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SECTOR E1
ECLIPSE
Es la ocultación de un astro por otro, visto desde un tercero. Hay eclipse solar cuando la Luna pasa entre la Tierra y el Sol, que se ve total o parcialmente cubierto. No sucede cada Luna nueva porque las órbitas lunar y terrestre están inclinadas 5° una respecto a la otra. La Luna es cuatrocientas veces menor que el Sol, pero está en promedio cuatrocientas veces más cerca de la Tierra. Cuando coinciden los tamaños aparentes solar y lunar se produce un eclipse total de Sol: el disco brillante es reemplazado por la silueta oscura de la Luna y a su alrededor se aprecia la tenue corona solar. Si, en perfecta alineación, la Luna queda algo más lejos de la Tierra, el eclipse será anular. Un eclipse anular o total solo es visible desde la estrecha banda de totalidad, proyección de la sombra lu32 E E Eclipse total de Luna del 3 de marzo de 2007. Composición de nueve fotografías de las distintas fases del eclipse. Durante la parcialidad, la Luna va entrando en la sombra de la Tierra. En la fase total se ha incrementado el tiempo de exposición de la imagen para captar su tonalidad rojiza, producida por los rayos de luz que se filtran y se refractan en la atmósfera terrestre proyectándose sobre la Luna eclipsada. Créditos: Enrique Herrero Casas (Universidad de Barcelona). 100 Conceptos básicos de Astronomía nar sobre la superficie terrestre
Un eclipse lunar total se produce cuando la Luna pasa entre la Tierra y el Sol, en fase de llena. Nuestra atmósfera refracta la luz solar hacia el cono de sombra terrestre y causa el color rojizo de la Luna durante sus eclipses. Éstos pueden ser también penumbrales, cuando la Luna atraviesa la penumbra terrestre, o parciales, cuando solo una parte de la Luna pasa por la sombra de la Tierra.
SECTOR E2
ENANA BLANCA
Las enanas blancas son estrellas muy pequeñas y calientes, pero de masas comparables a la del Sol. Típicamente su radio es del orden de una centésima parte del radio solar, su temperatura unos 10 000 K (por lo que se ven de color blanco) y su masa la mitad del Sol. No obstante, al ser tan pequeñas, su brillo total es también escaso, y son difíciles de observar. Las enanas blancas representan la fase última de la vida de las estrellas similares al Sol. Algún día, al agotar toda su energía nuclear, el Sol comenzará a colapsarse y brillará sólo por la energía que genere al contraerse (a diferencia de su estado actual, en que brilla por la energía nuclear liberada en su centro)
Conforme se contraiga, su brillo irá decreciendo. El destino de una enana blanca, pues, es ir enfriándose y apagándose lentamente, mientras su densidad aumenta. Su densidad llega a ser enorme: un pedazo de materia del centro de una enana blanca del tamaño de un terrón de azúcar pesaría fácilmente cien toneladas en la superficie terrestre. A tales densidades se producen efectos físicos muy complejos que no podemos reproducir en nuestros laboratorios, lo que convierte a las enanas blancas en objetos de estudio muy interesantes. La única forma que tiene una enana blanca de escapar a su destino consiste en incorporar materia nueva por acreción (procedente
ENANA MARRÓN
Una estrella se caracteriza por su masa, que determina de manera esencial las propiedades observacionales y el tiempo que brillará a partir de la producción de energía debido a reacciones nucleares en su interior. Sin embargo, en el espacio se pueden encontrar objetos de apariencia estelar pero que no tienen masa suficiente como para quemar el elemento más sencillo, el hidrógeno, que consta de un solo protón. Esto es debido a que la presión y temperatura internas, consecuencia del peso de todas las capas de material que se encuentran atraídas por la gravedad del objeto, no son lo suficientemente altas para iniciar la conversión de hidrógeno en helio. A estos cuerpos se los denomina objetos subestelaresperiodos evolutivos muy cortos pueden quemar un isótopo del hidrógeno denominado deuterio (un protón más un neutrón), como los objetos de masa planetaria, que carecen incluso de esta reacción nuclear. Los modelos teóricos predicen que el límite subestelar se encuentra en una masa equivalente a 0,072 veces la del Sol, aunque en realidad depende ligeramente del contenido de elementos más pesados que el hidrógeno y el helio, los cuáles representan una fracción mínima fue descubierta en las Pléyades por un grupo español liderado por el astrofísico R. Rebolo en 1995.
