Básicamente, las estrellas son grandes bolas de gas en explosión, principalmente hidrógeno y helio. Nuestra estrella más cercana, el Sol, está tan caliente que la enorme cantidad de hidrógeno experimenta una reacción nuclear constante en toda la estrella, como en una bomba de hidrógeno.
¿Qué son las estrellas?
Las estrellas son astros gaseosos e incandescentes (por ejemplo, el Sol) y aparecen como simples puntos de luz a causa de la enorme distancia a que se encuentran. En una noche sin luna se pueden observar a simple vista entre 2.500 y 3.000 estrellas en cada hemisferio. El catálogo estelar o mapa celeste más antiguo conocido es el confeccionado por Claudio Tolomeo (hacia el 150 d. C.), basado probablemente en el de Hiparco (130 a. C.). Tolomeo catalogó 1.022 estrellas y las subdividió en seis clases de magnitudes: desde las más brillantes, Sirio y Vega, que definen la primera magnitud, hasta llegar a las más débiles, que corresponden a la sexta magnitud. El término galaxia designa los sistemas independientes de estrellas que se hallan situados fuera del nuestro, la denominada Vía Láctea. Contienen entre 3.000 millones y un billón de estrellas, además de una gran cantidad de polvo y gas interestelar.
¿Sabías qué...?
Con un pequeño telescopio se pueden ver unas 300.000 estrellas; con uno de tamaño mediano hasta 250 millones, y más de 3.000 millones con los más perfeccionados.
Las estrellas constituyen uno de los principales tipos de cuerpos que pueblan el universo. Una estrella es una bola caliente de gas que brilla como consecuencia de las reacciones de fusión nuclear que se producen en su núcleo. Al igual que los demás cuerpos celestes, están compuestas en su mayor parte por hidrógeno, el más simple y ligero de los elementos.
Resto de la supernova conocida como Casiopea.
Características de las estrellas
Además del brillo, las características físicas más importantes de una estrella son el color, el diámetro y la masa.
El color
A mediados del siglo pasado se clasificaban las estrellas por su color, se creía que éste dependía de la temperatura superficial, del mismo modo que una barra de hierro calentada hasta la incandescencia se vuelve primero roja, luego anaranjada, más tarde amarilla y finalmente blanca, a medida que la temperatura aumenta. En la actualidad está correctamente establecida la relación entre la temperatura y el color.
El espectro del Sol y las estrellas forma un continuo surco de rayas oscuras, a veces brillantes, a partir de las cuales es posible identificar los elementos químicos presentes y el porcentaje de los mismos. De tales rayas es posible obtener también la temperatura y características físicas como la presión o los campos magnéticos y eléctricos.
Por tanto, es evidente que debe existir también una relación entre el color y las características del espectro lineal, siendo ambos esencialmente dependientes de la temperatura.
El diámetro y la masa
Determinar el diámetro de las estrellas es también un gran problema ya que los mayores telescopios muestran sólo puntos y no discos. En 1930, Albert Michelson (1852-1931), mediante el uso de interferómetros (aparatos para realizar mediciones muy precisas basadas en los fenómenos de interferencia de la luz que incide sobre ellos), logró medir el diámetro de algunas estrellas supergigantes relativamente cercanas, como Antares y Betelgeuse; resultaron tener, respectivamente, unos diámetros 400 y 300 veces mayores que el del Sol.
Existen estrellas con diámetros centenares de veces mayores que el del Sol y otras con diámetros casi iguales al de éste. Puede afirmarse que los diámetros estelares varían desde 10.000 kilómetros a 1.000 millones de kilómetros, pero la mayoría de las estrellas de la secuencia principal tienen diámetros comprendidos entre 0,5 (enanas rojas) y 10 veces el diámetro del Sol.
La estrella Beta Pictoris, segunda en importancia de la constelación del Pintor, está a 50 años luz de la Tierra. Como puede apreciarse en la imagen, la rodea un disco de materia que se extiende hasta 60 billones de km.
Para calcular las masas de las estrellas, Arthur Stanley Eddington (1882-1944), en 1924, halló de manera teórica la existencia de una relación entre masa y luminosidad (las estrellas de masa mayor son también las más luminosas), relación que había sido ya demostrada empíricamente a partir de las pocas estrellas cuyas masa y luminosidad se conocían.
