Astronomía

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Uno de los fenómenos más sorprendentes que se pueden observar en el cielo es el de una supernova que delata la muerte de una estrella de masa vieja. Una explosión asi sucede cada pocos cientos de años, cuando el estado interior de una supergigante se hace de pronto tan inestable que la estrella explota violentamente expulsando al espacio una nube de gas de rápido movimiento. En las semanas venideras puede que la supernova llegue a emitir más radiación incluso que el resto de la galaxia a la que pertenece. Se cree que todo empieza con la acumulación de hierro (Fe), resto de estadios previos de combustión nuclear. El núcleo se calienta hasta que el Fe sufre una transformación nuclear. Pero a diferencia de los elementos que utiliza habitualmente en sus reacciones nucleares el Fe absorbe energía al transformarse con lo que deja al núcleo sin energía de calentamiento; éste se vuelve tan inestable que colapsa, haciendo que le caiga encima todo el material de las capas periféricas de la estrella.

Las observaciones hechas sugieren que cuando la masa de Jeans de una nube es igual a muchas masas solares, el colapso de la nube comporta la formación de tantas estrellas como masas solares haya. Al colapsar una nube entera, se producen en su interior contracciones localizadas, en un proceso denominado fragmentación. La temperatura de esas zonas comienza a elevarse, porque su densidad es tan elevada que el calor no escapa fácilmente mientras continúa el colapso. Por último, la temperatura sube hasta el punto de que la presión térmica externa detiene el colapso de esas zonas localizadas, y la fragmentación termina. Esas zonas estables, no colapsantes, de gran densidad y temperatura son las protoestrellas. La siguiente fase de evolución dependerá de la masa de la misma.

Una estrella puede permanecer como gigante o supergigante varios millones de años antes de que cese toda reacción nuclear. Entonces se produce el colapso gravitatorio sin ninguna presión que lo detenga, y puede terminar en una enana blanca, menor que la Tierra pero 1 millón de veces más densa que el agua, con una temperatura superficial con unas pocas decenas de miles de grados de temperatura (Clase espectral O) y muy poco luminosa: unas 1.000 veces menos que el sol. Cuando el núcleo de una estrella tiene una masa final en esa fase de menos del límite de Chandrasekhar, su colapso se detiene en la fase de enana blanca.ç

En una estrella de masa superior al límite de Chandrasekhar , el colapso puede seguir más alla de la fase de enana blanca. Con una masa de entre 1.5 y 3 masas solares, se supone que sigue el colapso hasta alcanzar una gran densidad ( miles de toneladas por cm3). A esas densidades los electrones (-) colisionan con los protones (+) y producen neutrones. Surgen al fin tantos neutrones que los núcleos de los átomos empiezan a desintegrarse y al final sólo quedan neutrones: así se forma una estrella de neutrones. Las estrellas de neutrones tienen propiedades raras: cada una tiene varias masas solares pero unos pocos Km. de diámetro. La capa externa de las estrellas de neutrones es sólida, aunque la estrella original era gaseosa. La densidad de una estrella de neutrones es de unos 1016 kg/m3 por lo que 1 cm3 de su material tendría una masa de 1 · 107 toneladas.

Púlsars
En 1967 los radioastrónomos descubrieron una radiofuente que emitía un pulso de energía radio, muy breve, cada 1.34 segundos. Pronto se captaron más, y una, de la nebulosa del Cangrejo, pulsaba 30 veces por segundo. El objeto debía ser pequeñisimo para tener un giro tan rápido. La ubicación de este púlsar coincide con la ubicación de una supernova que se observó en el año 1054 por unos astrónomos chinos.

Una estrella es una enorme esfera de plasma (gas ionizado) que se mantiene estable siempre que la fuerza gravitatoria que tiende a aplastarla, sea contrarrestada por las reacciones termonucleares que tienden a expandirla. Las estrellas tienen un elevado contenido en hidrógeno, que al fusionarse en helio produce ingentes cantidades de energía. Pero cuando el helio empieza a abundar, pasados unos cuantos miles de millones de años, empieza a fusionarse el helio en otros elementos más pesados como el hierro. Pero esta fusión no produce tanta energía como la primera, y al final la fuerza de gravedad gana la batalla y la estrella colapsa. Y este colapso solo se ve frenado en cierto sentido por la repulsión electrostática de los electrones de los átomos de la estrella. Si la fuerza es lo suficientemente grande como para vencer la repulsión electrostática, los protones se funden con los electrones y tan sólo quedan los neutrones, y la estrella pasa a convertirse en una estrella de neutrones. Este estado es muy poco frecuente, ya que lo más normal es que estalle violentamente en forma de supernova de manera que la presión ocasionada por la fuerza gravitacional se disiparía en cierto sentido y dejaría de colapsarse. Si la estrella de neutrones sigue su colapso, acabaría por ser lo más pequeño posible.

