¿Qué es un Cuerpo Celeste? Descúbrelo aquí.

Un Cuerpo celeste es una frase utilizada para designar cualquier objeto en el universo. Es tan antigua, se refiere a un objeto celeste visible en el cielo de la tierra y de nuestros días, que denota un objeto del espacio.

cuerpos celestes

¿Qué Es Un Cuerpo Celeste?

La mayoría de los puntos brillantes que ves en el cielo son estrellas. Los planetas giran en torno a una buena parte de ellos. Así que aquí están los cuerpos celestes. A esto podemos agregar:

  • Todos los asteroides como aquellos que no son miles en Marte y Júpiter
  • Todos los cometas que son cuerpos celestes que vienen de más allá del último de nuestros planetas, Plutón, y que se sumergen en o hacia el sol.
  • A veces los cuerpos celestes se vuelven terrestres cuando caen sobre la Tierra. Sucede, pero muy raramente para los grandes cuerpos celestes.
  • Olvidé hablar de las lunas (satélites) que acompañan a algunos planetas. El más famoso es el nuestro: la luna.

Cuerpo Celeste

Un cuerpo celeste o una estrella es un término general utilizado para describir cualquier objeto en el universo.
Algunos ejemplos de cuerpos celestes:

  • Las estrellas
  • Galaxias
  • Los planetas
  • Asteroides
  • Las nebulosas
  • Agujeros negros.

Las Estrellas

El primer significado de la palabra estrella es el de un punto luminoso en el cielo nocturno, y por extensión, figuras geométricas que representan rayos que comienzan desde un centro ( vea el símbolo de la estrella ). En astronomía, el significado científico más restringido de una estrella es el de un cuerpo de plasma celeste que irradia su propia luz a través de reacciones de fusión nuclear, o cuerpos que han estado en este estado en una etapa de su ciclo de vida, como Enanas blancas o estrellas de neutrones.

Esto significa que deben tener una masa mínima para las condiciones de la temperatura y la presión dentro de la región central, el corazón, permiten el inicio y el mantenimiento de estas reacciones nucleares, por debajo del cual se habla de objetos subestelares. Las posibles masas de estrellas van desde 0.085 masas solares hasta cien masas solares. La masa determina la temperatura y el brillo de la estrella. (Ver Articulo: Evolución de las Estrellas)

Cuerpo Celeste

La mayoría de las estrellas se encuentran en la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell, donde las estrellas producen su energía y la radiación mediante la conversión del hidrógeno en helio, por los mecanismos de la fusión nuclear como ciclo CNO o La cadena protón-protón.

Durante una gran parte de su existencia, una estrella se encuentra en equilibrio hidrostático bajo la acción de dos fuerzas opuestas: la gravitación, que tiende a contraerse y hace que la estrella colapse, y la presión cinética (con presión y radiación para estrellas masivas), regulada y mantenida por reacciones de fusión nuclear, que tiende a expandir el cuerpo.

Al final de esta fase, marcada por el consumo de todo el hidrógeno, las estrellas de la secuencia principal se expanden y evolucionan hacia una estrella gigante que obtiene su energía de otras reacciones nucleares, como Fusión de helio con carbono y oxígeno. Una estrella irradia a través del espectro electromagnético, a diferencia de la mayoría de los planetas (como la Tierra ) que reciben principalmente energía de la estrella o estrellas alrededor de las cuales gravitan.

Las Galaxias

Son conjuntos de gran tamaño que consta no solo de mil millones de estrellas, sino también del gas, de la materia oscura y polvo. En todo el universo, se estima que hay más de 170 mil millones de galaxias diferentes, pero el universo en expansión está creciendo continuamente creando nuevas galaxias. La Tierra y el sistema solar están en la galaxia llamada la Vía Láctea. Es una galaxia de tamaño mediano.

