brazo espiral

La galaxia Whirlpool (M51) tiene una estructura espiral pronunciada

Regiones en forma de espiral de mayor brillo dentro del disco galáctico en galaxias espirales

Los brazos espirales son una característica definitoria de las galaxias espirales . Se manifiestan como regiones en forma de espiral de mayor brillo dentro del disco galáctico . Normalmente, las galaxias espirales presentan dos o más brazos espirales. La configuración colectiva de estos brazos se conoce como patrón espiral o estructura espiral de la galaxia.

La apariencia de las mangas en espiral es bastante diversa. Las galaxias espirales de gran diseño exhiben un patrón simétrico y distinto, que comprende dos brazos espirales que se extienden por toda la galaxia. Por el contrario, la estructura espiral de las galaxias floculantes comprende numerosos pequeños fragmentos de brazos que no están conectados entre sí. La apariencia de los brazos espirales varía a lo largo del espectro electromagnético .

Además del mayor brillo, los brazos espirales se caracterizan por una mayor concentración de gas y polvo interestelar , estrellas y cúmulos de estrellas brillantes , estallidos estelares activos , un color más azul y una mayor intensidad del campo magnético en las galaxias. La contribución de los brazos espirales a la luminosidad total de las galaxias puede alcanzar entre el 40 y el 50% en algunas galaxias. Las características de los brazos espirales están correlacionadas con otras propiedades de las galaxias, por ejemplo, el ángulo de torsión de los brazos espirales está relacionado con parámetros como la masa del agujero negro supermasivo en el centro y la contribución del abultamiento a la luminosidad total.

Se han propuesto dos teorías principales para explicar el origen de los brazos espirales: el modelo estocástico de formación de estrellas autopropagantes y la teoría de ondas de densidad . Estas teorías describen diferentes variantes de la estructura espiral y no se excluyen entre sí. Además de estas teorías, existen otras teorías que pueden explicar la aparición de la estructura espiral en algunos casos.

La estructura espiral fue identificada por primera vez en 1850 por Lord Rosse en la galaxia M51 . La naturaleza de la estructura espiral de las galaxias permaneció sin resolverse durante un período de tiempo considerable.

Características generales

NGC 1300 es una galaxia espiral con una barra pronunciada

Los brazos espirales ^[1] son ​​una característica definitoria de la composición estructural de las galaxias espirales , que están situadas dentro de discos y exhiben un mayor brillo en relación con su entorno circundante. ^[2] Tales estructuras toman la forma de espirales , que en las galaxias sin barras generalmente se originan en una región cercana al centro de la galaxia, mientras que en las galaxias con barras se originan en los extremos de la barra. ^[3] Los brazos espirales no se extienden por todo el radio del disco y terminan en la distancia en la que todavía se puede distinguir el disco. ^[4] Una galaxia normalmente comprende dos o más brazos espirales. ^[5] La configuración colectiva de estos brazos dentro de una galaxia se conoce como patrón espiral o estructura espiral. ^[6]

Alrededor de dos tercios de todas las galaxias masivas son galaxias espirales. ^[7] Se han observado brazos espirales en galaxias con corrimientos al rojo de hasta , y en ocasiones incluso a distancias mayores, lo que corresponde a una época en la que la edad del Universo era menos de la mitad de la actual. Esto sugiere que la estructura en espiral es un fenómeno de larga duración. ^[8] ${\displaystyle z\approx 1}$

Los brazos espirales presentan una variación considerable en su apariencia. ^[5] En general, se caracterizan por una mayor concentración de gas y polvo , estallidos estelares activos y una mayor prevalencia de cúmulos estelares , regiones H II y estrellas brillantes que en el resto del disco. ^[2] Si bien los brazos espirales son identificables principalmente debido a su población estelar joven, también existe una mayor concentración de estrellas viejas dentro de ellos. ^{[4] [7]}

Imágenes de M 51 en el SDSS en tres bandas fotométricas : de izquierda a derecha están las bandas u ( ultravioleta ), r ( visible ) y z ( infrarrojo ).