El primero en identificarse fue el Cygnus X-1 en Cygnus una vez señalada su posición se dieron cuenta de que aquella fuente de rallos X tenía una estrella compañera. La supergigante azul llamada HDE 226 868.

El análisis espectroscópico reveló que en torno a esta supergigante, giraba en elipse un objeto invisible. Además su emisión de rayos X variaba bruscamente en intervalos de menos de medio segundo.

Dichas observaciones, implicaban:

Para girar a tal velocidad en una estrella con tanta masa como una supergigante, el objeto invisible tenía que tener una masa de entre 6 y 10 masas solares. para que fluctuase tan aprisa la emision de rayos X, la fuente tendría que tener un diametro inferior a medio segundo luz (1,5 ·105 Km).

Un objeto imperceptible, tan compacto y masivo, es probablemente un agujero negro. Los rayos X emitidos resultan de gases succionados de la supergigante azul, para formar un disco de acreción en torno al agujero negro. A causa de las distintas velocidades existentes en el disco a diferentes distancias del centro, se produce calor por fricción, lo cual termina por emitir rayos X, que son los que detectamos.

¿Por qué giran tan rápido los agujeros negros?
El primer principio de la termodinámica nos dice que la energía ni se crea ni se destruye, y experimentalmente sabemos que la energía se conserva.

En mecánica hay una magnitud denominada momento de inercia (I) de un sólido, una magnitud que nos indica lo que cuesta detener un sólido en rotación. Esto es, a mayor momento de inercia, más fuerza debemos aplicar para pararlo. También tenemos la magnitud conocida como velocidad angular (w), que es el tiempo que tarda un cuerpo rotante en girar un ángulo determinado.

A partir de estas dos magnitudes se define momento angular como L = I·w . Pues bien, en un sistema el momento angular se conserva.

Sabemos que el momento de inercia de una esfera sólida (como una estrella), vale I = 2/5*MR² donde M es la masa y R el radio. Si el radio decrece hasta hacerse muy pequeño pero la masa se mantiene constante, la única magnitud que puede variar para que se conserve la igualdad es la velocidad angular. Por ello si nuestro Sol, que tarda casi 27 días en dar una vuelta sobre sí mismo, se convirtiera en una esfera de 5 km de radio, ¡¡daría 7000 vueltas por segundo!!

Hasta 1974, los astrónomos creían que los agujeros negros eran objetos indestructibles, representantes del estado final de la materia. Pero en ese año, Stephen Hawking descubrió que el intenso campo gravitatorio de un agujero negro podía hacer que se desprendiesen partículas hacia el espacio. De ese modo, el agujero negro, pierde algo de su masa, y sigue haciéndolo hasta estallar en una inmensa erupción de rayos g. El índice de evaporación de los agujeros negros, depende del cuadrado de su masa: un agujero negro de unas 8 masas solares, tarda en evaporarse 1071 años.

¿Por qué nada escapa a la atracción de un agujero negro?

La fuerza gravitatoria que un cuerpo masivo ejerce sobre otro depende de las masas de ambos y su distancia, y de una constante. F = G*Mm/r² donde G es una constante que vale 6,67 * 10-11, M es la masa del cuerpo “grande”, m la del pequeño y r la distancia que los separa.

Una consecuencia de la fuerza de gravedad es la denominada velocidad de escape, que es la mínima velocidad que debe tener un cuerpo para escapar a la actracción gravitatoria de un otro cuerpo más masivo, la velocidad de escape viene dada por v² = 2GM/r² donde G, M y r son los mismos que antes. Por tanto, a una distancia igual al radio de la tierra, esa velocidad vale en torno a 11 km/s.