Tipos de Galaxias

Hay tres tipos y un subtipo de galaxias:

  1. Espirales: están formados por grandes «brazos» de gas y estrellas, con un poderoso centro de energía que tiene un agujero negro. Dado que es extremadamente denso, las estrellas giran alrededor, lo que forma la rotación de la galaxia.
    Espirales barradas: también son espirales, su única diferencia es su barra en el centro. Nuestra galaxia, la Vía Láctea, es una de ellas.
  2. Las elípticas: son como grandes óvalos, sin brazos. Tendrían estrellas viejas, y menos gas que espirales e irregulares ( ver más abajo ), lo que hace que los nacimientos de estrellas sean escasos. Este tipo de galaxia tiene una característica singular. De hecho, las estrellas que lo componen tienen un movimiento aleatorio y caótico: ninguna de ellas tiene la misma trayectoria que otra.
  3. Irregulares: una galaxia irregular, es una galaxia que no muestra una estructura regular y por esta razón se clasifica por separado. Su forma irregular se debe al hecho de que está tomando la apariencia de una galaxia espiral, o debido a una colisión entre dos galaxias que permitió el nacimiento de este tipo de galaxia. Contiene una gran cantidad de material interestelar. Que promueve el nacimiento de estrellas y por lo tanto la presencia de estrellas jóvenes.

Estructura y formación de las galaxias.

Después de que el fenómeno del Big Bang, se tardó 300.000 años para que la temperatura del universo fuera favorable para el desarrollo de los átomos de hidrógeno y helio, que forman los asuntos importantes. Gradualmente, con el número creciente de átomos, la densidad creció y proyectó la materia en un área muy grande. Posteriormente, las estrellas se formaron en estos grupos de gases y debido a la gravitación, las estrellas se juntaron y se reagruparon para convertirse en galaxias.

Algunas Galaxias Conocidas

La galaxia más cercana a nosotros es Andrómeda, finalmente, está a miles de millones de kilómetros de su hogar. Ella es una gran galaxia. Según los cálculos realizados, Andrómeda atacará nuestra galaxia en 2 mil millones de años.

Colisión Entre Galaxias

Las colisiones entre galaxias forman galaxias de forma curiosa (se llaman irregulares), como si estuvieran entrelazadas. Después de varios millones de años, se forman en una sola galaxia.

Las colisiones pueden ser peligrosas para las estrellas en contacto inmediato con las de otra galaxia. Pero si vivimos una colisión, el cambio principal sería especialmente en nuestra posición que se cambiaría. Actualmente, estamos en una zona bastante tranquila de la Vía Láctea y la colisión seguramente cambiará de lugar, lo que causaría un gran trastorno.

Planetas

Un planeta es un cuerpo celeste, es decir, un objeto que está en el Universo. Todos los planetas están en órbita alrededor de una estrella. Los planetas, a diferencia de las estrellas, no emiten luz, pero podemos observarlos en el cielo porque reflejan la de las estrellas.

Los planetas de nuestro sistema solar

En nuestro sistema solar, hay ocho planetas: Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.

Estos ocho planetas giran en torno a la misma estrella. ¿Sabes cuál? El sol por supuesto. Plutón siempre había sido considerado un planeta, sin embargo, no lo ha sido desde 2006, cuando los astrónomos lo calificaron como un planeta enano.

  • Los planetas telúricos son los más pequeños del sistema solar y los más cercanos al sol. Su suelo es de roca y están entre el sol y la barrera de asteroides.
  • Los planetas gaseosos son los más grandes y los más alejados del sol. Su suelo está formado por gas y se ubican después de la barrera de asteroides. (Ver Articulo: Tipos de Planetas)

Cuerpo Celeste

Asteroide

Un asteroide es un cuerpo celeste que puede compararse con una gran piedra en órbita (en rotación) alrededor del Sol, como un planeta.

Formación y localización

Se supone que los asteroides son restos del disco protoplanetario: son, en cierto modo, planetas que no se han formado. Los asteroides más grandes pueden medir varios kilómetros, y otros solo unos pocos metros. Los pequeños se llaman meteoroides . El más grande es Ceres.

La mayoría de los asteroides en nuestro Sistema Solar gravitan hacia un área entre Marte y Júpiter llamada cinturón de asteroides, pero algunos pueden cambiar su trayectoria después de un impacto o colisión.

Un asteroide caído en la Tierra, que ha cruzado nuestra atmósfera sin desintegrarse completamente, se llama meteorito. Cuando los asteroides se queman en la atmósfera, son visibles en forma de estrellas fugaces. También se cree que fue un gran asteroide o cometa el que causó el fin de los dinosaurios al estrellarse en la Tierra hace unos 65 millones de años.

