Campos de Estrellas

Archive for marzo 2012

Cassiopeia A, la explosión que volvió una estrella del revés

Un estudio indica que la explosión de la estrella que dió origen a al remanente de supernova Cassiopiea A ha vuelto del revés el material de la estrella. Los elementos que en su día se encontraban en las zonas más internas de la estrella, aparecen ahora cerca de los bordes de los restos de la explosión. Las observaciones realizadas con el telescopio espacial Chandra han permitido conocer cómo se encuentran distribuidos en estos restos los elementos que formaban la estrella.

Cassiopeia A

NASA/CXC/M.Weiss; X-ray: NASA/CXC/GSFC/U.Hwang & J.Laming

Como se puede observar en la imagen, la estructura de una estrella se organiza en capas, como si fuese una cebolla. Los modelos nos dicen que hacia el interior de la estrella vamos a encontrar elementos cada vez más pesados. En este caso la imagen muestra las capas que tendría una estrella masiva (com más de 8 masas solares) antes de su explosión en supernova. En el centro de la estrella encontramos hierro, rodeado por una capa de azufre y silicio, más al exterior habría otra capa con magnesio, neón y oxígeno, y más hacia afuera encontraríamos carbono, helio e hidrógeno. Esta distribución se debe al proceso de fusión nuclear del que obtienen su energía las estrellas, en este proceso se fusionan diferentes elementos en otros más pesados. Durante la mayor parte de su vida, una estrella fusiona hidrógeno en helio, pero con el tiempo el hidrógeno acaba escaseando y la estrella pasa a fusionar el helio, esto es el principio del fin de la estrella, progresivamente irá agotando el helio y el resto de materiales tratando de mantener vivo su proceso de fusión. La fusión de cada uno de estos elementos se produce cada vez más hacia el centro de la estrella, donde se alcanzan las temperturas más altas. Fusionar elementos más pesados requiere alcanzar temperaturas cada vez mayores. Cuando no pueda hacerlo la estrella habrá llegado a su final. En el caso de las estrellas más masivas, su final es una supernova, que será capaz de producir los elementos más pesados, como el hierro (ver notal final).

En la imagen, los colores que vemos en los restos de la supernova muestran dónde abundan los diferentes elementos. El azul representa el hierro, que en su día estuvo en el centro, pero que ahora lo vemos en las partes más externas de los restos. Es más, no se han llegado a encontrar evidencias de hierro hacia el centro de la remanente. En verde vemos el azufre y el silicio, que también se encuentran hacia el exterior, y que en su día debieron estar rodeando el núcleo de hierro. Toda esta distribución apunta a que en la explosión se tuvo que producir una fuerte inestabilidad que ha acabado por llevar las partes más internas de la estrella hacia las partes más externas de la remanente.

Este trabajo es el más exhaustivo realizado hasta el momento de las emisiones de rayos X de una remanente de supernova. El estudio ha permitido calcular las cantidades existentes para los distintos elementos. En los restos se ha encontrado 0,13 masas solares de hierro, 0,03 de azufre y 0,01 de magnesio.

Los investigadores han encontrado acumulaciones de hierro casi puro, lo que indica que éste se debió producir mediante reacciones nucleares cerca del centro de la pre-supernova cuando se formó la estrella de neutrones.

Nota: Añado una aclaración a raíz de un comentario realizado por un lector. El hierro también se produce por fusión en el núcleo de una estrella masiva, de hecho formaría la parte más interna de la estrella, como se puede ver en la imagen. Cuando este núcleo de hierro alcanza una masa entre 1 y dos masas solares colapsa, aumentando su densidad. Cuando ésta llega a ser algo superior a la de un núcleo atómico, se produce un rebote que genera una onda de choque que se propaga hacia el exterior de la estrella, expulsando las capas externas al núcleo de hierro en la explosión de la supernova.

Noticia original: Cassiopeia A, A Star Explodes and Turns Inside Out.

Written by Felipe

29 marzo, 2012 at 18:38

Publicado en estrellas, supernova

Descubiertos dos planetas del Universo primitivo

Sistema HIP 11952

HIP 11952: Timotheos Samartzidis

La estrella HIP 11952 se encuentra a 375 años luz de la Tierra, en la contelación de Cetus, y se le estima una edad de 12,8 miles de millones de años, por lo que nació cuando el Universo no tenía ni mil millones de años. Una época en la que Vía Lactea aún se estaba formando.

