Herbig Ae/Be star
http://dbpedia.org/resource/Herbig_Ae/Be_star an entity of type: WikicatB-typeStars
Herbig-Ae/Be-Sterne (nach ihrem Erstbeschreiber George H. Herbig) sind bestimmte junge Sterne mit einem Alter von weniger als 10 Millionen Jahren. Ihre Masse liegt im Bereich von 2 bis ca. 10 Sonnenmassen, und sie sind häufig in Gebieten mit erhöhter Sternentstehung anzutreffen. Die Temperatur in ihrem Inneren ist noch nicht hoch genug, um ein stabiles Wasserstoffbrennen zu ermöglichen, stattdessen stammt die abgestrahlte Energie noch aus ihrer Kontraktion. Somit befinden sich die Herbig-Ae/Be-Sterne im Hertzsprung-Russell-Diagramm noch auf dem Weg zur Hauptreihe.
rdf:langString
A Herbig Ae/Be star (HAeBe) is a pre-main-sequence star – a young (<10 Myr) star of spectral types A or B. These stars are still embedded in gas-dust envelopes and are sometimes accompanied by circumstellar disks. Hydrogen and calcium emission lines are observed in their spectra. They are 2-8 Solar mass (M☉) objects, still existing in the star formation (gravitational contraction) stage and approaching the main sequence (i.e. they are not burning hydrogen in their center).
rdf:langString
Las estrellas Herbig Ae/Be son estrellas jóvenes pertenecientes a los tipos espectrales A y B, que aún no han entrado en la secuencia principal. Están envueltas en nubes de gas y polvo y pueden estar rodeadas de un disco circunestelar. Tienen una masa comprendida entre 2 y 8 masas solares y aún se encuentran en la fase de formación estelar (contracción gravitatoria), aproximándose a la secuencia principal, pero sin que se haya iniciado la fusión de hidrógeno en su núcleo. Su nombre se debe al astrónomo George Herbig, que en 1960 distinguió a este tipo de estrellas del resto.
rdf:langString
Bintang Herbig Ae/Be (HAeBe) adalah (sebuah bintang muda (<10Myr) dengan A atau B). Garis emisi hidrogen dan kalsium teramati dalam spektrumnya. Bintang tersebut adalah objek dengan 2–8 massa matahari (M☉), yang masih dalam tahap pembentukan bintang (kontraksi gravitasi) dan mendekati deret utama (berarti mereka tidak pada pusatnya).
rdf:langString
Een Herbig Ae/Be ster (HAeBe) is een (pre-mainsequence star) - een jonge ster met een leeftijd van minder dan 10 miljoen jaar met spectraalklasse A of B. Deze sterren zijn nog omringd door een omhulsel van gas en stof en soms door een protoplanetaire schijf. Hun spectra vertonen emissielijnen van waterstof en calcium.
rdf:langString
Gwiazdy typu Herbig Ae/Be – gwiazdy zmienne o masach od 2 do 8 razy większych od masy Słońca, które w dalszym ciągu znajdując się w fazie formowania pobierają materię z otaczającego je dysku protoplanetarnego. Główną przyczyną zmienności tych gwiazd są krążące wokół nich bryły gazowo-pyłowe. Przykładami gwiazd typu Herbig Ae/Be są: MWC 147 oraz V1052 Centauri. Ten typ gwiazd został nazwany od amerykańskiego astronoma George’a Herbiga, który jako pierwszy wyróżnił go w 1960 roku.
rdf:langString
هيربيغ أي/نجم بي في علم الفلك (بالإنجليزية : Herbig Ae/Be star أو مختصرا HABe ) هو نوع نجم في مرحلة نجم قبل النسق الأساسي، نجم نشأ في بداية العمر مرت عليه نحو 10 ملايين سنة، ومنه نوعان من الطيف: النوع A أو B. لا تزال تلك النجوم مغمورة في سحابة من الغاز والغبار، وأحياناً يكون لها قرص كوكبي. تطهر خطوط طيف الهيدروجين والكالسيوم في أطيافها. وتبلغ كتلتهم بين 2 - 8 كتلة شمسية. وهي لا تزال في مرحلة تكوّن النجوم، حيث ينكمشون تحت تأثير قوة الثقالة خلال مرحلة ابتدائية ويقتربون من النسق الأساسي. أي لا يكون تفاعل بروتون-بروتون المتسلسل قد بدأ فيهم - ويقون في رسم هرتزبرونغ-راسل إلى اليمين بالنسبة للنسق الأساسي. اكتشف هذا النوع من النجوم العالم الفلكي الأمريكي جورج هيربيغ الذي كان أول من فرق بين هذا النوع وبين النجوم الأخرى عام 1960.
rdf:langString
Una estrella Herbig Ae/Be és una estrella pre-seqüència principal, una estrella jove (<10Milions d'anys) de tipus espectral A o B. Aquestes estrelles es troben immerses en envolcalls de gas i pols i poden estar envoltades per discs circumestel·lars. En el seu espectre s'observen línies d'emissió d'hidrogen i calci. Es tracta d'objectes amb masses de 2-8 vegades la massa del Sol, encara en l'estadi de formació estel·lar (contracció gravitatòria) i aproximant-se a la seqüència principal (no cremen hidrogen al seu nucli). En el Diagrama de Hertzsprung-Russell aquestes estrelles es localitzen a la dreta de la seqüència principal. Prenen el seu nom de l'astrònom americà George Herbig, que les distingí per primera vegada d'altres estrelles el 1960.Els criteris originals d'Herbig eren:
rdf:langString
Herbig Ae/Be izarrak, oraindik sekuentzia nagusian sartu ez diren A eta B espektro motako izar gazteak dira. Gas eta hautsezko hodeietan bilduak daude eta diska zirkumestelar batekin inguratuak egon daitezke. 2 eta 8 eguzki masa arteko masa dute, eta oraindik, izar eraketa fasean (grabitate uzkurtzea) daude, sekuentzia nagusira gerturatuz, baina, bere nukleoan, oraindik hidrogenoaren fusioa hasi gabe. Euren izena, astronomoagatik dute, 1960an, mota honetako izarrak, gainontzeko guztietatik ezberdindu zituena. Herbig Ae/Be izarrak ezberdintzeko irizpideak, honako hauek dira:
rdf:langString
Une étoile Ae/Be de Herbig (en abrégé : HAe/Be, de l'anglais Herbig Ae/Be star) est une étoile de la pré-séquence principale de masse intermédiaire et de type spectral B ou A possédant des raies spectrales en émission dans son spectre visible ; associée à une région présentant une forte extinction, elle illumine une nébuleuse par réflexion. De par leur type spectral, les étoiles HAe/Be sont de masse intermédiaire (1,5 à 8 masses solaires). Elles sont le pendant des étoiles T Tauri, étoiles jeunes de plus faible masse.
