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Cúmulu estelar abiertu M11. Puede reparase la so estructura pocu trupa, formada por estrelles nueves y brilloses.
Les Pléyades son el cúmulu abiertu más popular y reconocíu.

Los cúmulos estelares abiertos son grupos d'estrelles formaos a partir d'una mesma nube molecular, ensin estructura y polo xeneral asimétricos. Tamién se denominen cúmulos galácticos, yá que pueden atopase por tol planu galácticu.

Les estrelles de los cúmulos abiertos atópense amestaes ente sigo gravitacionalmente, pero en menor midida que les de los cúmulos globulares. Les estrelles qu'alluguen suelen ser nueves, masives y bien calientes, y el so númberu puede bazcuyar dende una decena hasta dellos miles. Atópense partíos n'espacios del orde de la trentena d'años lluz y, por cuenta de les fuercies de marea producíes pel centru de la galaxa, vanse disgregando amodo.[1] Solamente reparar cúmulos abiertos en galaxes espirales y irregulares, por cuenta de que en elles la formación estelar ye más activa.

El diámetru mediu de los cúmulos abiertos ye d'unos 10 pársecs (30 años lluz), y anque se clasificaron alredor de 1100 cúmulos abiertos na nuesa galaxa, envalórase que la cifra podría ser cien veces cimera.[2] Esti númberu tan escasu deber a que los cúmulos que s'atopen a más de 5000 años lluz de nós (el diámetru de la Vía Láctea ye de 100 000 años lluz) nun pueden ser vistos nin siquier colos telescopios más potentes, pos el polvu galáctico enzanca la so observación provocando lo que se conoz como absorción interestelar (el mediu interestelar absuerbe parte de la lluz, llegando a la Tierra más debilitada), que, amás, afecta en mayor grau a la lluz azul, polo que los cúmulos abiertos, ricos n'estrelles azules y alcontraos especialmente nel discu galácticu, vense bien perxudicaos nesti sentíu.

Los cúmulos abiertos más nuevos pueden tar conteníos entá na nube molecular que-yos dio orixe, allumándola y aniciando una rexón H II. Col pasu del tiempu, la presión de radiación proveniente del cúmulu va provocar que la nube molecular esvalíxese. Polo xeneral, envalórase qu'el 10 % de la masa d'una nube de gas va entestar en forma d'estrelles primero que la presión de radiación espulsara'l restu del gas.

Los cúmulos abiertos son oxetos bien importantes pal estudiu de la formación estelar. Por cuenta de que toles estrelles del cúmulu tienen la mesma edá y similar composición química, pueden estudiase más fácilmente los parámetros variables que n'estrelles aisllaes.

Les Híades formen el cúmulu abiertu más cercanu a la Tierra, ente que el de les Pléyades ye l'exemplu más famosu de cúmulu abiertu, el más brillosu y conspicuo de toos, dambes na constelación de Tauro.

Índiz

Observaciones al traviés de la hestoriaEditar

 
NGC 2244, cúmulu abiertu asitiáu na nebulosa Roseta. Alluga ensame d'estrelles azules nueves, bien calientes, que xeneren gran cantidá de radiación y fuertes vientos estelares.

Yá dende l'antigüedá, los cúmulos abiertos más destacaos, como les Pléyades, les Híades o El Preselbe, fueron reconocíos como grupos d'estrelles. Ptolomeo, nel añu 138 e.C. , yá mentaba dellos cúmulos abiertos como'l que lleva'l so nome (cúmulu de Ptolomeo) o'l cercanu Melotte 111. Otros creíen que yeren nebuloses y, a lo último tres la invención del telescopiu en 1609, Galiléu reparó El Preselbe y reconoció per primer vegada que taba constituyíu por estrelles. Como los cúmulos abiertos son bien brillosos, podíen vese fácilmente colos primeros telescopios, y en 1782 yá se conocíen 66 cúmulos abiertos distintos. Les observaciones telescópiques afayaron dos tipos distintos de cúmulos: dalgunos d'ellos conteníen cientos d'estrelles que s'atopaben distribuyíes formando una esfera regular, y solíen apaecer en redol al centru de la Vía Láctea; y otros presentaben una escasa población d'estrelles, distribuyíes irregularmente, atopándose esvalixaos en tola galaxa. Los astrónomos estremaron los cúmulos estelares en cúmulos globulares y cúmulos abiertos, respeutivamente.