Las variaciones de las distintas masas son bastante más reducidas que las de los volúmenes, pasando de unas 0,2 a 50 veces la masa solar. Por consiguiente, la densidad media de las estrellas gigantes rojas resulta del orden de 0,0001 g/cm3, y la de las enanas blancas es de 105 g/cm3. Véanse algunos ejemplos: el Sol, que es una estrella, tiene una densidad poco mayor que la del agua, o sea 1,41 g/cm3; Antares, una estrella supergigante roja, una millonésima parte de la densidad del agua; una estrella enana blanca, como la compañera de Sirio, llamada Sirio B, con la misma masa que el Sol y un diámetro sólo cuatro veces el de nuestro planeta, la Tierra, tiene una densidad de 1.000 000 veces la del agua. Con tan enorme densidad, el gas que constituye la enana blanca se encuentra en un estado degenerado.
S. Eddington
Astrónomo y físico británico (1882-1944). Desarrolló métodos para la determinación de la masa, la temperatura y la constitución interna de las estrellas.
La Tierra es el único planeta cuyo nombre en inglés no se deriva de la mitología griega o romana. El nombre deriva del inglés antiguo y germánico, hay, por supuesto, cientos de otros nombres para el planeta en otros idiomas.
La Tierra, como los demás planetas, recorre desde hace millones de años su órbita alrededor del Sol, y lo seguirá haciendo durante otros miles de millones de años sin cambios notables. Es el Sol, con un volumen 1.000 veces mayor que todos los planetas juntos, quien la retiene y regula, además, el sistema solar. Si existiese otra estrella cercana, es decir, si el Sol perteneciese a un sistema binario, o si los planetas tuviesen masas mucho mayores, las órbitas de sus componentes sufrirían variaciones continuas. En ningún planeta habría posibilidad de vida porque pasaría demasiado cerca o demasiado lejos de su estrella y, por tanto, no existiría una sucesión regular de las estaciones.
¿Sabías qué...?
La Luna es el cuerpo celeste más fácil de ubicar en el cielo y es el único sitio, más allá de la Tierra el cual el hombre ha sido capaz de pisar.
La Luna está dotada también de un movimiento de rotación y otro de traslación alrededor de la Tierra (que se cumplen en tiempos iguales); por consiguiente, las posiciones relativas de la Tierra y la Luna respecto al Sol varían periódicamente. Ello explica que la Luna presente a la Tierra siempre la misma cara y las fases lunares.
La superficie lunar, explorada por varias misiones del programa Apolo, y cartografiada con todo detalle por la sonda estadounidense Clementine, presenta un aspecto caracterizado por una gran cantidad de accidentes geográficos.
No es del todo exacto afirmar que la Luna gira alrededor de la Tierra. Ambas giran alrededor del punto de equilibrio del sistema Tierra-Luna, o sea el centro de gravedad o centro de masa. Y como la Tierra es 81 veces mayor que la Luna, este centro está situado a 1.600 km por debajo de la superficie terrestre, del lado más próximo a la Luna. De esto se deduce que no es la Tierra la que sigue una verdadera órbita elíptica alrededor del Sol, sino que es el centro de gravedad del sistema el que lo hace, mientras que la Tierra oscila ligeramente de un lado a otro.
Fases de la Luna.
¿Por qué la Tierra no se cae?
La fuerza de la gravedad es la responsable de que los gases que componen la atmósfera no escapen al espacio y de que la Tierra permanezca estable en su órbita, relacionándose con el resto de cuerpos del universo y manteniendo unidas a los miles de millones de estrellas que pueblan la galaxia. La fuerza de la gravedad del Sol es casi 28 veces el valor de la gravedad terrestre y es la que mantiene en sus órbitas a todos los planetas y demás cuerpos que integran el sistema solar.
Color y luminosidad
Una característica de los planetas es reflejar una parte de la luz solar incidente (el porcentaje de luz reflejada se llama albedo y es un dato físico importante para todos los cuerpos del sistema solar, pues facilita el conocimiento de características como la dimensión y el material que recubre su superficie). La Tierra tiene un albedo de 0,40, o sea que refleja al espacio un 40 % de la luz solar que recibe; ello se debe a que los océanos, los casquetes polares y la capa de nubes actúan como espejos.
