Ventana al espacio (CXXXVIII)

El par de galaxias Arp 30, desde el Gran Telescopio de Canarias.

Ventana al espacio (CXXXVII)

 El Quinteto de Stephan, desde el Gran Telescopio de Canarias

Ventana al espacio (CXXXVI)

Autorretratos en Marte:

-Curiosity Sol 3070 (26 de marzo del 2021)

-Perseverance Sol 46 (6 de abril del 2021)

(Para ver las imágenes a su tamaño, pulsar en los enlaces)

Regreso a los galileanos

Es hora de volver. Son tres de los astros más interesantes y variados de nuestro sistema solar, y hace mucho tiempo que no les vemos en primer plano. Teniendo en cuenta que para la próxima década tendrán dos, y posiblemente tres, misiones que los indaguen, necesitamos un puente entre lo antiguo y lo más moderno. Y si el puente ya está allí, habrá que aprovecharlo.

Hace mucho tiempo que no tenemos un vistazo, íntimo y personal, con los satélites galileanos. Desde el último encuentro de Galileo con Io en enero del 2002, no hemos pasado cerca de ellos, y sólo el vistazo lejano de New Horizons a finales de febrero del 2007 nos permitió contemplar que las cosas no habían cambiado, mucho. Ahora, con las misiones JUICE y Europa Clipper en plena preparación, y con la probable selección de IVO, se necesitará un nuevo contexto para cuando lleguen. ¿Por qué es importante? Hay que tener en cuenta que los instrumentos de Galileo eran de última tecnología, en los años 1980, pero cuando se lanzó, ya eran casi obsoletos. Con los avances que se han dado, esos datos difícilmente resistirían el paso del tiempo, por lo que necesitamos datos nuevos que ayuden a complementar lo que ya tenemos, y que sirvan de contexto para el futuro. Aquí entra en escena la Bella Dama del Espacio, la misión Juno.

La segunda misión New Frontiers, en órbita joviana desde el 2016, se diseñó para el estudio de Júpiter en exclusiva, desde lo más interno hasta lo más externo, es decir, desde su núcleo hasta el entorno magnético que le rodea. A tal efecto, la sonda orbita en una larga trayectoria polar sobre el planeta, algo que sólo Cassini ha emulado, en Saturno. Respecto al plan original, al poco de la inserción orbital, un problema a bordo evitó que la sonda redujera el tamaño y tiempo de su órbita. Una anomalía en una de las válvulas del motor principal evitó que Juno cambiara de la órbita inicial de 53.5 días a otra de 14. Se asumió, con esto, una misión principal más larga, obteniendo los mismos resultados pero tardando más en conseguirlos, y sin duda, ha entregado algunas cosas realmente sorprendentes sobre Júpiter, las suficientes como para empezar a reescribir los libros de texto. Con el fin de la tarea primaria a finales del año pasado, la NASA decidió aprobar el plan de una fase extendida en la que, si bien el planeta sigue siendo el principal foco, otros objetivos se suman a su cuenta: los anillos y, sobre todo, los satélites galileanos.

¿Qué ha hecho posible que ahora Juno pueda verlos de cerca? Su órbita. Es cierto que sigue en una trayectoria polar, pero a medida que ha ido orbitando el planeta, su órbita ha migrado. Cuando entró en órbita, la trayectoria seguía, más o menos, la línea del terminador joviano. Con los años, el apogeo de su trayectoria ha ido moviéndose hacia el lado en sombra, mientras que los perigeos han acontecido por toda la cara iluminada. Si bien esta migración en horizontal es importante, mucho más lo es una migración en vertical. Juno empezó a orbitar al Hermano Mayor del Sistema con un perigeo situado aproximadamente en el ecuador planetario, pero con el tiempo, ha ido migrando hacia el norte. Es por esto que, si juntamos su larga trayectoria alrededor del planeta, y una órbita cuyo perigeo está situado cada vez más al norte, esto hará posible que no sólo cruce las órbitas de los galileanos, sino que también se encuentre con ellos.

