Terminamos la anterior entrega sobre Saturno con una idea general bastante clara, espero, sobre la estructura básica de los anillos principales: D, C, B, la división de Cassini y A con la división de Encke casi al final:
Hoy entraremos en detalles y explorar los anillos, de dentro hacia fuera, en detalle. No estoy de broma: vamos a escudriñarlos con bastante más detalle del que he podido encontrar en ninguna fuente en castellano, y es posible que te aburra tanta información. He intentado hacerlo lo más agradable y ligero posible, pero me ha parecido importante ir más allá de la información básica que abunda por ahí para profundizar más. Sé que nuestra filosofía es Antes simplista que incomprensible pero, como sabes si sigues esta serie desde el principio, es una excepción a la regla porque no tiene sentido decir las obviedades que estudiamos en el colegio sobre los planetas.
Así que, si estás contento con saber que los anillos son de hielo y son unos cuantos, estás servido; si quieres saber más, te recomiendo que alternes las imágenes detalladas con las generales de los anillos, porque –al menos a mí me pasa– es fácil perder la perspectiva y no saber exactamente dónde estamos cuando miramos subanillos en detalle. ¿Listo?
Las espesísimas nubes saturnianas tienen sus cimas a una distancia de unos 60 000 km del centro del monstruo. Si se tratase de un planeta como el nuestro, la atmósfera se iría haciendo cada vez más tenue hasta producirse una transición suave al espacio interplanetario, casi vacío. Sin embargo, en el caso de Saturno la cosa es muy distinta si nos movemos en el plano ecuatorial del planeta.
Imagina la escena: ascendemos a través de las nubes y, poco a poco, la materia se hace menos densa a nuestro alrededor. Sin embargo, unos pocos kilómetros más arriba, vemos el primer trozo de hielo, y luego otro. Al alejarnos del planeta, estos pedazos de hielo de diferentes tamaños –unos como un grano de arroz, otros como puños– se hacen más frecuentes. Si nos fijamos bien veremos que los fragmentos helados, aunque giran alrededor del planeta, no se mueven en órbitas estables sino en espirales descendentes. Su destino inevitable será sumergirse en la atmósfera y desaparecer allí, reemplazados por nuevos fragmentos procedentes de más arriba.
Si seguimos ascendiendo, finalmente alcanzamos una región, a 67 000 km del centro de Saturno, en la que la densidad de estos trozos de hielo es suficientemente grande como para considerarla el inicio del anillo D aunque, como digo, se trata de una transición suave: el anillo se desvanece y se hace más tenue al acercarse al planeta. Está tan cerca del gigante que cualquier alteración en la órbita de uno de los trozos que lo componen puede inestabilizarla y hacer que el fragmento caiga hacia el planeta.
Este anillo tiene unos 7 500 km de ancho y un espesor muy pequeño, aunque no hemos medido exactamente cuál. Tan tenue es que es casi imposible discernirlo desde la Tierra: sólo los mejores telescopios son capaces de hacerlo. Como los demás anillos, el D está realmente compuesto de multitud de subanillos que se forman de acuerdo a resonancias orbitales debidas a la interacción gravitatoria entre unos y otros y, sobre todo, con los satélites saturnianos. Sin embargo, estamos aún muy lejos de encontrar lunas, incluso las más interiores: a tan poca distancia del enorme planeta no durarían mucho.
La transición desde el anillo D al C es también gradual: suele ponerse el límite entre ambos a unos 74 500 km del centro de Saturno porque más o menos por ahí es cuando la densidad de partículas de hielo se hace lo suficientemente grande como para verse con más claridad. Además de más denso, el anillo C es bastante más ancho que el D: es una banda de unos 17 500 km de anchura que llega hasta los 92 000 km del centro de Saturno (unos 32 000 km de la cima de las nubes).
Al ser más fácil de ver y más denso que el D, tenemos bastante más información sobre el anillo C, y creo que parte de ella te dejará tan patidifuso como a mí. En particular, el espesor del anillo C es de unos 5 metros. No estoy seguro de que esta cifra sea suficiente para imaginar la delicadeza y elegancia de este objeto astronómico, de modo que pongámosla en perspectiva. El anillo, como hemos dicho, tiene unos 17 500 km de anchura. Al estar a unos 83 000 km de distancia media al planeta, su longitud es de unos 523 000 km. ¿Puedes imaginar lo que significan unos meros cinco metros comparados con estas cifras de longitud y anchura?
