Bola de gas luminosa que, desde su formaci\u00f3n a partir de nubes de gas y polvo, comienza a fusionar, en su n\u00facleo, el hidr\u00f3geno en helio.\u00a0 El termino, por tanto, no solo incluye estrellas como el Sol, que est\u00e1n en la actualidad quemando hidr\u00f3geno, sino tambi\u00e9n protoestrella<\/a>s, a\u00fan no lo suficientemente calientes como para que dicha combusti\u00f3n haya comenzado, y varios tipos de objetos evolucionados como estrellas gigantes y supergigantes, que est\u00e1n quemando otros combustibles nucleares para explotar en supernovas y convertirse, finalmente, en estrellas de neutrones<\/a> o agujeros negros<\/a>.\u00a0 Estas estrellas s\u00fapermasivas, son generalmente, de vida m\u00e1s corta, ya que, necesitan quemar m\u00e1s combustible nuclear que las estrellas medianas como nuestro Sol que, por este motivo viven mucho m\u00e1s y, su final, es convertirse en gigantes rojas para explotar como Novas y convertirse en enanas blancas, formadas por combustible nuclear gastado.<\/p>\n La masa m\u00e1xima de una estrella es de 120 masas solares, por encima de la cual ser\u00eda destruida por su propia radiaci\u00f3n.\u00a0 La masa m\u00ednima es de 0’08 masas solares; por debajo de ella, los objetos no ser\u00edan lo suficientemente calientes en sus n\u00facleos como para que comience la combusti\u00f3n del hidr\u00f3geno o proceso de fusi\u00f3n nuclear necesario para que una estrella comience a brillar y emitir radiaciones termonucleares en forma de luz y calor, estos peque\u00f1os objetos son las estrellas marrones.<\/p>\n <\/p>\n Las luminosidades de las estrellas var\u00edan desde alrededor de medio mill\u00f3n de veces la luminosidad del Sol para las m\u00e1s calientes y menos para las enanas m\u00e1s d\u00e9biles que, generalmente, son hasta menos de una mil\u00e9sima de la del Sol.<\/p>\n Aunque las estrellas m\u00e1s prominentes visibles a simple vista son m\u00e1s luminosas que el Sol, la mayor\u00eda de las estrellas son en realidad m\u00e1s d\u00e9biles que \u00e9ste y, por tanto, imperceptibles a simple vista.<\/p>\n Las estrellas brillan como resultado de la conversi\u00f3n de masa en energ\u00eda por medio de las reacciones nucleares, siendo las m\u00e1s importantes las que involucran el hidr\u00f3geno.\u00a0 Por cada kilogramo de hidr\u00f3geno quemado de esta manera, se convierten en energ\u00eda aproximadamente siete gramos de masa.\u00a0 De acuerdo a la famosa f\u00f3rmula de Einstein<\/a>, la ecuaci\u00f3n E=mc2 los siete gr. Equivalen a una energ\u00eda de 6’3×1014<\/sup> Julios.<\/p>\n Las reacciones nucleares no solo aportan el calor y la luz de las estrellas, sino que tambi\u00e9n producen elementos m\u00e1s pesados que el Hidr\u00f3geno y el Helio (el material primario del Universo).\u00a0 Estos elementos pesados han sido distribuidos por todo el Universo mediante explosiones de s\u00fapernovas o por medio de nebulosas planetarias y vientos (solares) estelares, haciendo posible as\u00ed que, planetas como la Tierra, tengan un contenido muy rico en los diversos elementos que la conforman y que, seg\u00fan la Tabla peri\u00f3dica de elementos, alcanzan el n\u00famero de 92, desde el n\u00famero 1, el Hidr\u00f3geno, hasta el 92, el Uranio.<\/p>\n Estos 92 elementos son los elementos naturales, existen m\u00e1s elementos que son artificiales (los transur\u00e1nicos) que, como el Plutonio o el mismo Einstenio, son derivados de los naturales.<\/p>\n Las estrellas pueden clasificarse de muchos maneras:<\/p>\n Otra clasificaci\u00f3n es a partir de sus espectros, que indica su temperatura superficial (clasificaci\u00f3n de Morgan-keenan).