rdf:langString
Una stella Ae/Be di Herbig è una stella di classe spettrale A e B estremamente giovane (<10 milioni di anni) che si trova in uno stadio avanzato di formazione, ma non ha ancora raggiunto la sequenza principale (non si è ancora innescata completamente la fusione dell'idrogeno nel suo nucleo). Nel diagramma HR sono collocate a destra della sequenza principale. Devono il loro nome all'astronomo statunitense George Herbig che nei primi anni sessanta li distinse dalle altre stelle secondo questi criteri:
rdf:langString
허빅 Ae/Be 별은 전주계열에서 분광형이 A형 또는 B형인 어린 별을 일컫는 말이다. 이 별은 별 주위의 원반 내의 가스와 먼지로 둘러싸여있다. 수소와 칼슘 방출선은 허빅 Ae/Be 별의 스펙트럼에서 관측된다. 허빅 Ae/Be 별은 태양질량의 2~8배이며, 별 형성 단계에서 존재하며, 주계열에 가까워지는 천체이다. 이 천체는 H-R도의 오른쪽에 존재한다. 허빅 Ae/Be 별은 미국 천문학자 의 이름을 땄는데, 그는 처음으로 1960년에 허빅 Ae/Be 별을 다른 별과 구분지었다. 허빅이 기준지은 점은 다음과 같다.
* 분광형이 F0보다 아래쪽, (황소자리 T를 제외하기 위해)
* 별의 스펙트럼에서의 발머 방출선, (황소자리 T와 비슷하기 위해)
* 암흑 성간운 경계 내의 투영된 장소, (허빅 Ae/Be 별의 탄생지와 가까운 곳의 매우 어린 별을 선택하기 위해)
* 밝은 반사성운 근처의 빛. (별 형성 지역과의 물질적인 고리를 제공하기 위해) 요즘에는 소위 고립된 허빅 Ae/Be 별들이 발견됐다. 따라서 가장 믿을만한 기준점은 다음과 같다.
rdf:langString
ハービッグAe/Be型星（はーびっぐ・えいいー・びいいーがたせい、英：Herbig Ae/Be stars）は年齢1000万年未満の若い前主系列星である。スペクトル型はA型かB型であり、まだガスと塵のエンベロープに埋もれて星周円盤に取り巻かれている。スペクトル中に水素とカルシウムの輝線がみられる。太陽質量の2-8倍の天体で、星形成（自己重力による収縮）の過程にあり、主系列に至る前段階（つまり中心で水素の核連鎖反応が始まる前）にある。HR図上ではこの天体は主系列の右側に位置する。1960年に初めてこの種の天体を特定したアメリカの天文学者ジョージ・ハービッグにちなんでこの名がつけられた。ハービッグによる当初の分類基準は次のとおりである。
* スペクトル型がF0より高温型である（Tタウリ型星と区別するため）。
* スペクトル中にバルマー系列の輝線がある（Tタウリ型星と共通）。
* 出現場所が星間物質がつくる暗い境界の内側にある（誕生の領域ごと若い星を特定するため）。
* 近隣の反射星雲を照らす光源である（星形成の領域との物理的関係を保証するため）。 今日では孤立したハービッグAe/Be型星がいくつも発見されている（つまり暗黒星雲とも散光星雲とも関係がない）。そこで信頼できる新基準は次のようになるだろう。
rdf:langString
As estrelas Herbig Ae/Be são estrelas jovens pertencentes aos tipos espectrais A e B, que ainda não entraram na sequência principal. Estão envoltas em nuvens de gás e poeira e podem estar rodeadas por um . Têm uma massa compreendida entre 2 e 8 massas solares. O seu nome é devido ao astrónomo George Herbig, que em 1960 distinguiu este tipo de estrelas das demais. Os critérios para distinguir as estrelas Herbig Ae/Be são:
rdf:langString
Herbig-Ae/Be-stjärnor är unga stjärnor av spektraltyp A och B som ännu inte har nått huvudserien. De är fortfarande inbäddade i gas och stoft och kan vara omringad av en cirkumstellär skiva. Spektrallinjer av väte- och kalcium observeras i dessa stjärnors spektrum. De har en massa på 2-8 solmassor och genomgår fortfarande ackretionsfasen av stjärnbildningsprocessen före huvudserien, vilket innebär att det ännu inte sker någon fusion av väte. I Hertzsprung-Russell-diagrammet finns dessa stjärnor till höger om huvudserien. De har fått sitt namn från den amerikanska astronomen som först skilde dem från andra stjärnor år 1960.
rdf:langString
Ae/Be-зоря Гербіга (HABe) — молода зоря (віком до 10 мільйонів років) спектрального класу A або B. Такі зорі все ще оточені газо-пиловою оболонкою та деколи мають навколозоряні диски. У їхньому спектрі наявні лінії випромінювання водню та кальцію, а маса становить 2—8 мас Сонця. Вони ще перебувають на стадії гравітаційного стиснення еволюції зірок та лише наближаються до головної послідовності (тобто, в них ще не розпочалися ядерні реакції за участі водню в ядрі). На діаграмі Герцшпрунга — Рассела такі зорі розташовані праворуч від головної послідовності.
