![\"Entropia](\"https:\/\/www.areaciencias.com\/fisica\/imagenes\/que-es-la-entropia.jpg\")
<\/p>\n<\/p>\n
Se denota con el s\u00edmbolo S<\/em> y est\u00e1 referida a la medida de la NO disponibilidad de la energ\u00eda de un sistema para producir trabajo; en un sistema cerrado, un aumento de la entrop\u00eda<\/a> est\u00e1 acompa\u00f1ado por un descenso en la energ\u00eda disponible. Cuando un sistema desarrolla un cambio reversible, la entrop\u00eda<\/a> (S<\/em>) cambia en una cantidad igual a la energ\u00eda transferida al sistema en forma de calor (Q<\/em>) dividida por la temperatura termodin\u00e1mica a la cual tiene lugar el proceso (T<\/em>), es decir:<\/strong><\/p>\n \u0394S = Q\/T<\/strong><\/p>\n <\/p>\n \u00a0 \u00a0 El t\u00e9rmino entrop\u00eda<\/a> proviene de un vocablo griego que significa \u201ctransformaci\u00f3n. Todos los fen\u00f3menos naturales de las im\u00e1genes causan entrop\u00eda<\/a> irreversible. Despu\u00e9s de estos sucesos nada ser\u00e1 lo mismo que fue.<\/strong><\/p>\n \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0Una explosi\u00f3n supernova lleva a la estrella a su mayor grado de entrop\u00eda<\/a><\/strong><\/p>\n Sin embargo, todos los procesos reales son en un cierto grado cambios irreversibles y en cualquier sistema cerrado un cambio irreversible siempre est\u00e1 acompa\u00f1ado de un aumento de la entrop\u00eda<\/a>.<\/p>\n En un sentido m\u00e1s amplio, la entrop\u00eda<\/a> puede ser interpretada como una medida del desorden; cuanto mayor es la entrop\u00eda<\/a>, mayor es el desorden.<\/p>\n <\/p>\n El paso del Tiempo no persona y, la Entrop\u00eda hace estragos en nosotros como sistemas cerrados que somos.<\/strong><\/p>\n \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0El Pasado y el Presente<\/strong><\/p><\/blockquote>\n Como cualquier cambio real en un sistema cerrado tiende a una mayor entrop\u00eda<\/a>, y por tanto a un mayor desorden, se deduce que si la entrop\u00eda<\/a> del universo est\u00e1 aumentando, la energ\u00eda disponible est\u00e1 decreciendo (muerte t\u00e9rmica del universo), si se considera el universo como un sistema cerrado.\u00a0 Este aumento de la entrop\u00eda<\/a> del universo es una manera de formular el segundo principio de la termodin\u00e1mica.<\/p>\n Tambi\u00e9n nosotros mismos, considerados individualmente como sistemas cerrados, estamos afectados por la entrop\u00eda<\/a> que con el paso del tiempo aumenta y perdemos energ\u00eda ganando en desorden. El desorden f\u00edsico de nuestro sistema animal que inexorablemente se encamina, imparable, al caos final. Claro que mientras eso llega, tenemos la obligaci\u00f3n ineludible de contribuir, en la forma que cada cual pueda, para que el ma\u00f1ana sea mejor para aquellos que nos siguen.<\/p>\n <\/p>\n <\/p>\n <\/p>\n Continuemos con los objetos supermasivos y, tras el agujero negro<\/a>, el m\u00e1s cercano en densidad es una estrella de neutrones<\/a><\/em>. Objeto extremadamente peque\u00f1o y denso que se forma cuando una estrella masiva, de 1’5 a 2 masas solares, al finalizar la fusi\u00f3n, sufre una explosi\u00f3n de supernova de tipo II. Durante la explosi\u00f3n, el n\u00facleo de la estrella masiva se colapsa bajo su propia gravedad hasta que, a una densidad de unos 1017 <\/sup>Kg\/m3<\/sup>, los electrones<\/a> y los protones<\/a> est\u00e1n tan juntos que pueden combinarse para formar neutrones<\/a>. El objeto resultante consiste s\u00f3lo en neutrones<\/a>; se mantiene estable frente a un mayor colapso gravitacional por la presi\u00f3n de degeneraci\u00f3n de los neutrones<\/a>, siempre que su masa no sea mayor que dos masas solares (l\u00edmite de Oppenheimer-Volkoff). Si el objeto fuese m\u00e1s masivo colapsar\u00eda\u00a0 hasta formar un agujero negro<\/a>.