Heng Zhang
El astrónomo y geofísico chino Heng Zhang (78-139 d.C.), reconocido como el inventor del primer sismógrafo, fue asimismo el astrónomo oficial de la corte china. Descubrió y registró que la luz emitida por la Luna era, en realidad, luz procedente del Sol reflejada por la superficie de ésta.
El albedo terrestre está sujeto a variaciones estacionales porque la Tierra difunde más luz entre marzo y junio, y entre octubre y noviembre que entre julio y septiembre. El color de la Tierra también varía, es más azulado en los períodos que refleja más luz. En cuanto a las relaciones entre la Tierra y la Luna, la primera se ve desde la Luna 100 veces más luminosa que la Luna llena vista desde la Tierra.
Dimensiones
La distancia media entre la Tierra y la Luna es de 384.403 km. Esta distancia puede alcanzar 406.697 km en el apogeo, cuando la velocidad orbital de la Luna es de 3.474 km/h, o bien reducirse a 356.410 km en el perigeo, cuando la velocidad orbital es de 3.959 km/h. Mientras que la Tierra tiene como diámetro ecuatorial 12.756 km y como diámetro polar 12.713 km, con un achatamiento polar de 1/298, la Luna tiene un diámetro de 3.476 km y forma casi esférica. La Tierra tiene una masa de 5,98 x 1024 Kg y una densidad media de 5,52 veces la del agua, frente a 3,36 veces la densidad de la Luna, que posee también una masa mucho más baja: 1/81 de la terrestre. De la masa y las dimensiones se deduce la fuerza de gravedad en la superficie de ambos cuerpos, y también puede calcularse el peso de un objeto sobre la Luna, que es, un 1/6 de su peso sobre la Tierra.
Eclipses de Sol y de Luna
Durante su trayectoria alrededor del Sol, la Luna se encuentra periódicamente situada entre el Sol y la Tierra.
Las diferentes fases de un eclipse de Sol total, en este caso el acaecido el 11 de julio de 1991, permiten apreciar la secuencia de desaparición y reaparición del disco solar tras la silueta de la Luna, que en la fase central del fenómeno cubre por completo al astro rey.
El interés científico del eclipse de Sol depende de que la Luna oculte al Sol por completo (eclipse total); en el brevísimo período que puede durar el eclipse total, desde pocos segundos hasta un máximo de 7,30 minutos, se puede ver la parte más externa del Sol, la cromosfera, con las protuberancias, y la tenue corona con sus penachos. Debido a que la sombra de la Luna llega con dificultad a alcanzar la Tierra, la zona de sombra sobre la superficie terrestre no es superior a 275 km. Alrededor de esta zona el eclipse es parcial, o sea que se ve el disco del Sol parcialmente, no pudiéndose observar la corona ni la cromosfera.
Existe eclipse anular cuando el disco lunar no es lo suficientemente grande como para ocultar por completo al Sol. Esto se debe a que las distancias de la Luna a la Tierra y de la Tierra al Sol no son constantes, dado que las órbitas lunar y terrestre no son exactamente circulares. El disco negro de la Luna aparece entonces rodeado de un sutil anillo brillante, cuya luminosidad es suficiente para impedir la visión de la cromosfera y de la corona.
Los eclipses totales de Sol (y de Luna) se reproducen en el mismo orden después de un período de 18 años y 11 días, denominado saros (igual a 223 lunaciones), pero no en los mismos lugares. Por ejemplo: el 20 de julio de 1963 se observó un eclipse total en Canadá, y el 31 de julio de 1981 otro en Siberia (Rusia). El 11 de agosto de 1999 pudo verse un eclipse total de sol desde Gran Bretaña hasta la India. El 29 de marzo de 2006 tuvo lugar un eclipse solar total que comenzó a manifestarse al noreste del Brasil y acabó en la frontera noreste de Mongolia.
Eclipse lunar
Los eclipses de Luna se producen cuando ésta penetra en el cono de sombra de la Tierra, lo que sucede sólo durante la Luna llena. Contrariamente a los eclipses de Sol, los de Luna son visibles en todos los lugares de la Tierra donde pueda observarse la Luna por encima del horizonte. El cono de sombra está rodeado de un cono de penumbra, que intercepta una parte de la luz solar. Los eclipses de Luna pueden ser también totales o parciales. El eclipse es total si la Luna penetra completamente en el cono de sombra, y parcial si penetra sólo en parte; por último, el eclipse de penumbra se produce cuando la Luna penetra sólo en el cono de penumbra. En un año se observan de dos a cinco eclipses de Luna.