Cuerpo Celeste

Nebulosa

Una nebulosa es una masa de gas, polvo, que se encuentra solo en el cielo. Es un fenómeno interestelar de belleza a menudo increíble, que ha despertado la curiosidad de muchos científicos. Su luz es causada por una o más estrellas jóvenes y calientes. Están relacionados con el ciclo de vida de las estrellas.

¿De Dónde Vienen?

Las nebulosas pueden originarse a partir de una supernova o la extinción de una estrella promedio. En este caso, se le denomina planetario: sus gases son en realidad las capas de la estrella moribunda, que los expulsó sin demasiada violencia, a diferencia de la supernova.

En resumen, las nebulosas son consideradas como los vestigios de la muerte de una estrella. Recoge los gases expulsados ​​por la estrella. Las nebulosas persisten durante millones de años.

Su Estructura

  • Las nebulosas tienen varias formas. Todo depende de la disposición de los gases y del polvo.
  • Sin embargo, la mayoría de los colores que podemos ver en las imágenes de las nebulosas son, de hecho, colores falsos que se han agregado para ver la radiación de la nebulosa, que es invisible a simple vista (infrarrojo , rayos X , rayos). UV si hay estrellas, etc.
  • Las nebulosas pueden contener estrellas nacientes, como en el caso de la nebulosa de Orión inferior.
  • Luz bloqueada
  • Nebulosas difusas son las que emiten o reflejan la luz.
  • Sin embargo, hay nebulosas que bloquean el paso de los rayos de luz, debido a sus grandes brazos de polvo muy oscuro: se llaman oscuros. (Ver Articulo: Nebulosas)

Cuerpo Celeste

Agujero Negro

Un agujero negro es una zona, en el cosmos, donde la atracción es tan fuerte que absorbe cualquier luz que intente escapar. Y como nada va más rápido que la luz, todo objeto que pasa cerca se envuelve. ¡Un agujero negro puede al menos tragar 10,000 soles!. Por lo tanto, uno puede ser aspirado en un agujero negro y nunca salir.

  • La técnica del agujero negro es muy simple: chupa y luego aplasta.
  • Cuanto más «caen» los objetos en el agujero negro, más crece.
  • Entonces, si resumimos, no solo crece sino que además, siempre hay más espacio.

Cuerpo Celeste

Formación de Agujero Negro

Los agujeros negros se forman cuando una gran cantidad de material se empaqueta en un espacio muy pequeño. Más precisamente, se forman cuando las estrellas masivas han quemado toda su energía y explotan como bombas gigantes, llamadas supernovas. Si la estrella mide la masa de nuestro Sol varias veces, se crea un agujero negro.

De hecho, cuando una estrella muere, trata de atraer un poco hacia su centro, como si la Tierra intentara atraer hacia su núcleo. Si la estrella es muy grande, se convierte en un agujero negro que siempre atrae hacia su centro y succiona todo lo que pasa, incluso la luz, y es por eso que es negro y ¡No hay luz alrededor!

Para hacer un agujero negro, comienza con una estrella. Si esperas unos pocos millones de años, la estrella se convertirá en una gigante roja. Unos pocos millones de años más tarde, se forma una supergigante y, si hace demasiado calor, se produce una explosión masiva. Entonces producirá una supernova. Después de unos pocos millones de años, puede aparecer un agujero negro. Hay tanta gravedad en el agujero negro que aspira la luz circundante que ya no sale.

Los Agujeros Negros Más Grandes

En el corazón de las galaxias aparecen agujeros negros mucho más grandes. Nuestra galaxia, por ejemplo, la Vía Láctea, tiene en su centro un agujero negro de una masa que supera en varios millones de veces la de nuestro Sol.

Con Luz Propia o Luminoso

Las Enanas Amarillas

Son estrellas de tamaño medio: los astrónomos solo clasifican a las estrellas como enanas o gigantes. Su temperatura superficial es de alrededor de 6.000 K y brillan en amarillo brillante, casi blanco. Al final de su existencia, una enana amarilla se convierte en una gigante roja, que al expulsar sus capas externas y luego desplegar una nebulosa planetaria, revela una enana blanca. El sol es una típica enana amarilla.