Es cierto que su misión primaria ha estado focalizada en Júpiter, pero esto no ha evitado breves, y muy lejanos, vistazos a los grandes satélites, y algunos de estos vistazos han entregado alguna novedad sobre alguno de ellos, como la detección de un nuevo punto caliente en Io, o descubrir hielo amorfo en el polo norte de Ganímedes. ¿Qué qué es el hielo amorfo? En palabras simples, es hielo afectado por el bombardeo de la radiación, que altera su estructura cristalina. Y eso, desde cientos de miles de km. de distancia de ellos. Pero ahora será posible no solo obtener todo esto, y más, sino que lo será desde más cerca, mucho más cerca.

Nuevo punto caliente en el polo norte de Io, 16 de diciembre del 2017, 470.000 km.

En este punto, debemos recordar que instrumentación carga Juno. Cuenta con la cámara de divulgación científica JunoCam, el sistema infrarrojo JIRAM, el espectrógrafo ultravioleta UVS, el radiómetro de microondas, el sistema de magnetometría con sus compases estelares avanzados, los instrumentos de partículas JADE y JEDI, el sistema de ondas de radio y plasma The Waves y la investigación radiocientífica GS. Si bien todo esta carga útil fue diseñada para el estudio joviano, puede entregarnos muchas cosas y muy interesantes sobre los satélites galileanos. Por ejemplo, JunoCam, aunque no es, ni por asomo, una cámara de alta resolución (recordemos, una resolución de 3 km. desde 4000 km. de distancia) el tiempo ha demostrado que es un sistema magnífico, entregando imágenes increíblemente nítidas del planeta con las que la gente puede juguetear y compartirlas. El haberse quedado en su órbita inicial ha beneficiado a esta cámara, porque ha permitido no verse sometida a brutales dosis de radiación en cadencias de tiempo menores. Por supuesto, no esperéis imágenes de gran detalle de las superficies de los satélites, pero sí estupendas vistas globales, tanto en color real, como en infrarrojo, gracias a sus cuatro filtros. Pero, la verdad, de todos, el que más nos parece una incógnita es el radiómetro de microondas. ¿Qué podría aportar? Nuestra experiencia con estos sistemas es terrestre. Casi todos los lanzados en los últimos años son para un uso secundario. Instalados en los satélites oceanográficos que vigilan la topografía oceánica, su tarea es medir la cantidad de vapor de agua atmosférica que puede interferir con los haces de radar que usan los sistemas principales. También hemos de recordar el sensor del satélite SMOS, diseñado para registrar la humedad del suelo y la salinidad de los océanos. Antes de Juno, sólo Mariner 2, que sepamos, portó un radiómetro de microondas, y fue para tomarle la temperatura a Venus. ¿Qué podría hacer el de Juno, un sistema con cinco canales? No lo sabemos, ni siquiera si podría usarlo, pero teniendo en cuenta que los cuerpos celestes emiten radiación de microondas de forma natural, es posible que entregue algún que otro dato de utilidad. Y por último, recordar que la Bella Dama del Espacio está estabilizada por rotación, por lo que los sistemas visuales están adaptados para trabajar en esta plataforma.

Es cierto que los satélites galileanos son cuatro, sin embargo, Juno solo se acercará a tres de ellos, y el primero en recibir visita será el mayor de ellos, y el más grande de todos los satélites del sistema solar.

Durante la misión extendida, Juno practicará dos acercamientos a Ganímedes, el primero de ellos aconteciendo el próximo día 7 de junio. Aunque no sabemos a qué distancias se aproximará, sí sabemos que será muy cerca. Además, a diferencia de los acercamientos de Galileo, casi ecuatoriales, se practicarán en dirección ascendente, observando el satélite de tal modo que acabará pasando por las proximidades de su polo norte. Además de conseguir imágenes que ayuden a completar su cartografía, especialmente en el área polar norte, dos pueden ser los enfoques los sobrevuelos. El primero es acerca de lo ya hablado antes, el hielo amorfo. Los datos lejanos mostraron su existencia, pero ahora, al acercarse más, con JIRAM, podrá calcular su extensión. La otra área de enfoque será, sin duda, su campo magnético. Con un sistema infinitamente mejor que todos los anteriores, no sólo nos entregará información sobre su estructura, también su interacción con el campo magnético joviano, y la formación de auroras. Claro, con la investigación magnética también será capaz de sondear el posible océano bajo el hielo, los experimentos de partículas y campos registrarán lo que acontece en los alrededores del satélite, mientras que la cámara permitirá buscar señales nuevas en superficie sobre la actividad tectónica o nuevos cráteres de impacto, si los hay. Como decimos, no serán más que dos, pero sin duda serán muy interesantes, el aperitivo de JUICE.