La apariencia y expresión de las ramas espirales en una galaxia puede variar dependiendo de la parte del espectro electromagnético en la que se observe. En las partes azul y ultravioleta del espectro, los brazos espirales están bien definidos debido a la presencia de supergigantes azules . En el rojo y el infrarrojo cercano , las estrellas más viejas contribuyen más, lo que hace que los brazos espirales parezcan más suaves, pero menos contrastados. La radiación del polvo interestelar hace que los brazos espirales brillen en el infrarrojo lejano, mientras que la radiación del hidrógeno neutro y las moléculas los hace brillantes en la banda de radio . El mayor contraste y la cantidad de detalles finos en los brazos espirales se pueden ver cuando se observan en las líneas espectrales de emisión producidas por nebulosas de emisión , así como en las líneas de hidrocarburos poliaromáticos producidas por nubes de gas frías. ^[9]

La aparición de brazos espirales es uno de los criterios para la clasificación morfológica de las galaxias . Por ejemplo, en el esquema de clasificación de Hubble , las galaxias espirales se dividen en los tipos Sa, Sb, Sc. Las galaxias espirales barradas se dividen en los tipos SBa, SBb y SBc. Los brazos espirales de las galaxias tempranas de tipo Sa y SBa están fuertemente enrollados y son lisos, mientras que los de las galaxias tardías de tipo Sc y SBc son nudosos y sueltos. Los tipos Sb y SBb presentan características intermedias. ^{[10] [11]}

• Galaxias espirales de diferentes tipos morfológicos en el SDSS ^[12]
• 
  NGC 4314 (SBa)
• 
  M95 (SBb)
• 
  NGC 3367 (SBc)

Morfología

La estructura espiral de las galaxias presenta una considerable diversidad en apariencia. Las galaxias espirales de gran diseño exhiben un patrón simétrico y claro que comprende dos brazos espirales que se extienden por toda la galaxia. Representan el 10% del número total de galaxias espirales. Por el contrario, la estructura espiral de las galaxias floculantes está formada por numerosos pequeños fragmentos de brazos que no están conectados entre sí. Entre las galaxias espirales, la proporción de tales galaxias es igual al 30%. ^{[4] [13]}

El resto de las galaxias son de un tipo intermedio, denominado "de brazos múltiples", ^[14] que exhiben las propiedades de las galaxias floculentas y de gran diseño. Por ejemplo, pueden parecer galaxias de gran diseño y, sin embargo, poseen más de dos brazos. Alternativamente, pueden exhibir una estructura de dos brazos más ordenada en el interior, que se vuelve irregular en la periferia. ^{[15] [16] [17]} Sin embargo, en casi todos los casos, ambos tipos de estructura están presentes en la estructura en espiral. Incluso las galaxias de gran diseño tienen detalles que no encajan en el patrón espiral. ^[4] Además, hay galaxias que exhiben diferentes tipos de estructura espiral cuando se observan en diferentes rangos espectrales. ^[18] La distinción entre los dos tipos principales de brazos espirales parece estar relacionada con diferencias físicas fundamentales entre ellos. ^[19]

• Galaxias con diferente morfología de estructura espiral ^[20]
• 
  M81 , una galaxia espiral de gran diseño
• 
  M101 , una galaxia espiral de múltiples brazos
• 
  NGC 2841 , una galaxia espiral floculenta

Además, los brazos espirales se subdividen en dos categorías: masivos y filamentosos. En primera instancia, los brazos espirales son anchos, difusos y no contrastan significativamente con el espacio entre ellos. En cambio, en el segundo caso, los brazos espirales son estrechos y claramente definidos. ^[21]

• Galaxias con diferente morfología de estructura espiral ^[22]
• 
  M101 tiene brazos filamentosos
• 
  M33 tiene brazos enormes

Forma y ángulo de paso

Ángulo de inclinación del brazo espiral ${\displaystyle \mu }$

La forma del brazo suele estar parametrizada por el ángulo de inclinación . El ángulo de paso es el ángulo entre la tangente al brazo espiral en un punto dado y la perpendicular al radio trazado hasta ese punto. En la mayoría de las galaxias espirales, el ángulo de inclinación promedio se encuentra dentro del rango de 5° a 30°. ^{[13] [23]} Los brazos espirales con un ángulo de paso pequeño se llaman enrollados firmemente, mientras que aquellos con un ángulo de paso mayor se llaman abiertos. ^[24] ${\displaystyle \mu }$