Alrededor de esta estrella se han encontrado dos planetas, uno sería casi tan masivo como Júpiter y orbita la estrella cada 7 días. El otro tiene una masa que casi triplica la de Júpiter, y orbita la estrella cada 9 meses y medio. El método empleado para detectar estos planetas ha sido el de velocidad radial, por lo que las masas estimadas son valores mínimos.

Si estos planetas se hubiesen formado más tarde que su estrella serían más jóvenes que ella, pero este escenario es poco probable, ya que hasta donde sabemos, los planetas suelen formarse poco después que su estrella, por tanto, su edad sería similiar a la de su estrella y estaríamos ante los planetas más longevos que conocemos.

HIP 11952 es una estrella que tiene una proporción muy baja de elementos pesados, es decir, aquellos que no son ni hidrógeno ni helio. Por ejemplo, su contenido en hierro es del orden del 1% del que encontramos en el Sol. Encontrar planetas en sistemas con tan poca cantidad de elementos pesados tiene interés porque puede arrojar luz sobre la formación planetaria en el Universo primitivo, ya que entonces las estrellas existentes presentaban un bajo contenido en elementos pesados, o metales, usando la terminología habitual en Astronomía. En 2010 se encontró el primer caso de sistema planetario pobre en metales, los nuevos ejemplos parecen indicar que no son casos tan raros.

No obstante esto parece ir en contra de uno de los modelos que explican la formación de planetas, el modelo de acreción, que requiere de elementos pesados que faciliten el aglutinamiento del material en el disco protoplanetario. Necesario incluso para los planetas gaseosos como Júpiter, que tendrían un núcleo sólido con elementos pesados.

Aunque estos dos planetas son muy antigüos no durarán demasiado, hablando en términos astronómicos. Su estrella está llegando al final de su vida, y pronto se convertirá en una gigante roja que seguramente engulla a ambos planetas.

Noticia original: A Planetary System from the Early Universe.

Written by Felipe

27 marzo, 2012 at 22:59

Publicado en exoplanetas

Actualidad en Astronomía: Semana 19-3-2012

RSL en Marte

NASA/JPL/University of Arizona

Mapa de Io

Mapa de Io: ASU

  • Júpiter: Un mapa de Io a partir de las imágenes de las Voyager y la Galileo. 425 volcanes y ningún cráter, prueba de los continuos cambios que la actividad volcánica produce en la superficie de esta luna.

.

Más en el twitter de Campos de Estrellas.

Written by Felipe

25 marzo, 2012 at 16:39

Más evidencias de agua líquida en Marte

Con la celebración esta semana de la Lunar and Planetary Science Conference no es nada extraño que no dejen de aparecer novedades sobre los planetas del sistema solar. Así que de nuevo aparecen noticias de interés sobre Marte, un mundo frío y desértico en la actualidad, pero que en el pasado tuvo agua que formó ríos, lagos y posiblemente océanos. De toda esta agua, la que queda debe encontrarse congelada bajo la superficie, o formando parte de los minerales hidratados.

RSL en Marte

NASA/JPL/University of Arizona

Las condiciones actuales de Marte no permiten la existencia de agua líquida en la superficie, sin embargo se acumulan las evidencias que apuntan a que bajo ciertas condiciones, el agua se vuelve líquida. Alfred McEwen de la Universidad de Arizona y su equipo ya había observado que cada año, en las latitudes medias de Marte, durante la época más cálida, en las pendientes que miran al ecuador, aparecen unas marcas en la superficie que tienen el aspecto de un líquido que fluye. La interpretación actual para explicar estar marcas es que son producidas por agua salada, que se ha licuado y discurre pendiente abajo a través del suelo.

En esta conferencia Alfred McEwen y su equipo han aportado nuevos datos sobre estas marcas, a las que denominan lineas recurrentes de las pendientes, o RSL por recurring slope lineae. Por un lado han doblado el número de lugares en los que se han encontrado estas marcas, pero además han buscado explicaciones alternativas al agua líquida y ninguna otra se ajusta a lo que se aprecia en estas marcas. El número de localizaciones donde han encontrado estas marcas es ahora de 15, y tienen otros 23 que no han podido verificar que aparezcan todos los años.