Su siguiente destino es, obviamente, Europa. Ya muy conocido por todos como uno de los lugares (junto con Encélado y Titán de Saturno) en los que buscar vida, Juno lo sobrevolará tres veces, también en una trayectoria ascendente, con su máxima aproximación en las proximidades del polo norte. Es mucho lo que podría enseñarnos, pero lo que más se busca es lo mismo que vio Cassini en Encélado: chorros de materia expulsados al espacio. Solo han sido detectados por el telescopio Hubble desde la distancia, y a pesar de rebuscar en los datos de Galileo y Cassini, no se ha visto nada. Se espera que el UVS de Juno sí pueda verlos. Mientras, JunoCam tratará de conseguir imágenes no solo nuevas, como del polo norte, sino también de zonas conocidas, en busca de nuevas fisuras en la gruesa capa de hielo, tarea en la que ayudará JIRAM al buscar anomalías térmicas. Por supuesto, el magnetómetro también se dedicará, como en Ganímedes, en la obtención de más señales que confirmen el océano bajo el hielo. También relacionado con la luna, pero en los alrededores de la órbita, está el torus de Europa, formado por partículas expulsadas por el satélite y cargados por el potentísimo campo magnético joviano. Con JEDI y JADE se estudiará qué partículas hay ahí, cómo interactúan con el campo magnético, etc. De este modo dejará el camino listo para Europa Clipper.

Y la función no puede acabar si no se visita Io, la volcánica luna joviana. Como uno de los lugares más dinámicos del sistema solar, en el que cada vez que parpadeas, algo te pierdes, será muy interesante ver qué ha ocurrido desde los últimos vistazos cercanos, los de New Horizons. Se sabe que ha habido más erupciones, observadas por telescopios basados en Tierra, y sólo cabe imaginarse qué ha ocurrido en su superficie como consecuencia de ellas. Juno practicará nada menos que 11 sobrevuelos a Io, y prácticamente todos los instrumentos entregarán información de suma importancia. Así, JunoCam nos mostrará los cambios generados por las erupciones, JIRAM y los compases estelares avanzados registrarán los puntos calientes que delatan a los volcanes en activo, UVS estudiará su exosfera y observará el material

expulsado por las erupciones, el magnetómetro sondeará en su océano de lava bajo la litosfera, mientras que entre JADE, JEDI y The Waves estudiarán el torus de Io y sus partículas, lanzadas por las erupciones, cargadas por la magnetosfera joviana. Y claro, al sobrevolarlo también en una trayectoria ascendente, nos permitirá ver con nitidez por primera vez su polo norte. Vamos, que tendrá trabajo de sobra.

Estos sobrevuelos no sólo son en beneficio de la ciencia, también para modificar la órbita de Juno. Así, después del primer acercamiento a Ganímedes, su trayectoria se reducirá, pasando de 53.5 días a 43. Cuando empiece a sobrevolar Europa (el primer acercamiento es el 29 de septiembre del 2022) la órbita se reducirá a los 38 días, y para cuando realice los dos primeros a Io (30 de diciembre del 2023 y 3 de febrero del 2024) se habrá reducido hasta los 33 días. Y todo, para acabar la misión en septiembre del 2025 (o para cuando acabe el combustible, lo que ocurra antes). Una misión no preparada para esto, pero que nos entregará cosas muy valiosas.

Sí, Juno será el puente entre el conocimiento antiguo y el que las misiones futuras (dos, tal vez tres) nos entreguen. Nosotros ya estamos sentados y a la espera. ¿Y vosotros?

Volando va...

No hace falta ni que lo mencionemos, pero Ingenuity está siendo un rotundo éxito. Ha demostrado que se puede volar en Marte, y ahora toca explorar todas sus posibilidades. Hasta el día de hoy, ha practicado cinco vuelos, cada uno más complejo y dificil, y todo sin nadie controlándolo. Se ha dado un paso muy importante, pero lo más gordo está por llegar, no lo dudéis. 

No vamos a hablar en profundidad de cada vuelo, los váis a ver. Es, sencillamente, puro espectáculo.

Vuelo número 1, 19 de abril (Sol 58): duración, 39.1 segundos; altitud, 3 metros; distancia en horizontal, 0 metros.