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Las Enanas Rojas

Son pequeñas estrellas rojas. Son consideradas como las estrellas más pequeñas como tales. Las estrellas más pequeñas, como las enanas blancas , las estrellas de neutrones y las enanas marrones , no consumen combustible nuclear. La masa de las enanas rojas está entre 0.08 y 0.8 masa solar.

Su temperatura superficial entre 2500 y 5000 K les da un color rojo. El menos masivo de ellos (por debajo de 0,35 de masa solar alrededor) son totalmente convectivos. Estas estrellas están quemando lentamente su combustible, lo que les da una vida muy larga. Son los más abundantes: al menos el 80% de las estrellas en nuestra galaxia son enanas rojas.

La vecina más cercana del Sol, Próxima Centauri, es una de ellas. Lo mismo ocurre con el segundo sistema estelar más cercano al Sistema Solar, siendo la estrella de Barnard una enana roja.

Gigante Roja

La fase roja gigante anuncia el fin de la existencia de la estrella, que llega a esta etapa cuando su núcleo ha agotado su combustible principal, hidrógeno: se desencadenan las reacciones de fusión de helio, y mientras el centro de la La estrella se contrae bajo el efecto del aumento de su gravitación interna, sus capas externas se hinchan bajo el efecto de la energía liberada por la fusión de helio, frío y enrojecimiento.

Transformado en carbono y oxígeno, el helio se agota a su vez y la estrella se apaga, su tamaño y, por lo tanto, su energía gravitatoria es insuficiente para desencadenar las reacciones de fusión de oxígeno. Las capas externas de la estrella se alejan y su centro se contrae, revelando una enana blanca.

Cuerpo Celeste

Gigante, Gigante Luminosa, Supergigante e Hipergigante

En el gráfico de HR, más allá de cierta luminosidad, las estrellas toman sucesivamente los nombres de gigante, gigante luminosa, supergigante e hipergigante. En el caso de las estrellas gigantes, cuando el núcleo de un gigante azul ya no contiene hidrógeno, la fusión del helio se hace cargo. Sus capas externas se hinchan y la temperatura de su superficie disminuye. Entonces se convierte, según su masa, en un gigante rojo o en un supergigante rojo.

La estrella fabrica entonces elementos más pesados: titanio, cromo, hierro, cobalto, níquel, etc. En este punto, las reacciones de fusión se detienen y la estrella se vuelve inestable. Explota en una supernova y deja atrás un extraño núcleo de materia que permanecerá intacto y se convertirá, según su masa, en una estrella de neutrones o un agujero negro.

Las estrellas gigantes luminosas son estrellas clase II de luminosidad. El supergigante y hypergigantes son por sus estrellas más masivas y luminosas en el universo observable.

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Variable Luminosa Azul

En astronomía, una variable (estrella) azul luminosa, también llamada (estrella) variable tipo S Doradus o variable Hubble-Sandage, es una estrella variable hipergigante azul y muy luminosa. Estas estrellas tienen cambios lentos en el brillo, salpicados por expulsiones ocasionales de material ( del orden de 10 -5 masa solar por año ).

Extremadamente raros, se han observado en la galaxia de Andrómeda y se catalogaron por primera vez por Edwin Hubble y Allan Sandage en 1953. Es por eso que fueron llamadas «variables de Hubble-Sandage» durante mucho tiempo antes de tomar su nombre actual.

Estas estrellas pueden brillar millones de veces más que el Sol y, con masas de hasta 150 veces la del Sol, y así acercarse al límite superior teórico de las masas estelares. Si fueran aún más masivos, la gravedad sería insuficiente para contrarrestar la presión de radiación y se desintegrarían.

Apenas mantienen el equilibrio hidrostático porque su viento estelar expulsa constantemente la materia, disminuyendo la masa de la estrella. Por esta razón, generalmente están rodeadas de nebulosas, creadas por estas explosiones; Eta Carinae, es el ejemplo más cercano y mejor estudiado. Debido a su alta masa y muy alta luminosidad, su vida útil es muy corta: unos pocos millones de años.

Una Estrella Wolf-Rayet

A menudo abreviada WR es una estrella caliente de varias decenas de masas solares, que durante una fase relativamente breve (del orden de un millón de años) después de su secuencia principal, comienza a escupirse. la materia rodea su núcleo en forma de vientos estelares a altas velocidades, dejándola al descubierto, antes de explotar en una supernova .