En esta misma serie de conferencias, Joe Levy de la Universidad del Estado Oregón, ha presentado un estudio realizado en la Antártida, que posee las regiones más frías y secas de la Tierra. En estas regiones se pueden encontrar marcas similares a las de Marte. Analizando desde un satélite cómo se propagan estas marcas han podido calcular la permeabilidad del terreno, un resultado que al aplicarlo a las marcas encontradas en Marte nos dice que las RSL se pueden explicar por la existencia de agua salada, y por unas pendientes como una permeabilidad como la de la arena o el limo. Lo que se esté moviendo hacia abajo por las pendientes de Marte muestra el comportamiento que tendría un líquido en un entorno como ése, “Las RSA y las marcas de la Antártida fluyen de la misma forma que el agua a través de sedimentos”, indica Levy, “Si se mueve como el agua, puede muy bien ser agua”.

Noticia original: Evidence for Flowing Water on Mars Grows Stronger.

Written by Felipe

24 marzo, 2012 at 10:12

Publicado en marte

Descubierto un nuevo tipo de formación geológica en Marte

PBR en Marte

NASA

Un nuevo tipo de formación geológica descubierta en Marte puede arrojar luz sobre la historia de este planeta. La formación ha recibido el nombre de crestas periódicas de roca, en inglés se abrevian como PBR, de ‘periodic bedrock ridge’. Las crestas tienen la apariencia de dunas, pero no están compuestas de material apilado por el viento, en realidad forman parte del lecho de roca. Como indica David Montgomery, profesor de la Universidad de Washington, “Parecen dunas pero han sido excavadas por el viento en la dura roca, se trata de algo para lo que no hay muchas analogías en la Tierra”

David Montgomery cree que las crestas, aunque pertenezcan al lecho de roca, están compuestas por un material más blando que las típicas rocas, y han sido creadas por una inusual forma de erosión eólica que se da en dirección perpendicular a la tendencia principal del viento, en lugar de hacerlo en la dirección principal.

El descubrimiento es importante porque si se tratase de dunas, el material que se hubiese acumulado en éstas no aportaría ninguna información sobre su historia, pero al tratarse de la roca base, la erosión ha dejado al descubierto sus capas, lo que permite estudiar la historia geológica de la zona, incluso a lo largo de grandes periodos de tiempo.

Hay otros lugares en Marte en lo que las capas del lecho de roca han quedado al descubierto, pero en esos casos, el agua ha sido el origen de la erosión, por lo que sólo se encuentran donde ha habido agua, y en Marte ya hace mucho que no hay agua en la superficie. En estas formaciones la erosión la ha producido el viento, algo presente en Marte desde hace mucho más tiempo.

Noticia original: Geologists discover new class of landform – on Mars.

Written by Felipe

23 marzo, 2012 at 16:34

Publicado en marte

Dawn nos revela nuevos detalles de la superficie de Vesta

Materiales brillantes de Vesta

NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA/ASU

La nave Dawn de la NASA ha permitido descubrir nuevos detalles de la superficie de Vesta, algunos inusuales, no observados hasta ahora en los asteroides. Vesta es uno de los objetos más brillantes del sistema solar, tanto que es el único asteroide del cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter, que puede llegar a ser apreciado a simple vista. Se ha descubierto que algunas áreas de Vesta llegan a ser el doble de brillantes que otras, lo que revela datos sobre su historia.

El material brillante que vemos sobre Vesta pertenece al Vesta original, no ha sido incorporado a partir de otros cuerpos y ha cambiado muy poco en los últimos 4 mil millones de años. Este material brillante se puede encontrar por todo Vesta, pero es más abundante alrededor de los cráteres. Los impactos que ha sufrido Vesta parecen haber expuesto y esparcido este material. Los impactos han acabado mezclando el material brillante con otro más oscuro.

Además del material más brillante, los científicos ya había observado material más oscuro que presenta diferentes variaciones de su brillo. Lo que no se esperaba es la amplia variedad de depósitos de material oscuro que se han encontrado. Este material oscuro se muestra gris oscuro, marrón y hasta rojo. Además se puede encontrar en depósitos de pequeño tamaño alrededor de los cráteres, o pueden llegar a ocupar grandes regiones, como las que se pueden ver junto a los cráteres denominados “el hombre de nieve”.