 

 

Vuelo número 2, 22 de abril (Sol 61): duración, 51.9 segundos; altitud, 5.2 metros; distancia en horizontal, 4 metros.

Vuelo número 3, 25 de abril (Sol 64): duración, 80 segundos; altitud, 5 metros; distancia en horizontal, 100 metros.

Vuelo número 4, 30 de abril (Sol 69): duración, 117 segundos; altitud, 5 metros; distancia en horizontal, 266 metros.

Este vídeo conviene escucharlo con auriculares.

Y aquí se acabaría la misión; de hecho, la tarea principal, que era demostrar el vuelo. Ahora que se sabe que vuela, ha entrado en una nueva fase de demostración de operaciones. Por ello, ahora Ingenuity va a seguir a Perseverance, para demostrar que puede hacer reconocimientos en avance del rover. Antes, los vuelos ocurrían cada pocos días, ahora el tiempo entre vuelo y vuelo será mayor. Además, el cuarto vuelo sirvió para investigar un nuevo aeródromo en el que aterrizar, de modo que el vuelo siguiente, ya fue un trayecto sólo de ida.

Vuelo número 5, 7 de mayo (Sol 76): duración, 108 segundos; altitud, 10 metros; distancia en horizontal, 129 metros.

 

 

En su nuevo aeródromo

 

¿Cuándo volverá a volar? No lo sabemos, pero será pronto. Primero Perseverance tiene que terminar de estudiar la primera zona de interés. Luego, el tiempo lo dirá...

Ventana al espacio (CXXXV)

 

Los gigantes gaseosos, desde el telescopio Hubble.

Las estrellas y sus tipos

En la mayoría de webs de las misiones solares, hay un apartado en el que hay imágenes actualizadas del Sol, y en ellas, Helios brilla en distintos colores, dependiendo de la longitud de onda en que se observa. La mayoría de esas imágenes se capturan en el rango del ultravioleta extremo, y en cada color, siempre hay algo distinto que destacar con respecto a otras: que si una llamarada más viva, que si agujeros coronales (las regiones oscuras), etc… Aunque esos colores son importantes para estudiar nuestra estrella, ninguno de ellos es su color real. En luz visible, de hecho, si observásemos nuestra estrella, en realidad, su luz es de color blanco, no por nada, los aparatos que permiten ver la corona se les conoce como coronógrafos de luz blanca. Bien, aclarado esto, pasamos a lo que vamos, la clasificación de las estrellas.

¿Cómo sabemos a qué tipo de estrella estamos mirando? Durante un tiempo, esto fue imposible. Por supuesto, los observadores a simple vista, cuando no había telescopios, solo podían recoger el brillo de cada estrella tal y como la podemos ver, filtrada por la atmósfera. La invención de la espectrografía cambió la forma que tenemos para estudiarlas. El primer paso fue tener un espectro del Sol, y fue Sir Isaac Newton el primero que lo consiguió, en 1666. No será hasta el siglo XIX cuando se daría el siguiente salto. Fue el científico alemán Joseph von Franhofer el que descubrió que en el espectro de luz recogido, resaltaban unas líneas oscuras, casi como el código de barras actual. Estas líneas son, en realidad la representación de los elementos que componen el Sol, absorbidos en luz visible, una interpretación descubierta en 1859 por dos astrónomos, Gustav Kirchhoff y Robert Bunsen. El siguiente paso era llevar esto a las otras estrellas que no fueran el Sol, y para ello, obligatoriamente, urgía la necesidad de un telescopio al que acoplar un espectroscopio. Así, de manera independiente, el italiano Angelo Secchi y el inglés William Huggins hicieron el primer estudio pormenorizado de las estrellas mediante el estudio de su espectro visible, encontrando diferencias entre ellas, las suficientes como para empezar a hablar de tipos de estrellas. ¿Qué diferencias? Si bien todas las estrellas tienen una composición de gases muy similar unas de otras, los espectros permitían ver en qué parte del espectro visible estas líneas están más concentradas, obteniendo información sobre lo que pasa en esas estrellas y, sobre todo, de su temperatura.