rdf:langString
Звёзды Хербига (Ae/Be) — молодые (возраст до 10 млн лет), ещё не вышедшие на главную последовательность звёзды спектрального класса A или B. Они имеют массу, превышающую солнечную от 2 до 8 раз. Наблюдаются в регионах звёздообразования, окружены газопылевыми облаками и имеют температуру поверхности от 3500 до 6000 K. Спектры этих звёзд отличаются сильными эмиссионными линиями. В оптическом диапазоне они, в основном, состоят из линий бальмеровской серии водорода и ионизованного кальция. Звёзды данного типа также выделяются по избыточному инфракрасному излучению, которое исходит от окружающего их газопылевого облака. Термоядерная реакция синтеза гелия из водорода в ядре звезды у них ещё не наступила, и они разогреваются за счёт гравитационного сжатия. На диаграмме Герцшпрунга — Рассела они н
rdf:langString
赫比格Ae/Be星是主序前星 – 光譜類型為A和B的年輕恆星 (<1,000萬年)。它們依然被埋在氣體的外殼內，並且也許還被拱星盤環繞著，在光譜中可以觀察到氫和鈣的發射譜線。它們的質量在2-8太陽質量，依然在恆星形成的階段(重力收縮)，並且即將成為主序星(也就是說在核心尚未開始燃燒氫)。在赫羅圖上，這些恆星依然在主序帶的右邊。它們是以美國天文學家喬治·赫比格命名的恆星，因為他在1960年就注意到這種天體。喬治·赫比格原先用來分辨的準則是：
* 光譜類型早於F0(為了排除金牛T星)。
* 在光譜中有巴耳末發射譜線 (為了與金牛T星相似)。
* 投影的位置在黑暗的星際雲內(為了選擇出鄰近恆星誕生地區，真正年輕的恆星)。
* 照亮了附近明亮的反射星雲(為了保證與恆星形成區域有實質上的聯繫)。 現在知道有些孤獨的赫比格Ae/Be星(也就是說與暗星雲或星雲沒有關聯)，因此現在真正可靠的標準是：
* 光譜類型早於F0。
* 在光譜中有巴耳末發射譜線。
* 由於有星周塵(為了與傳統的有的Be星有所區別)，因此有多餘的紅外線輻射(與一般的恆星比較)。. 有時候赫比格Ae/Be星會出現值得注意的光度變化，它們被認為是在拱星盤內有簇聚(原行星和微星)。在光度最低的階段，恆星的輻射會偏藍和(當簇聚遮蔽直射的星光，來自盤面的散射光就會相對的增加 － 這與我們的天空呈現藍色的效應相同)。
rdf:langString
rdf:langString
نجم هيربيغ Ae/Be
rdf:langString
Estrella Herbig Ae/Be
rdf:langString
Herbig-Ae/Be-Stern
rdf:langString
Estrella Herbig Ae/Be
rdf:langString
Herbig Ae/Be izar
rdf:langString
Étoile Ae/Be de Herbig
rdf:langString
Bintang Herbig Ae/Be
rdf:langString
Stella Ae/Be di Herbig
rdf:langString
Herbig Ae/Be star
rdf:langString
ハービッグAe/Be型星
rdf:langString
허빅 Ae/Be 별
rdf:langString
Gwiazdy typu Herbig Ae/Be
rdf:langString
Herbig Ae/Be ster
rdf:langString
Estrela Herbig Ae/Be
rdf:langString
Звёзды Хербига (Ae/Be)
rdf:langString
Herbig-Ae/Be-stjärna
rdf:langString
Ae/Be-зорі Гербіга
rdf:langString
赫比格Ae/Be星
xsd:integer
5530147
xsd:integer
1109969689
rdf:langString
Una estrella Herbig Ae/Be és una estrella pre-seqüència principal, una estrella jove (<10Milions d'anys) de tipus espectral A o B. Aquestes estrelles es troben immerses en envolcalls de gas i pols i poden estar envoltades per discs circumestel·lars. En el seu espectre s'observen línies d'emissió d'hidrogen i calci. Es tracta d'objectes amb masses de 2-8 vegades la massa del Sol, encara en l'estadi de formació estel·lar (contracció gravitatòria) i aproximant-se a la seqüència principal (no cremen hidrogen al seu nucli). En el Diagrama de Hertzsprung-Russell aquestes estrelles es localitzen a la dreta de la seqüència principal. Prenen el seu nom de l'astrònom americà George Herbig, que les distingí per primera vegada d'altres estrelles el 1960.Els criteris originals d'Herbig eren:
* Tipus espectral anterior a F0 (per excloure les estrelles T Tauri),
* línia d'emissió de Balmer en l'espectre estel·lar (per a ser semblant a les estrelles T Tauri),
* Situació al límit d'un núvol interestel·lar fosc (per a seleccionar estrelles veritablement joves prop dels seus llocs de naixement),
* Il·luminació per una nebulosa de reflexió brillant propera (per a garantir la connexió física amb la regió de formació estel·lar). Actualment hi ha algunes estrelles Herbig Ae/Be aïllades (no connectades a núvols foscos o nebuloses). Per tant el criteri més fiable actualment podria ser:
* Tipus espectral anterior a F0,
* línia d'emissió de Balmer en el seu espectre estel·lar,
* Excés de radiació Infraroja (en comparació a les estreles normals) a causa de la pols circumestel·lar (per a diferenciar-les de les estrelles Be clàssiques, que tenen un excés d'infraroig a causa de l'emissió lliure-lliure).) Algunes vegades les estrelles Herbig Ae/Be mostren variabilitats de brillantor significatives. Es pensa que es deuen a grups de (protoplanestes i planetesimals) en el seu disc circumestel·lar. En el seu estadi de menor lluentor la radiació de l'estrella es torna més blava i linealment polaritzada (quan el grup enfosqueix la llum directa de l'estrella, dispersada per l'increment relatiu de la llum del disc – seria el mateix efecte del color blau del nostre cel). Estrelles anàlogues a Herbig Ae/Be en un rang de masses més petit (<2 masses solars) - són les estrelles de pre-seqüència principal tipus espectrals F, G, K, M, anomenades estrelles T Tauri. Estrelles més massives (>8 masses solars) la pre-seqüència principal no són observats, perquè evolucionen molt ràpidament: quan són visibles (dispersen el gas circumestel·lar que les envolta i el núvol de pols), L'hidrogen al centre ja es crema i són objectes de la seqüència principal.