Materiales oscuros en Vesta

NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA/ASU

El material oscuro no está distribuido de forma aleatoria, su distribución parece estar relacionada con los impactos y su consecuencias. Asteroides ricos en carbono podría haber impactado en Vesta a velocidades bajas y haber creado pequeños depósitos.

Por otro lado, asteroides a gran velocidad habrían impactado en Vesta llegando a fundir la corteza de basalto volcánico, oscureciendo el material superficial. La mezcla fundida se puede apreciar en las paredes y fondos de los cráteres de impacto, en las colinas y cretas, y por debajo del material brillante más reciente que ha sido expulsado en los impactos. Como indica Brett Denevi, “Se sospechaba de la existencia de eventos de fusión como estos, pero nunca se habían visto en un asteroide.”

Los materiales oscuros presentes en Vesta sugieren que este asteroide gigante puede haber preservado materiales muy antiguos, procedentes del cinturon de asteroides y más allá, posiblemente de los inicios del sistema solar.

Noticia original: Dawn Sees New Surface Features on Giant Asteroid.

Written by Felipe

22 marzo, 2012 at 23:17

Publicado en asteroides, vesta

Datando las diferentes regiones de la Luna

Cráter Copérnico

NASA/GSFC/Arizona State University

Determinar la antigüedad de las diferentes regiones de la Luna requiere de varias técnicas, la mayoría de ellas basadas en el análisis de las imágenes disponibles, algo que en muchos casos es sencillo.

Uno de los principios básicos es el de la superposición, que nos dice que el terreno que vemos encima es más reciente. Aunque si la superposición no resulta fácil de determinar se puede recurrir a otra técnica, la de comparar la densidad de cráteres de cada región, es decir, se eligen porciones de terreno del mismo tamaño en cada una de las regiones y se cuenta el número de cráteres que contienen. Como los cráteres se producen de forma aleatoria por toda la superficie de la Luna, todas sus partes tienen la mismas posibilidades de recibir los impactos, por lo que una región más antigua contendrá un mayor número de cráteres.

¿Pero cómo se determina la edad absoluta de una unidad geológica? Para eso se utiliza la datación hecha a las rocas traidas de la Luna por los astronautas de las misiones Apollo. Una vez se tiene la datación de algunas zonas, ésta se puede extrapolar a otras zonas, ya que el número de cráteres tiene que estar relacionado con una edad absoluta. Si sabemos la edad absoluta de una zona y calculamos su densidad de cráteres, y observamos la misma densidad en otra parte de la Luna, podemos deducir que la edad de ambas zonas es similar.

En la datación de la Luna hay un gran vacío para las edades más recientes, inferiores a los 3,2 miles de millones de años, un tiempo al que corresponden cráteres como Tycho o Copérnico. Para estimar sus edades se supuso que los astronautas del Apollo 12 habían traido muestras del material expulsado del cráter Copérnico y que los del Apollo 17 hicieron lo propio para el cráter Tycho, con muestras recogidas a más de 1000 km del cráter.

Cronología absoluta de la Luna

NASA

Durante 30 años la edad asignada al cráter Copérnico no coincidía con la curva de la cronología que se había hecho a partir de las muestras. ¿Había un error en la curva o las muestras no correspondían al cráter Copérnico? ¿Era incorrecta la densidad de cráteres calculada para el cráter Coṕernico? Nuevas imágenes permitieron volver a calcular la densidad de cráteres y el valor obtenido con este nuevo cálculo parece que de momento ha resuelto el misterio.

Por el momento la datación de la Luna tiene que lidiar con la escasez de muestras en amplios periodos de tiempo. Para asociar las densidades de cráteres observadas con las edades absolutas se necesitarían muestras de mares con una antigüedad entre 3 y 1,5 miles de millones de años. Y también se necesitarían muestras de cráteres recientes como Tycho, Aristarco o Giordano Bruno.

Aunque evidentemente las muestras no sólo son necesarias para establecer las edades en la Luna, también serían necesarias para planetas como Mercurio o Marte, y también para los asteroides.

Absolute Time.