<\/p>\n <\/p>\n \u00a0Dentro del remanente de supernova hallaron una estrella de neutrones<\/a><\/strong><\/p>\n Una t\u00edpica estrella de neutrones<\/a>, con una masa poco mayor que la del Sol, tendr\u00eda un di\u00e1metro de solo unos 30 Km, y una densidad mucho mayor que la que habr\u00eda en un terr\u00f3n de az\u00facar con una masa igual a la de toda la humanidad.<\/p>\n Cuanto mayor es la masa de una estrella de neutrones<\/a>, menor es su di\u00e1metro. Se cree que las estrellas de neutrones<\/a> tienen un interior de neutrones<\/a> superfluidos (es decir, neutrones<\/a> que se comportan como un fluido de viscosidad cero), rodeados por una corteza s\u00f3lida de m\u00e1s o menos 1 Km de grosor compuesta por elementos como el hierro.<\/p>\n <\/p>\n <\/p>\n Los p\u00falsares<\/a> son estrellas de neutrones<\/a> magnetizadas en rotaci\u00f3n. Las binarias de rayos X<\/a> masivas tambi\u00e9n se piensa que contienen estrellas de neutrones<\/a>.<\/p>\n Un p\u00falsar<\/a> es una fuente de radio desde la que recibimos se\u00f1ales altamente regulares. Han sido catalogados m\u00e1s de 700 p\u00falsares<\/a> desde que se descubri\u00f3 el primero en 1.967. Como antes dije, son estrellas de neutrones<\/a> que est\u00e1n en r\u00e1pida rotaci\u00f3n y cuyo di\u00e1metro ronda 20 – 30 Km. Est\u00e1n altamente magnetizadas (alrededor de 108<\/sup> tesla), con el eje magn\u00e9tico inclinado con respecto al eje de rotaci\u00f3n. La emisi\u00f3n de radio se cree que surge por la aceleraci\u00f3n de part\u00edculas cargadas por encima de los polos magn\u00e9ticos. A medida que rota la estrella, un haz de ondas de radio barre la Tierra, siendo entonces observado el pulso, de forma similar a la luz de un faro. Los per\u00edodos de los pulsos son t\u00edpicamente de 1 s, pero var\u00edan desde los 1’56 ms (p\u00falsares<\/a> de milisegundo) hasta los 4’35. Los periodos de los pulsos se alargan gradualmente a medida que las estrellas de neutrones<\/a> pierden energ\u00eda rotacional, aunque unos pocos p\u00falsares<\/a> j\u00f3venes son propensos a s\u00fabitas perturbaciones conocidas como r\u00e1fagas.<\/p>\n <\/p>\n Las medidas precisas de tiempos en los p\u00falsares<\/a> han revelado la existencia de p\u00falsares<\/a> binarios, y un pulsar, PSR1257+12<\/strong>, se ha demostrado que est\u00e1 acompa\u00f1ado por objetos de masa planetaria.<\/p>\n Han sido detectados destellos \u00f3pticos procedentes de unos pocos p\u00falsares<\/a>, notablemente los p\u00falsares<\/a> del Cangrejo y Vela.<\/p>\n <\/p>\n <\/p>\n La mayor\u00eda de los p\u00falsares<\/a> se piensa que se crean en explosiones de supernova por el colapso del n\u00facleo de una estrella supergigantes (como en el caso de los agujeros negros<\/a> pero en estrellas menos masivas), aunque en la actualidad hay considerables evidencias de que al menos algunos de ellos se originan a partir de enanas blancas que han colapsado en estrella de neutrones<\/a> despu\u00e9s de una acreci\u00f3n de masa de una estrella compa\u00f1era, formando lo que se conoce como p\u00falsar<\/a> reciclado.<\/p>\n La gran mayor\u00eda de p\u00falsares<\/a> conocidos se encuentran en la V\u00eda L\u00e1ctea y est\u00e1n concentrados en el plano gal\u00e1ctico. Se estima que hay unos 100.000 p\u00falsares<\/a> en la galaxia. Las observaciones de la dispersi\u00f3n interestelar y del efecto Faraday en los p\u00falsares<\/a> suministran informaci\u00f3n sobre la distribuci\u00f3n de electrones<\/a> libres y de los campos magn\u00e9ticos de la V\u00eda L\u00e1ctea.