Ahora bien, teniendo una masa enorme, si el radio es lo suficientemente pequeño puede llegar a darse el caso de que v sea mayor que la velocidad de la luz (c = 3*108 m/s). Y dado que como consecuencia de la relatividad especial la velocidad de la luz no se puede rebasar, si un cuerpo tiene una velocidad de escape mayor a la de la luz, nada puede escapar de su horizonte de sucesos. Y precisamente en los agujeros negros sucede que esta velocidad de escape es mayor que la velocidad de la luz.

Cosmología: La Esfera Celeste

Cosmología- La Esfera Celeste

Cosmología: La Esfera Celeste

La Esfera Celeste
Aunque la facultad de medir las distancias de los objetos celestes es una conquista relativamente reciente de la astronomía, las posiciones reales de las estrellas en el firmamento se han definido y cartografiado ya desde hace miles de años.

Tanto si una estrella dista de la Tierra un parsec como si dista mil, su posición puede señalarse con absoluta precisión en esa esfera imaginaria que rodea la Tierra: la esfera celeste.

La idea de esa bóveda tachonada de estrellas se concibió para permitir la localización de las estrellas de un modo similar al que se utiliza para definir las situaciones terrestres, en términos de latitud y longitud. Esa esfera celeste imaginaria esta dividida en un sistema cuadriculado que corresponde directamente al entramado terrestre de latitudes y longitudes. Sin embargo, en el sistéma astronómico las dos coordenadas son la ascensión recta (AR), equivalente a la longitud celeste, y la declinación, equivalente a la latitud.

Esas coordenadas se miden respecto a un ecuador celeste imaginario, proyección del ecuador terrestre en la esfera celeste. Los polos celestes también son extensiones de los polos terrestres.

La eclíptica, círculo imaginario de la esfera celeste, representa el plano de la órbita de la Tierra en torno al Sol, como el eje de rotación de la Tierra está inclinado en un ángulo de 23,5º respecto al polo de la eclíptica, el ecuador celeste tiene esa misma inclinación. El ecuador celeste y la eclíptica coinciden en dos puntos opuestos que señalan los equinoccios.

Cosmología: El Tiempo Sidéreo.

El Tiempo Sidéreo
Al dividir la esfera celeste en horas de ascensión recta – una hora corresponde al tiempo que tarda en pasarnos por encima una hora de ascensión recta -, el sistema cronológico empleado para localizar un astro se rige por las posiciones de las estrellas en la esfera celeste y no por las del Sol.

Los movimientos del Sol y de las estrellas son en realidad aparentes: los motiva la rotación de la Tierra. Además, el día de las estrellas (día sidéreo) es un poco más corto que el día solar, como resultado de la traslación de la Tierra en torno al Sol, al cabo de un dia, la tierra ha recorrido 1/365 de su órbita, lo que equivale a 3 minutos y 56 segundos, que pierde el día sidéreo. Los astrónomos emplean el tiempo sidéreo para obtener la ascensión recta de un cuerpo celeste sin tener que verificar las compensaciones exigidas por el día solar, que es más largo.

Distancia de las estrellas
Es muy complicado medir las distancias entre las estrellas. En parte por ser distancias enormes y en parte por su aparente pequeñez. Además su luminosidad aparente no nos da información veraz acerca de su distancia ya que cada estrella tiene una luminosidad diferente. Pese a ello hay dos maneras de hacerlo. Uno acude al paralaje estelar y el otro compara la estrella desconocida con otras cuya distancia conocemos.

El método del paralaje consiste en medir el ángulo q que subtiende la línea que une la tierra con la estrella, con la línea que une el Sol con la estrella, como muestra la siguiente imagen:

Para medir el ángulo de forma adecuada se esperan 6 meses entre ambas mediciones de forma que los ángulos sean iguales pasado ese tiempo, y la distancia de la estrella al Sol es la inversa del coseno de q, y con un poco de trigonometría se calcula fácilmente la distancia entre la Tierra y dicha estrella con bastante precisión. Evidentemente en la imagen no se ha guardado ninguna escala, ya que resultaría imposible. Los ángulos que subtienden las estrellas suelen ser de unos segundos de arco, lo que dificulta enormemente la medición de la distancia por paralaje. Por ejemplo, el paralaje de a Centauri es de unos 0.76 segundos de arco, y de ahí se extrae que dicha estrella dista de nosotros algo más de 4 años Luz de la tierra. (Aunque a Centauri es un sistema triple, tomamos como distancia al centro de dicho sistema).