Written by Felipe

21 marzo, 2012 at 0:02

Publicado en apollo, luna

Gliese 581, un sistema con pocas posibilidades de intercambiar materia entre sus planetas

Estrella Gliese 581

Estrella Gliese 581: ESO

Gliese 581 es un sistema solar en el que se conocen 6 planetas (4 confirmados y 2 por confirmar). Uno de los confirmados, Gliese 581d, es una supertierra que se encuentra en la zona de habitabilidad de la estrella, por lo que podría tener una temperatura que le permitiese tener agua líquida, y por tanto albergar vida.

Al estudiar el origen de la vida en el Universo, una de las cuestiones que surgen es si ésta puede transferirse de un lugar a otro. En nuestro sistema solar vemos que hay intercambio de materia entre distintos cuerpos, los asteroides y cometas transportan materia orgánica, y en la Tierra hemos encontrado meteoritos provenientes de Marte. Un equipo de la Universidad de Purdue ha estudiado el sistema Gliese 581 y ha encontrado que sus características hacen muy difícil el intercambio de material entre sus planetas. En concreto, Gliese 581d, la supertierra que podría albergar vida tiene muy pocas posibilidades de transferir su material a otros planetas del sistema.

Los planetas en Gliese 581 orbitan muy cerca de su estrella, por lo que recorren sus órbitas a gran velocidad, sin embargo, la velocidad inicial del material que puede abandonar uno de los planetas no sería suficiente para alcanzar otros planetas, por lo que los planetas de Gliese tienen muchas menos posibilidades de intercambiar material entre ellos, a diferencia de lo que observamos en nuestro propio sistema solar.

Para este estudio se ha hecho una simulación con 10.000 partículas que abandonarían los planetas ‘d’ y ‘e’. Los rangos de velocidad se escalaron teniendo en cuenta la alta velocidad orbital de estos planetas, mucho mayor que la que vemos en los planetas del sistema solar. En la simulación se vió que las partículas tenían una probabilidad muy baja de alcanzar otro planeta, ya que la mayor parte de las partículas adquirirían una órbita hiperbólica que las llevaría incluso fuera de este sistema solar.

Según el profesor Jay Melosh, los sistemas planetarios que hemos descubierto hasta el momento, y por lo que sabemos de ellos, tienen muchas menos posibilidades de intercambiar material que nuestro sistema solar.

Noticia original: Super-Earth unlikely able to transfer life to other planets.

Written by Felipe

20 marzo, 2012 at 21:48

Publicado en astrobiologia, exoplanetas

El origen de la supernova SN 2011fe

La supernova SN 2011fe, descubierta en agosto de 2011 en la galaxia M101, además de ser una de las más cercanas de las últimas decadas, se descubrió poco después de que se iniciase, lo que ha permitido estudiarla desde sus fases más tempranas. Fue una supernova de tipo Ia, el tipo que se usa como candela estándar, es decir, como referencia para medir distancias, en concreto las distancias a las galaxias en las que se producen. Las supernovas son eventos que liberan tal cantidad de energía que su luz puede eclipsar a la de la galaxias en la que están. Las mediciones de las distancias a galaxias lejanas usando este tipo de supernova han permitido demostrar que la expansión del Universo se está acelerando, lo que mereció el Nobel de Física de 2011.

Lo anterior nos indica lo importante que es conocer bien estos objetos, conclusiones tan relevantes como la anterior dependen de ello. Aún así hay algo fundamental que no resulta fácil de determinar, el origen de estas supernovas. Cuando las detectamos el objeto que las produjo ya ha estallado, y no podemos estudiarlo, no obstante existe un consenso que liga el origen de estas explosiones a un tipo de estrella conocida como enana blanca, el tipo de estrella que queda cuando una estrella como nuestro Sol llega al final de su vida. Sin embargo, una enana blanca no se convierte por sí sola en una supernova, para que esto ocurra tienen que ocurrir algo más.

Origen supernovas Ia

NASA/Swift/ Aurore Simonnet, Sonoma State Univ.

Ese algo más baraja tres posibles escenarios que harían que una enana blanca se conviertiese en una supernova de tipo Ia. En dos de ellos la enana blanca tendría de compañera a otra estrella, en un caso de tipo gigante roja, y en otro a una estrella similar a nuestro Sol. En estos dos escenarios la enana blanca atraería material de la estrella compañera, hasta alcanzar un límite máximo en su masa, conocido como límite de Chandrasekhar, en ese punto la enana blanca se convertiría en una supernova. El tercer escenario estaría formado por dos enanas blancas que se orbitan, pero que con el tiempo se irían acercándo hasta fusionarse, lo que generaría la supernova.