rdf:langString
هيربيغ أي/نجم بي في علم الفلك (بالإنجليزية : Herbig Ae/Be star أو مختصرا HABe ) هو نوع نجم في مرحلة نجم قبل النسق الأساسي، نجم نشأ في بداية العمر مرت عليه نحو 10 ملايين سنة، ومنه نوعان من الطيف: النوع A أو B. لا تزال تلك النجوم مغمورة في سحابة من الغاز والغبار، وأحياناً يكون لها قرص كوكبي. تطهر خطوط طيف الهيدروجين والكالسيوم في أطيافها. وتبلغ كتلتهم بين 2 - 8 كتلة شمسية. وهي لا تزال في مرحلة تكوّن النجوم، حيث ينكمشون تحت تأثير قوة الثقالة خلال مرحلة ابتدائية ويقتربون من النسق الأساسي. أي لا يكون تفاعل بروتون-بروتون المتسلسل قد بدأ فيهم - ويقون في رسم هرتزبرونغ-راسل إلى اليمين بالنسبة للنسق الأساسي. اكتشف هذا النوع من النجوم العالم الفلكي الأمريكي جورج هيربيغ الذي كان أول من فرق بين هذا النوع وبين النجوم الأخرى عام 1960. وكانت الخصائص التي تميزها واعتمد عليها هيربيغ في تصنيفه:
* تصنيف الطيف أن يكون من تصنيف ما قبل F0 (حتى لا يُضمون إلى نوع نجم تي الثور.
* أن يقعوا في مناطق سحب بيننجمية مظلمة،
* أن يسقط عليم ضوء من سديم يظهرون من خلاله، في منطقة تكوّن نجوم. كثرت حاليا معلوماتنا من عدة من نجوم هيرفيغ أي/ بي ونجد بعضها منعزلا وبعيدا عن مناطق السحب المظلمة وبيعيدة عن سدم تضيؤها. وقد أدت تلك المعرفة إلى اختيار جديد للشروط التعرف عليها والتفريق بينها وبين نجوم أخرى :
* أن يكن طيفها سابقا للطيف F0
* أن تكون خطوط إشعاع بالمر من ضمن طيف النجم
* أن تكون الأشعة تحت الحمراء زائدة فيها بالمقارنة بوجوده في أطياف النجوم المعتادة ؛وهذا يكون بسبب ما يحيط بنجوم هيرفيغ أي/ بي من قرص غباري (للتفرقة بينها وبين نجوم النسق الأساسي نوع-B). وتظهر بعض نجوم هيربيغ أي/ بي تغيرات كبيرة في لمعانها. ويُعتقد أن تلك الاختلافات في اللمعان ترجع إلى دوران كواكب في نشأتها واحتلافات في كثافة قرص الغبار الذي يحيطها. عندما يكون لمعان النجم اقل ما يمكن فهو يظهر أزرقاً وفي نفس الوقت يكون ضوءه مستقطباً خطياً؛ (عندما تحجب سحب غبار الضوء المباشر للنجم عنا فيصلنا الجزء الأزرق منه المتشتت من قرص الغبار - إن هذا التأثير مماثل لما يحدث لضوء الشمس في جو الأرض ويجعل السماء ذات لون أزرق.) نظائر نجوم هيربيغ أي/ بي التي تكون كتلتها أقل من 2 كتلة شمسية فهي تكون من ضمن نوع نجوم قبل النسق الأساسي، ويميزها تصنيف طيفي من الأنواع F, G, K, M ، وهم يصنفون على أنهم من نوع نجم تي الثور. أما النجوم التي تكون كتلتها أكبر من 8 كتلة شمسية وتكون لا تزال في مرحلة نجم قبل النسق الأساسي فهؤلاء لا يشاهدون بسبب أنهم ينشأون سريعا : وعندما يصبحوا مرئيين بعد انزياح حجاب الغبار الذي حولهم، فيكون اندماج الهيدروجين قد بدأ بالفعل فيهم، ويبدأ النجم منهم في اتباع نهج النسق الأساسي.
rdf:langString
Herbig-Ae/Be-Sterne (nach ihrem Erstbeschreiber George H. Herbig) sind bestimmte junge Sterne mit einem Alter von weniger als 10 Millionen Jahren. Ihre Masse liegt im Bereich von 2 bis ca. 10 Sonnenmassen, und sie sind häufig in Gebieten mit erhöhter Sternentstehung anzutreffen. Die Temperatur in ihrem Inneren ist noch nicht hoch genug, um ein stabiles Wasserstoffbrennen zu ermöglichen, stattdessen stammt die abgestrahlte Energie noch aus ihrer Kontraktion. Somit befinden sich die Herbig-Ae/Be-Sterne im Hertzsprung-Russell-Diagramm noch auf dem Weg zur Hauptreihe.
rdf:langString
A Herbig Ae/Be star (HAeBe) is a pre-main-sequence star – a young (<10 Myr) star of spectral types A or B. These stars are still embedded in gas-dust envelopes and are sometimes accompanied by circumstellar disks. Hydrogen and calcium emission lines are observed in their spectra. They are 2-8 Solar mass (M☉) objects, still existing in the star formation (gravitational contraction) stage and approaching the main sequence (i.e. they are not burning hydrogen in their center).