SECTOR E3
ENERGIA OSCURA
Cuando Einstein elaboró su modelo de universo, en 1915, Edwin Hubble aún no había realizado las observaciones que demostraban que el cosmos estaba en expansión. Einstein creía que el universo era estático, de modo que introdujo en sus ecuaciones de la relatividad general un término de expansión, llamado constante cosmológica, cuyo efecto era compensar la acción de la gravitación causada por toda la masa del universo. Cuando Hubble probó que el universo estaba expandiéndose, Einstein consideró la constante cosmológica como una de sus mayores equivocaciones. En 1998, los cosmólogos, utilizando el brillo de supernovas que explotaron hace cientos de millones de años en galaxias muy distantes, pudieron demostrar que la expansión del universo se está acelerando: el cosmos parece estar dominado por un tipo de energía de origen desconocido, la llamada energía oscura, cuyo efecto es equivalente al de una antigravedad que existe a escalas mucho mayores, un tipo de efecto Observaciones recientes sugieren que cerca del 95% de la energía del universo está en el sector «oscuro». Este sector está constituido por materia oscura (una forma de materia no luminosa) y energía oscura, cuyo origen y composición son desconocidos. La energía oscura constituye alrededor del 73% del universo y es responsable de una misteriosa fuerza repulsiva que parece estar acelerando la expansión del cosmos
ESPECTRO ESTELAR
Cuando el elemento óptico dispersor es suficientemente potente, puede desdoblar los colores mucho más allá de lo que el ojo es capaz de apreciar. Lo quesucede en realidad es que la luz, que es una onda, se compone de diferentes frecuencias. Los colores azules que vemos tienen frecuencias algo mayores que los colores rojos. Los rayos infrarrojos (que no vemos, y por eso no podemos propiamente llamarlos colores) tienen frecuencias todavía más pequeñas, y los rayos ultravioletas (que tampoco vemos) las tienen mayores que los colores azules y violetas. Así, descomponer la luz en colores es descomponerla en frecuencias. Llamamos espectro al resultado de separar las frecuencias presentes en la luz, o más precisamente, en la radiación, y medir la cantidad de energía recibida en cada una de esas frecuencias. Así, cuando hablamos del espectro de Betelgeuse estamos hablando de la cantidad de energía que recibimos de esta estrella en cada frecuencia de la luz. Pero podemos hablar del espectro de cualquier objeto que emita radiación. Para el estudio de los espectros se desarrolló la espectroscopia, que es una técnica observacional orientada al análisis de la composición espectral de la luz que se recibe de los astros o de cualquier otro cuerpo emisor. La luz (o, de manera más general, la radiación electromagnética) que emiten los cuerpos celestes contiene multitud de «colores» La espectroscopia permite analizar la composición de esa luz y deducir cuánta energía se recibe de un astro para cada «color» concreto (para cada longitud de onda, o para cada frecuencia). El gráfico que representa la intensidad de la luz en función del «color» (longitud de onda, o frecuencia) recibe el nombre de espectro.
SECTOR E4
ESTALLIDOS DE RAYOS GAMMA También denominados GRB (del inglés, gamma ray bursts), son las explosiones más energéticas observadas en el universo. Estas explosiones en rayos gamma suelen ir seguidas de una emisión en el resto del rango electromagnético, que es conocida como postluminiscencia. Según su duración, se clasifican en GRB largos (que duran desde 2 segundos a varios minutos) y cortos (entre unos pocos milisegundos y 2 segundos). Se cree que el mecanismo físico que los produce es diferente en cada caso. Así, parece que los primeros están asociados a un tipo especial de supernovas, las hipernovas, que son producidas por la muerte de estrellas extraordinariamente masivas. Sin embargo, el origen de los GRB de corta duración no está tan claro, siendo una hipótesis bastante barajada la colisión de dos objetos supermasivos (estrellas de neutrones o agujeros negros). La formación de las hipernovas está asociada al colapso de una estrella extraordinariamente masiva (entre 100 y 150 masas solares) y constituye un tipo especialmente brillante de supernova. Cuando el núcleo de una hipernova se colapsa en un agujero negro, se forman dos chorros de plasma a velocidades relativistas, que emiten una intensa radiación gamma. Debido a esto, las hipernovas son consideradas la explicación más plausible a los estallidos de rayos gamma de larga duración.
