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LOS AGUJEROS NEGROS

Un agujero negro es una región del espacio-tiempo provocada por una gran concentración de masa en su interior, con enorme aumento de la densidad, lo que genera un campo gravitatorio tal que ninguna partícula material, ni siquiera los fotones de luz, pueden escapar de dicha región.

Por lo general se forman cuando una estrella se convierte en supernova, su núcleo explota y no existe una fuerza conocida que pueda detener la inmensa gravedad que se cierne sobre él. Se cree que casi todas las galaxias contienen agujeros negros en su centro, millones y miles de millones más masivos que nuestro sol. Algunos de ellos son los objetos más violentos y energéticos del universo: al absorber estrellas, polvo y gases, estos agujeros negros disparan jets de radio y emiten puntos de luz sumamente intensos llamados cuásares.

Las investigaciones de expertos como Stephen Hawking parecen indicar que los agujeros negros no capturan la materia por siempre, sino que a veces hay “goteos” lentos, en forma de una energía llamada radiación de Hawking. Eso significa que es posible que no tengan una vida eterna. Los agujeros se van achicando y sucede que la tasa de radiación aumenta a medida que la masa de agujero disminuye, de tal manera que el objeto irradia más intensamente a medida que se va desvaneciendo. Pero nadie está seguro de lo que sucede durante las últimas etapas de la evaporación de un agujero negro. Algunos astrónomos piensan que permanece un diminuto remanente. En general, el concepto de la evaporación de agujeros negros sigue siendo más bien especulativo. 
Cuando dos galaxias se unen, sus agujeros negros supermasivos (miles de millones el tamaño del sol) tienen que interactuar, ya sea en un violento impacto directo o acercándose hacia el centro hasta tocarse uno con otro. Y es ahí donde las cosas se ponen interesantes. En vez de acercarse de buena manera, las fuerzas de ambos monstruos son tan extremas que uno de ellos es expulsado fuera de la galaxia a una velocidad tan tremenda que nunca puede regresar. Por su parte, el agujero que lo expulsa recibe una enorme cantidad de energía, que inyecta en el disco de gas y polvo que lo rodea. Y entonces este disco emite un suave resplandor de rayos X que dura miles de años. El choque de dos agujeros negros es un evento rarísimo.

Nebulosa

Las nebulosas son regiones del medio interestelar constituidas por gases (principalmente hidrógeno y helio) y elementos químicos pesados en forma de polvo cósmico. Tienen una importancia cosmológica notable porque muchas de ellas son los lugares donde nacen las estrellas por fenómenos de condensación y agregación de la materia; en otras ocasiones se trata de los restos de estrellas ya extintas o en extinción.

Las nebulosas asociadas con estrellas jóvenes se localizan en los discos de las galaxias espirales y en cualquier zona de las galaxias irregulares, pero no se suelen encontrar en galaxias elípticas puesto que éstas apenas poseen fenómenos de formación estelar y están dominadas por estrellas muy viejas. El caso extremo de una galaxia con muchas nebulosas sufriendo intensos episodios de formación estelar se denomina galaxia starburst.

Antes de la invención del telescopio, el término «nebulosa» se aplicaba a todos los objetos celestes de apariencia difusa. Por esta razón, a veces las galaxias son llamadas impropiamente nebulosas; se trata de una herencia de la Astronomía de siglo XIX que ha dejado su signo en el lenguaje astronómico contemporáneo.

Las nebulosas se pueden clasificar en tres grandes categorías según la naturaleza de su emisión:


Nebulosas oscuras

Una nebulosa oscura es una acumulación de gas o polvo interestelar no relacionado con ninguna estrella o alejado de éstas, de tal forma que no es perturbada por su energía, por lo que su presencia sólo puede ser advertida por contraste con un fondo estelar poblado o una nebulosa de emisión más alejados.

En este caso la nebulosa no emite ni refleja ninguna luz por estar lejos de las estrellas, pero sí absorbe la luz de objetos que están detrás de ella. Por lo tanto, su existencia se deduce por la presencia de una región oscura que destaca sobre el fondo de cielo estrellado. Por ejemplo: Saco de Carbón en la constelación de la Cruz del Sur, y también es muy famosa la nebulosa Cabeza de Caballo, en la constelación de Orión.