Clases espectrales
El tamaño de las estrellas varía considerablemente, de las supergigantes, cientos de veces mayores que el Sol a las enanas, menores que nuestro planeta. El sol es de tamaño medio (1.4 · 106 Km, es más o menos 110 veces mayor que la Tierra, en cambio Antares, una supergigante es 560 veces mayor que el sol (7.8 · 108). Para hacernos una idea si Antares ocupase el lugar del Sol, llegaría hasta Júpiter. A excepción del Sol los diámetros de las estrellas son complicados de medir. Algunas se pueden medir por ocultacion lunar, en el que se mide el tiempo que pasa desde que la luna tapa a la estrella hasta que vuelve a ser visible de nuevo, y otra es la interferometría speckle o de puntos en la que se fotografía a la estrella y se analiza por ordenador.

Composición Química
Casi todas las estrellas están compuestas por una composición química muy semejante, de hecho hay que analizar muchas para hallar variaciones notables. La composición de una estrella es básicamente de hidrógeno (H2) y Helio (He), este último resulta de las reacciones termonucleares del hidrógeno en la estrella.

El análisis espectral del Sol revela que esta compuesto en un 92.4% de H2 ,en un 7.4% de He; y el 0.2% restante de otros elementos químicos. El análisis espectral sólo nos muestra la composición en las capas más superficiales de las estrellas así que hay que recurrir a métodos más sofisticados para averiguar la composición interna.

Las evidencias sobre la composición interior de las estrellas proceden sobre todo por la presencia en sus atmósferas de Tecnecio (Tc), es radiactivo y se desintegra rápidamente, pero se ha detectado en algunas estrellas gigantes, por lo que se deduce que se crea en su interior.

Astronomía: En la antigüedad

Astronomía: En la antigüedad

Astronomía: En la antigüedad

La astronomía en la antigüedad

Desde que el hombre empezó a contemplar el formamento, en los albores de la civilizacion, el Sol, la Luna, las estrellas, los planetas, los cometas, y los meteoros revistieron un aura de prodigio, misterio e imponente respeto. Despues, en una etapa aún muy precoz del desarrollo de la civilización, el hombre se impuso el estudio del cielo de un modo mas científico, ello ue un paso importante hacia el conocimiento del mundo natural y la ulterior modificación de este en beneficio de los humanos. Al aumentar después los conocimientos astronómicos, aumentó también nuestro conocimiento y dominio de la naturaleza, hasta llegar al enorme acervo científico y tecnológico de nuestros días. No obstante nos queda mucho -en mi opinion demasiado – por descubrir.

Imaginémonos cómo sería la vida humana si no hibiésemos podido ver el cielo por estar cubierto de nubes permanentemente; no tendríamos tal vez manera alguna de medir el tiempo, para lo cual el Sol tiene un valor inestimable, ni habría calendarios, con toda su importancia para determinar los momentos idóneos para la siempre, etc.

La astronomía prehistorica

Los astrónomos de las culturas megaliticas tuvieron unos conocimientos realmente sorprendentes de los movimientos de los astros y de la geometría práctica. Nos demuestran que poseyeron ese gran saber los grupos de grandes piedras erectas – megalitos, algunos de mas de 25 toneladas de peso -, dispuestas de acuerdo a esquemas geometricos regulares, hallados en numerosas partes del mundo – por ejemplo, Stonehenge en Inglaterra o Carnac en Francia – fueron eregidos de modo que señalasen la salida y la puesta del Sol y de la Luna en momentos especificos de año; señalan especialmenta las ocho posiciones extremas de la Luna en sus cambios de declinación del ciclo de 28 dias que media entre la luna llena y la siguiente. Stonehenge es probablemente el mejor y mas conocido de esos observatorios prehistoricos de piedras en circulo. Fue construido a lo largo de unos 600 años entre 2200 – 1600 a. C., y la mayoria de sus grandes piedras estan colocadas en relación con la Luna y el Sol no con las estrellas. Se adoptó ese plan probablemente en vista de que las declinaciones de las estrellas (y sus posiciones en el cielo) cambian gradual e imperceptiblemente – efecto que se dejaría sentir durante los siglos que se tardó en construir Stonehenge -, mientras que las del Sol y la Luna lo hacen siguiendo ciclos predecibles. Stonehenge fue erigido a 51º de latitud norte, y se tuvo en cuenta el hecho de que el ángulo existente entre el punto de salida del Sol en el solsticio de verano, y el punto más meridional de la Luna, es un ángulo recto.

