putut să fie vaporizate la astfel de
Mercur (planetă) () [Corola-website/Science/296585_a_297914]
-
format din gaze și praf ramase de la formarea Soarelui. Metoda acceptată în momentul actual prin care planetele s-au format este cunoscut sub numele de acreție, în care planetele au început sub formă de boabe de praf pe orbită în jurul protostelei centrale. Prin contact direct, aceste boabe s-au format în pâlcuri de până la 200 metri în diametru, care, la rândul său, s-au ciocnit pentru a forma corpuri mai mari, (planetezimale), de ~ 10 km în diametru. Acestea au crescut treptat
Geneza și evoluția Sistemului Solar () [Corola-website/Science/318632_a_319961]
-
intră în fuziune pentru a forma heliu în lanț proton-proton: rezultă mai departe: "Nașterea" unei stele are loc în decursul milioanelor de ani, pe parcursul mai multor etape: în interiorul unui nor molecular se formează "globule", care cu timpul se transformă în protostele și apoi în stele. În spațiu există imenși nori de gaze și pulbere: nebuloasele. Într-unii din ei materia este mai densă și mai concentrată: ea formează nori moleculari. Aceștia sunt atât de mari, încât durează zeci de ani ca
Stea () [Corola-website/Science/297467_a_298796]
-
și are o masă de cel puțin 200 de ori mai mare decât cea a Soarelui. Aceasta este încă un obiect foarte rece și întunecat. Încetul cu încetul, el devine mai dens și mai cald, apoi se transformă într-o protostea care începe să strălucească. Materia protostelelor continuă să se contracte. Protostelele par înfășurate într-un "cocon" de gaze. Ele strălucesc, dar sclipirea lor este neregulată. Jeturi foarte rapide de gaze sunt emise în direcția polilor. Când temperatura în centru atinge
Stea () [Corola-website/Science/297467_a_298796]
-
puțin 200 de ori mai mare decât cea a Soarelui. Aceasta este încă un obiect foarte rece și întunecat. Încetul cu încetul, el devine mai dens și mai cald, apoi se transformă într-o protostea care începe să strălucească. Materia protostelelor continuă să se contracte. Protostelele par înfășurate într-un "cocon" de gaze. Ele strălucesc, dar sclipirea lor este neregulată. Jeturi foarte rapide de gaze sunt emise în direcția polilor. Când temperatura în centru atinge 10 milioane de grade, se declanșează
Stea () [Corola-website/Science/297467_a_298796]
-
mare decât cea a Soarelui. Aceasta este încă un obiect foarte rece și întunecat. Încetul cu încetul, el devine mai dens și mai cald, apoi se transformă într-o protostea care începe să strălucească. Materia protostelelor continuă să se contracte. Protostelele par înfășurate într-un "cocon" de gaze. Ele strălucesc, dar sclipirea lor este neregulată. Jeturi foarte rapide de gaze sunt emise în direcția polilor. Când temperatura în centru atinge 10 milioane de grade, se declanșează reacțiile nucleare: "s-a născut
Stea () [Corola-website/Science/297467_a_298796]
-
gaze. Ele strălucesc, dar sclipirea lor este neregulată. Jeturi foarte rapide de gaze sunt emise în direcția polilor. Când temperatura în centru atinge 10 milioane de grade, se declanșează reacțiile nucleare: "s-a născut o stea". Timpul necesar ca o protostea să devina stea depinde de masa acesteia: 30 de milioane de ani pentru o stea ca Soarele, dar pentru o stea de zece ori mai masivă nu e nevoie mai mult de 300.000 de ani. Când o stea și-
Stea () [Corola-website/Science/297467_a_298796]
-
propria lor greutate. În timp ce gazul se contractă, regiunea centrală devine tot mai puternică și mai fierbinte, astfel gazul ajunge la temperaturi extreme prin convertirea energiei potențiale gravitaționale în energie termică. Dacă temperatura devine prea mare, fuziunea nucleară va genera o protostea. O protostea se naște atunci când începe să emită energie radiativă pentru a balansa gravitatea ei și a opri un colaps gravitațional. În mod normal, un nor de materie rămâne la o distanță substanțială de stea înainte de pornirea reacțiilor de fuziune