La Tierra y la Luna: su formación
El análisis radiactivo de las rocas superficiales de la Tierra indica una edad de por lo menos 3.500 millones de años. La corteza terrestre se solidificó lentamente, debido a la gran cantidad de potasio radiactivo que generaba calor en el interior. El Sol, cuya edad se estima en 5.000 millones de años, había nacido ya, aun cuando era invisible por estar oculto en el interior de la primitiva nebulosa de materia estelar, particularmente densa sobre el plano de la eclíptica. En efecto, la nube bloqueaba todas las radiaciones solares a escasa distancia del Sol. A causa de la temperatura excesivamente baja (quizá -260 °C), los gases de agua, el amoníaco, el nitrógeno, el dióxido de carbono, el monóxido de carbono y el metano formaron, junto con el polvo, la nieve y el hielo, unos cuerpos que serían los planetas. Debió de ser una tempestad permanente, en cuyo seno se formaron masas cada vez más grandes, que se rompían y agregaban de nuevo.
La Tierra pudo nacer así, o sea, por acumulaciones sucesivas y, a medida que aumentaba de masa, atraía a otros cuerpos menores. El calor generado, además de disolver los hielos y producir vapor, eliminó las sustancias más ligeras y volátiles, dejando sólo las más pétreas y metálicas.
En realidad, sobre el origen de la Luna hay muchas dudas. Según H. C. Urey, se formó también en frío, por acumulación de pequeños cuerpos. Fred Whipple sostiene que esto quizá sucedió cuando la Tierra empezó a perder el anillo que la rodeaba (similar al que todavía hoy circunda a Saturno). El núcleo de la Luna comenzó a calentarse poco a poco a causa de la presencia de elementos radiactivos; sin embargo, es probable que no se calentase lo suficiente como para producir un núcleo de hierro, como ocurrió en el caso de la Tierra.
Pequeños cuerpos siguieron cayendo sobre la Luna durante centenares de miles de años, y provocaron cráteres. Mientras, el calor interior aumentaba y fundía las capas más próximas a la superficie. En este período crítico, las grandes depresiones lunares que ahora se denominan mares, los valles y las grietas se inundaron de lava. Ese período fue breve, así como fueron también rápidos la expansión y el enfriamiento sucesivos, que produjeron tensiones, hundimientos, relieves y formaciones de diverso tipo. La acción de los volcanes es evidente en diversas regiones de la Luna, pero muchos cráteres, y especialmente los mayores, fueron producidos por impactos de meteoritos, como sucedió también en la Tierra; sin embargo, en el caso de esta última las fuerzas geológicas han rellenado, erosionado y destruido los cráteres, excepto algunos de los más recientes. Los picos centrales de muchos cráteres lunares, más bajos que los bordes de los cráteres mismos, se formaron en el período durante el cual la Luna estaba parcialmente fundida; el meteoro que originó el cráter rompió el centro de la superficie, de la cual brotó la lava que creó estas montañas. También los mares fueron producidos, siempre en el mismo período, por el impacto de grandes meteoros que, al romper la costra, provocaron intensas expulsiones e inundaciones de lava.
Los asteroides son cuerpos celestes de dimensiones reducidas que se mueven en órbitas de tipo planetario. Los cometas son pequeños cuerpos celestes esferoidales constituidos por polvo cósmico y partículas de hielo y gases. Los meteoritos son vestigios del material con el que se constituyó el sistema solar.
Asteroides
El primer asteroide fue descubierto por el astrónomo italiano G. Piazzi en enero de 1801: se trataba de Ceres, desde 2006 considerado un planeta enano. Hoy se conocen varios miles de asteroides, pero con seguridad existen centenares de miles. En general, describen órbitas ligeramente alargadas y están situados en una zona entre Marte y Júpiter, si bien algunos penetran dentro de la órbita de Marte y otros llegan hasta las órbitas de Venus y de Mercurio.
Giuseppe Piazzi
Astrónomo italiano (1746-1826). Descubrió los cuerpos que pueblan el llamado cinturón de asteroides (nombre propuesto por Herschel). En la primera observación (1801) descubrió el asteroide Ceres (llamado planeta enano a partir de 2006), que orbita alrededor del Sol.