El círculo de piedras, que se dividía en 56 segmentos, podía utilizarse para determinar la posición de la Luna a lo largo del año. Y también para averiguar las fechas de los solsticios de verano e invierno, y para predecir los eclipses solares.

Vemos así cómo los círculos de piedras le dieron al hombre del megalítico un calendario bastante seguro, requisito esencial para su asentamiento en comunidades organizadas agrícolas y venatorias, tras el último período glacial, unos 104 años a. C. Pero, aunque el hombre primitivo aprendió poco a poco a servirse del cielo para regular sus hábitos, siguió adorando los astros. Así se inició una vertiente del estudio del cielo, la astrología, que centraba su atención en las relaciones existentes entre los movimientos estelares y los planetas, y su supuesta relación con los asuntos humanos.
– Ver esquema de Stonehenge –

Los antiguos griegos

Entre todas las civilizaciones antiguas, son, los griegos, los que más hicieron avanzar a la astronomía; así como muchas otras ciencias, que consideraron siempre como una parte de la filosofía natural. Su civilización duró más de mil años. Su astronomía se inició entre los años 450 a 350 a.C., aunque la mayoría de sus grandes logros científicos se afianzaron a partir del 300 a.C.

El foco principal de la civilización griega fue Alejandría. En su famosa biblioteca se amasó el saber provieniente de los babilonios e indios, así como posteriormente, también el de los árabes.

El universo geocéntrico

Uno de los primeros científicos griegos, fué Pitágoras, que vivió en el siglo VI a.C. es conocido hoy por su teorema. Este teorema resulta importantísimo, puesto que introdujo en la geometría en concepto de los números, la trigonometría, la base de la astronomía posicional y el sistema de coordenadas estelares de hoy en día. Pitágoras introdujo también la equivocada idea de que la Tierra era el centro fijo del universo, lo que se denomina teoría geocéntrica. Esta teoría recibió un gran apoyo: Aristóteles, Ptolomeo, Euxodio de Cnido (que propuso un complicado modelo del universo, compuesto por 27 esferas interconexas con la Tierra por centro común) y otros muchos grandes pensadores. Y siguió siendo aceptada hasta Copérnico. Sin embargo, algunos científicos griegos cuestionaron la teoría geocéntrica, especialmente Aristarco de Samos, que propuso la teoría que hoy conocemos como verdadera: la tierra gira alrededor del sol. Pero semejantes opiniones disidentes fueron ridiculizadas porque se veía “claramente” que la Tierra estaba fija y los cuerpos celestes giraban en torno a ella.

Galileo Galilei (1564-1642)

Galileo Galilei

Galileo Galilei

Físico y astrónomo italiano. Galileo procedía de una antigua familia florentina. Recibió en Florencia una educación completa, pero la debió menos a sus maestros que fueron mediocres, que a su propio genio. Suplía con numerosas lecturas las lagunas de su enseñanza. A los dieciseis años entró en la Universidad de Pisa para estudiar filosofía, con intenciones de estudiar más tarde medicina. Al propio tiempo, se inició en matemáticas leyendo los Elementos de Euclides; es probable que tomara contacto también con las obras de Arquímedes, ya que utilizó las mismas para idear la balanza hidrostática, que utilizó en la medición de densidades, y proclamó la ley de los vasos comunicantes.

Fue a la edad de diecinueve años cuando efectuó la primera de sus célebres observaciones. Contemplando en la catedral de Pisa una lámpara que el sacristán acababa de encender y que se balanceaba bajo la bóveda, observó que sus osculaciones se efectuaban siempre en el mismo tiempo, aunque su amplitud disminuyera. Examinando otras lámparas notó que el período de oscilaciones no dependía del peso, sino tan sólo de la longitud de la cadena que las sostenía.

