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335,Participe do Show de Realidade com a Hostess Bonita, Onde Jogos Ao Vivo e Presentes Virtuais Se Combinam para Criar uma Festa de Entretenimento e Recompensas..No próximo estágio, o envelope nebuloso desaparece completamente, tendo se acumulado no disco, e a protoestrela se torna uma estrela T Tauri clássica. Isso acontece cerca de 1 milhão de anos depois do começo da formação. O disco de acreção continua fornecendo gás quente à estrela, o que é manifestado por fortes linhas de emissão no espectro. Estrelas T Tauri clássicas evoluem para estrelas T Tauri com linhas fracas. A massa do disco ao redor de uma estrela T Tauri clássica é de cerca de 1–3% da massa da estrela central, e ele sofre acreção à taxa de 10−7–10−9 ''M''☉ por ano. Um par de jatos bipolares pode estar presente também. A acreção explica todas as propriedades peculiares de estrelas T Tauri clássicas: seu forte fluxo em linhas de emissão (até 100% da luminosidade intrínseca da estrela), atividade magnética, variabilidade fotométrica e jatos. As linhas de emissão formam quando o gás em acreção atinge a superfície da estrela, o que acontece em torno de seus polos magnéticos. Os jatos são subprodutos da acreção, carregando para fora momento angular excessivo. O estágio como estrela T Tauri clássica tem duração de cerca de 10 milhões de anos. O disco eventualmente desaparece devido à acreção para a estrela central, formação planetária, ejeção por jatos, e fotoevaporação por radiação ultravioleta da estrela central e de estrelas quentes próximas. Como resultado, a estrela jovem se torna uma estrela T Tauri de linhas fracas, e em alguns milhões de anos evolui para uma estrela ordinária como o Sol, dependendo de sua massa inicial.,Considere uma única partícula com massa ''m'' e o Vetor posição '''r''', movendo-se sob uma aplicada Força conservativa '''F''', que pode ser expressada como o gradiente de um escalar energia potencial função ''V''('''r''', t):.
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