Nebulosas de reflexión

Estas nebulosas reflejan la luz de estrellas cercanas que no son lo suficientemente calientes como para emitir la radiación ultravioleta necesaria para excitar el gas de la nebulosa. Generalmente, estas nebulosas están formadas por los residuos del gas que dio origen a la estrella, y su espectro es similar al de las estrellas cuya luz reflejan. Por ejemplo la estrella Mérope en el cúmulo abierto de las Pléyades (M45).

Nebulosas de emisión

En este caso el gas que compone la nebulosa brilla como consecuencia de la transformación que sufre por la intensa radiación ultravioleta de estrellas vecinas calientes. En astrofísica estos objetos se denominan regiones H II y son fundamentales a la hora de analizar la composición química y las propiedades físicas de las nebulosas gracias al análisis de su espectro, compuesto por multitud de líneas de emisión de los elementos químicos que albergan. La línea de emisión más brillante e importante es H-alfa , localizada en la zona roja del espectro, siendo éste el motivo por el que dicho color domine en las imágenes tradicionales de nebulosas de emisión. Pero también se detectan líneas de emisión de helio, oxígeno, nitrógeno, azufre, neón o hierro. Dependiendo de la naturaleza de la nebulosa de emisión, se subdividen en dos grupos totalmente distintos.

El resto de supernova es el material liberado en la titánica explosión que pone fin a las estrellas masivas. El gas de este tipo de nebulosas puede ser afectado tanto por la propia energía entregada por la supernova, como por la emisión de una posible estrella de neutrones  en su seno. Tal vez ejemplo más famoso de resto de supernova sea la Nebulosa del Cangrejo.

Kepler-22 b EL NUEVO PLANETA

Kepler-22b es el primer exoplaneta encontrado en la zona habitable y podría ser un planeta con vida ya que puede que presente todas las condiciones para ello, como agua, y temperatura y atmósfera adecuadas. Fue descubierto durante la misión espacial del satélite Kepler. El planeta se encuentra a 600 años luz de distancia, tiene 2,4 veces el radio de la tierra y orbita su sol en 289 días.

El descubrimiento fue anunciado el día 5 de diciembre de 2011. El planeta fue originalmente descubierto en el tercer día de las operaciones científicas de Kepler a mediados de 2009. El tercer tránsito fue detectado a finales de 2010. La información adicional fue proporcionada por el telescopio espacial Spitzer y observaciones terrestres. El radio del planeta es aproximadamente 2 veces el radio de la Tierra, está ubicado a 600 años luz de la Tierra, y orbita alrededor de la estrella tipo G Kepler 22.

Por el momento, se desconoce la composición de su masa y superficie. Si su densidad fuera parecida a la de la Tierra (5515 g/cm3) su masa equivaldría a la de 13,8 Tierras, mientras que la gravedad de la superficie sería 2,4 veces mayor que la de nuestro planeta. Si el planeta Kepler-22b tuviera la densidad del agua (1 g/cm3) entonces su masa sería 2,5 veces la de la tierra y su gravedad sería de 0,43 veces la nuestra. El planeta podría entrar a la categoría de los planetas conocidos como supertierras, dependiendo cuál sea su masa actual.

La distancia de Kepler-22b a su estrella madre es 15% menor que la distancia de la tierra al del Sol, pero la luminosidad (emisión de luz) de la estrella de Kepler-22b es un 25% menor que la del Sol. La combinación de una distancia menor a la estrella y una menor intensidad de los rayos emitidos por ésta hace suponer que, si el planeta no tiene atmósfera (caso improbable), la temperatura de su superficie será de unos -11 °C, mientras que si dispone de una atmósfera similar a la terrestre, la temperatura media del planeta estaría en unos 27 °C. Si la atmósfera proporciona una efecto invernadero similar en magnitud a la de la Tierra, el planeta tendría un temperatura de superficie de 22° C.

Todos estos datos combinados hacen suponer que, hasta la fecha, este planeta es el mejor candidato para poder poseer vida. Si a su masa y temperatura le sumamos la existencia de agua, se darían todas las premisas para que los elementos biológicos hicieran su aparición aunque, de momento y hasta tener nuevas pruebas, únicamente hablamos de suposiciones.