rdf:langString
Herbig Ae/Be izarrak, oraindik sekuentzia nagusian sartu ez diren A eta B espektro motako izar gazteak dira. Gas eta hautsezko hodeietan bilduak daude eta diska zirkumestelar batekin inguratuak egon daitezke. 2 eta 8 eguzki masa arteko masa dute, eta oraindik, izar eraketa fasean (grabitate uzkurtzea) daude, sekuentzia nagusira gerturatuz, baina, bere nukleoan, oraindik hidrogenoaren fusioa hasi gabe. Euren izena, astronomoagatik dute, 1960an, mota honetako izarrak, gainontzeko guztietatik ezberdindu zituena. Herbig Ae/Be izarrak ezberdintzeko irizpideak, honako hauek dira:
* F0 aurreko espektro mota (F, G, K eta M motako izarrak, T Tauri izarrak dira)
* igorpen lerroak espektroan (T Tauri izarren antzera)
* Erradiazio gehiegi infragorrian izar normalekin alderatuz, hauts zirkumestelarraren ondorioz (Be izar klasikoetatik bereizteko). Batzuetan, Herbig Ae/Be izarrek, euren dizdiran aldaketa esanguratsuak jasaten dituzte. Uste denez, diska zirkumestelarrean, bikorren existentziagatik ( edo planetesimalak) izan daiteke. Herbig Ae/Be izarren antzeko objektuak, baina masa txikiagodunak (2 eguzki masa baino gutxiago), jada aipatu diren T Tauri izarrak dira, F, G, K eta M espektro motako izarrak direnak eta oraindik sekuentzia nagusian sartu ez direnak. Ez da 8 eguzki masa baino gehiagoko antzeko objekturik ikusi, oso azkar eboluzionatzen baitute: ikus daitezkeenean, jada, nukleoan hidrogenoaren fusioa hasia da, eta, beraz, sekuentzia nagusikoak dira. , eta , mota honetako izarrik ezagunenetako batzuk dira.
rdf:langString
Une étoile Ae/Be de Herbig (en abrégé : HAe/Be, de l'anglais Herbig Ae/Be star) est une étoile de la pré-séquence principale de masse intermédiaire et de type spectral B ou A possédant des raies spectrales en émission dans son spectre visible ; associée à une région présentant une forte extinction, elle illumine une nébuleuse par réflexion. Les étoiles de Herbig ont été classées et étudiées par George Herbig dans les années 1960. Il est actuellement accepté qu'il s'agit d'étoiles jeunes, c'est-à-dire n'étant pas encore sur la séquence principale. Ces étoiles sont entourées d'un disque protoplanétaire responsable de l'émission infrarouge et millimétrique. Nombreuses étoiles HAe/Be présentent une variabilité photométrique. De par leur type spectral, les étoiles HAe/Be sont de masse intermédiaire (1,5 à 8 masses solaires). Elles sont le pendant des étoiles T Tauri, étoiles jeunes de plus faible masse.
rdf:langString
Las estrellas Herbig Ae/Be son estrellas jóvenes pertenecientes a los tipos espectrales A y B, que aún no han entrado en la secuencia principal. Están envueltas en nubes de gas y polvo y pueden estar rodeadas de un disco circunestelar. Tienen una masa comprendida entre 2 y 8 masas solares y aún se encuentran en la fase de formación estelar (contracción gravitatoria), aproximándose a la secuencia principal, pero sin que se haya iniciado la fusión de hidrógeno en su núcleo. Su nombre se debe al astrónomo George Herbig, que en 1960 distinguió a este tipo de estrellas del resto.
rdf:langString
Bintang Herbig Ae/Be (HAeBe) adalah (sebuah bintang muda (<10Myr) dengan A atau B). Garis emisi hidrogen dan kalsium teramati dalam spektrumnya. Bintang tersebut adalah objek dengan 2–8 massa matahari (M☉), yang masih dalam tahap pembentukan bintang (kontraksi gravitasi) dan mendekati deret utama (berarti mereka tidak pada pusatnya).
rdf:langString
ハービッグAe/Be型星（はーびっぐ・えいいー・びいいーがたせい、英：Herbig Ae/Be stars）は年齢1000万年未満の若い前主系列星である。スペクトル型はA型かB型であり、まだガスと塵のエンベロープに埋もれて星周円盤に取り巻かれている。スペクトル中に水素とカルシウムの輝線がみられる。太陽質量の2-8倍の天体で、星形成（自己重力による収縮）の過程にあり、主系列に至る前段階（つまり中心で水素の核連鎖反応が始まる前）にある。HR図上ではこの天体は主系列の右側に位置する。1960年に初めてこの種の天体を特定したアメリカの天文学者ジョージ・ハービッグにちなんでこの名がつけられた。ハービッグによる当初の分類基準は次のとおりである。
* スペクトル型がF0より高温型である（Tタウリ型星と区別するため）。
* スペクトル中にバルマー系列の輝線がある（Tタウリ型星と共通）。
* 出現場所が星間物質がつくる暗い境界の内側にある（誕生の領域ごと若い星を特定するため）。
* 近隣の反射星雲を照らす光源である（星形成の領域との物理的関係を保証するため）。 今日では孤立したハービッグAe/Be型星がいくつも発見されている（つまり暗黒星雲とも散光星雲とも関係がない）。そこで信頼できる新基準は次のようになるだろう。
* スペクトル型がF0より高温型である。
* スペクトル中にバルマー系列の輝線がある。
* （通常の恒星と比較して）赤外線の放射が強い。その理由は星周塵の熱放射である。（自由-自由放射による赤外線放射が強いBe型星と区別するため） ハービッグAe/Be型星のなかには、はっきりとした変光をみせるものがある。これは星周円盤の分子雲塊（原始惑星や微小惑星）によると考えられている。最も暗くなったときには恒星が放射する光は青みが強くなり直線偏光している（その理由は地球の空が青いのと同じで、分子雲塊が恒星本体の光を遮ると周囲の円盤で散乱した光が相対的に多くなるからである）。 このハービッグAe/Be型星と対応関係にある小質量天体（2太陽質量未満）がTタウリ型星である。これはスペクトル型がF・G・K・Mの前主系列星である。逆に8太陽質量より大きな前主系列星はまだ観測されたことがないが、その理由はこれが極めて迅速に進化するからであろう。大質量の原始星が可視光で観測できる（つまり取り巻くガスや塵が拭き払われた）ときにはすでに中心で水素の核反応が始まっており、これはすでに主系列星だからである。
rdf:langString
허빅 Ae/Be 별은 전주계열에서 분광형이 A형 또는 B형인 어린 별을 일컫는 말이다. 이 별은 별 주위의 원반 내의 가스와 먼지로 둘러싸여있다. 수소와 칼슘 방출선은 허빅 Ae/Be 별의 스펙트럼에서 관측된다. 허빅 Ae/Be 별은 태양질량의 2~8배이며, 별 형성 단계에서 존재하며, 주계열에 가까워지는 천체이다. 이 천체는 H-R도의 오른쪽에 존재한다. 허빅 Ae/Be 별은 미국 천문학자 의 이름을 땄는데, 그는 처음으로 1960년에 허빅 Ae/Be 별을 다른 별과 구분지었다. 허빅이 기준지은 점은 다음과 같다.