Llueu se decataron de que les estrelles de los cúmulos abiertos atopábense físicamente rellacionaes. En 1767, el reverendu John Michell calculó que la probabilidá de qu'un grupu d'estrelles, como les Pléyades, seya la resultancia de la disposición que se repara dende la Tierra si fueren estrelles ensin relación, ye de solu 1 ente 496 000.[3] La astrometría volvióse más precisa, revelando que les estrelles del cúmulu tienen un movimientu propiu común al traviés del espaciu,[4] y les midíes espectroscópicas amosaron una velocidá radial común, demostrando definitivamente que les estrelles de los cúmulos nacieron coles mesmes, que s'atopen a la mesma alloña de nós y que tán rellacionaes ente elles como grupu.

A pesar de que los cúmulos abiertos y los cúmulos globulares formen dos grupos distintos, realmente nun esiste diferencia apreciable ente un cúmulu globular de bien escasa densidá y un cúmulu abiertu con muncha población d'estrelles. Dellos astrónomos creen que los dos tipos de cúmulos estelares funcionen a partir del mesmu mecanismu, siendo la única diferencia que les condiciones que dexaron la formación de los cúmulos globulares que contienen cientos de miles d'estrelles yá nun se dan anguaño na nuesa galaxa.

FormaciónEditar

 
Nebulosa de Orión. La imaxe de la derecha ta tomada nel espectru infrarroxu y pon n'evidencia la formación d'un trupu cúmulu abiertu nel centru denomináu "cúmulu del Trapeciu".

Una gran parte de les estrelles formáronse originariamente en sistemes múltiples (esto ye, de más d'una estrella),[5] una y bones una sola nube de gas que contenga delles vegaes la masa del Sol sería lo suficientemente pesada como pa colapsar so la so propia gravedá, pero nun habría manera de faelo nuna estrella aisllada.[6]

Los cúmulos abiertos tarden bien pocu tiempu en formase si comparar cola vida de los mesmos. La so formación empieza col colapsu de parte d'una gran nube molecular, una trupa ya inmensa nube de gas bien frío qu'alluga dellos cientos de vegaes la masa del Sol. Esisten ensame de factores que pueden empecipiar el colapsu de la nube molecular, o de parte d'ella, y por tantu empezar a formar el cúmulu abiertu, como pueden ser les ondes de choque d'una supernova cercana o les interacciones gravitacionales, ente otros munchos. Una vegada que la nube molecular empezó a colapsar, va estazándose en grupos cada vez más pequeños, llogrando como resultáu la formación de dellos miles d'estrelles. En nuesa galaxa, envalórase que'l ritmu de formación de cúmulos abiertos ye d'unu cada pocos miles d'años.[7]

Una vegada que la formación d'estrelles empezó, les más calientes y masives (de tipu OB) van emitir ingentes cantidaes de radiación ultravioleta. Esta radiación ioniza rápido'l gas circundante de la gran nube molecular, lo que causa la formación d'una rexón H II. Los vientos estelares de les estrelles más masives, xuntu cola presión de radiación, dirixen escontra fuera los gases de la nube y dir espulsando col tiempu; al cabu d'unos pocos millones d'años el cúmulu va esperimentar el so primera supernova, contribuyendo en gran midida a espulsar gas del sistema. Pasaes delles decenes de millones d'años, el cúmulu yá s'atopa llibre de gas y la formación d'estrelles remató. Polo xeneral, menos del 10 % del gas inicial del cúmulu llega a formar parte d'estrellar antes de ser disipáu.[7]

 
Cúmulu Doble de Perseo, un cúmulu abiertu binariu.

Otru modelu posible ye que'l cúmulu fórmese rápido por causa de la contraición del nucleu de la nube molecular y, una vegada que les estrelles más masives empiecen a rellumar, espulsen el gas residual a la velocidá del soníu. Desque'l nucleu de la nube empieza a contraer hasta que'l gas ye repelido suel pasar d'unu a tres millones d'años, y por cuenta de que xeneralmente solo'l 30 % o 40 % del gas del nucleu de la nube forma estrelles, el procesu d'espulsión del gas residual puede perxudicar seriamente al cúmulu, pudiendo perder gran parte de les sos estrelles, o inclusive la totalidá d'elles.[8] Los cúmulos que se formen d'esta miente sufren una perda de masa bastante significativa nes primeres etapes de formación, y una parte importante de les estrelles muerre nel procesu. Por cuenta de que la mayoría de les estrelles, si non toes, formar en cúmulos, conózse-yos como les pilastres fundamentales de construcción de les galaxes. La violenta espulsión de gas que da forma a los cúmulos estelares nel momentu de la so nacencia dexa buelga na morfoloxía y estructura cinemática de la galaxa.[9]

