Protoestrella

Ciencias de la Tierra. Origen del Sistema Solar. Evolución de las estrellas. Magnetoesfera. Celdas Van Hallen

  • Enviado por: Janjan
  • Idioma: castellano
  • País: Venezuela Venezuela
  • 4 páginas
publicidad
publicidad

PROTOESTRELLA.

  • Explica la semejanza de la formación de una protoestrella con la teoría de la nube de polvo que habla sobre el origen del sistema solar.

  • La semejanzas que existe, es que ambas se forman a partir de una nebulosa que se compone de partículas de polvo y de hidrogeno gas. La gravedad une este material en glóbulos, cuyos centros se calientan hasta que el hidrógeno comienza a convertirse en helio por razones nucleares. Después de decenas de millones de años, la estrella central con más masa, empieza a agotar su combustible nuclear, y explota como una supernova, dejando tras ella un púlsar, después de unos diez mil millones, la otra, con menos masa, comienza también a llegar al final de su vida. Este núcleo se desploma, formando una nebulosa planetaria.

  • Ordena por densidad la evolución de las estrellas.

  • A lo largo de su vida las estrellas experimentan una serie de cambios que dependen fundamentalmente de su mas inicial. Cuando la temperatura en el interior de la protoestrella alcanza los 10 millones de grados se inician las reacciones de fusión nuclear del hidrógeno y la protoestrella se convierte T-Tauri. El proceso desde la formación de la protoestrella hasta la llegada de la secuencia principal dura aproximadamente unos 100.000 años para una estrella de gran masa y unos 50.000 años para una estrella cuya masa sea igual a la del sol. ( la densidad del sol es aproximadamente 1,4 gr x centímetros cúbicos). Cuando se agota el hidrógeno en una capa situada alrededor del centro el núcleo se contrae y se inicia la reacción del hidrógeno, lo que provoca la expansión de las capas superficiales de la estrella. La inestabilidad de la atmósfera de la estrella puede provocar la expulsión de ésta, lo que da lugar a una nebulosa planetaria. En estas circunstancias el núcleo de la estrella da a lugar a una estrella enana blanca que sigue radiando durante varios millones de años, esto es, una estrella cuya masa es inferior al limite de Chandrasekhar y que ha experimentado un colapso gravitatorio. Si la estrella tiene una masa superior a dos veces la del sol permanece en la secuencia principal sólo durante unos pocos millones de años y transforma su hidrógeno en helio a través de las reacciones del llamado ciclo del carbono.

  • Dibuja una estrella e identifica sus partes.

  • Explica por qué ocurre un súper nova y con que teoría la compararías.

  • Una nova es una estrella que aumenta enormemente su brillo de forma súbita y después palidece lentamente, pero puede continuar existiendo durante cierto tiempo. Una súper nova exhibe el mismo comportamiento, pero la explosión destruye o altera de forma profunda a la estrella.

    Esta se forma debido a las estrellas que tienen mucha masa, y que explotan a veces en las últimas etapas de su rápida evolución como resultado de un colapso gravitacional, cuando la presión creada por los procesos nucleares de la estrella ya no puede soportar el peso de las capas exteriores. A este se la denomina supernova del tipo II. La del tipo I se origina parecida a una nova. Este formación se puede comparar con la teoría del Big bang, puesto que se origina mediante una explosión debido al peso de esta.

  • Como se origina la magnetosfera y que relación tiene con las celdas Van Hallen y que son estas celdas.

  • La magnetosfera es un espacio situado alrededor de la Tierra en el cual, el campo magnético del planeta domina sobre el campo magnético del medio interplanetario. A pesar de su nombre, la magnetosfera no es esférica. En el lado de la magnetosfera que está orientado hacia el Sol, las líneas del campo magnético terrestre están comprimidas por el viento solar, una corriente de partículas atómicas ionizadas emitidas por el Sol de manera continua, a velocidades de entre 400 y 800 km/s. En este lado, la magnetopausa o frontera de la magnetosfera está a unos 60.000 km de la Tierra, pero en el lado opuesto, alejado del Sol, la magnetosfera presenta una cola muy larga, que se extiende hasta un millón de kilómetros o más.

    Si el espacio alrededor de la Tierra estuviera vacío, el campo magnético terrestre se parecería al de un gran imán en forma de barra. A medida que el viento solar alcanza al campo magnético terrestre, su presión se equilibra con la presión del campo magnético sobre la magnetopausa. Si las líneas del campo magnético se comprimen, como ocurre por efecto del viento solar, ejercen una fuerza para contrarrestar la presión. Este efecto es análogo al producido al acercar lateralmente dos imanes con los polos orientados en el mismo sentido. En este caso, es la compresión de las líneas de campo de los dos imanes lo que resiste la fuerza a medida que los imanes se van acercando.

    La posición media de la magnetopausa y, por tanto, el tamaño de la magnetosfera, se puede calcular a partir de las propiedades del viento solar. Parte del viento solar es reflectado en torno a la magnetopausa. Alrededor de la magnetosfera hay una onda de choque, similar a la onda de proa de un barco, donde las líneas de campo magnético cambian de dirección bruscamente. Algunas de las ondas que se pueden propagar en plasmas —gases ionizados como el viento solar— son similares a las ondas sonoras normales. La naturaleza de la interacción de un obstáculo, como el campo magnético terrestre con el viento solar, depende de la relación entre su velocidad en el medio y la velocidad del sonido, o número de Mach. Si el número de Mach es mayor que 1, se desarrolla una onda de choque enfrente del obstáculo. Dependiendo de las condiciones del viento solar, el número de Mach de la magnetosfera en el viento solar varía entre 5 y 10.

    Cuando se alteran las propiedades del viento solar en función de las condiciones del Sol, estas alteraciones se transmiten a la magnetosfera provocando tormentas en el campo magnético terrestre. La perturbación de la magnetosfera por parte del viento solar es responsable de fenómenos como la aurora y otros que afectan a las órbitas de las astronaves en torno a la Tierra. Las auroras suelen estar restringidas a las regiones polares; cuando se altera la magnetosfera, pueden observarse auroras desde lugares situados hasta a 40° de los polos. Las tormentas geomagnéticas (tormentas en la magnetosfera) también pueden alterar los cinturones de radiación terrestres, lanzando partículas altamente energéticas hacia la ionosfera y las capas altas de la atmósfera. Sin embargo, la magnetosfera actúa como pantalla para proteger a la Tierra del impacto directo de los rayos cósmicos y de la radiación solar de alta energía y, por tanto, constituye una parte vital para el entorno.