La forma de los brazos espirales se describe a menudo de forma simplificada como espiral logarítmica . Sin embargo, los brazos espirales también pueden describirse como espiral de Arquímedes o hiperbólica . En el caso de la espiral logarítmica, el ángulo de paso es constante. Disminuye al aumentar la distancia desde el centro en la espiral de Arquímedes y aumenta en la espiral hiperbólica. Las mediciones de los ángulos de torsión en las galaxias indican que sólo una minoría de las galaxias espirales tienen ángulos de inclinación de los brazos cercanos a constantes. Más de dos tercios de las galaxias tienen ángulos de inclinación que varían en más del 20%. Se ha descubierto que el ángulo de giro promedio se correlaciona con varios parámetros diferentes de la galaxia. Por ejemplo, los brazos espirales de las galaxias con protuberancias más brillantes tienden a estar más enrollados. ^[24]

• Varias galaxias para las cuales se realizaron mediciones del ángulo de inclinación, imágenes SDSS (los valores obtenidos de <nowiki><math>\mu</math></nowiki>se dan entre paréntesis)<nowiki><ref></nowiki> Escudos, D.; Boe, B.; Pfountz, C.; Davis, BL; Hartley, M.; Molinero, R.; Slade, Z.; Abdeen, MS; Kennefick D., D.; Kennefick, J. (1 de octubre de 2022). "Espiralidad: una forma novedosa de medir el ángulo de inclinación del brazo en espiral". Galaxias . 10 (5). Basilea: MDPI : 100. arXiv : 1511.06365 . Código Bib : 2022Galax..10..100S. doi : 10.3390/galaxias10050100 . ISSN  2075-4434.<nowiki></ref></nowiki>
• 
  NGC 4977 ( ) ${\displaystyle \mu =7{,}3^{\circ }}$
• 
  NGC 2649 ( ) ${\displaystyle \mu =12{,}6^{\circ }}$
• 
  NGC 4195 ( ) ${\displaystyle \mu =25{,}7^{\circ }}$
• 
  NGC 2575 ( ) ${\displaystyle \mu =29{,}7^{\circ }}$
• 
  NGC 2532 ( ) ${\displaystyle \mu =45{,}1^{\circ }}$

¿Los brazos espirales de la galaxia NGC 4622 se inclinan? en diferentes direcciones, lo que indica la presencia de brazos espirales tanto delanteros como traseros. ^[25]

Los brazos en espiral también se pueden clasificar como arrastrados o adelantados. En el caso de los brazos espirales posteriores, sus puntas exteriores apuntan en la dirección opuesta a la dirección de rotación de la galaxia. En el caso de los brazos principales, sus puntas exteriores apuntan en la misma dirección en la que gira la galaxia. En la práctica, resulta complicado determinar si los brazos de una galaxia determinada están adelantados o rezagados. Para observar la estructura espiral, la galaxia no debe estar excesivamente inclinada hacia el plano de la imagen. Sin embargo, es necesaria una ligera inclinación para determinar la dirección de rotación. Además, es necesario identificar el lado de la galaxia más cercano al observador. Una revisión de los datos de observación indica que la mayoría de las galaxias exhiben brazos espirales posteriores, siendo relativamente poco comunes los brazos principales. Por ejemplo, entre las doscientas galaxias estudiadas de esta manera, sólo dos pueden tener brazos principales. En algunos casos, las galaxias exhiben brazos espirales tanto iniciales como posteriores, como lo ejemplifica NGC 4622 . Las simulaciones numéricas han demostrado que pueden surgir brazos espirales en circunstancias específicas. Uno de esos casos es cuando el halo de materia oscura gira en oposición al disco de la galaxia. ^{[25] [26]}

La anchura de los brazos espirales en la mayoría de las galaxias aumenta a medida que aumenta la distancia al centro. Las galaxias de gran diseño exhiben la mayor anchura de brazos espirales. ^[27]

Luminosidad y color

NGC 4921 : una galaxia anémica

La relación entre la luminosidad de la estructura espiral y la luminosidad de toda la galaxia es mayor en las galaxias espirales de gran diseño. Para estas galaxias, esta proporción es del 21% en promedio, y algunas alcanzan hasta el 40-50%. Para las galaxias floculantes y de múltiples brazos, la proporción es del 13% y 14%, respectivamente. Además, la proporción de brazos espirales en la luminosidad total aumenta en tipos morfológicos posteriores. Para las galaxias de tipo Sa, esta proporción es en promedio del 13%, mientras que para las galaxias de tipo Sc es del 30%. ^[27]