Los asteroides se ubican únicamente en el cinturón de asteroides.
A causa de sus pequeñas dimensiones, las fuerzas de gravitación internas son demasiado débiles para proporcionarles forma esférica; por consiguiente es probable que la mayoría de los asteroides tenga estructuras irregulares.
Los asteroides no están distribuidos de manera uniforme en orden de distancia al Sol. Ocupan una zona en la cual se encuentran espacios vacíos, que han sido atribuidos a las perturbaciones provocadas por Júpiter. Los planetoides Troyanos son una familia particular de asteroides. Se trata de 12 planetoides cuyos períodos de revolución son más o menos iguales a los de Júpiter (unos 12 años). Esta configuración permanece inmutable, es decir, los planetoides se mueven siempre equidistantes del Sol o de Júpiter, y aunque se desvían ligeramente, retornan a la posición de equilibrio. Siete de los planetoides Troyanos están próximos al vértice del triángulo equilátero que precede a Júpiter, y cinco están en el vértice que sigue Júpiter en su órbita.
¿Sabías qué...?
Palas es el asteroide con mayor tamaño del cinturón de asteroides. Fue encontrado por H. W. Olbers en marzo de 1802.
Cinturón de asteroides
La sonda Dawn, lanzada en septiembre de 2007, es la encargada de recoger datos sobre la naturaleza física y dinámica del cinturón de asteroides.
Los asteroides próximos
Se conocen varios asteroides que penetran en la órbita de Marte y pasan cerca de la órbita terrestre. Eros circula a unos 22.400 millones de kilómetros de ésta. Otros asteroides han pasado también muy cerca de la Tierra: en 1932, Amor pasó a unos 16.000 millones de kilómetros y Apolo a 10.500 millones de kilómetros. En 1936 Adonis lo hizo a unos 2.000 millones de kilómetros de las órbitas de Venus, la Tierra y Marte, y un año después, Hermes llegó aún más cerca: a casi 776.000 km, o sea dos veces la distancia a la Luna. Algunos cálculos muestran que Hermes se podría acercar directamente hasta 355.000 km. En las últimas décadas se han enviado sondas espaciales para la exploración de asteroides.
Posibilidades de colisión
Para los asteroides del grupo Apolo parece que la posibilidad de choque con la Tierra debe excluirse por un período de unos 200 millones de años, pero sería posible que cualquier asteroide menor cayera sobre la Tierra en los próximos dos millones de años. En el pasado las colisiones eran frecuentes, pero con el tiempo el número de los asteroides ha disminuido, especialmente entre Mercurio y la Tierra. Existe mucha mayor abundancia de ellos entre Marte y Júpiter; puesto que es donde se encuentra el cinturón de asteroides, y por ello, Marte está continuamente bombardeado por estos cuerpos celestes.
Cometas
Aunque sigan las leyes de la gravitación, las órbitas de los cometas cruzan las de los planetas en todas direcciones. Existen cometas periódicos que vuelven con frecuencia al perihelio; otros con órbitas tan alargadas que pasan una vez cada millón de años alrededor del Sol, y otros que orbitan también en los confines del sistema solar, a la velocidad de unos centímetros por segundo, y que no se alejan de esas regiones. Estos últimos tardan de 10 a 50 millones de años en realizar una órbita alrededor del Sol. Los cometas están constituidos por una mezcla de hielo, polvo, rocas y gas en estado sólido, condensados en un núcleo, encerrado a su vez en un envoltorio de polvo meteórico. Tales núcleos, que tienen masas tan pequeñas que se necesitarían millares para igualar la masa terrestre, se describen como “bolas de nieve sucia” y han sido estudiados desde la proximidad, sobre todo en el caso del cometa Halley, por diversas series de sondas, entre las cuales destaca la Giotto, de la Agencia Europea del Espacio (ESA). Esta sonda se aproximó en marzo de 1986 a menos de 1.000 km del núcleo del cometa, obteniendo datos valiosísimos acerca de la composición de estos cuerpos. Los datos que recogió la sonda NEAR (de la NASA), en 2000, del asteroide Eros serán muy valiosos para comprender la composición originaria del sistema solar.
Los cometas están formados por polvo, hielo y roca.
¿Sabías que el cometa Halley pasa regularmente cerca de la Tierra?