<\/p>\n Los p\u00falsares<\/a> se denotan por el prefijo PSR seguido de la posici\u00f3n aproximada en ascensi\u00f3n recta (4 d\u00edgitos) y declinaci\u00f3n (2 \u00f3 3 d\u00edgitos), normalmente para la \u00e9poca 1.950,0. Las cifras pueden estar precedidas por B si las coordenadas son para la \u00e9poca 1.950,0 o J para la \u00e9poca 2.000,0.<\/p>\n <\/p>\n <\/p>\n Nuestro universo es igual en todas partes. Las leyes que rigen en todo el universo son las mismas. La materia que puebla el universo, gases estelares, polvo c\u00f3smico, galaxias con cientos de miles de millones de estrellas y sistemas planetarios, tambi\u00e9n son iguales en cualquier conf\u00edn del universo.\u00a0\u00a0 Todo el universo, por lo tanto, est\u00e1 plagado de agujeros negros<\/a> y de estrellas de neutrones<\/a>. En realidad, con el transcurso del tiempo, el n\u00famero de estos objetos masivos estelares ir\u00e1 en aumento, ya que cada vez que explota una estrella supermasiva, nace un nuevo agujero negro<\/a> o una estrella de neutrones<\/a>, transform\u00e1ndose as\u00ed en un objeto distinto del que fue en su origen. De gas y polvo pas\u00f3 a ser estrella y despu\u00e9s se transform\u00f3 en un agujero negro<\/a> o en una estrella de neutrones<\/a>.<\/p>\n GALAX\u00cdA<\/strong><\/p>\n <\/p>\n <\/p>\n La Galaxia espiral que acoge a nuestro Sol y a las estrellas visibles a simple vista durante la noche; es escrita con G may\u00fascula para distinguirla de las dem\u00e1s galaxias. Su disco es visible a simple vista como una d\u00e9bil banda alrededor del cielo, la V\u00eda L\u00e1ctea; de ah\u00ed que a la propia Galaxia se la denomine con frecuencia V\u00eda L\u00e1ctea.<\/p>\n <\/p>\n <\/p>\n Nuestra galaxia tiene tres componentes principales. Uno es el disco de rotaci\u00f3n de unas 6\u00d71010<\/sup> masas solares consistentes en estrellas relativamente j\u00f3venes (poblaci\u00f3n II), c\u00famulos cubiertos de gas y polvo, estando estrellas j\u00f3venes y material interestelar concentrados en brazos espirales. El disco es muy delgado, de unos 1.000 a. l., comparado con su di\u00e1metro de m\u00e1s de 100.000 a\u00f1os luz. A\u00fan contin\u00faa una activa formaci\u00f3n de estrellas en el disco, particularmente en las nubes moleculares gigantes.<\/p>\n <\/p>\n Peque\u00f1as galaxias que fueron atrapadas por la V\u00eda L\u00e1ctea dejaron el halo<\/strong><\/p>\n El segundo componente principal es un halo d\u00e9bil y aproximadamente esf\u00e9rico con quiz\u00e1s el 15 – 30% de la masa del disco. El halo est\u00e1 constituido por estrellas viejas (poblaci\u00f3n II), estando concentradas parte de ellas en c\u00famulos globulares, adem\u00e1s de peque\u00f1as cantidades de gas caliente, y se une a un notable bulbo central de estrellas, tambi\u00e9n de la poblaci\u00f3n II.<\/p>\n El tercer componente principal es un halo no detectado de “materia oscura<\/a>” con una masa total de al menos 4\u00d71011<\/sup> masas solares. En total, hay probablemente alrededor de 2\u00d71011<\/sup> estrellas en la Galaxia (unos 200 mil millones), la mayor\u00eda con masas menores que el Sol.<\/p>\n La edad de la Galaxia es incierta, si bien el disco tiene al menos 10.000 millones de a\u00f1os, mientras que los c\u00famulos globulares y la mayor\u00eda de las estrellas del halo se cree que tienen entre 12.000 y 14.000 millones de a\u00f1os.<\/p>\n El Sol se encuentra a una distancia que est\u00e1 entre 26.000 y 30.000 a\u00f1os luz del centro gal\u00e1ctico, en el Brazo de Ori\u00f3n.<\/p>\n <\/p>\n \u00a0 \u00a0El mismo centro gal\u00e1ctico se halla en la constelaci\u00f3n Sagitarius.