El color de los brazos espirales se vuelve cada vez más azul en las galaxias de tipos morfológicos tardíos. El índice de color gr para las galaxias de tipo Sc es de aproximadamente 0,3-0,4 ^m , mientras que para las galaxias de tipo Sa es de 0,5-0,6 ^m . ^[27]

Además, existen galaxias anémicas (espirales anémicas). ^[28] Estas galaxias se distinguen por un patrón espiral difuso y tenue, que se atribuye a una cantidad reducida de gas y, en consecuencia, a una tasa de formación estelar disminuida en comparación con las galaxias espirales normales del mismo tipo morfológico. Las galaxias anémicas son más frecuentes en los cúmulos de galaxias . Al parecer, las galaxias de estos cúmulos están sujetas a una presión de ariete , lo que provoca una rápida pérdida de gas. Se plantea la hipótesis de que este tipo de galaxia puede estar entre galaxias espirales y lenticulares . ^{[29] [30]}

Campo magnético

En los brazos espirales se observan campos magnéticos más fuertes que en el resto de la galaxia. El valor medio de los campos magnéticos en las galaxias espirales es de 10 microgauss , mientras que en sus brazos espirales es de 25 microgauss . En las galaxias con un patrón espiral pronunciado, los campos magnéticos están orientados a lo largo de los brazos. Sin embargo, en algunos casos el campo magnético puede formar una estructura espiral separada que discurre en el espacio entre los brazos espirales visibles. Por el contrario, los campos magnéticos pueden influir en el movimiento del gas dentro de la galaxia y contribuir a la formación de brazos espirales. ^{[31] [32]} Sin embargo, no son lo suficientemente fuertes para desempeñar un papel dominante en la formación de brazos espirales. ^[33]

Correlación entre los parámetros del brazo espiral y otras propiedades de las galaxias

Los parámetros de los brazos espirales se correlacionan con otras propiedades de las galaxias. Por ejemplo, se ha establecido que las galaxias con un mayor ángulo de inclinación suelen exhibir una menor masa del agujero negro supermasivo en su centro ^[34] y una menor masa de galaxia en general. Además, su abultamiento contribuye menos a la luminosidad total, tienen una menor dispersión de velocidad en el centro y sus curvas de rotación parecen ser más crecientes. ^[35] Sin embargo, estas dependencias no son particularmente pronunciadas. ^[36] Aunque el ángulo de paso de los brazos espirales se introdujo originalmente en la clasificación morfológica de galaxias como uno de los criterios de clasificación, análisis posteriores han revelado que este valor se correlaciona con el tipo morfológico en menor medida que, por ejemplo, el indicador de el color de los brazos espirales. ^[27] La ​​correlación entre el ángulo de paso y los parámetros antes mencionados se puede explicar teóricamente. Las cantidades descritas están relacionadas con la distribución de masa dentro de la galaxia, lo que afecta la forma en que la onda de densidad se propaga dentro del disco galáctico. ^[37]

En galaxias más masivas y con una estructura más ordenada, se observa que los brazos espirales son más pronunciados y contrastantes. ^[27] Además, el contraste entre los brazos espirales es más pronunciado en las galaxias con una barra pronunciada , aunque esta correlación es relativamente débil. ^[38] En general, las galaxias floculantes tienen una masa menor y un tipo morfológico más tardío que las galaxias de gran diseño. ^[39]

Estructura espiral de la Vía Láctea

Un modelo de la Vía Láctea. El punto amarillo indica la posición del Sol, los puntos rojos la posición de los cúmulos incrustados , que sirven como indicadores de la estructura en espiral.

Es un desafío determinar la presencia de brazos espirales en el disco de nuestra galaxia mediante observación óptica, dado que el Sol está situado dentro del plano del disco de la Vía Láctea y la luz está siendo absorbida por el polvo interestelar . Sin embargo, se pueden observar brazos espirales, por ejemplo, al mapear la distribución de hidrógeno neutro o nubes moleculares . ^[40]

La ubicación precisa, la longitud y el número de brazos espirales siguen siendo inciertos. ^{[1] [41]} Sin embargo, la opinión predominante es que la Vía Láctea contiene cuatro brazos espirales principales: dos principales: los brazos Scutum-Centaurus y Perseo , y dos secundarios: los brazos Norma y Sagitario . ^[42] Su ángulo de inclinación es de aproximadamente 12° y su ancho se estima en 800 pársecs . ^[43] Además de los brazos grandes, también se distinguen formaciones más pequeñas y similares, como el brazo de Orión . ^[44]

Teorías sobre el origen de la estructura espiral.