* 분광형이 F0보다 아래쪽, (황소자리 T를 제외하기 위해)
* 별의 스펙트럼에서의 발머 방출선, (황소자리 T와 비슷하기 위해)
* 암흑 성간운 경계 내의 투영된 장소, (허빅 Ae/Be 별의 탄생지와 가까운 곳의 매우 어린 별을 선택하기 위해)
* 밝은 반사성운 근처의 빛. (별 형성 지역과의 물질적인 고리를 제공하기 위해) 요즘에는 소위 고립된 허빅 Ae/Be 별들이 발견됐다. 따라서 가장 믿을만한 기준점은 다음과 같다.
* 분광형이 F0보다 아래쪽,
* 별의 스펙트럼에서의 발머 방출선,
* 별 주위의 먼지로 인한 적외선 초과 방출 현상(이전의 고도로 이온화된 기체 중의 자유 전자의 운동에 의한 현상을 내는 Be 별들과 구분하기 위해). 가끔 허빅 Ae/Be 별은 거대한 밝기 변화를 보인다. 그것은 별 주위의 원반 내의 덩어리 (원시행성이나 미행성체) 때문으로 생각된다. 별에서 가장 밝기가 낮은 단계의 복사는 파랗게 되고 선(線) 형태의 편광 현상이 나타난다.작은 질량 (<태양질량의 2배)의 허빅 Ae/Be 별과 유사한 천체 - 분광형 F, G, K, M형의 전주계열성을 황소자리 T 항성으로 부르고, 전주계열 단계에서의 더 큰 질량 (>태양질량의 8배)의 별은 그들의 진화가 매우 빠르기 때문에 관측되지 않는다.
rdf:langString
Een Herbig Ae/Be ster (HAeBe) is een (pre-mainsequence star) - een jonge ster met een leeftijd van minder dan 10 miljoen jaar met spectraalklasse A of B. Deze sterren zijn nog omringd door een omhulsel van gas en stof en soms door een protoplanetaire schijf. Hun spectra vertonen emissielijnen van waterstof en calcium.
rdf:langString
Una stella Ae/Be di Herbig è una stella di classe spettrale A e B estremamente giovane (<10 milioni di anni) che si trova in uno stadio avanzato di formazione, ma non ha ancora raggiunto la sequenza principale (non si è ancora innescata completamente la fusione dell'idrogeno nel suo nucleo). Nel diagramma HR sono collocate a destra della sequenza principale. Queste giovani stelle sono ancora avvolte nelle nubi da cui sono nate e sono molto probabilmente circondate da dischi protoplanetari. Nel loro spettro dominano le linee di emissione dell'idrogeno e del calcio. La loro massa è compresa tra le 2 e le 8 masse solari. Devono il loro nome all'astronomo statunitense George Herbig che nei primi anni sessanta li distinse dalle altre stelle secondo questi criteri:
* Tipo spettrale precedente all'F0 (per distinguerle dalle stelle T Tauri);
* Linee di emissione di Balmer nello spettro stellare (per accomunarle alle T Tauri);
* Collocazione al limite di una nebulosa oscura (per scegliere le stelle realmente giovani, poste in prossimità del loro luogo di nascita);
* Irradiazione di una brillante nebulosa a riflessione (per garantire dei collegamenti fisici alla regione di formazione stellare). Tuttavia sono state scoperte anche molte stelle Ae/Be di Herbig che non presentano collegamenti con la regione in cui si sono formate. Ciò ha comportato una modifica dei criteri, che ora sono:
* Tipo spettrale precedente all'F0;
* Emissioni di Balmer nello spettro stellare;
* Eccesso di radiazione infrarossa dovuto alla presenza di dischi di polveri circumstellari (rispetto alle stelle Be, il cui eccesso di radiazione è dovuto alle cosiddette emissioni libero-libero). Talvolta le stelle Ae/Be di Herbig mostrano significative variazioni nella luminosità, dovute probabilmente ad addensamenti nel disco circumstellare (protopianeti e planetesimi). Quando la luminosità raggiunge il minimo la radiazione proveniente dalla stella subisce uno spostamento verso il blu e diviene polarizzata. Le stelle T Tauri sono considerate gli omologhi delle stelle Ae/Be di Herbig, ma hanno una massa inferiore (<2 masse solari) e un tipo spettrale F, G, K, M. Nella fase pre-sequenza principale non è possibile trovare stelle più massicce (>8 masse solari), poiché si evolvono molto velocemente: quando diventano visibili (ovvero quando il loro vento ha disperso la nube di gas e polveri circostante), queste si trovano già nella sequenza principale.