Fueron descubiertos en 1867 por Charles Wolf y Georges Rayet, del Observatorio de París. Wolf y Rayet habían observado, en 3 estrellas de la constelación de Cygnus, extrañas rayas en emisión original desconocidas. Ahora se piensa que las estrellas Wolf-Rayet son descendientes de las estrellas de tipo espectral O u B , es decir, las estrellas más masivas de las poblaciones estelares (que tienen una masa entre 9 y 80-150 masas solares )

Las estrellas Wolf-Rayet, en su mayor parte, ya no están en la secuencia principal, es decir, que la combustión en su corazón ya no es la del hidrógeno, sino la de otros elementos, a saber: en etapas, helio, luego carbono, oxigeno, etc. Así que a veces hablamos de la etapa (evolutiva) de Wolf-Rayet, o una estrella que muestra las características de Wolf-Rayet.

Otra característica de estas estrellas es su viento estelar tan importante que se vuelve ópticamente grueso, ya no percibe el espectro de la estrella en sí. Entonces no se puede hablar de superficie (hidrostática), a diferencia de estrellas «normal» de menor masa, como el dom. Los científicos estiman hoy que hay alrededor de 6,000 de las 200 a 400 mil millones de estrellas en la Vía Láctea.

Estrellas Población III

Son una población hipotética de estrellas extremadamente masivas y brillantes, exclusivamente constituido por elementos ligeros ( hidrógeno y helio , con quizás unos pocos de litio ), lo que sería la primera estrella formada al comienzo del universo, unos 400 millones de años después del Big Bang. Estas estrellas podrían haber contribuido en gran medida a la reionización del universo, poniendo fin a la edad oscura donde el universo no produce radiación de luz.

Dado que estas estrellas no se han observado directamente, se supone que son componentes de galaxias azul pálido . Su existencia es necesaria para explicar la presencia de elementos pesados ​​en el espectro de los quásares, elementos que no pudieron crearse durante el Big Bang; así como la existencia de estas galaxias azules.

La evidencia adicional fue proporcionada por el telescopio espacial Spitzer , cuyas imágenes del infrarrojo fondo extragaláctica difusa son consistentes con lo que cabría esperar si estas estrellas existían. En 2015, un estudio informa sobre la observación de estrellas de la población III en la galaxia CR7.

Enana Blanca

Es un objeto celeste de alta densidad, resultado de la evolución de una estrella de masa moderada (de 8 a 10 masas solares máximo 4) después de la fase en que ocurren las reacciones termonucleares. Este objeto tiene un tamaño muy pequeño en comparación con una estrella, y durante mucho tiempo mantiene una temperatura superficial alta, de ahí su nombre de «enana blanca».

Una enana blanca típicamente tiene una masa más baja, aunque comparable a la del Sol por un volumen similar al de la Tierra . Su densidad es, por lo tanto, del orden de una tonelada por centímetro cúbico, varias decenas de miles de veces mayor que la de los materiales observados en la Tierra.

Su temperatura en la superficie, que inicialmente puede exceder los 100,000 Kelvin, proviene del calor almacenado por su estrella madre, el calor cuya transferencia de calor es muy lenta debido a la pequeña superficie de la estrella. También es debido a esta pequeña superficie que, a pesar de su alta temperatura, el brillo de una enana blanca permanece limitado a un valor del orden de una milésima de brillo solar y disminuye con el tiempo.

A principios de 2009, el proyecto del Consorcio de Investigación sobre Estrellas Cercanas cuenta con ocho enanas blancas en los cien sistemas estelares más cercanos al sistema solar, pero dada la escasez de estrellas grandes, representan el destino del 96% de las estrellas de nuestra galaxia.

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Enana Negra

Es la evolución hipotética de una estrella enana blanca, que es lo suficientemente fría no emiten luz visible. Por el momento, ninguna estrella de este tipo podría ser vista ya que el Universo sería demasiado joven para que una enana blanca tenga tiempo de enfriarse y convertirse en una enana negra.

Incluso en un momento en que existirán enanas negras, serán extremadamente difíciles de detectar, ya que emitirán radiación de calor a una temperatura apenas superior a la de la radiación de microondas. Una de las únicas maneras de detectar su influencia será por gravedad.