El espectro visible tiene las tres bandas ya conocidas como rojo, verde y azul, pero para saber cuántos colores hay en realidad, hay que fijarse en los arcoíris, porque, desde el rojo, pasamos al naranja, luego al amarillo, llegando al verde, de ahí al azul, hasta terminar en el violeta. Aquí empieza lo realmente particular: es cierto que el color, aplicado a las estrellas, es indicativo de la temperatura, pero al revés. Cuando aquí pensamos que algo está al rojo vivo, se trata de algo que está tan caliente, que abrasa. En una estrella, es lo opuesto. La clasificación de colores cálidos y colores fríos, que tanto se da aquí abajo, se invierte al tratarse de estrellas, porque cuanto más frío el color de una estrella, más caliente es. Al final, fueron los astrónomos Annie Jump Cannon y Edward Pickering, desde el observatorio Harvard, quienes desarrollaron el principal sistema de clasificación estelar, basándose en la información del color y, por lo tanto, de la temperatura.

Es conocido como el sistema Harvard, y Cannon asignó a cada tipo estelar una letra. De este modo, del más frío al más caliente, tenemos los siguientes:

• Las más frías son las estrellas tipo M, las que resaltan más que nada en luz roja. Las que generan destacan en esta clasificación son las gigantes rojas, pero son más, muchas más, las enanas rojas, las cuales, de hecho, son el tipo más frecuente en esta galaxia. Entre las gigantes rojas, tenemos, por
  
  
  ejemplo, a la célebre Betelgeuse, mientras que entre las enanas, podemos mencionar, para empezar, Proxima Centauri, Wolf 359, Lalande 21185, y muchísimas más, tantas, que 50 de las 60 más próximas al Sol son precisamente enanas rojas. Más que rojas, más bien son estrellas de una tonalidad anaranjada, con temperaturas superficiales que no superan los 3500ºC. Mientras que las gigantes rojas son estrellas en las últimas etapas del ciclo vital estelar, las enanas rojas son pequeñas estrellas (más incluso que el Sol) en su secuencia principal. A causa de su tamaño, y su temperatura, fusionan hidrógeno a un ritmo muy lento, por lo que son estrellas de muy larga vida, superando incluso los 10 billones de años. Su irradiación es poca en luz visible, pero muy intensa en ultravioleta y rayos X. 

 

• De mayor temperatura, tenemos las estrellas del tipo K. en este tipo se encuadran estrellas gigantes,
  
  
  súper-gigantes e híper-gigantes, pero también enanas naranjas. Por temperatura, son algo más calientes que las tipo M, llegando a temperaturas de “sólo” 4.000ºC. Entre las grandes, tenemos alguna tan célebre como Arcturus (que, en realidad, es una gigante roja), monstruosidades como RW Cephei (con un radio más de 1000 veces superior al de Helios) o estrellas en la secuencia principal como Alfa Centauri B o Epsilon Eridani. Las enanas, al ser más calientes, queman hidrógeno algo más rápidamente que las enanas rojas, por lo que, además, pueden ser buenas candidatas a contener planetas potencialmente habitables.

 

• Las que más conocemos, más que nada porque convivimos con una, son las tipo G. Por temperatura,
  
  
  como bien sabemos, llegan hasta los 6.000ºC. De las estrellas en la secuencia principal en el vecindario solar, estas estrellas son el 7.5% del total. En general, las tipo G son estrellas enanas como Helios o 61 Ursae Majoris, pero también existen súper-gigantes amarillas. La más célebre es la estrella principal del sistema trinario de estrellas Polaris, es decir, la Estrella Polar, con una masa casi seis veces superior a la solar, y un radio casi cuarenta veces mayor. Por si faltara poco, además, es variable, en la categoría de las Cefeidas. Lo peculiar con las tipo G es que no hay término medio: o enanas, o a lo grande, por lo que el espacio entre medias se le conoce como el Vacío Evolucionario Amarillo.

 

• Más calientes, nos encontramos con las tipo F. Su color es de un blanco amarillento, con temperaturas
  
  
  alcanzando los 7500ºC. Se trata, hasta donde sabemos, de estrellas enanas, como Procyon A, sólo un poco mayor que nuestra estrella. Esto no quita con que haya súper-gigantes, como Canopus, con un radio 71 veces el de Helios y una masa superior a entre 8 y 10 veces el solar. Claro, que esta gigantesca estrella contiene características que lo ponen en la siguiente categoría.