Puede asoceder que dos o más cúmulos abiertos separaos formárense a partir de la mesma nube molecular. Un exemplu d'ello tener na Gran Nube de Magallanes, onde los cúmulos Hodge 301 y R136 formar na nebulosa de la Tarántula. Na nuesa galaxa, el rastrexu del movimientu de dos importantes cúmulos abiertos cercanos, Híades y El Preselbe, suxure que se formaron a partir de la mesma nube unos 600 millones d'años tras.[10].


N'ocasiones, dos cúmulos que nacen coles mesmes pueden llegar a formar un cúmulu binariu, y calcúlase qu'aprosimao'l 8 % de los cúmulu abiertos ser. El meyor exemplu de la Vía Láctea son los cúmulos "h Persei" y "χ Persei", que formen el llamáu Cúmulu Doble de Perseo, anque se conoz qu'esisten con seguridá, siquier diez cúmulos dobles más.[11] Sicasí, conócense munchos más casos tantu na Pequeña como na Gran Nube de Magallanes, pos la so detección resulta más fácil en sistemes esternos qu'en nuesa mesma galaxa por cuenta de que los efectos de proyeición pueden provocar que cúmulos ensin relación dalguna apaezan mui cerca unos d'otros.

Morfoloxía y clasificaciónEditar

Los cúmulos abiertos pueden variar dende cúmulos bien esvalixaos d'unos pocos miembros hasta trupes aglomeraciones de miles d'estrelles. Suelen siguir la mesma estructura: un nucleu trupu arrodiáu d'una corona más difusa. Polo xeneral, el nucleu tien un diámetru de 3-4 años lluz, y la corona estender hasta 20 años lluz del centru del cúmulu. Nel centru del cúmulu la densidá sueli ser del orde de 1,5 estrelles per cada añu lluz cúbicu, unes 500 vegaes más elevada que cerca del Sol.[12]

En 1930, Harlow Shapley escurrió un sistema bien senciellu de clasificación de cúmulos abiertos, que describe la riqueza del númberu d'estrelles y la concentración del cúmulu. Consiste a cencielles nuna lletra, de la "a" a la "g":[13]

  • a, Irregularidaes de campu
  • b, Asociaciones estelares
  • c, Cúmulos irregulares y bien llevemente amestaos
  • d, Cúmulos llevemente amestaos
  • y, Cúmulos con riqueza y concentración entemedia
  • f, Cúmulos bastante concentraos
  • g, Cúmulos con una gran riqueza y concentración

Nel mesmu añu, Robert Trumpler escurrió un sistema de clasificación de cúmulos abiertos muncho más complexu. Según dichu sistema, cada cúmulu recibe tres carácter: el primeru d'ellos, en numberación romana, puede bazcuyar ente I ya IV ya indica la so concentración y tamañu hasta la estrella más cercana (de mayor a menor), el segundu escribir en numberación arábiga, pudiendo variar ente 1 y 3, y revela información alrodiu de la lluminosidá de los sos miembros (de menos a más), y l'últimu calter puede ser una p, una m, o una r, ya indica si'l cúmulu ye probe (menos de 30), mediu (ente 50 y 100), o ricu (más de 100) n'estrelles, respeutivamente. Amás, si'l cúmulu atópase dientro d'una nebulosa, a la fin añedir la lletra n.[14] En 1990 publicóse un compendiu de tolos cúmulos abiertos de la nuesa galaxa conocíos hasta entós, toos ellos clasificaos col sistema de Trumpler.[15]

Les Pléyades, sol sistema de clasificación de Trumpler, queda catalogáu como "I3rn" (bien concentráu y lluminosu, ricu en población d'estrelles, ya incluyíu dientro d'una nebulosa), ente que la clasificación de les Híades ye "II3m" (más esvalixáu y con poques estrelles na so haber).

Distribución nes galaxesEditar

 
NGC 346, un cúmulu abiertu asitiáu na Pequeña Nube de Magallanes.