rdf:langString
Gwiazdy typu Herbig Ae/Be – gwiazdy zmienne o masach od 2 do 8 razy większych od masy Słońca, które w dalszym ciągu znajdując się w fazie formowania pobierają materię z otaczającego je dysku protoplanetarnego. Główną przyczyną zmienności tych gwiazd są krążące wokół nich bryły gazowo-pyłowe. Przykładami gwiazd typu Herbig Ae/Be są: MWC 147 oraz V1052 Centauri. Ten typ gwiazd został nazwany od amerykańskiego astronoma George’a Herbiga, który jako pierwszy wyróżnił go w 1960 roku.
rdf:langString
As estrelas Herbig Ae/Be são estrelas jovens pertencentes aos tipos espectrais A e B, que ainda não entraram na sequência principal. Estão envoltas em nuvens de gás e poeira e podem estar rodeadas por um . Têm uma massa compreendida entre 2 e 8 massas solares. O seu nome é devido ao astrónomo George Herbig, que em 1960 distinguiu este tipo de estrelas das demais. Os critérios para distinguir as estrelas Herbig Ae/Be são:
* Tipo espectral anterior a F0 (as estrelas de tipo F, G, K y M são estrelas T Tauri),
* Linhas de emissão Balmer no espectro (similares às estrelas T Tauri),
* Excesso de radiação no infravemelho em comparação com as estrelas ordinárias devido a poeira circum-estelar (para distingui-las das estrelas Be clássicas). Em ocasiões, as estrelas Herbig Ae/Be apresentam mudanças no brilho significativas. Pensa-se ser devido à existência de agrupamentos (protoplanetas ou planetesimais) no disco circum-estelar. Objectos parecidos com as estrelas Herbig Ae/Be, mas com massa menor (inferior a 2 massas solares), são as já citadas estrelas T Tauri, que correspondem a estrelas de tipo espectral F, G, K e M que ainda não entraram na sequência principal. Não se observaram objectos similares com massa superior a 8 massas solares, pois evoluíram muito rapidamente: quando são visíveis já se produz a fusão do hidrogénio no núcleo e são, portanto, estrelas da sequência principal.
rdf:langString
Herbig-Ae/Be-stjärnor är unga stjärnor av spektraltyp A och B som ännu inte har nått huvudserien. De är fortfarande inbäddade i gas och stoft och kan vara omringad av en cirkumstellär skiva. Spektrallinjer av väte- och kalcium observeras i dessa stjärnors spektrum. De har en massa på 2-8 solmassor och genomgår fortfarande ackretionsfasen av stjärnbildningsprocessen före huvudserien, vilket innebär att det ännu inte sker någon fusion av väte. I Hertzsprung-Russell-diagrammet finns dessa stjärnor till höger om huvudserien. De har fått sitt namn från den amerikanska astronomen som först skilde dem från andra stjärnor år 1960. De ursprungliga kriterierna för en Herbig-Ae/Be-stjärna enligt George Herbig var:
* Spektraltyp före F0 (för att utesluta T-Tauri-stjärnor)
* Balmerspektrallinjer i stjärnans spektrum (för att vara liknande T-Tauri-stjärnor)
* En position inom gränserna för ett mörkt interstellärt moln (för att välja verkligen unga stjärnor nära deras födelseplatser)
* Upplysning av en närliggande reflektionsnebulosa (för att garantera en fysisk länk med stjärnbildningsregionen) Numera finns flera kända isolerade Herbig-Ae/Be-stjärnor som inte har ett samband med mörka moln eller nebulosor. Därför är de mest pålitliga kriterierna nu:
* Spektraltyp före F0
* Balmerspektrallinjer i stjärnans spektrum
* Ett överflöde av infraröd strålning jämfört med normala stjärnor på grund av det som finns runt nya stjärnor Herbig-Ae/Be-stjärnor uppvisar ibland nämnvärda variationer i ljusstyrka. Det anses bero på objekt (protoplaneter och planetesimaler i den cirkumstellära skivan. När ljusstyrkan är som lägst blir strålningen från stjärnan blåare och , vilket beror på att när klumparna stör det direkta stjärnljuset så står det spridda ljuset för en större andel. Det hela är samma sorts effekt som den blå färgen på vår himmel där solljuset sprids i atmosfären. Analogt till Herbig-Ae/Be-stjärnor finns en motsvarighet med lägre massa (<2 solmassor) for spektraltyper F, G, K och M vilka kallas för T-Tauri-stjärnor. Tyngre stjärnor än 8 solmassor kan inte observeras i detta skede eftersom de utvecklas mycket snabbt. När tillräckligt mycket gas och stoft har skingrats för att de ska bli synliga har de redan påbörjat fusion av väte och är därmed huvudseriestjärnor.