<\/strong><\/p>\n La V\u00eda L\u00e1ctea es una espiral, aunque las observaciones de su estructura y los intentos de medir las dimensiones de los brazos espirales se ven impedidos por el polvo que oscurece el disco y por las dificultades en estimar distancias. Es posible que la Galaxia sea una espiral barrada dado que existen algunas evidencias de una estructura en forma de barra en las regiones centrales y el bulbo.<\/p>\n <\/p>\n \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 Estas son nuestras vecinas\u00a0<\/strong><\/p>\n Todas las galaxias son sistemas de estrellas, a menudo con gas y polvo interestelar, unidas por la gravedad. Las galaxias son las principales estructuras visibles del universo. Var\u00edan desde las enanas con menos de un mill\u00f3n de estrellas a las supergigantes con m\u00e1s de un bill\u00f3n de estrellas, y un di\u00e1metro desde unos pocos cientos a mas de 600.000 a\u00f1os luz. Las galaxias pueden encontrarse aisladas o en peque\u00f1os grupos, como el nuestro conocido Grupo Local, o en grandes c\u00famulos como el C\u00famulo de Virgo.<\/p>\n <\/p>\n <\/p>\n Las galaxias se clasifican habitualmente de acuerdo a su apariencia (clasificaci\u00f3n de Hubble<\/a>). A parecen en dos formas principales: espirales (con brazos) y el\u00edpticas (sin brazos). Las el\u00edpticas tienen una distribuci\u00f3n de estrellas suave y concentrada en el centro, con muy poco gas o polvo interestelar. De las espirales hay varios tipos, espirales ordinarias y barradas.\u00a0 Ambos tipos tienen material interestelar adem\u00e1s de estrellas. Las galaxias lenticulares presentan un disco claro, aunque sin brazos espirales visibles.<\/p>\n Las galaxias irregulares tienen una estructura bastante amorfa e irregular, en ocasiones con evidencias de brazos espirales o barras. Unas pocas galaxias no se parecen a ninguno de estos tipos principales, y pueden ser clasificadas como peculiares. Muchas de \u00e9stas son probablemente los resultados de choques entre galaxias que han quedado fusionadas quedando configuradas despu\u00e9s de manera irregular.<\/p>\n El tipo de galaxia m\u00e1s numeroso pueden ser las galaxias esferoidales, peque\u00f1as, y relativamente d\u00e9biles, que tienen forma aproximadamente el\u00edptica.<\/p>\n <\/p>\n <\/p>\n Se cree que las galaxias se han formado por la acumulaci\u00f3n gravitacional de gas, alg\u00fan tiempo despu\u00e9s de la \u00e9poca de la recombinaci\u00f3n. Las nubes de gas podr\u00edan haber comenzado a formar estrellas, quiz\u00e1s como resultado de las colisiones mutuas. El tipo de galaxia generado podr\u00eda depender del ritmo al que el gas era transformado en estrellas, form\u00e1ndose las el\u00edpticas cuando el gas se convert\u00eda r\u00e1pidamente en estrellas, y las espirales si la transformaci\u00f3n de estrellas era lo suficientemente lenta como para permitir crecer de forma significativa un disco de gas.<\/p>\n Las galaxias evolucionan al convertir progresivamente su gas remanente en estrellas, si bien no existe probablemente una evoluci\u00f3n entre las diferentes tipos de la clasificaci\u00f3n del conocido sistema de Hubble<\/a>. No obstante, algunas galaxias el\u00edpticas pudieron haberse creado por la colisi\u00f3n y posterior fusi\u00f3n de dos galaxias espirales.<\/p>\n <\/p>\n <\/p>\n El n\u00famero relativo de galaxias de los diferentes tipos est\u00e1 \u00edntimamente relacionado con su brillo intr\u00ednseco y con el tipo de grupo o c\u00famulo al que pertenecen. En los c\u00famulos densos, con cientos o miles de galaxias, una alta proporci\u00f3n de las galaxias brillantes son el\u00edpticas y lenticulares, con unas pocas espirales (5 – 10%).