ESTACIONES ASTRONÓMICAS
Cada uno de los cuatro periodos en que se divide el año solar. Su duración es de aproximadamente tres meses, y el comienzo de cada una se define con el paso del Sol por los equinoccios y los solsticios. En el hemisferio norte, la primavera comienza aproximadamente el 21 de marzo (equinoccio de Aries), momento en el cual los días empiezan a ser cada vez más largos. El verano boreal comienza hacia el 21 de junio (solsticio de Cáncer), alcanzándose en ese instante la duración máxima del tiempo de insolación. El otoño empieza en el norte alrededor del 23 de septiembre (equinoccio de Libra) y en este instante la duración del día y la noche es la misma y las noches se van alargando cada vez más hasta aproximadamente el 22 de diciembre (solsticio de Capricornio), día en el que la duración de la noche en el hemisferio boreal es máxima y que marca el principio del invierno en esa parte de la Tierra. En el hemisferio sur las estaciones van al contrario que en el norte. Las estaciones del año no tienen ninguna relación con cambios en la distancia entre la Tierra y el Sol, sino que se deben a la oblicuidad del eje de rotación de la Tierra. Si el eje de rotación terrestre fuera perpendicular al plano de la órbita alrededor del Sol, entonces no habría estaciones. Pero al existir una cierta inclinación (de unos 24 grados), la radiación solar incide con ángulos diferentes y durante intervalos temporales distintos en cada época del año, y de ahí los cambios meteorológicos vinculados a las estaciones
SECTOR E5
ESTRELLA
Una estrella es una esfera de gas en un estado de equilibrio entre la gravedad, que tiende a comprimirla, y la presión del gas, que tiende a que se expanda. Las estrellas generan energía en su interior mediante reacciones termonucleares. La energía generada se emite al espacio en forma de radiación electromagnética (luz), neutrinos (partículas «exóticas») y viento estelar (gas). Las estrellas se observan en el cielo nocturno como puntos luminosos, titilantes debido a las distorsiones ópticas que produce la turbulencia y las diferencias de densidad de la atmósfera terrestre. El Sol es una estrella que al estar tan cerca no se observa como un punto, sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche respectivamente Las estrellas más frías pueden tener temperaturas en su superficie de aproximadamente 2000 ºC mientras que las más calientes pueden llegar a unos 50 000 ºC. Hay algunas estrellas en estados de su vida muy avanzados que pueden ser aún más calientes
ESTRELLA BINARIA
Sistema formado por dos estrellas vinculadas gravitatoriamente, de forma que se encuentran girando una alrededor de la otra (en realidad giran alrededor del centro de masas del sistema). La primera estrella binaria fue descubierta por W. Herschel, quien detectó el movimiento relativo entre las dos componentes de Cástor, en la constelación de Géminis. Aunque en su momento se consideró un fenómeno extraño, hoy en día se sabe que entre un tercio y la mitad de las estrellas que observamos son sistemas binarios. Las dos estrellas de un sistema binario, dependiendo de la distancia entre ellas, pueden ser binarias separadas, que evolucionan independientemente; semiseparadas; o binarias cerradas que están en contacto, tienen una envoltura común y pueden llegar a fusionarse. En las binarias semiseparadas, el material de la estrella más extensa cae sobre la otra y forma un disco de acreción que rodea la estrella receptora (es el caso de las binarias de rayos X y binarias cataclísmicas). Por su medio de detección, las estrellas binarias pueden ser binarias visuales cuando ambas componentes se ven al telescopio; binarias eclipsantes, cuando una de ellas pasa por delante de la otra y la eclipsa; binarias espectroscópicas, las que al estudiar su espectro se ve que está compuesto por las líneas espectrales de dos estrellas; y binarias astrométricas que son las que se detectan por la perturbación en su movimiento que produce una estrella sobre la otra por atracción gravitatoria. No hay que confundir estas estrellas con las dobles ópticas que son también estrellas muy cercanas entre sí aparentemente, pero que no se encuentran ligadas gravitatoriamente, de hecho pueden estar a grandes distancias una de otra aunque coincidan en la bóveda celeste, producto de la perspectiva visual. Esta misma definición se aplica a estrellas triples o múltiples
SECTOR E6
ESTRELLA FUGAZ