Con dos veces el tamaño de la Tierra, Kepler 22b es considerablemente más grande que la Tierra, y quizás tenga una composición diferente. Por ejemplo, el nuevo planeta quizás no sea unasupertierra, si no que se parecería a Neptuno, que es principalmente un océano con una pequeña roca nuclear. Sin embargo, Natalie Batalha, una de las científicas en el proyecto, especuló: «Esto no va más allá de la posibilidad que la vida podría existir en un (planeta) océano».

SATURNO

Saturno es el sexto planeta del Sistema Solar, es el segundo en tamaño y masa después de Júpiter y es el único con un sistema de anillos visible desde nuestro planeta. Su nombre proviene del dios romano Saturno. Forma parte de los denominados planetas exteriores o gaseosos, El aspecto más característico de Saturno son sus brillantes anillos. Antes de la invención del telescopio, Saturno era el más lejano de los planetas conocidos y, a simple vista, no parecía luminoso ni interesante.

El primero en observar los anillos fue Galileo en 1610 pero la baja inclinación de los anillos y la baja resolución de su telescopio le hicieron pensar en un principio que se trataba de grandes lunas. Debido a su posición orbital más lejana que Júpiter los antiguos romanos le otorgaron el nombre del padre su órbita, casi el triple que Júpiter y respecto a Mercurio, Venus y Marte la diferencia es mucho mayor. deJúpiter al planeta Saturno.

Los griegos y romanos, herederos de los sumerios en sus conocimientos del cielo, habían establecido en siete el número de astros que se movían en el firmamento: el Sol, la Luna, y los planetas Mercurio, Venus,Marte, Júpiter y Saturno, las estrellas que a distintas velocidades orbitaban en torno a la Tierra, centro del Universo. De los cinco planetas, Saturno es el de movimiento más lento, emplea unos treinta años en completar su orvita
Saturno es un planeta visiblemente achatado en los polos con un ecuador que sobresale formando un esferoide ovalado. Los diámetros ecuatorial y polar son respectivamente. Este efecto es producido por la rápida rotación del planeta, su naturaleza fluida y su relativamente baja gravedad. Los otros planetas gigantes son también ovalados pero no en tan gran medida. Saturno posee una densidad específica siendo el único planeta del Sistema Solar con una densidad inferior a la del agua. El planeta está formado por un 90% de hidrógeno y un 5% de helio.

El volumen del planeta es suficiente como para contener 740 veces la Tierra, pero su masa es sólo 95 veces la terrestre, debido a la ya mencionada densidad media.
El periodo de rotación de Saturno es incierto dado que no posee superficie y su atmósfera gira con un periodo distinto en cada latitud

El interior del planeta es semejante al de Júpiter, con un núcleo sólido en el interior. Sobre él se extiende una extensa capa de hidrógeno líquido y sólido (debido a los efectos de las elevadas presiones y temperaturas). Los 30.000 km exteriores del planeta están formados por una extensa atmósfera de hidrógeno y helio. El interior del planeta contiene probablemente un núcleo formado por materiales helados acumulados en la formación temprana del planeta y que se encuentran en estado líquido en las condiciones de presión y temperatura cercanas al núcleo. 

JÚPITER

Es el mayor de los planetas del sistema solar. Su distancia media al Sol es de 5,2 UA y da una vuelta a su alrededor cada 11,9 años. Su diámetro ecuatorial es de 142800 Km (unas 11 veces la Tierra) y su diámetro polar es 135000 Km. Su masa es 318 veces la de la Tierra y su densidad, de 1,3 g/cc, no es mucho mayor que la del agua. Su baja densidad sugiere que la gravedad de Júpiter es de 2,5 veces la de la Tierra, por lo que ni siquiera los elementos más ligero pueden escapar de su atmósfera. Se supone que la composición de Júpiter, a diferencia de la de los planetas de tipo terrestres, es la características de la materia a partir de la cual se formaron. En el centro del planeta puede haber un núcleo rocoso con una masa entre 10 y 20 veces superior a la de la Tierra. La mayor parte del planeta, hasta una profundidad de 25000 Km , está formado por hidrógeno metálico (a causa de la alta presión existente, superior a los 3 millones de  atmósferas). 

