Protoestrella

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
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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.
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