rdf:langString
Звёзды Хербига (Ae/Be) — молодые (возраст до 10 млн лет), ещё не вышедшие на главную последовательность звёзды спектрального класса A или B. Они имеют массу, превышающую солнечную от 2 до 8 раз. Наблюдаются в регионах звёздообразования, окружены газопылевыми облаками и имеют температуру поверхности от 3500 до 6000 K. Спектры этих звёзд отличаются сильными эмиссионными линиями. В оптическом диапазоне они, в основном, состоят из линий бальмеровской серии водорода и ионизованного кальция. Звёзды данного типа также выделяются по избыточному инфракрасному излучению, которое исходит от окружающего их газопылевого облака. Термоядерная реакция синтеза гелия из водорода в ядре звезды у них ещё не наступила, и они разогреваются за счёт гравитационного сжатия. На диаграмме Герцшпрунга — Рассела они находятся в правой части главной последовательности. Они названы в честь американского астронома Джорджа Хербига, который первым выделил подобные звёзды в отдельный класс в 1960 году и предложил для них следующие критерии:
* Спектральный класс — более ранний, чем F0 (чтобы отличить их от звёзд типа Т Тельца)
* Линии бальмеровской серии в спектре звезды
* Протозвезда находится в тёмной туманности
* Звезда подсвечивает отражательную туманность (чтобы подчеркнуть связь между звездой и местом звездообразования) В настоящее время, когда стали известны изолированные звёзды Хербига (т.е. не связанные ни с какими туманностями), наиболее распространены следующие критерии:
* Спектральный класс — более ранний чем F0
* Линии бальмеровской серии в спектре звезды
* Избыток инфракрасного излучения (по сравнению с обычными звёздами) из-за существования протопланетного диска Иногда звёзды Хербига показывают лёгкую переменность. Считается, что это происходит, когда протопланеты и планетезимали перекрывают свет звезды. Аналогами звёзд Хербига с массами меньше двух солнечных являются звёзды типа T Тельца. Звезды больших масс (>8 солнечных), не могут быть наблюдаемы (по крайней мере, в оптическом диапазоне), так как эволюционируют очень быстро и когда они становятся видимыми, то есть когда они уничтожат околозвёздный диск, они уже находятся на главной последовательности.
rdf:langString
赫比格Ae/Be星是主序前星 – 光譜類型為A和B的年輕恆星 (<1,000萬年)。它們依然被埋在氣體的外殼內，並且也許還被拱星盤環繞著，在光譜中可以觀察到氫和鈣的發射譜線。它們的質量在2-8太陽質量，依然在恆星形成的階段(重力收縮)，並且即將成為主序星(也就是說在核心尚未開始燃燒氫)。在赫羅圖上，這些恆星依然在主序帶的右邊。它們是以美國天文學家喬治·赫比格命名的恆星，因為他在1960年就注意到這種天體。喬治·赫比格原先用來分辨的準則是：
* 光譜類型早於F0(為了排除金牛T星)。
* 在光譜中有巴耳末發射譜線 (為了與金牛T星相似)。
* 投影的位置在黑暗的星際雲內(為了選擇出鄰近恆星誕生地區，真正年輕的恆星)。
* 照亮了附近明亮的反射星雲(為了保證與恆星形成區域有實質上的聯繫)。 現在知道有些孤獨的赫比格Ae/Be星(也就是說與暗星雲或星雲沒有關聯)，因此現在真正可靠的標準是：
* 光譜類型早於F0。
* 在光譜中有巴耳末發射譜線。
* 由於有星周塵(為了與傳統的有的Be星有所區別)，因此有多餘的紅外線輻射(與一般的恆星比較)。. 有時候赫比格Ae/Be星會出現值得注意的光度變化，它們被認為是在拱星盤內有簇聚(原行星和微星)。在光度最低的階段，恆星的輻射會偏藍和(當簇聚遮蔽直射的星光，來自盤面的散射光就會相對的增加 － 這與我們的天空呈現藍色的效應相同)。 在低質量的範圍(<2太陽質量)，也有光譜為F、G、K或M，類似赫比格Ae/Be星的主序前星，稱為金牛T星。質量更大(>8太陽質量)的主序前星，因為演化的非常快速，所以未曾被發現過：當它們能用可見光觀測時(也就是說拱星盤中的氣體和塵埃已經消散)，在核心的氫已經開始燃燒，所以它們已經成為主序星了。
rdf:langString
Ae/Be-зоря Гербіга (HABe) — молода зоря (віком до 10 мільйонів років) спектрального класу A або B. Такі зорі все ще оточені газо-пиловою оболонкою та деколи мають навколозоряні диски. У їхньому спектрі наявні лінії випромінювання водню та кальцію, а маса становить 2—8 мас Сонця. Вони ще перебувають на стадії гравітаційного стиснення еволюції зірок та лише наближаються до головної послідовності (тобто, в них ще не розпочалися ядерні реакції за участі водню в ядрі). На діаграмі Герцшпрунга — Рассела такі зорі розташовані праворуч від головної послідовності. Вони отримали свою назву на честь американського астронома Джорджа Гербіґа, який уперше виокремив їх серед інших зір 1960 року. Початковими критеріями Гербіґа були:
* спектральний клас вищий від F0 (для виключення зір типу Т Тельця),
* наявність ліній емісії Бальмера у спектрі випромінювання (щоб були схожі на зорі типу T Тельця),
* розташування (принаймні в проєкції на небесну сферу) в межах темної міжзоряної хмари (щоб відібрати дуже молоді зорі поряд з місцем їх народження),
* підсвічування розташованої неподалік яскравої відбивної туманності (для гарантування наявності фізичного зв'язку з місцем формування зір). Оскільки сьогодні відомо декілька ізольованих Ae/Be-зір Гербіга (тобто не пов'язаних із темними хмарами або туманностями), більш надійними критеріями віднесення до цього класу є:
* спектральний клас вищий від F0,
* наявність ліній емісії Бальмера у спектрі випромінювання,
* надлишок випромінювання в інфрачервоних хвилях (у порівнянні з нормальними зорями) завдяки оточуючому міжзоряному пилу (для того, щоб відрізнити їх від класичних Be-зір, які мають надлишок інфрачервоного випромінювання через вільне-вільне випромінювання). Деколи Ae/Be-зорі Гербіга мають суттєву змінність світності, причиною якої вважається наявність конденсацій речовини (протопланет та планетезималей) у навколозоряному диску. На стадії найменшої світності світло від зорі стає блакитнішим та лінійно поляризованим (коли щільна конденсація закриває пряме світло зорі, зростає відносна частка світла, відбитого від диска, — ефект, схожий на походження блакитного кольору земного неба).
xsd:nonNegativeInteger
4815