La prevalencia de galaxias espirales indica que la estructura espiral es un fenómeno de larga duración. Sin embargo, dado que las galaxias giran de manera diferencial y no como cuerpos sólidos, cualquier estructura en el disco debería curvarse significativamente y desaparecer en aproximadamente una o dos revoluciones. Las dos soluciones más frecuentes a este problema son el modelo estocástico de formación de estrellas autopropagantes (SSPSF) y la teoría de ondas de densidad , que describen variantes dispares de la estructura espiral. La primera explicación postula que los brazos espirales se forman y disipan perpetuamente sin tiempo suficiente para sufrir una torsión significativa; dichos brazos espirales se denominan brazos materiales. La teoría de las ondas de densidad postula que el patrón espiral es una onda de densidad, por lo que gira independientemente del disco como un cuerpo sólido. En consecuencia, los brazos espirales se denominan brazos ondulatorios. Es posible que este tipo de brazos espirales ocurran simultáneamente dentro de la misma galaxia. ^{[19] [45]}

Las colas de marea observadas en galaxias en interacción también se consideran brazos espirales materiales. Debido a la baja velocidad de la materia a cierta distancia de la galaxia, las colas de marea parecen persistir durante un período prolongado de tiempo. ^[46]

modelo SSPSF

Aparición de brazos espirales en el modelo SSPSF.

El modelo SSPSF postula que surgen brazos espirales cuando un estallido estelar se activa dentro de una región de la galaxia. La presencia de estrellas jóvenes y brillantes en esta región tiene el efecto de influir en el medio interestelar circundante . Por ejemplo, la explosión de una supernova genera una onda de choque en el gas, facilitando así la propagación de la formación estelar a través del disco galáctico. ^[47] En un período de menos de 100 millones de años, las estrellas más brillantes de esta región tienen tiempo de extinguirse. Esto es menos que el tiempo necesario para una revolución de la galaxia. La rotación diferencial de esta región le permite estirarse formando un arco corto. Dado que el estallido estelar es un proceso continuo que ocurre en diferentes regiones del disco, existen numerosos arcos de este tipo en diferentes momentos a lo largo del disco, que se pueden observar como un patrón en espiral floculante. ^{[48] ​​[49]} Dado que estos brazos espirales sólo son visibles debido a las estrellas jóvenes, tienen un impacto mínimo en la distribución de masa dentro de la galaxia y rara vez se observan en el infrarrojo . ^[46]

Teoría de las ondas de densidad

Representación esquemática de gradientes de color en brazos espirales si son ondas de densidad.

En el contexto de la teoría de las ondas de densidad, se entiende que los brazos espirales surgen cuando se producen oscilaciones mecánicas dentro de un disco, dando lugar a una onda de densidad: las estrellas se mueven dentro del disco de tal manera que convergen en regiones específicas y se concentran más. La onda de densidad ejerce una influencia determinante no sólo sobre las estrellas sino también sobre el gas, favoreciendo así una explosión estelar más activa en regiones donde la concentración de estrellas es mayor. Al mismo tiempo, en varios momentos, diferentes estrellas emergen dentro del brazo espiral, lo que hace que la onda de densidad se mueva a una velocidad diferente a la del disco estelar. En consecuencia, la onda de densidad no está sujeta a torsión. La influencia de este mecanismo da como resultado la formación de una estructura espiral ordenada de gran escala, que también se observa en el infrarrojo. ^{[50] [51] [52]} La concentración de estrellas en el brazo espiral aumenta apenas entre un 10% y un 20%, pero este cambio relativamente modesto en el potencial gravitacional tiene un profundo impacto en la dinámica del gas. El gas se acelera y pueden producirse ondas de choque en él, que aparecen como franjas de polvo oscuro en los brazos. ^[6]