\u00a0 Otra clasificaci\u00f3n es en poblaciones I, II y III, que engloban estrellas con abundancias progresivamente menores de elementos pesados, indicando paulatinamente una mayor edad (evoluci\u00f3n estelar).<\/p>\n Aunque las estrellas son los objetos m\u00e1s importantes del Universo (sin ellas no estar\u00edamos aqu\u00ed), creo que, con la explicaci\u00f3n resumida puede ser suficiente para que el lector obtenga una idea amplia y fidedigna de lo que es, una estrella.<\/p>\n Expansi\u00f3n del Universo.<\/span><\/strong><\/p>\n Aumento constante, en el tiempo, de las distancias que separan las Galaxias lejanas unas de otras.\u00a0 La expansi\u00f3n no se produce dentro de las Galaxias individuales o los c\u00famulos de Galaxias, que est\u00e1n unidos por la Gravitaci\u00f3n, pero se manifiesta al nivel de los superc\u00famulos.<\/p>\n A m\u00ed particularmente, siempre me llam\u00f3 la atenci\u00f3n el hecho de que, mientras las Galaxias se alejan las unas de las otras, nuestra vecina, la Galaxia Andr\u00f3meda, se est\u00e9 acercando a nosotros, a la V\u00eda L\u00e1ctea.\u00a0 Parece que, en un futuro lejano, el destino de ambas Galaxias es el de fusionarse en una enorme Galaxia.<\/p>\n La hip\u00f3tesis de expansi\u00f3n del Universo, en realidad est\u00e1 basada en la evidencia del desplazamiento hacia el rojo, en virtud de la cual la distancia entre Galaxias est\u00e1 continuamente creciendo.\u00a0 Si la luz de estas galaxias se desplaza al rojo, significa que se alejan, si lo hace hacia el azul, significa que se est\u00e1 acercando (el caso de Andr\u00f3meda).<\/p>\n La teor\u00eda original, propuesta en 1.929 por Edwin Hubble<\/a> (1889-1953), asume que las Galaxias se alejan como consecuencia de la gran explosi\u00f3n (Big Bang<\/a>) de la cual se origin\u00f3 el Universo.<\/p>\n Podr\u00edamos hablar aqu\u00ed de expansi\u00f3n t\u00e9rmica, expansi\u00f3n de coeficiente, expansividad absoluta, aparente, c\u00fabica, lineal, superficial, etc. Con lo cual, estar\u00eda cayendo de nuevo en aquello de lo que trato de huir, de lo muy complejo que produzca tedio en el lector.<\/p>\n Fase, transici\u00f3n de.<\/span><\/strong><\/p>\n Cambio abrupto en el estado de equilibrio de un sistema, producido por el enfriamiento del Universo primitivo a medida que pasaba el tiempo.<\/p>\n Cambio de caracter\u00edstica de un sistema.\u00a0 Algunos ejemplos de transiciones de fase son los cambios de s\u00f3lido a l\u00edquido, l\u00edquido a gas y los cambios inversos.\u00a0 Las transiciones de fase pueden ocurrir al alterar variables como la temperatura y la presi\u00f3n.<\/p>\n Las transiciones de fase se pueden clasificar por su orden.\u00a0 Si hay un calor latente no nulo, la transici\u00f3n se dice que es de primer orden.\u00a0 Si el calor latente es cero, se dice que es transici\u00f3n de segundo orden.<\/p>\n El mejor ejemplo en nosotros, es cuando una mujer se queda embarazada, la transici\u00f3n de fase es completa.<\/p>\n F\u00edsica.<\/span><\/strong><\/p>\n Dada la importancia que la F\u00edsica est\u00e1 teniendo para la Astronom\u00eda, se incluye esta palabra para mejor comprensi\u00f3n del lector en posteriores temas.<\/span><\/strong><\/p>\n Ciencia que estudia las leyes que determinan la estructura del Universo con referencia a la materia y la energ\u00eda de la que est\u00e1 constituido.\u00a0 Se ocupa no de los cambios qu\u00edmicos que ocurren, sino de las fuerzas que existen entre los objetos y las interrelaciones entre la materia y la energ\u00eda.