Por encima de esta región, hasta una profundidad de 1000 Km, el hidrógeno es líquido, con una temperatura de varios millones de grados. La capa superior, de 1000 Km de espesor, constituye la atmósfera de Júpiter, formada por hidrógeno y helio en la misma proporción que el Sol. La superficie de esta capa es lo que se puede ver desde la Tierra con un telescopio. Su estructura está integrada por bandas de nubes de color claro (zonas) y de color oscuro (cinturones), dispuestas paralelamente al ecuador. El movimiento de algunas manchas irregulares indica que la rotación del planeta es de 9 h 51 m en las regiones ecuatoriales y de 9 h 56 m en latitudes mayores. A 22º latitud Sur aparece la gran mancha roja, observada desde hace más de 100 años formada por un  vórtice de nubes que giran en sentido antihorario. Las observaciones realizadas por las sondas interplanetarias Pioneer 10 y 11, en 1973 y 1974, y las Voyager, en 1979, han permitido obtener gran cantidad de información sobre Júpiter y su atmósfera. 

Las zonas claras son áreas de nubes altas que contienen cristales de amoníaco, sustentadas por la convección de gases calientes. Los cinturones oscuros son flujos de gas en descenso y nubes más bajas compuestos sulfurosos y orgánicos complejos. Por otra parte, Júpiter tiene un campo magnético muy intenso, unas 17000 veces más que el de la Tierra. Esta inclinado 11º respecto de su eje de rotación, fenómeno producido probablemente por efecto dinamo dentro la zona de hidrógeno metálico conductor. La magnetosfera de Júpiter se extiende más de 20 millones de Km y el movimiento del satélite Io a través de ella produce intensas explosiones de radiación radio de ondas de decamétricas. Los electrones de la magnetosfera produce además radiación radio de longitud de onda de disimétrica. Júpiter posee un mínimo de 16 satétiles y un sistema de anillos (descubiertos por el Voyager) situado a unos 50000 Km de la superficie visible del planeta. 

Los satélites pueden dividirse en tres grupos importantes: un grupo exterior de 4 cuerpos pequeños (Ananke, Carme, Pasifae ySinope), que se mueven en órbitas retrógradas con períodos de unos 700 días. Un grupo intermedio formado por cuatro pequeños satélites (Leda, Himalia, Lisiteq y Elara), con inclinaciones de unos 28º y períodos de unos 250 días. Ambos grupos pueden ser pequeños planetas capturados por Júpiter. 

El grupo interior está formado por cinco satélites descubiertos recientemente, Amaltea y los cuatro grandes satélites galileanos (Io, Europa, Ganímedes yCalisto). Io, con un tamaño comparable al de la Luna, tiene una temperatura superficial de 140º y las fotografías del Voyager 1 mostraron una intensa actividad volcánica. Ganímedes tiene una atmósfera compuesta probablemente de metano y amoníaco. Tanto Europa comoGanímedes están recubiertos por una capa de hielo. Las superficies de Ganímedes y Calistocontienen una gran cantidad de cráteres. 

VENUS

Venus es el segundo planeta del Sistema Solar mas cercano al sol y el tercero mas pequeño. Recibe su nombre en honor a Venus, la diosa del amor. Se trata de un planeta rocoso y terrestre, también llamado con el planeta hermano de la Tierra, ya que son parecidos en tamaño, masa y composición, pero muy diferentes en la temperatura, clima y atmósfera. 

Venus gira sobre sí mismo lentamente en un movimiento retrógrado, en el mismo sentido de las manecillas del reloj, de Este a Oeste en lugar de Oeste a Este como el resto de los planetas (excepto Urano), tardando en hacer un giro completo sobre sí mismo 243 días terrestres. Un año venusiano equivale a 466 días terrestres.
Atmósfera de Venus
Venus tiene una atmósfera densa, compuesta en su mayor parte por dióxido de carbono y una pequeña cantidad de nitrógeno. La presión al nivel de la superficie es 90 veces superior a la presión atmosférica en la superficie terrestre. La enorme cantidad de CO2de la atmósfera provoca un fuerte efecto invernadero que eleva la temperatura de la superficie del planeta hasta cerca de 464 °C en las regiones menos elevadas cerca del ecuador. Esto hace que Venus sea más caliente que Mercurio, a pesar de hallarse a más del doble de la distancia del Sol que éste y de recibir sólo el 25% de su radiación solar.