El término «enana negra» ya se ha usado para referirse a lo que ahora se conoce como la enana marrón. Las dos entidades son muy diferentes: una enana negra es, en cierto modo, la última etapa de una enana blanca, mientras que una enana marrón es un tipo de estrella «fallida», que tiene una masa insuficiente para iniciar o mantener la Reacciones de fusión nuclear que tienen lugar en las estrellas «reales».

Según Jean-Pierre Luminet, cuando el Universo tenga entre 10 y 67 años, saldrán los últimos destellos de la última estrella, solo quedan enanas negras, una especie de post-enana blanca que es demasiado fría y no muy luminosa. Como un brasero que se enfría para acabar en cenizas. Las enanas negras son bolas de materia en descomposición, estrellas cenizas.

Desde el Big Bang , ninguna estrella ha tenido tiempo de convertirse en una enana negra, por lo que las observaciones actuales son imposibles. Las enanas negras se rompen en radiación y se dispersaran en el cosmos y no quedará un átomo de materia.

Más Cercano a La Tierra

El sol es una estrella de tipo enana amarilla. Por lo tanto, es una enorme bola de gas en la que se produce una fusión nuclear . El sol tiene un diámetro de unos 1.400.000 km. Es 110 veces más grande que la Tierra . Representa el 99.86% del sistema solar, 330 000 veces más que la Tierra. Alrededor del 73,46% de esta masa está compuesta de hidrógeno , 24,85% de helio y el resto (0,1%) consiste en otros elementos más pesados.

La temperatura en la superficie del sol varía entre los 8500 grados Celsius de profundidad en la fotosfera y alcanza los 4200 grados Celsius en la superficie de la fotosfera. La temperatura del centro del sol es de unos 15,000,000 grados centígrados. El sol está tan caliente porque hay un gas inflamado que se escapa y da calor a la fotosfera. (Ver Articulo: El Sol y sus Partes)

El Interior del Sol

El interior del sol es invisible; es el núcleo. El núcleo es muy importante porque es él quien proporciona toda la energía a la estrella solar. Cada segundo, el sol transforma 700 millones de toneladas de hidrógeno en 696 millones de toneladas de helio. Para nuestra Tierra, el sol sirve para proporcionar la energía y la luz que hacen un largo viaje y deben atravesar todas las capas de gas. Esta luz tarda 8 minutos en llegar a nosotros.

Vida del Sol

El Sol tendría una esperanza de vida que durará 10 mil millones de años, pronto comenzará a fusionar su hidrógeno en helio y se convertirá en un gigante rojo en los 5 mil millones de años que tocará Mercurio, Venus y la Tierra. Se convertirá en una nebulosa planetaria y luego se asentará para convertirse en una enana blanca.

Sin Luz Propia

Las Enanas Marrones

No son estrellas, pero los objetos subestelares a veces se califican como «estrellas perdidas». Su masa se ubica entre las de estrellas pequeñas y planetas grandes. De hecho, al menos 0.08 de masa solar es necesaria para que una protoestrella inicie reacciones termonucleares y se convierta en una verdadera estrella. Las enanas marrones no son lo suficientemente masivas para iniciar estas reacciones. Sin embargo, pueden irradiar débilmente por contracción gravitacional.

Estrellas de baja masa (menos de 1 masa solar)

En el centro de la estrella, el hidrógeno se transforma gradualmente en helio. Cuando la densidad del helio disminuye, la estrella se contrae y provoca la transformación del helio en carbono (ciclo alfa triple). Una capa de helio se formará alrededor del núcleo mediante el calentamiento del hidrógeno de las capas externas de la estrella.

Tan pronto como la quema de carbono termina, el núcleo se apaga y se convierte en una enana blanca. La capa de helio continúa su expansión y se separa del núcleo extinto.

Caja de estrellas con una masa inferior a 3Ms.

  • La temperatura central genera una emisión de fotones ultravioleta que ionizarán la envoltura desprendida.
  • Estos fotones serán remitidos en longitudes de onda visibles.
  • El conjunto comienza a brillar y aparece como un núcleo brillante rodeado por una cáscara luminosa.
  • La eyección de la materia es simétrica, la estrella central aparece como un pequeño planeta (de ahí el nombre de nebulosa planetaria) rodeado por una ronda de humo.
  • El núcleo se convierte en una enana blanca.

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