Nes galaxes espirales, los cúmulos abiertos siempres se topen nos brazos espirales, onde la densidá de los gases ye mayor. Amás, los cúmulos abiertos asítiase nel planu de la galaxa.[16]

Nes galaxes irregulares, los cúmulos abiertos pueden atopase en cualquier llugar, anque por regla xeneral cuanto mayor ye la densidá de los gases mayor númberu de cúmulos suelen formase. Sicasí, nun esisten evidencies de cúmulos abiertos nes galaxes elíptiques, pos la formación d'estrelles ellí remató munchos millones d'años tras, y por tantu los cúmulu abiertos que pudieron formase nel pasáu tuvieron tiempu pa esvalixase.

Na nuesa galaxa, la distribución de los cúmulos depende en gran midida de la edá, tando los más antiguos a grandes distancies del centru de la galaxa. Esto debe a que les fuercies de marea son más potentes cerca del centru de la galaxa y polo tanto les probabilidaes d'alteriar al cúmulu son mayores. Por esta razón, los cúmulos que s'anicien nes rexones interiores de la galaxa tienden a esvalixase con mayor rapidez y a una edá bien temprana, al contrariu de lo qu'asocede colos cúmulos que s'anicien nes rexones más esternes.[17]

Conocemos alredor de 1100 cúmulos abiertos na nuesa galaxa, pero envalórase que la cifra real podría ser cien veces más elevada.[2][18]

Composición estelarEditar

 
De normal una estrella, a la fin de la so vida, espándese formando una xigante colorada pa escosar tol hidróxenu posible, hasta que poco dempués se colapsa formando una nana blanca y espulsando les sos capes esteriores, que dan llugar a belles nebuloses planetaries.

Por cuenta de que los cúmulos abiertos esvalíxense primero que la mayoría de les sos estrelles rematen les sos vides, la lluz qu'emiten sueli tar apoderada poles nuevu estrelles azules, de gran lluminosidá y temperatura. Estes estrelles son les más masives, y la so vida, de namái unes poques decenes de millones d'años, ye la más curtia de toles estrelles, pos peracaben bien rápido'l so combustible. Por esti motivu, los cúmulos abiertos más antiguos suelen contener un mayor númberu d'estrelles marielles.

Dellos cúmulos abiertos, sicasí, alluguen estrelles azules más nueves que'l restu d'estrelles del cúmulu. Estes estrelles, reparaes tamién nos cúmulos globulares, reciben el nome d'estrelles arrezagaes azules (blue stragglers n'inglés). Créese que nos trupos nucleos de los cúmulos globulares, estes estrelles aníciense por cuenta de choques ente estrelles, formando una estrella más masiva y caliente. Sicasí, los cúmulos abiertos nun presenten la densidá d'estrelles de los globulares, polo que los choques ente estrelles nun pueden esplicar la so formación. En llugar d'ello, piénsase que la gran mayoría aníciense por cuenta d'interacciones dinámiques con otres estrelles, formando un sistema binariu y fundiéndose nuna sola estrella.[19].


Col tiempu, les estrelles de mediana y baxa masa van escosar les sos reserves de hidróxenu y nun van poder prosiguir la fusión nuclear, dexando escapar les sos capes esternes pa formar una nebulosa planetaria y convirtiéndose en nanes blanques. A pesar de que la gran mayoría de los cúmulos esvalíxase primero que'l númberu d'estrelles qu'algamaren la etapa de nanes blanques nél seya significativu, el númberu reparáu d'elles ye enforma menor de lo que cabría esperar si tenemos en cuenta la edá del cúmulu y el so distribución inicial de mases estelares. Una posible esplicación d'esta escasez podría ser que cuando s'atopen na fase de xigante colorada y les sos capes esternes son espulsaes, podría dase una llixera asimetría na perda de material, provocando una especie de "golpe" que llanzaría la estrella a una velocidá d'unos pocos metro per segundu kilómetru per segundu, suficiente pa escapar del cúmulu.[20]

Destín finalEditar

 
NGC 3603 ye una rexón H II xigante qu'alluga un cúmulu abiertu de 2000 estrelles. Trátase de la única rexón H II xigante de la Vía Láctea qu'emite llargores d'onda visibles.