Existen pocos datos directos sobre la geoquímica y la estructura interna de Venus. Pero el parecido en tamaño y densidad entre Venus y la Tierra indica que ambos comparten una estructura interna común: un núcleo, un manto, y una corteza. Al igual que la Tierra, se sospecha que el núcleo de Venus es al menos parcialmente líquido. El menor tamaño y densidad de Venus indica que las presiones en su interior son menores que en la Tierra. La diferencia principal entre los dos planetas es la falta de placas tectónicas en Venus, probablemente debido a la sequedad del manto y la superficie. Como consecuencia, la pérdida de calor en el planeta es escasa, evitando su enfriamiento. También carece de un campo magnético interno.

Venus posee una densa atmósfera, compuesta en su mayor parte por dióxido de carbono y una pequeña cantidad de nitrógeno. La presión al nivel de la superficie es 90 veces superior a la presión atmosférica en la superficie terrestre. La enorme cantidad de CO2 de la atmósfera provoca un fuerte efecto invernadero que eleva la temperatura de la superficie del planeta hasta cerca de 464 °C en las regiones menos elevadas cerca del ecuador. Esto hace que Venus sea más caliente que Mercurio, a pesar de hallarse a más del doble de la distancia del Sol que éste y de recibir sólo el 25% de su radiación solar. Debido a la inercia térmica de su masiva atmósfera y al transporte de calor por los fuertes vientos de su atmósfera, la temperatura no varía de forma significativa entre el día y la noche.

La radiación solar casi no alcanza la superficie del planeta. La densa capa de nubes refleja al espacio la mayoría de la luz del Sol y la mayor parte de la luz que atraviesa las nubes es absorbida por la atmósfera. Esto impide a la mayor parte de la luz del Sol que caliente la superficie. 

NEPTUNO

Neptuno es el octavo planeta en distancia respecto al Sol y el más lejano del Sistema Solar. Forma parte de los denominados planetas exteriores o gigantes gaseosos, y es el primero que fue descubierto gracias a predicciones matemáticas. Su nombre fue puesto en honor al dios romano del mar (Neptuno), y es el cuarto planeta en diámetro y el tercero más grande en masa. Su masa es 17 veces la de la Tierra y ligeramente más masivo que su planeta «gemelo» Urano, que tiene 15 masas terrestres y no es tan denso. El planeta Neptuno fue encontrado por Galle, el 23 de septiembre de 1846. Más tarde se advirtió que Galileo ya había observado Neptuno en 1611, pero lo había confundido con una estrella.Neptuno es un planeta dinámico, con manchas que recuerdan las tempestades de Júpiter. La más grande, la Gran Mancha Oscura, tenía un tamaño similar al de la Tierra, pero en 1994 desapareció y se ha formado otra. Los vientos más fuertes de cualquier planeta del Sistema Solar se encuentran en Neptuno.


Los dibujos de Galileo muestran que Neptuno fue observado por primera vez el 28 de diciembre de 1612 y luego el 27 de enero de 1613, pero en ambas ocasiones Galileo condundió Neptuno con una estrella cerca de Júpiter. En 1821, Alexis Bouvard publicó en sus tablas astronómicas la órbita de Urano. Las observaciones llevaron a que sospecharan de que existia otro cuerpo que invadia la órbita de Urano, y así sucesivamente, los matemáticos realizaron cálculos sobre el octavo planeta,hasta que el 23 de septiembre de 1846, donde le Verrier había predicho que lo encontraría.

Poco después de su descubrimiento, Neptuno fue llamado, simplemente, "el planeta que le sigue a Urano" o "el planeta de Le Verrier". La primera sugerencia de un nombre provenía de Galle, quien propuso el nombre de Janus. Mientras que Le Verrier sugirió Neptuno para el nuevo planeta, salió en favor de ese nombre el 29 de diciembre de 1846, en la Academia de Ciencias de San Petersburgo. Se le decidió poner el nombre de Neptuno (Dios del mar).

Desde su descubrimiento hasta 1930, Neptuno fue el planeta conocido más lejano. Con el descubrimiento de Plutón en 1930, Neptuno se convirtió en el penúltimo planeta, salvo durante 20 años entre 1979 y 1999 cuando Plutón cayó dentro de su órbita, pero en 2006, la Unión Astronómica Internacional definió la palabra planeta por primera vez, reclasificando a Plutón como un «planeta enano» y haciendo de nuevo a Neptuno el último de los planetas del Sistema Solar.