Es un desafío confirmar la presencia de una onda de densidad en la práctica. Sin embargo, es posible hacerlo, por ejemplo, detectando un radio de corotación específico , que es una región donde el brazo espiral se mueve a la misma velocidad que las estrellas. Se puede identificar observando gradientes de color dentro de los brazos. Dado que la población estelar se forma dentro de un brazo y posteriormente se enrojece con el tiempo, se debe observar un gradiente de color a lo largo del brazo si su velocidad difiere de la del brazo. ^{[53] [54]} Se plantea la hipótesis de que las ondas de densidad son creadas y mantenidas por las barras de las galaxias o por la fuerza de marea de sus satélites . ^[6]

La teoría de las ondas de densidad postula que sólo los brazos espirales posteriores son estables, y que cualquier estructura principal debe en algún momento pasar a ser una estructura posterior. Al mismo tiempo, la estructura misma se amplifica durante un período posterior a la transformación, lo que se denomina amplificación por oscilación. ^[55]

• Influencia de la rotación diferencial en la estructura de los brazos espirales (animación)
• Los brazos en espiral "materiales" giran mucho en poco tiempo
• Las ondas de densidad crean brazos que no se tuercen con el tiempo

Teorías alternativas

Algunas teorías proponen mecanismos alternativos para la aparición de brazos espirales que difieren de la teoría de ondas de densidad y del modelo SSPSF. Estas teorías no pretenden reemplazar por completo a las teorías antes mencionadas, sino más bien explicar la aparición de brazos espirales en casos específicos. Por ejemplo, la teoría múltiple es aplicable sólo a galaxias espirales barradas . Según esta teoría, la influencia gravitacional de la barra hace que las órbitas de las estrellas se dispongan de una determinada manera, creando brazos espirales y desplazándose a lo largo de ellos. El nombre de la teoría está relacionado con el hecho de que en este modelo las estrellas que se mueven en brazos espirales forman una variedad en el espacio de fases . A diferencia de la teoría de las ondas de densidad, la teoría múltiple no postula la aparición de gradientes de color en los brazos espirales, que de hecho se observan en numerosas galaxias. El hecho de que en las galaxias con barra, los brazos espirales se originen en una región próxima a la barra puede sugerir una correlación entre estas estructuras y la teoría múltiple. Sin embargo, esta no es la única teoría que explica la génesis de las armas gracias a las barras. ^{[56] [57]}

Historia de la investigación

Boceto de la M51 por Lord Rosse

Los brazos espirales se descubrieron por primera vez en la galaxia Whirlpool (M51), en la que Lord Rosse identificó la estructura espiral en 1850. ^[41]

En 1896 se formuló el problema de la torsión. Si los brazos espirales fueran entidades materiales, debido a la rotación diferencial, se retorcerían muy rápidamente hasta el punto en que serían imposibles de observar. En consecuencia, la cuestión de la naturaleza de la estructura en espiral permaneció sin resolver durante un período de tiempo considerable. Desde 1927, esta cuestión ha sido abordada por Bertil Lindblad , quien en 1961 concluyó correctamente que los brazos espirales surgen debido a la interacción gravitacional entre las estrellas del disco. Posteriormente, en 1964, Chia-Chiao Lin y Frank Shu propusieron la teoría de que los brazos espirales pueden conceptualizarse como ondas de densidad. ^{[51] [58]} El modelo SSPSF se propuso por primera vez en 1978, aunque el concepto de una explosión de supernova que estimula el estallido estelar en regiones vecinas fue propuesto por primera vez por Ernst Opik ya en 1953. Esta observación formó la base de la teoría posterior. ^{[59] [60]}

En 1953, se midieron con un alto grado de precisión las distancias a las distintas asociaciones estelares de nuestra galaxia. Esto permitió el descubrimiento de una estructura espiral en la Vía Láctea. ^[40]

La clasificación de las galaxias en categorías floculantes, de múltiples brazos y de gran diseño se deriva de un esquema de clasificación morfológico más complejo que involucra 10 clases que describen el tipo de patrón espiral. El esquema de clasificación fue desarrollado por Debra y Bruce Elmegreen en 1987. Posteriormente propusieron un esquema simplificado, que es el que se utiliza actualmente. ^{[61] [62]}

A pesar de los considerables éxitos de la teoría de las ondas de densidad, la naturaleza física de los brazos espirales sigue siendo un tema de debate, sin que aún se haya alcanzado un consenso claro. ^{[63] [64]}

Referencias

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