Nebuloasa Orion () [Corola-website/Science/311967_a_313296]
-
greutate. În timp ce gazul se contractă, regiunea centrală devine tot mai puternică și mai fierbinte, astfel gazul ajunge la temperaturi extreme prin convertirea energiei potențiale gravitaționale în energie termică. Dacă temperatura devine prea mare, fuziunea nucleară va genera o protostea. O protostea se naște atunci când începe să emită energie radiativă pentru a balansa gravitatea ei și a opri un colaps gravitațional. În mod normal, un nor de materie rămâne la o distanță substanțială de stea înainte de pornirea reacțiilor de fuziune. Rămășițele norului
Nebuloasa Orion () [Corola-website/Science/311967_a_313296]
-
să emită energie radiativă pentru a balansa gravitatea ei și a opri un colaps gravitațional. În mod normal, un nor de materie rămâne la o distanță substanțială de stea înainte de pornirea reacțiilor de fuziune. Rămășițele norului formează discul protoplanetar al protostelei, locul unde se pot forma planetele. Recent, observațiile făcute în infraroșu au arătat că particulele de praf din aceste discuri protoplanetare cresc, trecând la următoarea fază, cea de planetă pitică. Odată formate, stelele din nebuloasă emit un curent de particule
Nebuloasa Orion () [Corola-website/Science/311967_a_313296]
-
conține majoritatea fenomenelor legate de acest subiect din nebuloasa Orion. Dinamica mișcărilor gazului din M42 este complexă, dar ele se deplasează, aparent, în direcția Pământului. Zona largă din spatele regiunii ionizate se contractă în acest moment sub presiunea propriei greutăți. Odată ce protosteaua intră în fazele prezente în secvența principală, ea este clasificată ca fiind o stea. Chiar dacă toate discurile planetare pot forma planete, observațiile făcute au demonstrat că radiațiile stelare intense au distrus planetele mici din zona Trapezium. Norii interstelari din nebuloasa
Nebuloasa Orion () [Corola-website/Science/311967_a_313296]
-
Un disc de acreție este o structură astrofizică formată din materie pe orbită în jurul unui obiect ceresc central. Acest corp central este în mod tipic o stea tânără, o protostea, o stea pitică albă, o stea neutronică sau o gaură neagră. Forma structurii a luat naștere prin acțiunea forței gravitaționale, atrăgând materialul spre corpul central, diferitele viteze inițiale ale particulelor, care antrenează materialul în formă de disc, și împrăștierea de
Disc de acreție () [Corola-website/Science/334802_a_336131]
-
el, prin viscozitate, antrenând materialul în spirală spre organul central. Împrăștierea de energie antrenează diverse forme de emisiuni de radiație electromagnetică. Gama de frecvențe a acesteia din urmă depinde de obiectul central. Discurile de acreție ale stelelor tinere și ale protostelelor radiază în infraroșu, iar acelea ale stelelor neutronice și ale găurilor negre radiază în raze X. Este posibil, de asemenea, să se observe formarea unui disc de acreție în unele sisteme de stele duble, îndeosebi într-un sistem în care
Disc de acreție () [Corola-website/Science/334802_a_336131]
-
va adopta atunci mai degrabă o traiectorie în spirală care o va conduce la formarea unui disc de acreție. Unele discuri protoplanetare se comportă în parte ca niște discuri de acreție, îndeosebi când o parte din materia lor cade pe protosteaua centrală. Discurile din jurul stelelor T Tauri stele Herbig prezintă asemenea comportamente.