La estructura interna de Neptuno se parece a la de Urano: un núcleo rocoso cubierto por una costra helada, oculto bajo una atmósfera gruesa y espesa. Los dos tercios interiores de Neptuno se componen de una mezcla de roca fundida, agua, amoníaco líquido y metano. El tercio exterior es una mezcla de gas caliente compuesto de hidrógeno, helio, agua y metano. Al igual que Urano y a diferencia de Júpiter y de Saturno, la composición de la estructura interna de Neptuno se cree que está formada por capas distintas. La capa superior está formada por nubes de hidrógeno, helio y metano, que se transforman de gas en hielo a medida que aumenta la profundidad. El manto rodea un núcleo compacto de roca y hielo.

El campo magnético de Neptuno, como el de Urano, está bastante inclinado, más de 50 grados respecto al eje de rotación y desplazado al menos 0,55 radios (unos 13.500 km) del centro físico.

Neptuno recibe muy poco calor. Su temperatura en la superficie es de -218 °C. El planeta parece tener una fuente interna de calor. Se piensa que puede ser un remanente del calor producido por la concreción de materia durante la creación del mismo, que ahora irradia calor lentamente hacia el espacio. Esta fuente de calor interno produce potentísimos sistemas climáticos en torno al planeta, como la Gran Mancha Oscura. La atmósfera de Neptuno tiene una estructura de bandas similar a la encontrada en los otros gigantes gaseosos. En este planeta se producen fenómenos como huracanes gigantes, con un diámetro igual al de la Tierra, y otras formaciones de nubes, incluyendo algunos extensos.

EL SOL

El Sol es una estrella del tipo espectral G2 que se encuentra en el centro del Sistema Solar y constituye la mayor fuente de energía electromagnética de este sistema planetario.

 La Tierra y otros cuerpos orbitan alrededor del Sol. Por sí solo, representa alrededor del 98,6 por ciento de la masa del Sistema Solar. La distancia media del Sol a la Tierra es de aproximadamente 149.600.000 kilómetros , y su luz recorre esta distancia en 8 minutos y 30 segundos. La energía del Sol, en forma de luz solar, sustenta a casi todas las formas de vida en la Tierra a través de la fotosíntesis, y determina el clima de la Tierra y la meteorología.

 El Sol se formó entre 4.567,90 y 4.570,10 millones de años y permanecerá en la secuencia principal aproximadamente 5000 millones de años más. A pesar de ser una estrella mediana (aún así, es más brillante que el 85% de las estrellas existentes en nuestra galaxia),

Casi todos los elementos químicos terrestres han sido identificados en la constitución del astro rey, por lo que se ha concluído que, si nuestro planeta se calentara hasta la temperatura solar, tendría un espectro luminoso casi idéntico al Sol. Incluso el helio fue descubierto primero en el Sol y luego se constató su presencia en nuestro planeta. El Sol presenta una estructura en capas esféricas o en "capas de cebolla". La frontera física y las diferencias químicas entre las distintas capas son difíciles de establecer. Sin embargo, se puede determinar una función física que es diferente para cada una de las capas.

Según este modelo, el Sol está formado por: 1) núcleo, 2) zona radiante, 3) zona convectiva, 4) fotosfera, 5) cromosfera, 6) corona, 7) manchas solares, 8) granulación y 9) viento solar.

IMPORTANCIA DEL SOL PARA NUESTRO PLANETA.

La mayor parte de la energía utilizada por los seres vivos procede del Sol, las plantas la absorben directamente y realizan la fotosíntesis, los herbívoros absorben indirectamente una pequeña cantidad de esta energía comiendo las plantas, y los carnívoros absorben indirectamente una cantidad más pequeña comiendo a los herbívoros.

La mayoría de las fuentes de energía usadas por el hombre derivan indirectamente del Sol. Los combustibles fósiles preservan energía solar capturada hace millones de años mediante fotosíntesis, la energía hidroeléctrica usa la energía potencial de agua que se condensó en altura después de haberse evaporado por el calor del Sol, etc.

Sin embargo, el uso directo de energía solar para la obtención de energía no está aún muy extendido debido a que los mecanismos actuales no son suficientemente eficaces.