Fenómeno que se produce cuando minúsculas partículas de polvo, procedentes de algún cometa, entran en la atmósfera terrestre a gran velocidad y se desintegran por fricción, produciendo el rastro luminoso que llamamos meteoro o estrella fugaz. Las partículas responsables de las estrellas fugaces suelen desplazarse por el espacio interplanetario en corrientes. Cuando la órbita terrestre se encuentra con una de estas corrientes se produce un incremento notable en el número de estrellas fugaces y el fenómeno recibe el nombre de lluvia de estrellas. Si prolongamos las trazas de los meteoros pertenecientes a una misma lluvia, todos parecen provenir de una zona, el punto radiante. En realidad, todas las partículas entran paralelas en la atmósfera, pero al estar tan alejadas de nosotros, la perspectiva nos hace verlas como provenientes de ese único punto. La constelación donde reside el radiante da nombre a la lluvia (Perseidas, Gemínidas, Oriónidas...). La lluvia de estrellas más conocida es la de las Perseidas o Lágrimas de San Lorenzo. En el caso de las Perseidas, estas partículas han sido producidas por el cometa SwiftTuttle que, como todos los cometas, pierde masa cuando se acerca al Sol. Todos los años sobre el 11-13 de agosto, la órbita de la Tierra cruza una nube de partículas producidas por este cometa, lo que produce la lluvia de las Perseidas. Si prolongamos las trazas de las Perseidas observadas en una noche, todas parecen provenir de una zona situada en la constelación de Perseo.
ESTRELLA ENANA
A pesar de que su nombre lleva a pensar en estrellas más pequeñas de lo habitual, en realidad, las estrellas enanas constituyen el grupo de estrellas más numeroso y representan la «normalidad» en astrofísica estelar. Se denomina «enanas» a las estrellas que se encuentran en la fase principal de su vida, desde que nacen hasta que se agota el hidrógeno en su núcleo, en contraposición con las llamadas estrellas gigantes, que tienen mayor tamaño. Esta fase, conocida como secuencia principal, constituye prácticamente el noventa por ciento de la vida de la estrella. Así pues, la gran mayoría de las estrellas son «enanas». El grupo de las estrellas enanas recibe el nombre técnico de estrellas de «clase de luminosidad V». El Sol es una estrella enana de tipo G2V, donde G2 designa su tipo espectral y el número romano V su clase de luminosidad, o de brillo. No obstante, el término es confuso, porque existen algunas excepciones como son las enanas blancas, que ya no están en la secuencia principal, y las supergigantes azules, algunas de las cuales no se consideran enanas aunque todavía estén quemando hidrógeno en su núcleo. Las estrellas no permanecen en su estado de enanas toda la vida, sino que pasan a ser gigantes o supergigantes, aunque, en el curso de su evolución, al final pueden volver a un estado de enana pero diferente, las enanas blancas. El Sol, actualmente una estrella enana, será una gigante roja en cinco mil millones de años, y en otros quinientos millones de años volverá a ser una enana, en esta ocasión, una enana blanca.
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ESTRELLA GIGANTE
Distinguimos dos tipos de estrellas gigantes, las rojas y las azules. Las gigantes rojas son estrellas muy grandes y frías. Su tamaño, que puede llegar a unos pocos cientos de veces el radio del Sol, las hace merecedoras del término «gigantes» y su relativamente baja temperatura, de unos escasos 3000-4000 kelvin, las hace aparecer como rojas a nuestros ojos. Las gigantes rojas son el resultado de la evolución de estrellas de masa baja e intermedia, como nuestro Sol. Como estas estrellas son las más numerosas y sus vidas son largas, las gigantes rojas son muy abundantes. Su elevado número, junto con su gran brillo (porque la superficie que emite es muy grande) hace que sean responsables de una parte muy importante de la luz que vemos en nuestra Galaxia. Cuando agote su hidrógeno en el centro, el Sol se transformará en una gigante roja. Permanecerá en esa fase de gigante roja hasta que los procesos nucleares sean capaces de comenzar a transformar el helio en carbono en el centro de la estrella, momento en que reducirá considerablemente su tamaño. Pero volverá a ser una gigante roja más adelante, cuando agote el helio y se prepare para expulsar las capas que formarán más adelante una nebulosa planetaria
De manera similar a las gigantes rojas, las gigantes azules son estrellas más grandes de lo habitual (pero mucho más pequeñas que sus compañeras rojas), lo que indica que ya están en una fase avanzada de su evolución, y más calientes, lo que justifica su color preferentemente azulado. Como las estrellas, cuando evolucionan, tienden a enfriarse (al menos en las primeras fases); para que una estrella evolucionada mantenga un color azul su temperatura inicial debe haber sido muy alta. Las gigantes azules son, por tanto, descendientes no muy lejanos de estrellas de alta masa. Al ser estrellas de alta masa, de las que hay pocas y evolucionan muy rápido, la fase de gigante azul es breve y poco común.