<\/p>\n Tradicionalmente, es estudio se divid\u00eda en campos separados: calor, luz, sonido, electricidad y magnetismo y mec\u00e1nica.\u00a0 Desde el siglo XX, sin embargo, la mec\u00e1nica cu\u00e1ntica y la f\u00edsica relativista (Max Planck en 1.900 y Einstein<\/a> en 1.905) han sido cada vez m\u00e1s importantes; el desarrollo de la f\u00edsica moderna ha estado acompa\u00f1ado del estudio en f\u00edsica at\u00f3mica, f\u00edsica nuclear y f\u00edsica de part\u00edculas.<\/p>\n La f\u00edsica de los cuerpos astron\u00f3micos y sus interacciones recibe el nombre de astrof\u00edsica; la f\u00edsica de la Tierra se conoce como Geof\u00edsica, y el estudio de los aspectos f\u00edsicos de la biolog\u00eda se denomina biof\u00edsica, todo ello, en lo posible para cada apartado: en f\u00edsica te\u00f3rica (sin l\u00edmite de imaginaci\u00f3n e ingenio) y f\u00edsica experimental para comprobar la otra (con el l\u00edmite de un techo en energ\u00eda y en tecnolog\u00eda).<\/p>\n La f\u00edsica cl\u00e1sica se refiere a la f\u00edsica anterior a la introducci\u00f3n del principio cu\u00e1ntico e incluye la mec\u00e1nica newtoniana que consideraba la energ\u00eda como un continuo, es estrictamente causal, no como en la f\u00edsica cu\u00e1ntica, done la energ\u00eda no se transmite en un continuo sino en paquetes discretos llamados cuantos.<\/p>\n La f\u00edsica de part\u00edculas es la que se centra en el estudio de las m\u00e1s peque\u00f1as estructuras conocidas de la materia y la energ\u00eda: Quarks y Gluones, para formar protones<\/a>, neutrones<\/a>, part\u00edculas sigma<\/a>s y Omega menos (barriones) o kaones<\/a>, piones<\/a>, etc. (mesones<\/a>) todos ellos hadrones<\/a>.\u00a0 Y, la familia de los leptones<\/a> con los electrones<\/a>, muones<\/a>, y, part\u00edcula Tau, todas ellas con sus correspondientes neutrinos<\/a>, con el fot\u00f3n<\/a> como part\u00edcula transmisora de la fuerza electromagn\u00e9tica<\/a>.\u00a0 Las part\u00edculas W+<\/sup>, W– <\/sup>y Z\u00ba, son los bosones<\/a> vectoriales que transmiten la Fuerza nuclear d\u00e9bil.<\/p>\n En solitario, sin querer hacer amistad con el resto de las fuerzas, tenemos la Gravitatoria que, est\u00e1 intermediada por una part\u00edcula llamada Gravit\u00f3n que aun no hemos podido detectar.<\/p>\n Fisi\u00f3n nuclear.<\/span><\/strong><\/p>\n Reacci\u00f3n nuclear en la que un n\u00facleo pesado (como el uranio) se divide en dos partes (productos de fisi\u00f3n), emitiendo adem\u00e1s dos o tres neutrones<\/a> y liberando una cantidad de energ\u00eda equivalente a la diferencia entre la masa en reposo de los neutrones<\/a> y los productos de fisi\u00f3n y la masa del n\u00facleo original.<\/p>\n La fisi\u00f3n puede ocurrir espont\u00e1neamente o como resultado del bombardeo con neutrones<\/a>.\u00a0 Por ejemplo, la fisi\u00f3n de un n\u00facleo de uranio 235 por un neutr\u00f3n<\/a> lento puede proceder como sigue:<\/p>\n La energ\u00eda liberada por n\u00facleo de 235<\/sup>U.\u00a0 Para 1 kg de 235<\/sup>U esto es equivalente a 20.000 megavatios hora: la cantidad de energ\u00eda producida por la combusti\u00f3n de toneladas de carb\u00f3n.\u00a0 La fisi\u00f3n nuclear es el proceso que ocurre en los reactores nucleares y en las bombas at\u00f3micas.<\/p>\n En realidad es una fuente de energ\u00eda necesaria por las exigencias del mercado.\u00a0 Sin embargo, no es nada recomendable ni ecol\u00f3gica, sus radiaciones son muy nocivas para los seres vivos y sus residuos no son reciclables y dif\u00edciles de guardar, aparte del enorme coste econ\u00f3mico.