Recorriendo el extremo de su cadena un arco de círculo, la lámpara poseía igual movimiento que si cayese a lo largo de un camino curvado, y la duración no dependía del pso. Galileo dedujo que todos los cuerpos caen a la misma velocidad, a menos que la resistencia del aire no frene su movimiento. Se cuenta que subió a la torre de Pisa y dejo caer unas bolas de distinto material, pero de suficiente densidad, observó como caían todas al mismo tiempo.

Estos resultados de una maravillosa sencillez, desmoronaban la enseñanza tradicional ya que, sin preocuparse por la menor verificación experimental, se creía que los cuerposa caían con una velocidad ligada a su pesadez o a su ligereza. Debido a ello, Galileo se creó sólidas enemistades. Afortunadamente, la república de Venecia le ofreció una cátedra de matemáticas en Padua en 1592. Y fue allí donde llevó a cabo sus principales trabajos. Continuó su estudio de lo que entonces se llamaba “la caída de los graves”, preocupándose por descubrir la ley exacta de este movimiento. Pero al ser éste demasiado rápido para permitir mediciones directas, tuvo la idea de observar una caída más lenta mediante un plano no inclinado. En 1602 realizó su famoso experimento. Hizo rodar una bola por una ranura de madera bien lisa y determinó los tiempos correspondientes a distintas longitudes, pesando el agua salida de un grifo con caudal constante. Halló así que los espacios recorridos son proporcionales al cuadrado de los tiempos; dicho de otra forma, el movimiento de caída se acelera uniformemente. Este resultade seguía siendo válido inclinando el plano; cuando éste último llegaba a la vertical, la caída se hacía libre, y Galileo extendió a este caso límite la ley precedente.De la misma época datan muchas otras observaciones, cuyo conjunto permite ver en Galileo el creador de la dinámica.

Galileo fijó su atención sobre muchos campos, pero en óptica fue de importancia primordial. Se dice que hacia 1612, construyó el primer telecopio, o al menos, fue el primero en utilizarlo con fines científicos. En todo caso, en 1609, cuando residía en Venecia, fue cuando realizó la lente de objetivo convergente y ocular divergente, al que su nombre ha quedado unido. Sin duda no fue el inventor, pero las cualidades de esta lente lo hacen sobrepasar a los contemporáneos.

En el acto apuntó esa lente, no hacia objetos terrestres, sino hacia el cielo, lo que nadie había hecho hasta entonces, y anunció una gran cantidad de descubrimientos. Al principio, sus observaciones se efectuaron sobre la Luna, verificó que siempre presenta la misma cara, observó su orografía. Luego descubrió los cuatro satélites principales de Júpiter, de los que estudió sus movimientos. Descubrió también los anillos de Saturno, las manchas y rotación del Sol, las fases de Venus, las variaciones del diámetro aparente de los planetas; novedades que confirmaron su presunción de que el modelo heliocéntrico de Copérnico invalidaba el de Ptolomeo.

En 1610, Galileo accedió a las solicitaciones del duque Cosme II de Médicis. Fue nombrado primer matemático de la Universidad de Pisa y filósofo del gran duque, sin estar obligado a profesar y nisiquiera residir en aquella ciudad. Pero pronto suscitó gran número de envidiosos y fue denunciado a la Santa Sede. Las doctrinas de Copérnico, que él no cesaba de enseñar, habían sido aprobadas por Pablo III en su tiempo, pero entonces tenían por adversarios a la mayor parte de eruditos de Europa que seguían ciegamente a Aristóteles. En consecuencia, los jueces de Roma declararon en 1616 que ese sistema era absurdo y herético. Galileo recibió la orden de abandonar la enseñanza y regresó a Florencia.

Pero la aparición de tres cometas en 1618 le condujo nuevamente a la astronomía. Reanudó en 1632 la defensa del nuevo sistema en su obra Dialogo sopra i massimi sistemi del mondo, Tolemaico e Copernicano. El papa Urbano VIII creyó reconocerse en un personaje de ese diálogo. La obra sometida al dictamen de la Inquisición, ante cuyo tribunal, Galileo fue obligado con 69 años de edad a comparecer. El proceso duró veinte días; Galileo apenas si se defendió y se vio obligado a pronunciar, arrodillado, la abjuración de su doctrina. Se dice que al levantarse, golpeó el suelo con el pie y exclamó: “Eppur, si muove” (“Y sin embargo, se mueve”).