Disc de acreție () [Corola-website/Science/334802_a_336131]
-
cu dimensiuni masive. Cvasi-stelele sunt un fenomen caracteristic Universului timpuriu. Spre deosebire de stelele observate în prezent, cvasi-stelele nu sunt alimentate prin fisiune nucleară; energia lor provine din materia căzută într-o gaură neagră centrală. O cvasi-stea se formează când miezul unei protostele intră în colaps, dar straturile superioare au suficientă energie să absoarbă energia emisă în mod exploziv de gaura neagră (cum se întâmplă în prezent cu o supernovă). O astfel de stea are masa de o mie de ori mai mare
Cvasi-stea () [Corola-website/Science/333830_a_335159]
-
cea a Soarelui. Stele suficient de mari pentru acest fenomen s-ar fi putut forma doar în primele stadii ale universului, când atomii de hidrogen și heliu nu erau contaminați de elemente mai grele. După formarea găurii negre în miezul protostelei, aceasta transformă materia stelară capturată în cantități imense de energie. Energia contracarează forța gravitațională, creând un echilibru similar celui care susține stelele alimentate prin fuziune. O cvasi-stea are o durată de viață maximă de aproximativ un milion de ani, timp
Cvasi-stea () [Corola-website/Science/333830_a_335159]
-
parte a masei, a devenit din ce în ce mai fierbinte în raport cu discul din jur. Nebuloasa în contracție, rotindu-se tot mai repede, a început să se aplatizeze și a luat forma unui disc protoplanetar cu un diametru de aproximativ 200 UA, având o protostea fierbinte și densă în centru. Protoplanetele formate în urma acreției din acest disc de praf și gaz interacționau gravitațional, formând - prin contopire - corpuri din ce în ce mai mari. Sute de protoplanete au putut exista în sistemul solar timpuriu, dar acestea fie au fuzionat, fie
Sistemul solar () [Corola-website/Science/296587_a_297916]
-
regiuni, precum și a modului în care planetele exterioare s-au putut forma în poziții diferite și au migrat, ajungând să aibă orbitele lor actuale prin diverse interacțiuni gravitaționale. După 50 de milioane de ani, presiunea și densitatea hidrogenului din centrul protostelei au devenit suficient de mari pentru ca să înceapă fuziunea termonucleară. Temperatura, viteza de reacție, presiunea, precum și densitatea au crescut până când a fost atins echilibrul hidrostatic: presiunea termică a egalat forța gravitațională. În acel moment, Soarele a devenit o stea din secvența
Sistemul solar () [Corola-website/Science/296587_a_297916]
-
istoria unei stele există mai multe faze și anume: Contracția gravitațională, Stadiul de stea a secvenței principale, Stadiul de stea gigantă, Stadii tarzii în evoluția stelelor (pitică albă, stea neutronică, gaură neagră). Evoluția unei stele depinde de masa ei: nebuloasă, protostea, stea a secvenței principale, gigantă roșie, pitică albă, pitică neagră în cazul stelelor cu masă redusă, (de până la 2,5 ori masa Soarelui). Nebuloasa, protostea, stea a secvenței principale, supergigantă, supernovă, stea neutronică sau gaură neagră în cazul stelelor masive
ASTRONOMIE. DICTIONAR ASTRONOMIE. OLIMPIADELE DE ASTRONOMIE by Tit Tihon () [Corola-publishinghouse/Science/336_a_865]
-
stelelor (pitică albă, stea neutronică, gaură neagră). Evoluția unei stele depinde de masa ei: nebuloasă, protostea, stea a secvenței principale, gigantă roșie, pitică albă, pitică neagră în cazul stelelor cu masă redusă, (de până la 2,5 ori masa Soarelui). Nebuloasa, protostea, stea a secvenței principale, supergigantă, supernovă, stea neutronică sau gaură neagră în cazul stelelor masive. FACULĂ Formațiune strălucitoare, din atmosfera solară, cu o temperatură mai mare decât a regiunilor înconjuratoare și care se compun din numeroase filamente, puncte strălucitoare și
ASTRONOMIE. DICTIONAR ASTRONOMIE. OLIMPIADELE DE ASTRONOMIE by Tit Tihon () [Corola-publishinghouse/Science/336_a_865]