\u00a0 Hay que buscar otras fuentes de energ\u00eda, sobre todo, la fusi\u00f3n nuclear, limpia y con residuos reciclables y no nocivos.<\/p>\n De momento, un sue\u00f1o para el futuro (30 a\u00f1os).<\/p>\n Fondo, radiaci\u00f3n de.<\/span><\/strong><\/p>\n Radiaci\u00f3n ionizante de baja intensidad presente en la superficie de la Tierra y en la atm\u00f3sfera como resultado de la radiaci\u00f3n c\u00f3smica y la presencia de radiois\u00f3topos en las rocas terrestres, suelo y atm\u00f3sfera.<\/p>\n Los radiois\u00f3topos son tanto naturales como resultado de la parada de centrales nucleares o gases residuales de centrales el\u00e9ctricas.<\/p>\n La radiaci\u00f3n de fondo debe tenerse en cuenta cuando se mide la radiaci\u00f3n producida por una fuente espec\u00edfica.<\/p>\n Fot\u00f3n.<\/span><\/strong><\/p>\n Part\u00edcula con masa en reposo nula consistente en un cuanto de radiaci\u00f3n electromagn\u00e9tica.\u00a0 El fot\u00f3n<\/a> tambi\u00e9n puede ser considerado como una unidad de energ\u00eda (hf, ver explicaci\u00f3n de Fon\u00f3n).<\/p>\n Los fotones<\/a> viajan a la velocidad de la luz.\u00a0 Son necesarios para explicar el efecto fotoel\u00e9ctrico y otros fen\u00f3menos que requieren que la luz tenga car\u00e1cter de part\u00edcula.<\/p>\n Fraunhofer, l\u00edneas de.<\/span><\/strong><\/p>\n L\u00edneas oscuras de un espectro.<\/p>\n Podr\u00edamos considerar aqu\u00ed la difracci\u00f3n de Fraunhofer, en laque la fuerza de la luz y la pantalla receptora est\u00e1n en la pr\u00e1ctica a distancia infinita del objeto difractante, de forma que los frentes de ondas se pueden considerar planos en vez de esf\u00e9ricos.<\/p>\n En la pr\u00e1ctica utiliza haces paralelos de luz.\u00a0 Puede ser considerado como un caso extremo de la difracci\u00f3n de Fresnel, pero es m\u00e1s pr\u00e1ctico para explicar los patrones producidos por una rendija o por muchas rendijas.<\/p>\n Fue estudiado por el \u00f3ptico alem\u00e1n Joseph ron Fr\u00e1nhofer (1787-1826).<\/p>\n Fuerza nuclear fuerte.<\/span><\/strong><\/p>\n La interacci\u00f3n fuerte (la m\u00e1s potente de todas) es unas 102<\/sup> veces mayor que la fuerza electromagn\u00e9tica<\/a> aparece s\u00f3lo entre los hadrones<\/a> y es la responsable de la fuerza entre los nucleones<\/a> que confiere a los n\u00facleos de los \u00e1tomos gran estabilidad, haciendo posible que se formen las c\u00e9lulas para constituir materia.<\/p>\n Act\u00faa a muy corta distancia dentro del n\u00facleo, es tan corto su alcance que est\u00e1 en el orden de 10-15<\/sup> metros, y se puede interpretar como una interacci\u00f3n mediada por el intercambio de mesones<\/a> virtuales, los Gluones.\u00a0 Esta fuerza es descrita por una teor\u00eda gauge<\/a> llamada cromodin\u00e1mica cu\u00e1ntica<\/a>.<\/p>\n Fuerza nuclear d\u00e9bil.<\/span><\/strong><\/p>\n Es unas 1010<\/sup> veces menor que la interacci\u00f3n electromagn\u00e9tica, ocurre entre Leptones y en la desintegraci\u00f3n de los hadrones<\/a>.\u00a0 Es responsable de la desintegraci\u00f3n beta<\/a> de las part\u00edculas y n\u00facleos.<\/p>\n En el modelo actual, la interacci\u00f3n d\u00e9bil se entiende como una fuerza mediada por el intercambio de part\u00edculas virtuales, llamadas bosones<\/a> vectoriales intermediarios.<\/p>\n Las interacciones d\u00e9biles son descritas por la teor\u00eda electrod\u00e9bil, que las unifica con las interacciones electromagn\u00e9ticas.<\/p>\n Modelo Weinberg-Salam.