Este cometa describe una órbita alrededor del Sol, lo que permite predecir el momento en que pasará cerca de la Tierra, hecho que ocurre aproximadamente cada 76 años desde, al menos, el 240 a.C. Desde entonces ha pasado más de treinta veces por la órbita terrestre.
Cometa Halley
Al aproximarse al Sol, los cometas periódicos sufren ciertas modificaciones. En primer lugar, la radiación solar comienza a vaporizar los hielos. Estos materiales que se liberan son impelidos por la presión del viento solar, dando lugar a la característica cabellera de gas y polvo que siempre apunta en dirección contraria a la del Sol.
Los cometas con períodos más breves son los que se extinguen antes. Duran algunos millares de años y, en su lugar, aparecen nuevos cometas provenientes de los confines del sistema solar, de donde son arrancados por las perturbaciones cósmicas. Llegados a las proximidades de los planetas mayores, el campo de gravitación de éstos modifica sus órbitas, haciéndolas menos alargadas, y los transforma en cometas periódicos. Pero a veces puede suceder también lo contrario. Si el cometa encuentra al planeta tangencialmente, es lanzado como una honda fuera del sistema solar, en una órbita hiperbólica.
Una flotilla al encuentro de Halley
El estudio directo de los cometas, que habría parecido una misión imposible a los científicos de las primeras décadas del siglo XX, fue sin embargo la misión que la Agencia Espacial Europea se planteó como bautismo de fuego en el campo de la exploración del espacio. Para ello se propuso el desarrollo y construcción de una sonda interplanetaria, a la que se bautizó con el nombre de Giotto en recuerdo del pintor italiano Giotto di Bondone (1267-1337) -que representó el cometa en su famoso cuadro La adoración de los Magos-, que permitiese a la Agencia Espacial Europea colaborar activamente en el esfuerzo internacional de observación del cometa Halley durante su paso por las proximidades de la Tierra en 1986. Apoyada por una flotilla compuesta por los ingenios rusos Vega I y II y las naves japonesas Suisei y Sakigake, la sonda Giotto logró llevar a cabo la máxima aproximación al núcleo del cometa y realizar hasta un total de once experimentos cruciales que permitieron estudiar en detalle la estructura y composición de estos cuerpos procedentes de los confines remotos del sistema solar.
La sonda Giotto quedó “aparcada” en órbita hasta 1992, cuando llevó a cabo el estudio del cometa Grigg-Skjellerup.
Meteoritos
Como ya se ha dicho, los cometas están formados por polvo. A este propósito se puede decir que el polvo y los meteoritos son uno de los principales constituyentes del universo. Los planetas y las estrellas nacen alrededor de un núcleo de polvo. Los meteoritos que se observan en la actualidad son restos del material con que fue construido nuestro sistema solar. A los meteoritos que entran en la atmósfera terrestre se les denomina estrellas fugaces. A veces llegan como si se tratara de una lluvia; en este caso se pueden contar hasta cien en una hora, aunque se han registrado récords de millares de meteoros por hora durante las famosas lluvias de las Leónidas, Jacobínidas, etc. Sin embargo, la mayoría de ellos están aislados, y se llaman esporádicos. Su origen es muy diverso: o son partículas residuales de la nebulosa originaria, que poco a poco caen sobre el Sol al ser frenadas en sus órbitas por la presión de la radiación solar, o provienen de los espacios interestelares.
Cuando un meteoroide alcanza la superficie del planeta sin desintegrarse, se denomina meteorito.
Mientras que los pequeños meteoritos que penetran en la atmósfera terrestre se disgregan, hay meteoritos mucho mayores que alcanzan el suelo. Éstos pueden tener dimensiones considerables y pesar muchas más. Mientras que los meteoros pequeños son semejantes a copos de nieve y están constituidos por un material como el de los planetas, los meteoritos más grandes son petreoferrosos y están formados a elevadas presiones (a unas 50.000 atmósferas). De ello se deduce que sólo pueden formarse en el interior de los planetas.
De todos modos, es conveniente advertir que los meteoritos, aparte de haber experimentado la alteración normal durante su recorrido por el universo, han sufrido la importante acción de la atmósfera al producirse su penetración en la Tierra. Por ello, al estudiar este tipo de materiales, es necesario tratar de distinguir entre su propia naturaleza y los efectos sufridos, subsiguientes a su formación.
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