Munchos cúmulos abiertos son inestables, esto ye, que la velocidá d'escape del sistema ye menor que la velocidá media de les estrelles que contién. Estos cúmulos esvalíxense rápido n'apenes unos cuantos millones d'años. En munchos casos, la espulsión de gas debida a la presión de radiación de les estrelles nueves más calientes amenorga la masa del cúmulu lo suficiente como pa dexar una rápida dispersión.

Los cúmulos que tienen masa abondo pa permanecer amestaos pola gravedá, una vegada que la nebulosa haise evaporado, pueden permanecer fácilmente estremables mientres decenes de millones d'años, pero, col tiempu, los procesos tantu internos como esternos van tender siempres a esvalixalo. Tocantes a los procesos internos, pueden asoceder alcuentros ente dos estrelles del cúmulu, provocando que la velocidá d'una d'elles álcese hasta superar la velocidá d'escape del cúmulu, lo qu'a la llarga traducir nuna lenta pero gradual "evaporación" de los sos miembros.

No referente a los procesos esternos, un cúmulu abiertu puede trate afeutáu por determinaos eventos como, por casu, si pasa cerca o al traviés d'una nube molecular, lo que se calcula que suel asoceder aproximao cada 500 millones d'años. Les fuercies de marea que se xeneren nel alcuentru tienden a alteriar en gran midida'l cúmulu. Finalmente, el cúmulu convertir nuna corriente d'estrelles, ensin tar lo suficientemente xuntes como pa considerase cúmulu, pero guardando relación ente elles y moviéndose en direiciones y velocidaes similares. El tiempu que pasa hasta que'l cúmulu vese afeutáu depende de la densidá d'estrelles inicial, tardando más tiempu los cúmulos más estruyíos. Envalórase que la vida media d'un cúmulu (cuando perdió la metá de les estrelles orixinales), bazcuya ente 150 y 800 millones d'años, dependiendo de la densidá inicial.[21]

Una vegada qu'un cúmulu dexa de tar xuníu gravitacionalmente, munches de les sos estrelles van mover pol espaciu en trayectories bien similares, formando lo que se conoz como asociación estelar, cúmulu móvil o grupu móvil. Dalgunes de les estrelles más brilloses de la sietestrellu fueron miembros d'un cúmulu abiertu qu'agora forma una asociación d'esti tipu, denomada Asociación estelar de la sietestrellu, que tien 126 estrelles conocíes. Finalmente, les sos distintes velocidaes relatives van faer que se tremen por tola galaxa.

Estudiu de la evolución estelarEditar

 
Diagrama de Hertzsprung-Russell superpuestu pa dos cúmulos abiertos. NGC 188 ye un cúmulu más antiguu, polo que tien más estrelles alloñaes de la secuencia principal que'l cúmulu M67.

Cuando se traza'l diagrama de Hertzsprung-Russell pa un cúmulu abiertu, reparar que la mayoría de les sos estrelles atópase na secuencia principal. Les estrelles más masives empezaron a abandonar la secuencia principal y tánse convirtiendo en xigantes coloraes; ello ye que les estrelles que nun s'atopen na secuencia principal suelen utilizase pa envalorar la edá del cúmulu.

Por cuenta de que toles estrelles d'un cúmulu abiertu falten lo mesmo de la Tierra y nacieron práuticamente al empar y del mesmu material, les diferencies nel rellumu aparente de les estrelles débense namái a la so masa. Esti fechu fai que los cúmulos sían entes bien útiles nel estudiu de la evolución estelar, pos al comparar dos estrelles distintos munchos de los parámetros variables tán fitos.

L'estudiu de les cantidaes de litiu y beriliu nos cúmulos abiertos refundia importantes pistes alrodiu de la evolución de les estrelles y de les sos estructures internes. Ente que el hidróxenu nun puede fundise pa formar heliu hasta que la temperatura algama los 10 millones de K, el litiu y el beriliu facer a temperatures de 2,5 y 3,5 millones de K, respeutivamente, lo que significa que les sos cantidaes dependen en gran midida del amiestu nel interior de les estrelles. L'estudiu d'estos dos elementos dexa afitar determinaos parámetros variables tales como la edá o la composición química.