 

 

 

• Las estrellas tipo A están ya caldeando el ambiente. Su temperatura es tal que alcanza los 10.000ºC, y
  
  
  exhiben fuertes líneas de absorción de hidrógeno. Éstas son las estrellas blancas, y muchas famosas caen en esta categoría: Sirio A, Vega, Deneb o Formalhaut entre ellas. Sirio A, por ejemplo, tiene una masa el doble que la solar, pero 25 veces su luminosidad. Vega, también el doble de masa, y el doble de tamaño que Helios, es todavía más brillante, hasta 40 veces más. Su ciclo de vida es más corto, y por si faltara poco, son estrellas que carecen de zona convectiva, por lo que carecen no solo de dinamo magnética, tampoco tienen emisión de rayos X.

 

• Si se habla de calor extremo, las estrellas tipo B casi se llevan la palma. Estas son las estrellas azules.
  
  
  Sus temperaturas son tan altas que alcanzan los 30.000ºC, y las hay en la secuencia principal, y gigantes y súper-gigantes. El gran problema que tienen estas es que son estrellas de muy corta vida, porque queman hidrógeno a ritmos muy altos. Entre los ejemplos azules, tenemos la célebre Rigel, que es una súper-gigante azul, con una masa 21 veces, un radio de 78 veces, y una luminosidad de hasta 363.000 veces la de Helios, una estrella que seguramente acabe su vida como una supernova, dando origen a una estrella de neutrones o un agujero negro. En la categoría de las situadas en la secuencia principal, un ejemplo es h Aurigae, con una masa casi seis veces superior a la solar, y una luminosidad 955 veces superior.

 

• Las estrellas tipo O, también azules, suelen quedar muy cercanamente asociadas a las anteriores, de ahí
  
  
  que muchos unifiquen el tipo como OB. Las tipo O son tan calientes, o más, que las tipo B, y son todavía más azules, superando los 30.000ºC. La mayoría de radiación la emiten en luz ultravioleta, y si confeccionáis alguna lista de estrellas gordas, muchas pertenecen a esta categoría. Como las tipo B, también están en la secuencia principal, pero también gigantes y súper-gigantes. Eso sí, son increíblemente raras. En éstas, el elemento que domina en el espectro es el helio, nada raro si tenemos en cuenta que fusiona átomos de hidrógeno a ritmos imposibles. Por ello, son estrellas de vidas muy breves y muertes explosivas. 

• Por último, las más calientes, y más raras, conocidas como estrellas tipo W, o más célebremente, las
  
  
  estrellas Wolf-Rayet. Este tipo entra y sale de la lista de tipos espectrales por sus raros espectros, en los que predominan no solo el helio, también el nitrógeno y el carbono. Son estrellas extremadamente calientes, con temperaturas de hasta 210.000ºC. Son estrellas masivas y ya evolucionadas, pero increíblemente luminosas, emitiendo casi toda su luz en la gama ultravioleta. Muchas estrellas de este tipo dan nacimiento a grandes nebulosas planetarias, pero cuanto más grandes, más explosivo es su final. Entre las más destacadas está la que se encuentra en el sistema cuádruple g Velorum, como parte de un sistema doble conocido como g Velorum A, que tiene una masa actual de 9 veces la solar (originalmente, 35 veces) pero una luminosidad 170.000 veces superior. La más masiva de todas las descubiertas, y de hecho, la estrella más masiva en los catálogos, es R136a1, situada en el cúmulo abierto NGC 2070 en 30 Doradus, en la Gran Nube de Magallanes, con una masa 215 veces la de Helios, un radio 39.2 veces superior, y una luminosidad 6.2 millones mayor, lo que supone una temperatura superior a los 46.000ºC.

Es cierto que las estrellas se componen del mismo material, pero dependiendo del entorno, evolucionan de forma distinta, entregándonos todos estos tipos, los cuales, por no aburrir o confundir, están todavía más subdivididos. Pero esta clasificación espectral sirvió de base para que, de manera independiente, Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russel desarrollaran un gráfico que, al combinarlos con las luminosidades (o magnitudes absolutas), representaban a cada estrella según su secuencia, lo que permitiría empezar a estudiar en serio la evolución estelar.

Ocho tipos de estrellas, y millones de ellas por clasificar. Es una suerte que tengamos la misión Gaia para ayudarnos a contar estrellas.