ESTRELLA DE NEUTRONES
Última etapa de la vida de una estrella supergigante cuando, al agotarse su combustible nuclear, ésta sufre una explosión de supernova. Después de la explosión, el núcleo de la estrella se colapsa hasta una densidad tan grande en la que los protones y electrones se combinan formando neutrones y el colapso continúa hasta que los neutrones son capaces de frenarlo debido al principio de exclusión de Pauli. Cuanto mayor es la masa de una estrella de neutrones menor es su diámetro, pero si sobrepasa las dos masas solares, seguiría colapsándose hasta convertirse en un agujero negro. En consecuencia, las estrellas de neutrones son objetos muy compactos y muy masivos, del orden de un par de masas solares comprimidas en una esfera de unos 10 km de radio. Además, a causa del principio de conservación del momento angular, la contracción de la estrella hace que ésta gire más rápido y también hace que su campo magnético se vuelva más intenso. Las estrellas de neutrones emiten potentes ondas de radio que son comprimidas por el campo magnético dentro de un haz que gira con la estrella con periodos del orden del milisegundo hasta algunos segundos, en este caso son conocidas como púlsares. Las estrellas de neutrones se pueden encontrar en restos de supernovas, como objetos aislados o en sistemas binarios.
SECTOR E8
ESTRELLA POLAR
La estrella Polar (alfa de la Osa Menor) es el astro más brillante de la constelación de la Osa Menor. A pesar de eso, no se trata de una estrella especialmente destacada, se clasifica como «de segunda magnitud» y desde los cielos contaminados de las ciudades cuesta incluso encontrarla. Por tanto, es falso el mito tan extendido que afirma que la estrella Polar es la más brillante de todo el cielo; nada más lejos de la realidad. Lo que hace especial a esta estrella es el hecho fortuito de que el eje de rotación de la Tierra apunta casi exactamente hacia ella por su lado norte. Por lo tanto, a medida que la Tierra gira, esta estrella se mantiene siempre quieta en un mismo punto del cielo y no comparte el movimiento diurno de salida y puesta que afecta al Sol, la Luna y el resto de estrellas del firmamento. Eso hace que la estrella Polar sea muy útil como recurso de orientación en la noche y conocerla resulta fundamental para excursionistas, exploradores y navegantes. El eje de la Tierra no mantiene siempre la misma orientación en el espacio, sino que se va desplazando lentamente en un ciclo que dura unos 26 000 años describiendo un cono con 23,45º de abertura. Este movimiento se llama precesión. Por lo tanto la estrella Polar no ocupará siempre en el futuro.