<\/p>\n No obstante, la proporci\u00f3n de espirales pudo haber sido mayor en el pasado, habiendo perdido las espirales su gas de manera que ahora se asemejan a los lenticulares, o habiendo sufrido fusiones con otras galaxias espirales e irregulares para convertirse en el\u00edpticas. Ya sab\u00e9is que nada desaparece, s\u00f3lo se transforma.<\/p>\n <\/p>\n \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 Existen inmensos c\u00famulos de galaxias<\/strong><\/p>\n Fuera de los c\u00famulos, la mayor\u00eda de las galaxias pertenecen a grupos que contienen entre unos pocos y varias docenas de miembros, siendo raras las galaxias aisladas. Las espirales constituyen el 80% de las galaxias brillantes en estos entornos de baja densidad, con una correspondiente baja proporci\u00f3n de el\u00edpticas y lenticulares.<\/p>\n Algunas galaxias presentan una actividad inusual en su centro, como las galaxias Seyfert o las galaxias N. Una radiogalaxia es un emisor inusualmente intenso de energ\u00eda en forma de ondas de radio.<\/p>\n Hablando de galaxias podr\u00edamos movernos en un amplio abanico de posibilidades de las que relaciono algunas a continuaci\u00f3n:<\/p>\n <\/p>\n <\/p>\n Galaxia head-tail:<\/strong> Una el\u00edptica en la que una intensa emisi\u00f3n de radio en el n\u00facleo est\u00e1 acompa\u00f1ada por una cola irregular de radioemisi\u00f3n difusa que se extiende cientos de miles de a\u00f1os luz. Es una radaci\u00f3n sincrotr\u00f3n de electrones<\/a> energ\u00e9ticos.<\/p>\n <\/p>\n Galaxia anular:<\/strong> Inusual galaxia con anillo luminoso bien definido alrededor de un n\u00facleo brillante. El anillo puede parecer suave y regular, o anudado y deformado, y puede contener gas y polvo adem\u00e1s de estrellas.\u00a0 Un ejemplo es la galaxia de la Rueda de Carro.<\/p>\n <\/p>\n Inciden gravitacionalmente la una con la otra y, finalmente, se funden en una sola galaxia<\/strong><\/p>\n Galaxia binaria:<\/strong> Par de galaxias en \u00f3rbita de una en torno a la otra.\u00a0 Las aut\u00e9nticas galaxias binarias son muy dif\u00edciles de distinguir de las superposiciones casuales de dos galaxias en la l\u00ednea de visi\u00f3n. La investigaci\u00f3n estad\u00edstica de los pares binarios que sigue las \u00f3rbitas es valiosa en el estudio de la estimaci\u00f3n de las masas totales de algunos tipos particulares de galaxias.<\/p>\n <\/p>\n <\/p>\n <\/p>\n Galaxia compacta: <\/strong>Tipo de galaxia que s\u00f3lo puede ser distinguida de una estrella mediante placas de exploraci\u00f3n del cielo tomadas con c\u00e1maras Schmidt. Tienen di\u00e1metros aparentes de 2 – 5” y una regi\u00f3n de alto brillo superficial que puede ser definido y debido a n\u00facleos brillantes de las regiones activas que est\u00e1n formando nuevas estrellas. Unos 2.000 objetos de este tipo fueron catalogados por F. Zwicky.<\/p>\n <\/p>\n <\/p>\n Galaxia con bajo brillo superficial (LSB): <\/strong>Tipo de galaxia cuya densidad de estrellas es tan baja que es dif\u00edcil detectarla frente al fondo del cielo. Se desconoce la proporci\u00f3n de galaxias con bajo brillo superficial en relaci\u00f3n a las galaxias normales, pudiendo representar una parte significativa del universo. Muchas de estas d\u00e9biles galaxias son enanas, situadas particularmente en c\u00famulos de galaxias; algunas son tan masivas como las grandes espirales, por ejemplo, Malin-1.<\/p>\n <\/p>\n <\/p>\n <\/p>\n Galaxia con envoltura: <\/strong>Galaxia espiral rodeada por d\u00e9biles arcos o capas de estrellas, situados a \u00e1ngulos rectos con respecto a su eje mayor.