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Diste 15 así que ni te ayudo
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Explicación:
La formación de una estrella comienza con la inestabilidad gravitacional dentro de una nube molecular causada por regiones de mayor densidad —muchas veces desencadenada por la compresión de las nubes por radiación de estrellas masivas, por la expansión de burbujas en el medio interestelar, por la colisión de diferentes nubes moleculares o por la colisión de galaxias (como en una galaxia con brote estelar)—.6162 Cuando una región alcanza una densidad suficiente de materia como para satisfacer los criterios de la inestabilidad de Jeans, comienza a colapsarse bajo su propia fuerza gravitatoria.63
Concepción artística del nacimiento de una estrella dentro de una densa nube molecular.
A medida que la nube colapsa, los conglomerados individuales de polvo denso y gas forman un "glóbulo de Bok". Cuando este colapsa y aumenta la densidad, la energía gravitacional se convierte en calor y aumenta la temperatura. Cuando la nube protoestelar ha alcanzado aproximadamente la condición estable del equilibrio hidrostático, se forma una protoestrella en el núcleo.64
Generalmente estas estrellas de la secuencia pre-principal están rodeadas por un disco protoplanetario y alimentadas principalmente por la conversión de energía gravitacional. Su período de contracción gravitacional dura alrededor de 10 a 15 millones de años.
Un grupo de aproximadamente 500 estrellas jóvenes se encuentra dentro de la próxima región de formación estelar W40.
Las estrellas tempranas de menos de 2 M☉ se llaman estrellas T Tauri, mientras que aquellas con mayor masa son las estrellas Herbig Ae/Be. Estas estrellas recién formadas emiten chorros de gas a lo largo de su eje de rotación, lo que puede reducir el momento angular de la estrella colapsante y dar lugar a pequeñas manchas de nebulosidad conocidas como objetos Herbig-Haro.6566Estos chorros, en combinación con la radiación de estrellas masivas cercanas, pueden ayudar a alejar la nube circundante de la cual se formó la estrella.67
Al principio de su desarrollo las estrellas T Tauri siguen la trayectoria de Hayashi: se contraen y disminuyen en luminosidad mientras permanecen aproximadamente a la misma temperatura.
Se observa que la mayoría de las estrellas forman parte de sistemas estelares binarios y las propiedades de estos sistemas son el resultado de las condiciones en las que se formaron.68
Una nube de gas debe perder su momento angular para colapsar y formar una estrella. La fragmentación de la nube en múltiples estrellas distribuye parte de ese momento angular. Estas interacciones tienden a dividir más los sistemas binarios separados (blandos), mientras también causan que los sistemas duros pasen a estar vinculados más estrechamente. Esto produce la separación de los sistemas binarios en sus dos distribuciones de poblaciones observadas