Los estudios tamién revelen que la bayura reparada d'estos elementos ye enforma menor de lo esperao según les predicciones de los modelos d'evolución estelar. Anque inda nun s'entiende totalmente les causes d'esta falta, una posibilidá ye que la conveición nel interior de les estrelles pueda llegar hasta rexones onde la radiación ye la forma dominante de tresporte de enerxía.[22]

Los cúmulos abiertos y l'escalera de distancies cósmiquesEditar

La determinación de les distancies de los distintos oxetos astronómicos resulta crucial pa la so comprensión. Sicasí, la gran mayoría d'estos oxetos atópase demasiáu llueñe como pa determinar la distancia direutamente. La escalera de distancies cósmiques envalora estes distancies basándose nuna serie de midíes indirectes, y n'ocasiones inciertes, nes que s'arreyen oxetos más cercanos que la so distancia poder determinar de forma direuta, pa dempués dir aumentando pasu ente pasu a otros oxetos más distantes. Nesti pasu, los cúmulos abiertos tienen un papel de gran relevancia.

Puede midise direutamente la distancia de los cúmulos abiertos más cercanos por aciu dellos métodos. De primeres, el paralax (esto ye, reparar l'oxetu dende la Tierra cuando ésta atópase nun puntu de la so órbita alredor del Sol y volver reparalo cuando s'atopa nel puntu contrariu, rexistrando entós el pequeñu cambéu na so posición aparente) d'estrelles nos cúmulos abiertos cercanos pue ser midíu de la mesma que nes estrelles aisllaes. Cúmulos como les Pléyades, les Híades y dalgunos otros que s'atopen dientro del rangu de los 500 años lluz de distancia de la Tierra pueden ser midíos por esti métodu. L'oxetivu del satélite Hipparcos consistió n'envalorar con mayor precisión estes distancies pol métodu del paralax.[23]

 
Les Híades, el cúmulu abiertu más cercanu a la Tierra, que la so alloña foi envalorada por aciu el métodu del cúmulu móvil.[24]

Otru métodu direutu ye'l llamáu métodu del cúmulu móvil y básase nel fechu de que toles estrelles d'un cúmulu comparten el mesmu movimientu al traviés del espaciu. Si midimos el movimientu relativu de los miembros del cúmulu, podemos deducir que converxen nun puntu de fuga. La velocidá radial de los miembros del cúmulu puede determinase por aciu el efeutu Doppler del so espectru, y si yá conocemos la velocidá radial, el movimientu relativu y alloñar angular al puntu de fuga, por aciu simple trigonometría podemos topar la distancia al cúmulu. Les Híades son l'exemplu más conocíu d'aplicación d'esti métodu, que revela que la distancia Tierra-Híades ye de 46,34 ±0,27 pársecs (151 años lluz aprox.).[24][25]

Una vegada que s'establecieron les distancies a los cúmulos más cercanos, otres técniques pueden estender la escala de distancia hasta cúmulos más alloñaos. Puede envalorase la distancia a un cúmulu más alloñáu rellacionando la secuencia principal de la diagrama de Hertzsprung-Russell con unu que la so alloña ye conocida. El cúmulu abiertu más cercanu de nós ye'l de les Híades y anque esiste una asociación estelar a metá de distancia de les Híades, ésta nun puede considerase cúmulu abiertu porque les sos estrelles nun s'atopen amestaes gravitacionalmente. El cúmulu abiertu conocíu más alloñáu de la Tierra na nuesa galaxa denominar Berkeley 29, y atópase a una distancia averada de 15 000 pársecs (casi 50 000 años lluz).[26] Los cúmulos abiertos pueden detectase fácilmente n'otres galaxes del Grupu Local.

Conocer con precisión les distancies a los cúmulos abiertos resulta de vital importancia pa determinar la relación nel periodu de lluminosidá de dellos tipos d'estrelles variables, como les cefeidas o les RR Lyrae, quien pueden utilizase como candeles estándar. Les distancies d'estes estrelles lluminoses pueden determinase anque l'oxetu atópese bien llueñe, y sirven pa estender la escala de distancies cósmiques hasta les galaxes cercanes del Grupu Local.

Ver tamiénEditar

ReferenciesEditar

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Bibliografía adicionalEditar

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  • Kaufmann, William J. (1993). Universe. W.H. Freeman & Company. ISBN 0-7167-2379-4.
  • Gregory, Stephen A.; Zeilik, Michael; Smith, Y.V.P.; Jacobs, K.C. (1997). Introductory Astronomy and Astrophysics. Thomson Learning. ISBN 0-0300-6228-4.

Enllaces esternosEditar