Un cuchillo muy afilado tiene un filo de unos 0,2-0,3 mm de grosor. Bien, si el anillo C fuera un cuchillo con un filo de unos 10 cm de largo, su filo tendría un espesor de unos 10-9 metros, unos diez átomos de grosor. Podríamos apilar estos filos de cuchillo unos sobre otros y, cuando hubiéramos apilado doscientos mil de ellos llegaríamos al espesor de un cuchillo real. Ésa es la delicadeza etérea de los anillos de Saturno –pues los exteriores son algo más gruesos que el C, pero siempre de decenas de metros como máximo–. Son estructuras astronómicas de proporciones casi imposibles.
El anillo C sigue siendo muy tenue, como un velo de gasa finísima: entre el 88% y el 95% de la luz que llega a él lo atraviesa, y sólo el 5-12% es absorbida o reflejada. Es, por lo tanto, prácticamente transparente si se observa directamente desde “arriba”. La masa estimada de todas las partículas que componen el anillo C es de alrededor de un trillón de kilogramos, lo cual suena tremendo –y lo es, en términos absolutos–, pero hace falta mirarlo en perspectiva. El anillo tiene un volumen aproximado de 4,6·1016 m3, luego su densidad media es de unos 24 kg/m3, un 2,4% de la densidad del agua.
Al igual que en el D, las resonancias forman subanillos y zonas casi vacías. Como se puede ver en la imagen, dentro del anillo C hay dos huecos fundamentales: la división de Colombo y la de Maxwell. La primera recibe su nombre en honor al italiano Giuseppe Colombo, un astrónomo de la Universidad de Padua que realizó múltiples observaciones de los anillos a mediados del siglo XX, y la segunda, por supuesto, en honor a James Clerk Maxwell –creo que a estas alturas no hace falta que diga por qué–.
La división de Colombo es una región de unos 150 km de anchura prácticamente limpia de trozos de hielo porque, más o menos en su centro, se encuentra una órbita resonante con la de Titán –un satélite al que, por supuesto, dedicaremos su propio artículo–, en la que se apelotonan prácticamente todos los fragmentos cercanos. Dado que esa órbita es muy estable, cualquier alteración en la de objetos cercanos que los lleve cerca de ella los “atrapa” allí, y por eso hay ese pequeño subanillo finísimo de 25 km tan brillante –relativamente hablando– en el interior de un hueco casi vacío. El subanillo en el interior de la división de Colombo se denomina, por lo tanto, subanillo de Titán.
La división más exterior, por el contrario, no coincide con la órbita de resonancia de ningún satélite, por lo que es más difícil de justificar. Se trata de la división de Maxwell, de 250 km de ancho y que contiene en su interior un subanillo, como la de Colombo; en este caso el subanillo recibe el nombre de subanillo de Maxwell y tiene 64 km de ancho. ¿Por qué existe? No lo sabemos, pero hemos observado ondulaciones en el subanillo que nos hacen sospechar que tal vez haya algún tipo de pequeña luna orbitando en este hueco que sea la responsable de que exista esta división. Pero, al menos hasta la publicación de este artículo, no hemos conseguido detectar nada allí, de modo que todo son especulaciones. Si alguien encuentra imágenes o animaciones de estas ondulaciones, por favor, que me lo diga y las incluyo aquí.
Desde luego, las divisiones de Colombo y Maxwell no son las únicas en el anillo C, aunque sí las más importantes. Hay muchas otras de menor tamaño, como la de Dawes y la de Bond –nombrada en honor a los dos Bond, padre e hijo, que mencionamos en la entrega anterior–, además de multitud tan pequeñas que son imposibles de ver salvo desde muy cerca.
Al igual que sucedía entre el anillo D y el C, no existe una división concreta entre el C y el B: se trata, una vez más, de un cambio de densidad en los anillos que se manifiesta en una mayor visibilidad. Al igual que el anillo D es, en comparación, prácticamente invisible comparado con el C, éste es una patética sombra al lado del que podríamos llamar anillo principal de Saturno, el más brillante de todos con diferencia: el anillo B.
Este anillo empieza donde termina el C, a unos 92 000 km del centro de Saturno, y se extiende con una anchura de 25 500 km hasta los 118 000 km del centro; en otras palabras, su borde exterior está a dos radios del centro del planeta, con lo que se encuentra tan lejos de la cima de las nubes saturnianas como éstas del centro de Saturno. Seguimos cerca del monstruo, pero poco a poco nos vamos alejando de él y zafándonos, hasta cierto punto, de su tremendo tirón gravitatorio.
Esta relativa lejanía es la que permite una mayor densidad de partículas: a esta distancia es más fácil encontrar órbitas estables que no terminen en una espiral de caída hacia la atmósfera. El anillo B no sólo es bastante más denso que el C, sino que además es más espeso: entre 5 y 15 metros. Ambas características lo hacen mucho más opaco a la luz que el C. Si alguna vez has mirado hacia Saturno con un telescopio normalito y has visto el anillo a su alrededor sin distinguir división alguna, lo que estabas viendo era una combinación de los anillos B y A, así de fácil de ver es desde aquí.
Como puedes ver, el anillo B no tiene huecos internos dignos de mención, pero incluso desde lejos se observa la misma estructura que en los otros anillos: lejos de ser una distribución homogénea de fragmentos de hielo, se trata de una miríada de subanillos separados por zonas tenues; la gravedad trae orden al subsistema saturniano. Como también puedes ver, aunque la transición del C al B es suave y hasta cierto punto arbitraria, no sucede lo mismo en el lado externo – el anillo B termina abruptamente en una región prácticamente vacía. Se trata, como ya sabes si recuerdas el artículo anterior (y si no es así, ¿qué haces leyendo sobre detalles sin tener una visión general de los anillos, alma de cántaro?), de la división de Cassini, de la que hablaremos en un momento.
Aparte de su vistosidad, este anillo resulta interesante por dos razones. Por un lado, en 2009 descubrimos una luna inmersa en él: la más cercana a Saturno conocida. Desde luego, es algo arbitrario decir qué constituye una “luna” y qué es un simple pedazo de hielo más grande, y seguro que hay otras sólo ligeramente más pequeñas que orbitan más cerca del gigante, pero se trata de un objeto claramente en otra categoría de tamaño que los pedazos de hielo normales de los anillos.
A pesar de ello, es un objeto tan pequeño que no sólo es imposible de ver desde la Tierra, sino que incluso la sonda Cassini lo descubrió por pura casualidad. ¿Recuerdas el minúsculo espesor de los anillos? Ésa es la clave del descubrimiento: esta luna, de unos 400 metros de diámetro, es minúscula en términos astronómicos. Pero imagina el anillo “de canto” con la luna embebida en él: la luna tiene 400 m de arriba hasta abajo, pero el anillo tan sólo unos 10 metros, luego la luna sobresale bastante por ambos lados.
Por lo tanto, sería posible verla al mirar el anillo de lado, o si la luz solar fuera tal que la luna proyectase su sombra sobre el resto del anillo: eso es exactamente lo que sucedió el 26 de julio de 2009, cuando Cassini observó la sombra de S/2009 S 1 –que todavía no tiene otro nombre que el sistemático que se asigna por defecto y cuyo convenio ya explicamos en el pasado– sobre la región del anillo B. Sé que puede no parecer gran cosa, pero a mí me emociona:
Más interesante aún es el hecho de que, en 1980, las Voyager detectaron regiones del anillo B de diferente color; no hablo de una diferencia al acercanos al planeta o alejándonos de él, lo cual es evidente y sucede todo el tiempo, sino de regiones distintas al girar alrededor de Saturno, dentro de los mismos subanillos. Se trataba de estructuras casi fantasmales que giraban alrededor de Saturno y mostraban distintas propiedades ópticas que el resto del anillo B.
Cuando Cassini llegó al subsistema saturniano veinticinco años después de las Voyager no vio nada de ese estilo: el anillo B era uniforme alrededor de Saturno. Sin embargo, un año más tarde aparecieron. La sonda las ha observado cuidadosamente durante años y nos hemos percatado de dos aspectos realmente curiosos: por una parte, estas estructuras no giran a la misma velocidad que el anillo B sobre el que se encuentran, sino a la velocidad de la magnetosfera de Saturno, es decir, que su núcleo. Dado que una partícula que girase a esa velocidad no tendría una órbita estable, y dado que estamos seguros de que la velocidad de giro de las partículas que componen el anillo es bastante menor, eso significa que lo que vemos girar no son partículas, sino una alteración del anillo de algún tipo.
Además, estas estructuras no están ahí todo el tiempo, sino que parecen surgir poco a poco según Saturno se acerca a sus equinoccios de primavera y otoño, y desaparecer gradualmente hacia los solsticios de verano e invierno. Pensamos que se trata de partículas de hielo de muy pequeño tamaño que sufren una repulsión electrostática que las aleja del anillo principal “hacia arriba” sobre el plano ecuatorial de Saturno, y cuando esa acción desaparece vuelven a descender hacia el anillo; otras partículas del mismo tamaño algo más allá hacen lo mismo, con lo que surge la apariencia de movimiento a lo largo del anillo de un modo similar a la “ola” en un campo de fútbol.
¿Por qué pasa esto? No tenemos ni idea; hay quien sugiere que es la consecuencia de tormentas eléctricas en la atmósfera saturniana, otros piensan que es una interacción entre la magnetosfera del planeta y el viento solar, pero no tenemos pruebas concretas de que sea una cosa u otra. En cualquier caso, creo que ver el movimiento fantasmal de estas estructuras merece la pena aunque no las comprendamos todavía:
El exterior del anillo B termina abruptamente en la división de Cassini, descubierta como dijimos por el genial italiano en 1675. Se trata, que yo sepa, de la única división en los anillos de Saturno que puedes tener esperanzas de distinguir con un telescopio asequiblemente barato, ya que comparada con las de Maxwell o Colombo que hemos mencionado antes, es monstruosa: unos 4 800 km de ancho. Desde la Tierra es difícil distinguir nada más aparte de esta separación entre los anillos A y B.
Sin embargo, cuando las Voyager nos permitieron mirar los anillos de cerca, se hizo evidente que la división de Cassini era bastante más compleja de lo que hubiera podido parecer; de hecho, gran parte de su extensión no está vacía sino que se parece muchísimo, en densidad de partículas y espesor, al anillo C. Pero claro, al estar justo entre dos anillos mucho más brillantes, el contraste la hace parecer un hueco casi vacío.
Ahora bien, aunque gran parte de la división no sea tal cosa, como puedes ver en la imagen de la luna embebida en el anillo B, ese anillo sí termina en un auténtico abismo en el que apenas hay nada –estoy bastante seguro de que los puntos brillantes sobre el negro son defectos en la foto y no objetos reales–. Según nos alejamos más del anillo B, sin embargo, empiezan a aparecer más fragmentos de hielo hasta que, casi 5 000 km más allá, entramos gradualmente en el anillo A.
De modo que podemos refinar nuestra visión inicial de la división de Cassini, ya que como puedes ver tiene subestructuras invisibles desde la Tierra. Esta “falsa división” comienza con un hueco auténtico justo al final del anillo B; este hueco se denomina división de Huygens en honor al astrónomo holandés –una vez más, creo que no hace falta que diga por qué–. Dentro de él hay dos órbitas estables muy finas que permiten la existencia de sendos subanillos; el más brillante en el centro es el subanillo de Huygens y, que yo sepa, el otro más tenue cerca del borde exterior de la división de Huygens no tiene nombre.
A diferencia de otros huecos, tenemos bastante clara la razón de que exista éste. Las partículas de la división de Huygens realizan dos órbitas completas alrededor de Saturno por cada órbita de la luna Mimas; dicho de otra manera, existe una resonancia de Laplace 2:1 entre ambas órbitas. Esto hace que esa luna pegue “tirones” gravitatorios repetidos a las partículas en esa región, haciendo sus órbitas inestables y limpiando así esa franja orbital a pesar de encontrarse a una enorme distancia de aquí.
Tras la división de Huygens, la densidad de partículas de hielo aumenta hasta alcanzar valores similares a los del anillo C, aunque si te fijas en la mayor parte de las fotografías en las que aparecen los anillos más brillantes, parece estar casi vacía en comparación. Sin embargo, más allá vuelve a aparecer otro auténtico hueco: la división de Laplace, que recibe su nombre honrando al buen Pierre-Simon de Laplace por razones obvias si has leído el resto de la serie.
Poco después del hueco de Laplace la densidad de hielo aumenta de nuevo bruscamente hasta que, a 122 200 km del centro del planeta, nos encontramos con el segundo anillo principal de Saturno: el anillo A, y el único visible con un telescopio de andar por casa aparte del B. Este anillo, aunque brillante, es menos denso que el B y contiene menos materia: unos 6·1018 kg de hielo. Continúa además la tendencia de los anillos según nos alejamos de Saturno: es más espeso que el anterior. Si recuerdas, no tenemos datos sobre el grosor del anillo D, pero el C tiene unos 5 metros, el B entre 5 y 15 y el A tiene un espesor de entre 10 y 30 metros (lo cual me hace pensar que el D es seguramente más fino aún que el C).
El anillo A se extiende desde la división de Cassini hasta un enorme hueco a unos 137 000 km del centro del gigante. Tiene, por tanto, unos quince mil kilómetros de anchura. Pero lo que lo hace especial no es su tamaño, ni su brillo, ni la cantidad de materia que hay en él, sino las bellísimas estructuras en su interior, especialmente las asociadas a lunas interiores.
Este anillo presenta dos divisiones internas muy evidentes, y de una hablamos ya en la entrega anterior: la división de Encke, bastante ancha y situada a tres cuartas partes del extremo exterior del anillo, y la de Keeler, bastante más fina y casi en el borde externo. Ya dijimos entonces que la primera fue nombrada en honor a Johann Encke, un astrónomo alemán que vislumbró una banda oscura en esa región a mediados del XIX, y la segunda en honor a James Edward Keeler (que fue quien identificó realmente la división de Encke y le dio nombre), el astrónomo que demostró empíricamente que no era posible que los anillos fueran objetos sólidos utilizando el efecto Doppler. Pero ¿qué vieron las Voyager y Cassini cuando se acercaron a estas divisiones? ¿Eran divisiones reales o, como la de Cassini, ocultaban material más oscuro? ¿Por qué estaban ahí? Ah, nos esperaban algunas sorpresas.
Durante bastante tiempo pensamos que la razón de la existencia de la división de Encke, de unos 325 km de ancho, era simplemente la resonancia con lunas exteriores, como sucedía con la de Maxwell. Sin embargo, las imágenes de Voyager mostraban algo extraño: los bordes del hueco mostraban unas ondulaciones peculiares que cambiaban en el tiempo. Algo parecido sucedía con el subanillo que existía dentro de la división; a diferencia de otros que hemos visto antes, no tenía una forma perfectamente anular, sino que presentaba ondulaciones.
Casi desde el principio, varios astrónomos predijeron que la razón más probable de estas ondulaciones era una pequeña luna: un satélite embebido en la división de Encke que, mediante su acción gravitatoria, “pastoreaba” las partículas de hielo, que revoloteaban cual ovejillas al paso de la luna. En 1986, Mark R. Showalter y su equipo, tras realizar multitud de cálculos basados en los miles de imágenes tomadas por las Voyager, fueron capaces de predecir la masa de esta luna, su órbita y, finalmente, en qué punto exacto de la órbita se encontraría en cada momento con una precisión de un grado.
En 1990 se confirmó la existencia de esta “luna pastora” en la división de Encke: Pan. Cuando Cassini alcanzó Saturno, la sonda supo exactamente dónde mirar y pudimos obtener imágenes mejores de este pequeño satélite. En comparación con la minúscula S/2009 S 1 que hemos mencionado antes puede parecer enorme, pero Pan es muy pequeña: unos 34 km de largo y 21 km de ancho, como un asteroide nada ambicioso. Su masa estimada es también muy pequeña, claro: unos cinco billones de toneladas métricas.
Pan es una de las cuatro “lunas pastoras” de Saturno (iremos descubriendo las otras tres a su debido tiempo, pero son Daphnis, Prometeo y Pandora). Aunque ninguna es grande, son enormes comparadas con las partículas normales que componen los anillos, con lo que rompen la simetría radial de los anillos y producen, a su paso, alteraciones sobre el movimiento de las partículas debido a su atracción gravitatoria. Además, “limpian” la región por la que pasan, agregando partículas de hielo díscolas a su masa y disminuyendo la densidad de hielo a su alrededor. Pero un ejemplo mucho mejor que el de Pan en Encke lo constituye Daphnis en Keeler.
La división de Keeler, mucho más fina que la de Encke, no es visible desde la Tierra: fue descubierta por las Voyager. Está casi en el extremo exterior del anillo A, a tan sólo 250 km del borde, y tiene sólo 42 km de anchura. Casi desde el principio se hizo evidente la presencia de una luna pastora en la división de Keeler, ya que las ondulaciones gravitatorias sobre las partículas de los bordes de la división eran clarísimas. Pero recuerda que las imágenes de las Voyager no eran demasiado detalladas, con lo que sabíamos que había algo ahí, pero detectarlo era bastante más complicado.
Fue Cassini, una vez más, quien observó la responsable, la segunda luna pastora de Saturno: Daphnis, descubierta el 6 de mayo de 2005, es decir, ayer por la mañana relativamente hablando. Lo maravilloso de esta luna es que, a diferencia de Pan, su órbita no es una circunferencia casi perfecta. Dicho de otro modo, Pan sigue más o menos exactamente el movimiento de las partículas de los anillos que la rodean con lo que, aunque rompe la simetría por su presencia en un lado de Saturno mientras que al otro no hay nada, no se trata de nada exagerado.
Pero Daphnis es una luna más atrevida, y se encuentra en un hueco mucho más estrecho, lo que hace más evidentes sus efectos. Por un lado, su órbita oscila unos 9 km de distancia a Saturno entre los puntos más cercano y más lejano; ya sé que es una variación ridícula, pero la luna viaja por la división de Keeler de 42 km de ancho, con lo que no es despreciable al comparar ambas. Por otra parte, la órbita de Daphnis tampoco coincide con el plano de los anillos: tiene una inclinación minúscula de unos 0,004º. Pero esa pequeñísima inclinación la hace pasar por el plano de los anillos, “elevarse” por encima del plano hasta alejarse unos 8,5 km de él, “descender” hasta cruzar de nuevo el plano de los anillos, alejarse de él otros 8,5 km por el otro lado, etc.
Si has asimilado el ínfimo espesor de los anillos (en la zona exterior del anillo A estamos hablando aún de unos 30 metros), 8,5 km es una barbaridad. La consecuencia de todo esto es que la órbita de la pequeña Daphnis causa estragos sobre las partículas cercanas, como si les pegara un par de latigazos gravitatorios cada vez que pasa cerca. Son latigazos proporcionados por una luna más pequeña aún que Pan, claro: unos 9 km de largo por 6 de ancho y una masa de tan sólo 8·1010 kg, pero sigue siendo un objeto muchos órdenes de magnitud más pesado que los pequeños trozos de hielo que lo rodean.
El resultado es de una belleza extraordinaria. En la fotografía de antes no se aprecia esa belleza, pero no hacía falta más que esperar. Si recuerdas el descubrimiento de S/2009 S 1, la clave está en las sombras. Cuando Saturno pasa por sus equinoccios y los anillos están casi “de canto” contra el Sol, las sombras de los objetos embebidos en ellos son bastante largas y exageran el tamaño de las cosas. En el caso de S/2009 S 1, eso nos sirvió para detectar la luna. En el caso de Daphnis, para mostrarnos maravillas como ésta:
Combinando fotografías de Cassini, es posible incluso ver las ondulaciones “moverse” como si siguieran, cual obedientes ovejas, a la luna pastora:
Posteriormente descubrimos otras pequeñas lunas embebidas en el anillo A, muy similares en tamaño y características a S/2009 S 1, pero cuya influencia sobre el anillo –debido a su pequeño tamaño– es casi despreciable. Por lo tanto, si quieres recordar satélites saturnianos a largo plazo, antes de que vayamos más allá, simplemente recuerda los dos “pastorcillos”: Pan en Encke y Daphnis en Keeler.
El anillo A termina bruscamente con otra división: la división de Roche, debida probablemente a una nueva resonancia, en este caso una resonancia orbital 7:6 con Jano y Epimeteo –ambas lunas tienen el mismo período y de ello hablaremos cuando las alcancemos en nuestra exploración–. Esa división no es, una vez más, un auténtico hueco vacío, y en ella se encuentra la siguiente luna de tamaño razonable de Saturno, pero de eso y de muchas cosas más hablaremos cuando sigamos alejándonos del monstruo para alcanzar los anillos exteriores en la siguiente entrega de la serie.
Créditos: Pedro Gómez-Esteban González. (2009). El Tamiz. Recuperado de: https://eltamiz.com/