\u00a0 Pueden observarse entre una y veinte capas casi conc\u00e9ntricas, aunque incompletas. Se disponen de manera que capas sucesivas puedan aparecer normalmente en lados opuestos de la galaxia. Alrededor del 10% de las el\u00edpticas brillantes presentan envolturas, la mayor\u00eda de ellas en regiones de baja intensidad o densidad de galaxias. No se conoce ninguna espiral con una estructura de capas de ese tipo. Podr\u00edan ser el resultado de una el\u00edptica gigante que se come una compa\u00f1era.<\/p>\n <\/p>\n Galaxia de anillo polar: <\/strong>Raro tipo de galaxia, casi siempre una galaxia lenticular, que tiene un anillo luminoso de estrellas, gas y polvo orbitando sobre los polos de su disco. Por tanto, los ejes de rotaci\u00f3n del anillo y del disco forman casi un \u00e1ngulo recto. Dicho sistema puede ser el resultado de una colisi\u00f3n, una captura de por maneras, o la uni\u00f3n de una galaxia rica en gas con la galaxia lenticular.<\/p>\n <\/p>\n <\/p>\n Galaxia de disco: <\/strong>Tipo de galaxia cuya estructura principal es un delgado disco de estrellas con \u00f3rbitas aproximadamente circulares alrededor de su centro, y cuya emisi\u00f3n de luz t\u00edpicamente disminuye exponencialmente con el radio. El t\u00e9rmino se aplica a todos los tipos de galaxias que no sean el\u00edpticas, esferoidales enanas o algunas galaxias peculiares. El disco de las galaxias lenticulares contiene muy poco material interestelar, mientras que los discos de las galaxias espirales e irregulares contienen cantidades considerables de gas y polvo adem\u00e1s de estrellas.<\/p>\n <\/p>\n <\/p>\n Galaxia de tipo tard\u00edo:<\/strong> Galaxia espiral o irregular. El nombre proviene de la posici\u00f3n convencional de estas galaxias en el diagrama diapas\u00f3n de los tipos de galaxias. Por razones similares, una galaxia espiral Sc o Sd pueden ser denominadas espiral del tipo tard\u00edo, en contraposici\u00f3n a una espiral Sa o Sb de tipo temprano.<\/p>\n <\/p>\n Galaxia de tipo temprano: <\/strong>Galaxia el\u00edptica o lenticular: una sin brazos espirales. El hombre proviene de la posici\u00f3n de las galaxias en el diagrama diapas\u00f3n de las formas de las galaxias. Por razones similares, una galaxia Sa podr\u00eda ser referida como una espiral de tipo temprano, en contraposici\u00f3n, en contraposici\u00f3n a una espiral Sc o Sd de tipo tard\u00edo.<\/p>\n Se podr\u00eda continuar explicando lo que es una galaxia el\u00edptica, enana, compacta azul, esferoidal enana, espiral (como la V\u00eda L\u00e1ctea), espiral en\u00e9sima, espiral barrada, interaccionante, irregular, lenticular, peculiar, starburst, primordiales… etc, sin embargo, creo que ya se ha dejado constancia aqu\u00ed de los datos necesarios para el que lector tenga una idea de lo que es una galaxia. As\u00ed que decido finalizar el apartado de galaxias, reflejando un cuadro del Grupo Local de galaxias en el que est\u00e1 situada la nuestra.<\/strong><\/p>\n <\/p>\n<\/p>\n
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<\/p>\n![\"Choque](\"http:\/\/www.juventudrebelde.cu\/images\/medias\/2020\/09\/ZdNpuW_03-09-2020_19.09.22.000000.jpg\")
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![\"Galaxia](\"https:\/\/upload.wikimedia.org\/wikipedia\/commons\/thumb\/f\/f2\/NGC_45_GALEX_WikiSky.jpg\/660px-NGC_45_GALEX_WikiSky.jpg\")
<\/p>\n![\"Envoltura](\"https:\/\/i.ebayimg.com\/images\/g\/ROgAAOSwSPBaf0Zs\/s-l500.jpg\")
<\/p>\n
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![\"El](\"https:\/\/www.nationalgeographic.com.es\/medio\/2020\/05\/20\/representacion-artistica-del-disco-de-wolfe_d3de1d45_1200x630.jpg\")
<\/p>\n<\/p>\n
![\"Las](\"https:\/\/img.europapress.es\/fotoweb\/fotonoticia_20201027172036_420.jpg\")
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