<\/p>\n Fuerza electromagn\u00e9tica.<\/span><\/strong><\/p>\n La interacci\u00f3n electromagn\u00e9tica es la responsable de las fuerzas que controlan la estructura at\u00f3mica, reacciones qu\u00edmicas y todos los fen\u00f3menos electromagn\u00e9ticos.\u00a0 Puede explicar las fuerzas entre las part\u00edculas cargadas, pero, al contrario que las interacciones gravitacionales, pueden ser tanto atractivas como repulsivas.<\/p>\n Algunas part\u00edculas neutras se desintegran por interacciones electromagn\u00e9ticas.\u00a0 La interacci\u00f3n se puede interpretar tanto como un campo cl\u00e1sico de fuerzas (ley de Coulomb) como por el intercambio de unos fotones<\/a> virtuales.<\/p>\n Igual que las interacciones gravitatorias, el hecho de que las interacciones electromagn\u00e9ticas sean de largo alcance significa que tienen una teor\u00eda cl\u00e1sica bien definida dada por las ecuaciones de Maxwell.<\/p>\n La teor\u00eda cu\u00e1ntica de las interacciones electromagn\u00e9ticas se describe con la electrodin\u00e1mica cu\u00e1ntica, que es una forma sencilla de teor\u00eda gauge<\/a>.<\/p>\n Fuerza gravitacional.<\/span><\/strong><\/p>\n La interacci\u00f3n gravitacional, es unas 1040<\/sup> veces m\u00e1s d\u00e9bil que la interacci\u00f3n electromagn\u00e9tica, es la m\u00e1s d\u00e9bil de todas.\u00a0 La fuerza que genera act\u00faa entre todos los cuerpos que tienen masa, y la fuerza siempre es atractiva.<\/p>\n La interacci\u00f3n puede ser comprendida utilizando un campo cl\u00e1sico en el que la intensidad de la fuerza disminuye con el cuadrado de la distancia entre los cuerpos interaccionantes (Ley de Gravitaci\u00f3n de Newton<\/a>).<\/p>\n El hipot\u00e9tico cuanto\u00a0es el\u00a0gravitaci\u00f3n que\u00a0es tambi\u00e9n un concepto \u00fatil en algunos contextos.<\/p>\n En la escala at\u00f3mica, la fuerza gravitacional<\/a> es despreciablemente d\u00e9bil, pero a escala cosmol\u00f3gica, donde las masas son enormes, es inmensamente importante para mantener a los componentes del Universo juntos, ya que, sin esta fuerza de la Naturaleza, el Universo ser\u00eda un caos de estrellas, planetas y dem\u00e1s objetos\u00a0 cosmol\u00f3gicos vagando por el espacio, sin rumbo ni destino final que no fuera colisionar entre ellos. Eso, si es que podr\u00edan haber llegado a existir.<\/p>\n Debido a que las interacciones gravitacionales son de largo alcance, hay una teor\u00eda macrosc\u00f3pica bien definida, que es la relatividad<\/a> general de Einstein<\/a> que nos explica de manera clara y precisa, como, en presencia de grandes masas como planetas, estrellas o galaxias, entre otros, el espacio se curva alrededor de estas masas enormes y da lugar a lo que llamamos Gravedad.<\/p>\n Por el momento no hay una teor\u00eda cu\u00e1ntica de la Gravedad que sea satisfactoria.\u00a0 Es posible que la teor\u00eda de supercuerdas<\/a> pueda dar esa deseada teor\u00eda cu\u00e1ntica de la gravitaci\u00f3n que sea consistente, adem\u00e1s de unificar la Gravedad con las dem\u00e1s fuerzas fundamentales.<\/p>\n Fusi\u00f3n nuclear.<\/span><\/strong><\/p>\n Reacci\u00f3n nuclear en la que los n\u00facleos at\u00f3micos de bajo n\u00famero at\u00f3mico se fusionan para formar n\u00facleos pesados con la liberaci\u00f3n de grandes cantidades de energ\u00eda.<\/p>\n En las reacciones de fisi\u00f3n nuclear se utiliza un neutr\u00f3n<\/a> para romper un n\u00facleo grande, pero en la fusi\u00f3n nuclear los dos n\u00facleos reactivos tienen que ser hechos colisionar, (Dos protones<\/a> que se fusionan).<\/p>\n Como ambos n\u00facleos est\u00e1n positivamente cargados, hay una intensa fuerza repulsiva entre ellos, que solo puede ser superada si los n\u00facleos reactivos tienen energ\u00edas cin\u00e9ticas muy altas.\u00a0 Estas altas energ\u00edas implican temperaturas del orden de 108<\/sup> K.<\/p>\n Como la energ\u00eda cin\u00e9tica requerida aumenta con la carga nuclear (es decir, el n\u00famero at\u00f3mico), las reacciones entre n\u00facleos de bajo n\u00famero at\u00f3mico son las m\u00e1s f\u00e1ciles de producir.<\/p>\n A estas elevadas temperaturas, sin embargo, las reacciones de fusi\u00f3n se automantienen: los reactivos a estas temperaturas est\u00e1n en forma de plasma<\/a> (es decir, n\u00facleos y electrones<\/a> libres), con los n\u00facleos poseyendo suficiente energ\u00eda como para superar las fuerzas de repulsi\u00f3n electromagn\u00e9ticas.<\/p>\n La fusi\u00f3n nuclear es la responsable del brillo de las estrellas, es all\u00ed, en sus inmensos hornos termonucleares situados en el n\u00facleo, donde se produce la fusi\u00f3n nuclear que, por ejemplo, en estrellas medianas como nuestro Sol, fusionan cada segundo 4.654.000 toneladas de Hidr\u00f3geno en 4.650.000 toneladas de Helio, los 4.000 toneladas restantes, son enviadas al espacio en forma de luz y de calor y, en el caso concreto del Sol, una peque\u00f1a parte de esta luz y este calor, llega al planeta Tierra para hacer posible la vida.<\/p>\n Galaxia.<\/span><\/strong><\/p>\n Vasta colecci\u00f3n de estrellas, polvo y gas unidos por la atracci\u00f3n gravitatoria que se genera entre sus diversos componentes.\u00a0 Las galaxias son usualmente clasificadas por su forma en el\u00edpticas, espirales o irregulares.\u00a0\u00a0 Las galaxias el\u00edpticas aparecen como nubes elipsoidales de estrellas, con muy poca estructura interna aparte de (en algunos casos) un n\u00facleo m\u00e1s denso.<\/p>\n Las galaxias espirales son colecciones de estrellas con forma de disco plano con prominentes brazos espirales.\u00a0 Las galaxias irregulares no tienen estructura o forma aparente.<\/p>\n El Sol pertenece a una galaxia espiral conocida como la Galaxia (con G may\u00fascula) o la V\u00eda L\u00e1ctea, que contiene unas 1011<\/sup> estrellas (cien mil millones) y tiene unos 30.000 p\u00e1rsec<\/a>*<\/a> de longitud con un grosor m\u00e1ximo en el centro de unos 4.000 p\u00e1rsec<\/a>.<\/p>\n El Sol est\u00e1 a unos 10.000 p\u00e1rsec<\/a> del centro de la Galaxia, esto hace que nuestro Sistema Solar est\u00e9 en la periferia de la V\u00eda L\u00e1ctea, en el brazo espiral Perseo.<\/p>\n Las galaxias se hallan separadas entre s\u00ed por enormes distancias.\u00a0 La Galaxia vecina a la nuestra, la Galaxia Andr\u00f3meda, esta situada a una distancia de 6,7×105<\/sup> parsecs, \u00f3 lo que es lo mismo 2’3 millones de a\u00f1os-luz de nosotros.<\/p>\n Gamma, rayos.<\/span><\/strong> <\/strong>(rayos y)<\/p>\n Radiaci\u00f3n electromagn\u00e9tica con longitudes de onda menores de unos 0,01 nan\u00f3metros (nm).\u00a0 Los rayos gamma<\/a> son los fotones<\/a> de mayor energ\u00eda del espectro electromagn\u00e9tico.\u00a0 Sus energ\u00edas var\u00edan desde los 100 keV\u00a0 hasta al menos 10 GeV.<\/p>\n *<\/a> P\u00e1rsec (S\u00edmbolo pc) unidad estelar de 3’2616 a\u00f1os-luz o 206265 Unidades Astr\u00f3micas, \u00f3 30,857×1012<\/sup> km.<\/p>\n Ma\u00f1ana continuaremos dejando aqu\u00ed conceptos que nos acercar\u00e1n m\u00e1s a nuestro Universo.<\/p>\n emilio silvera<\/p>\n\n
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