EVOLUCIÓN ESTELAR
Es el proceso por el cual las estrellas cambian su apariencia exterior y su estructura interna con el paso del tiempo. Podemos pensar en la evolución estelar de igual forma que en la vida de los seres vivos, que a medida que envejecen sufren cambios en su organismo y su aspecto. El motor de los cambios de una estrella es la nucleosíntesis, la transformación de unos elementos químicos en otros mediante reacciones nucleares. Así, tras nacer, las estrellas pasan la mayor parte de la vida en una fase tranquila, 42 E La región de la estrella Alnitak, en la constelación de Orión, rodeada de nebulosidades entre las que destaca la conocida nebulosa oscura Cabeza de Caballo (en el centro). Alnitak se encuentra a unos 1500 años-luz de distancia y es en realidad un sistema estelar triple, cuya estrella principal es una supergigante azul de tipo espectral O9.5Ib y magnitud aparente +1,89. Créditos: Leonor Ana y Fernando Fonseca (Fundación astroHita). mientras consumen hidrógeno en el interior y lo transforman en helio. Esta es la fase de mayor duración, la secuencia principal, que abarca el noventa por ciento de la vida de la estrella; durante ella, la estrella sufre pocos cambios. Pero apenas se agota el hidrógeno, la estrella acelera su evolución y sufre cambios notables, mientras va creando nuevos elementos químicos en el interior, cada vez más rápidamente. Los cambios de apariencia nos llevarán a clasificar las estrellas en diferentes clases, como por ejemplo: enanas, gigantes, supergigantes y otras. Las fases concretas por las que pasa una estrella, su historia detallada, dependen fundamentalmente de su masa. Cuanto mayor es la masa de la es44 E La región de formación estelar 30 Doradus. El cúmulo estelar R136 (a la izquierda del centro) acaba de nacer a partir de las nebulosidades que lo envuelven. La evolución estelar se inicia con el nacimiento de grupos de estrellas que a su vez desencadenan en las nubes cercanas el colapso que conduce a la formación de nuevas generaciones de estrellas. Créditos: NASA, N. Walborn, Jesús Maíz Apellániz (Instituto de Astrofísica de Andalucía) y R. Barbá (Instituto de ciencias astronómicas de la Tierra y del Espacio de Argentina). 100 Conceptos básicos de Astronomía trella, más rápida es su evolución y más corta su vida. Su destino final es también diferente, dependiendo de la masa: las estrellas de mayor masa se convertirán en supernovas y dejarán tras de sí un agujero negro o una estrella de neutrones, mientras que las de menor masa se convertirán en enanas blancas, estrellas pequeñas y calientes, que irán enfriándose eternamente
SECTOR E9
EXPANSIÓN DEL UNIVERSO
Se ha observado que las distancias entre las grandes estructuras del universo (los cúmulos y supercúmulos de galaxias) se incrementan de manera progresiva. Este hecho observacional se denomina expansión del universo y fue descubierto por Edwin Powell Hubble y Milton Lasell Humason en 1929. Si se toman dos cúmulos de galaxias cualesquiera, la distancia entre ellos crece sin cesar, y lo hace no porque las galaxias o los cúmulos se desplacen, sino porque crece el espacio que media entre ellos. Es más, cuanto más distantes entre sí se encuentren los cúmulos considerados, más veloz es el incremento de la distancia. La intensidad de la expansión del universo en cualquier instante de su historia se valora por medio del parámetro de Hubble, H. El valor actual del parámetro de Hubble recibe el nombre de constante de Hubble y se simboliza como H0. La expansión del universo no afecta a sistemas ligados gravitatoriamente, es decir, el proceso no altera las distancias entre los átomos de nuestros cuerpos, entre la Tierra y el Sol o incluso entre las estrellas de la Galaxia o entre galaxias pertenecientes a un mismo cúmulo. Las observaciones indican que la expansión del universo se está acelerando cada vez más, por motivos que aún no están claros.
EXOPLANETA O PLANETA EXTRASOLAR La Unión Astronómica Internacional (UAI) definió de manera provisional el concepto de exoplaneta en el año 2003. Según la misma, los planetas fuera del Sistema Solar deben orbitar alrededor de una estrella o remanente de estrella (enana blanca o estrella de neutrones) y tener una masa inferior a 14 masas de Júpiter. Debido a su reducida masa, no alcanzan temperaturas y densidades en sus interiores lo suficientemente altas como para fusionar deuterio, un isótopo del hidrógeno compuesto por un protón y un neutrón, o cualquier otro elemento químico. Por tanto, no producen energía a partir de este tipo de fuente
Según la misma resolución de la UAI, los objetos subestelares, con masas superiores a los anteriores, pero que no fusionan hidrógeno, se deben denominar enanas marrones. Por otra parte, los objetos aislados de masa planetaria, con masa por debajo del límite de las 14 masas de Júpiter, se deben denominar subenanas marrones o cualquier otro nombre que sea apropiado, salvo planeta. Por supuesto, estas definiciones podrían modificarse según nuestro conocimiento avance. Algunos investigadores consideran que la expresión sub-enana marrón no es muy acertada, y que serían más adecuados otros términos como IPMOs, planemos, oriones, o xebarcos.