Aunque se barajan estos tres escenarios, una vez ocurre la supernova es difícil determinar que la originó, hasta el punto que ni siquiera se sabe qué escenario es el más común. La cercanía de la supernova SN 2011fe la convertía en un buen caso para tratar de determinar cuál puedo ser su origen.

Un estudio de supernovas con el satélite Swift realizado por Stefan Immler y Brock Russell, ha mostrado que en los dos primeros escenarios se detecta una emisión de rayos X, producida por el encuentro de la onda de choque de la supernova con el polvo y el gas que emiten las gigantes rojas o las estrellas como nuestro Sol durante su vida. La ausencia de esta emisión de rayos X hace menos probable los dos primeros escenarios.

Otro estudio sobre supernovas de tipo Ia, liderado por Peter Brown de Universidad de Utah, ha determinado que cuando la compañera es una gigante roja, al ser ésta alcanzada por la onda de choque de la supernova, se produce un aumento de su emisión en luz ultravioleta. Una ausencia de esta emisión descarta a una gigante roja como compañera de la enana blanca.

Aplicando los dos estudios anteriores a las emisiones de rayos X y luz ultravioleta observadas en el caso de la supernova SN 2011fe, se obtiene que la compañera de la enana blanca debía ser otra enana blanca o una estrella de menor tamaño que nuestro Sol.

Por otro lado, otro estudio liderado por Alicia Soderberg ha analizado el entorno en el que se produjo la supernova SN 2011fe, sin encontrar restos de materia estelar que hagan suponer que el origen estuvo en la acumulación de material proveniente de una estrella compañera. En otras supernovas, los datos analizados, a diferencia de este caso, sí parecen apuntar a la acumulación de material de una compañera, al no haberlo encontrado evidencias similares en un caso tan cercano, el origen apunta al otro escenario, el de la fusión de dos enanas blancas.

Por lo tanto, todo parece apuntar a la fusión de dos enanas blancas como el origen de la supernova SN 2011fe.

Noticia original: NASA’s Swift Narrows Down Origin of Important Supernova Class y Explosive Stars with Good Table Manners.

Written by Felipe

20 marzo, 2012 at 19:52

Publicado en supernova

Se observa cómo Saturno deforma a su luna Encélado

Encélado es una luna única, posee fracturas en su superficie de las que emanan géiseres de vapor de agua que alcanzan los 500 km de altura. Estas fracturas se concentran cerca del polo sur de esta luna, y por su aspecto se las conoce como las rayas de tigre. Hace tiempo que se había propuesto que estas fracturas podían tener su origen en la atracción gravitatoria de Saturno, aunque es ahora cuando se han presentado observaciones de la sonda Cassini que lo constatan.

Deformaciones en las fracturas en Encélado

NASA/JPL-Caltech/SSI/LPI/GSFC

Estas observaciones muestran cómo los mayores tirones sobre la corteza de Encélado se producen cuando esta luna se acerca a Saturno. La proximidad hace que el tirón gravitatorio que sufre Encélado sea mayor, lo que se traduce en una mayor deformacion de su corteza, que acaba por provocar un ensanchamiento de las fracturas. Aunque la acción gravitatoria de Saturno sobre Encélado también se hace patente cuando ambos se encuentran más alejados, incluso entonces, el tirón gravitatorio de Saturno hace que los lados de las fracturas se desplacen uno con respecto al otro, lo que deforma las propias fracturas.

Las deformaciones observadas en la corteza de Encélado sugieren la existencia de un gran reserva de agua líquida bajo la corteza, una gran oćeano, bien de carácter global o local. Otra consecuencia de este tirón gravitatorio es la gran cantidad de calor que se genera en estas zonas que están sufriendo la deformación, algo que también se había constatado en observaciones anteriores.

Noticia original: Cassini Sees Saturn Stressing out Enceladus.

Written by Felipe

20 marzo, 2012 at 0:08

Publicado en cassini, encelado, saturno

Seguir

Recibe cada nueva publicación en tu buzón de correo electrónico.

%d personas les gusta esto: