title: Escenario de Júpiter saltador

text: Se han planteado varias cuestiones con respecto a la conexión entre el modelo de Niza y el bombardeo intenso tardío. Los recuentos de cráteres que usan datos topográficos del Orbitador de Reconocimiento Lunar encuentran un exceso de cráteres pequeños en relación con grandes cuencas de impacto, en comparación con la distribución de tamaños del cinturón de asteroides. Sin embargo, si el Cinturón E fue el producto de colisiones entre un pequeño número de grandes asteroides, puede haber tenido una distribución de tamaños que difiere de la del cinturón de asteroides con una fracción mayor de cuerpos pequeños. Un trabajo reciente ha encontrado que el bombardeo que se origina en la banda interna de los asteroides produciría solo dos cuencas lunares y sería insuficiente para explicar los estratos de esférulas de impacto antiguo. Por el contrario, sugiere que los desechos de un impacto masivo fueron la fuente, y señaló que esto coincidiría mejor con la distribución del tamaño de los cráteres de impacto. Un segundo trabajo coincide y encuentra que el cinturón de asteroides probablemente no fue la fuente del bombardeo tardío. Observando la falta de evidencia directa de cuerpos de impacto comentarios, propone que los planetesimales sobrantes fueron la fuente de la mayoría de los impactos y que la inestabilidad del modelo de Niza pudo haber ocurrido antes. Sin embargo, si se usa una ley de escalado de cráteres diferente, es más probable que se produjeran los impactos atribuidos al bombardeo intenso tardío y los cráteres de impacto más recientes.


title: Escenario de Júpiter saltador

text: Una migración de un planeta gigante en la que la proporción de los períodos de Júpiter y Saturno pasan rápidamente de menos de 2:1 a más de 2:3 puede dejar a los planetas terrestres con órbitas similares a sus órbitas actuales. Las excentricidades e inclinaciones de un grupo de planetas se pueden representar por el déficit de momento angular, una medida de las diferencias de sus órbitas respecto a órbitas coplanarias circulares. Un estudio de Brasser, Walsh y Nesvorny descubrió que cuando se utilizaba un modelo de Júpiter saltador seleccionado, el déficit de momento angular actual tiene una posibilidad razonable (~ 20 %) de reproducirse en simulaciones numéricas si el déficit de momento angular estaba inicialmente entre el 10 % y 70 % del valor actual. La órbita de Marte no se modifica en gran medida en estas simulaciones, lo que indica que su órbita inicial debe haber sido más excéntrica e inclinada que las de los otros planetas. El modelo de Júpiter saltador utilizado en este estudio no fue típico, sin embargo, se seleccionó de entre solo el 5 %, con Júpiter y la proporción del período de Saturno saltando a más de 2:3 mientras se reproducían otros aspectos del sistema solar exterior.


title: Escenario de Júpiter saltador

text: La tasa de éxito global de estos modelos con una inestabilidad tardía que reproduce tanto el sistema solar interior como el exterior es pequeña. Cuando Kaib y Chambers realizaron una gran cantidad de simulaciones comenzando con cinco planetas gigantes en una cadena de resonancia y Júpiter y Saturno en una resonancia de 3:2, el 85 % resultó en la pérdida de un planeta terrestre, menos del 5 % reproduce el déficit de momento angular actual y solo el 1 % reproduce tanto el déficit de momento angular como las órbitas de los planetas gigantes. Además de los cruces de resonancia secular, los saltos en la excentricidad de Júpiter cuando se encuentra con un gigante de hielo también pueden excitar las órbitas de los planetas terrestres. Esto los llevó a proponen que la migración del modelo de Niza ocurrió antes de la formación de los planetas terrestres y que el el bombardeo pesado tardío tuvo otra causa. Sin embargo, la ventaja de una migración temprana se reduce significativamente por el requisito de que la relación del período Júpiter-Saturno supere 2:3 para reproducir el actual cinturón de asteroides.


title: Escenario de Júpiter saltador

text: El modelo de Júpiter saltador puede reproducir la excentricidad y la inclinación de la órbita de Mercurio. La excentricidad de Mercurio se excita cuando cruza una resonancia secular con Júpiter. Cuando se incluyen los efectos relativistas, la tasa de precesión de Mercurio es más rápida, lo que reduce el impacto de este cruce de resonancia y da como resultado una excentricidad más pequeña similar a su valor actual. La inclinación de Mercurio puede ser el resultado de este factor, o de Venus cruzando una resonancia secular con Urano.


title: Escenario de Júpiter saltador

text: La rápida travesía de resonancias a través del cinturón de asteroides puede dejar a su población y la distribución general de sus elementos orbitales conservada en gran medida. En este caso, el agotamiento del cinturón de asteroides debería de haber ocurrido antes, dada la mezcla de sus clases taxonómicas y la excitación de sus órbitas, produciendo una distribución de inclinaciones que alcanzaría un máximo de cerca de 10° y excentricidades en torno a un máximo de 0.1. Esta configuración pueden ser el producto del gran viraje de Júpiter, siempre que se elimine un exceso de asteroides de excentricidad superior debido a las interacciones con los planetas terrestres. La agitación gravitacional producida por protoplanetas incrustados en el cinturón de asteroides también podría producir su agotamiento, mezcla y excitación. Sin embargo, la mayoría, si no todos, de los embriones deben haberse perdido antes de la inestabilidad. Una mezcla de tipos de asteroides podría ser el producto de los asteroides dispersos en el cinturón durante la formación de los planetas. Un cinturón de asteroides inicialmente pequeño podría tener sus inclinaciones y excentricidades excitadas por resonancias seculares que saltasen a través del cinturón de asteroides si las órbitas de Júpiter y Saturno se volvían caóticas mientras estaban en resonancia.


title: Escenario de Júpiter saltador

text: Las órbitas de los asteroides podrían excitarse durante la inestabilidad si el gigante de hielo atravesó durante cientos de miles de años en una órbita cruzando la de Júpiter. Numerosos encuentros gravitacionales entre el gigante de hielo y Júpiter durante este período causarían variaciones frecuentes en el semieje mayor de Júpiter, su excentricidad y su inclinación. El forzamiento ejercido por Júpiter sobre las órbitas de los asteroides y los semiejes mayores donde era más fuerte, también variaría, provocando una excitación caótica de las órbitas de los asteroides que podría alcanzar o superar su nivel actual. Los asteroides de mayor excentricidad serían eliminados más tarde por los encuentros con los planetas terrestres. Las excentricidades de los planetas terrestres se excitan más allá de los valores actuales durante este proceso, sin embargo, requieren que la inestabilidad ocurra antes de su formación en este caso.


title: Escenario de Júpiter saltador

text: El barrido de resonancias y la penetración del gigante de hielo en el cinturón de asteroides resulta en la dispersión de las familias de asteroides colisionantes, formadas durante o antes del bombardeo intenso tardío. Las inclinaciones y excentricidades de una familia de colisión se dispersan debido a las resonancias seculares radicales, incluidas las resonancias de movimiento medias, con las excentricidades más afectadas. Perturbaciones por encuentros cercanos con el gigante de hielo resultarían en la diseminación de los semiejes mayores de las órbitas de las familias de asteroides. La mayoría de las familias de colisión se volverían entonces no identificables por técnicas como el método de agrupamiento jerárquico, los asteroides del tipo V que se originaran de los impactos en Vesta podrían dispersarse en el cinturón de asteroides medio y externo. Sin embargo, si el gigante de hielo pasó poco tiempo cruzando el cinturón de asteroides, algunas familias de colisión pueden seguir siendo reconocibles mediante la identificación de los patrones en forma de V en parcelas de semiejes mayores frente a la magnitud absoluta producida por el efecto Yarkovsky. La supervivencia de la familia de colisiones Hilda, un subconjunto del grupo de Hilda que pudo haberse formado durante el bombardeo intenso tardío debido a la baja tasa de colisión actual, puede deberse a su creación después de la captura de salto de Hilda en la resonancia de 3:2 cuando el gigante de hielo fue expulsado.


title: Escenario de Júpiter saltador

text: La agitación de los semiejes mayores por el gigante de hielo también puede eliminar los huecos fósiles de Kirkwood formados antes de la inestabilidad.


title: Escenario de Júpiter saltador

text: Los planetesimales del disco externo están incrustados en todas las partes del cinturón de asteroides, quedando como aerolitos de los tipos P y D. Mientras que las resonancias de Júpiter recorren el cinturón de asteroides, los planetesimales del disco exterior son capturados por sus resonancias internas, evolucionando a excentricidades inferiores mediante resonancias seculares y se liberan en órbitas estables a medida que las resonancias de Júpiter avanzan. Se implantan otros planetesimales en el cinturón de asteroides durante los encuentros con el gigante de hielo, ya sea directamente dejándolos con afelios más altos que el perihelio del gigante de hielo, o sacándolos de la resonancia. Los saltos en el semieje mayor de Júpiter durante sus encuentros con el gigante de hielo cambian las ubicaciones de sus resonancias, liberando algunos objetos y capturando otros. Muchos de los que quedan después de su salto final, junto con otros capturados por resonancias radicales cuando Júpiter migra a su ubicación actual, sobreviven como parte de poblaciones resonantes como Hildas, Thule y aquellos objetos en resonancia 2:1 originados en el cinturón de asteroides también se puede capturar en la resonancia 2:1,s junto con algunos de la población de Hilda. Las excursiones que el gigante de hielo hace en el cinturón de asteroides permiten que los planetesimales helados se implanten más adentro del cinturón de asteroides. Algunos alcanzan el cinturón de asteroides interno con un semieje mayor de menos de 2.5 UA. Algunos objetos más tarde derivan en resonancias inestables debido a la difusión o al efecto Yarkovsky y se convierten en objetos próximos a la Tierra, con el meteorito Tagish Lake representando un posible fragmento de un objeto que se originó en el disco planetesimal externo. Las simulaciones numéricas de este proceso pueden reproducir aproximadamente la distribución de los asteroides de tipo P y D y el tamaño de los cuerpos más grandes, con diferencias tales como un exceso de objetos menores de 10 km atribuidos a las pérdidas por colisiones o el efecto Yarkovsky, así como la evolución específica de los planetas en el modelo.


title: Escenario de Júpiter saltador

text: La mayoría de los asteroides troyanos de Júpiter serían capturados en un salto poco después de un encuentro gravitacional entre Júpiter y un gigante de hielo. Durante estos encuentros, el semieje mayor de Júpiter pudo saltar hasta 0.2 UA, desplazando los puntos L4 y L5 radialmente, y liberando muchos troyanos de Júpiter previamente existentes. Los nuevos troyanos de Júpiter serían capturados de la población de planetesimales con semiejes mayores similares al nuevo semieje mayor de Júpiter. Los troyanos capturados tienen una amplia gama de inclinaciones y excentricidades, como resultado de su dispersión por los planetas gigantes mientras migraban desde su ubicación original en el disco externo. Algunos troyanos adicionales son capturados, y otros perdidos, durante cruces de resonancia débil cuando las regiones co-orbitales se vuelven temporalmente caóticos. Después de sus encuentros finales con Júpiter, el gigante de hielo puede pasar a través de uno de los enjambres de los troyanos de Júpiter, dispersando a muchos y reduciendo su población. En las simulaciones, la distribución orbital de los troyanos de Júpiter capturados y la asimetría entre las poblaciones L4 y L5 es similar a la del sistema solar actual y es en gran medida independiente del historial de encuentros con Júpiter. Las estimaciones de la masa del disco planetesimal requerida para la captura de la población actual de troyanos de Júpiter varían entre 15 y 20 masas terrestres, lo que concuerda con la masa requerida para reproducir otros aspectos del sistema solar exterior.


title: Escenario de Júpiter saltador

text: Júpiter captura una población de satélites irregulares y aumenta el tamaño relativo de la población de Saturno. Durante los encuentros gravitacionales entre planetas, las órbitas hiperbólicas de los planetesimales desatados alrededor de un planeta gigante están perturbadas por la presencia del otro. Si la geometría y las velocidades son correctas, estas interacciones de tres cuerpos dejan al planetesimal en una órbita ligada al momento en el que los planetas se separan. Aunque este proceso es reversible, los satélites débilmente unidos, incluidos los posibles satélites primordiales, también pueden escapar durante estos encuentros. Sin embargo, los satélites firmemente unidos permanecen y el número de satélites irregulares aumenta en una serie de encuentros. Después de los encuentros, los satélites con inclinaciones entre 60° y 130° se pierden debido a la resonancia de Kozai y los satélites más distantes se pierden debido a la resonancia de eyección. Las colisiones entre los satélites resultan en la formación de familias, en una pérdida significativa de masa, y en un desplazamiento de su distribución de tamaño. Las poblaciones y órbitas de los satélites irregulares de Júpiter capturados en simulaciones son en gran parte consistentes con las observaciones. Himalia, que tiene un espectro similar a los asteroides en el centro del cinturón de asteroides, es algo mayor que el más grande capturado en las simulaciones. Si fue un objeto primordial, sus probabilidades de sobrevivir a la serie de encuentros gravitacionales van desde 0.01 a 0.3, con las probabilidades disminuyendo a medida que el número aumenta. Saturno tiene encuentros más frecuentes con el gigante de hielo en el escenario de Júpiter astador, y Urano y Neptuno tienen menos encuentros si ese fue un quinto planeta gigante. Esto aumenta el tamaño de la población de Saturno en relación con Urano y Neptuno en comparación con el modelo original de Niza, lo que produce una coincidencia más cercana con las observaciones.


title: Escenario de Júpiter saltador

text: Las órbitas de los satélites regulares de Júpiter pueden permanecer dinámicamente inalteradas a pesar de los encuentros entre los planetas gigantes. Los encuentros gravitacionales entre planetas perturban las órbitas de sus satélites, incrementando las inclinaciones y las excentricidades, así como alterando los semiejes mayores. Si estos encuentros llevaran a resultados inconsistentes con las observaciones, por ejemplo, colisiones entre las eyecciones de satélites o la interrupción de la resonancia orbital de las lunas de Júpiter Io, Europa y Ganímedes, esto podría proporcionar evidencia contra los modelos de Júpiter saltador. En las simulaciones, se encontró que las colisiones entre los satélites o su eyección eran poco probables, lo que requería que un gigante de hielo se aproximara a 0,02 UA de Júpiter. Los encuentros más distantes que interrumpieran la resonancia de Laplace fueron más comunes, aunque las interacciones de las mareas a menudo conducen a su recaptura. Una prueba sensible de los modelos de Júpiter saltador es la inclinación de la órbita de Calisto, que no está amortiguada por las interacciones de las mareas. La inclinación de Calisto permaneció pequeña en seis de diez modelos de cinco planetas probados en un estudio (incluyendo algunos donde Júpiter adquirió satélites irregulares consistentes con las observaciones), y en otro encontraron la probabilidad de que Júpiter eyectara un quinto planeta gigante mientras dejaba la órbita de Calisto dinámicamente inalterada en un 42 % de los casos. Calisto también es poco probable que haya formado parte de la resonancia de Laplace, porque los encuentros que lo elevan a su órbita actual lo dejarían con una inclinación excesiva.


title: Escenario de Júpiter saltador

text: Los encuentros entre planetas también perturban las órbitas de las lunas de los otros planetas exteriores. La luna de Saturno, Japeto, podría haber estado con su inclinación actual, si la aproximación más cercana al gigante de hielo se produjera por fuera del plano del ecuador de Saturno. Si Saturno adquirió su inclinación antes de los encuentros, la inclinación de Jápeto también podría ser excitada debido a los múltiples cambios de su semieje mayor, porque la inclinación del plano de Laplace de Saturno variaría con la distancia desde Saturno. En las simulaciones, Jápeto resultó con su inclinación actual en cinco de diez de los modelos de Júpiter saltador probados, aunque tres lo dejaron con excesiva excentricidad. La preservación de la pequeña inclinación de Oberón favorece a los modelos de cinco planetas, con solo unos pocos encuentros entre Urano y un gigante de hielo, en modelos de cuatro planetas en los que Urano se encuentra con Júpiter y Saturno. La baja inclinación de la luna de Urano, Oberón, de 0.1°, se conservó en nueve de cada diez de los modelos con cinco planetas, mientras que su preservación fue poco probable en los modelos con cuatro planetas. Los encuentros entre planetas también pueden ser responsables de la ausencia de satélites regulares de Urano más allá de la órbita de Oberón.


title: Escenario de Júpiter saltador

text: La pérdida de hielo de los satélites internos debido a los impactos se reduce. Numerosos impactos de planetesimales en los satélites de los planetas exteriores ocurren durante el bombardeo intenso tardío. En el bombardeo predicho por el modelo original de Niza, estos impactos generan suficiente calor como para vaporizar los hielos de Mimas, Encélado y Miranda. El cinturón planetesimal de masa más pequeña en los modelos de cinco planetas reduce este bombardeo. Además, la agitación gravitacional de los objetos de Plutón en el modelo de Niza 2 excita las inclinaciones y excentricidades de los planetesimales. Esto aumenta sus velocidades en relación con los planetas gigantes, disminuyendo la efectividad del enfoque gravitatorio, reduciendo así la fracción de planetesimales que impactarían con los satélites internos. Combinados, estos factores reducen el bombardeo en un orden de magnitud. Las estimaciones de los impactos sobre Jápeto son también menores al 20 % de las del modelo original de Niza.


title: Escenario de Júpiter saltador

text: Algunos de los impactos son catastróficos y provocan la desaparición de los satélites internos. En el bombardeo del modelo original de Niza, esto puede provocar la eliminación de varios de los satélites de Saturno y Urano. Una reducción de orden de magnitud en el bombardeo evita la destrucción de Dione y Ariel; pero Miranda, Mimas, Encélado y tal vez Tethys todavía se verían afectados. Estos pueden ser satélites de segunda generación formados por la reacreción de satélites destruidos. En este caso, no se esperaría que Mimas fuese diferente, y la baja densidad de Tethys puede deberse a que se formaría principalmente a partir del manto de un progenitor desaparecido. Alternativamente, pueden haberse acumulado a partir de un anillo masivo, o incluso tan recientemente como hace 100 millones de años después de que la última generación de lunas se destruyera debido a una inestabilidad orbital.


title: Escenario de Júpiter saltador

text: Las inclinaciones de Júpiter y Saturno pudieron ser producidas por resonancias con sus órbitas de giro. Una resonancia de giro orbital ocurre cuando la frecuencia de precesión del eje de giro de un planeta coincide con la frecuencia apsidal del nodo ascendente del otro planeta. Estas frecuencias varían durante la migración planetaria con los semiejes principales de los planetas y la masa del disco planetesimal. La pequeña inclinación de Júpiter puede deberse a un cruce rápido de una resonancia de giro orbital con Neptuno, mientras que la inclinación de Neptuno fue pequeña, por ejemplo, durante su migración inicial antes de que comenzaran los encuentros planetarios. Alternativamente, si ese cruce ocurrió cuando el semieje mayor de Júpiter variaba durante su salto, esto puede justificar su proximidad actual con la resonancia de giro orbital con Urano. La gran inclinación de Saturno se produciría si se capturara en una resonancia de giro orbital con Neptuno cuando este último se aproximase lentamente a su órbita actual al final de la migración. Las inclinaciones finales de Júpiter y Saturno son muy sensibles a las posiciones finales de los planetas: la inclinación de Júpiter sería mucho mayor si Urano migrara más allá de su órbita actual, la de Saturno sería mucho menor si la migración de Neptuno terminara antes o si el cruce de resonancia fuera más rápido. Incluso en simulaciones donde la posición final de los planetas gigantes es similar a la del sistema solar actual, las inclinaciones de Júpiter y Saturno se reproducen en menos del 10 % de los casos.


title: Escenario de Júpiter saltador

text: Una migración lenta de Neptuno cubriendo varias UA resulta en un cinturón de Kuiper con una amplia distribución de inclinación. A medida que Neptuno migra hacia el exterior, dispersa muchos objetos del disco planetesimal en órbitas con semiejes mayores más grandes. Algunos de estos planetesimales son capturados en resonancias de movimiento medio con Neptuno. Mientras están en una resonancia de movimiento medio, sus órbitas pueden evolucionar a través de procesos como el mecanismo de Kozai, reduciendo sus excentricidades y aumentando sus inclinaciones; o a través de resonancias apicales y nodales, que alteran las excentricidades e inclinaciones, respectivamente. Los objetos que alcanzan órbitas de alto perihelio de baja excentricidad pueden escapar de la resonancia media y quedar atrás en órbitas estables a medida que la migración de Neptuno continúa. La distribución de inclinación de los objetos del cinturón de Kuiper clásico caliente se reproduce mejor en simulaciones numéricas donde Neptuno migra sin problemas desde 24 UA a 28 UA con una escala de tiempo exponencial de 10 millones de años antes de saltar hacia afuera cuando se encuentra con un quinto planeta gigante y con una escala de tiempo exponencial de 30 millones de años a partir de entonces. La lentitud y la distancia extendida de esta migración proporcionan tiempo suficiente para inclinarse antes de que las resonancias alcancen la región del cinturón de Kuiper donde se capturan los objetos clásicos calientes y luego se depositan. Si Neptuno alcanza una excentricidad mayor a 0.12 después de su encuentro con el quinto planeta gigante, los objetos calientes del cinturón de Kuiper también pueden capturarse debido a la resonancia secular, que hace que las excentricidades de los objetos oscilen, permitiendo que algunos alcancen órbitas de excentricidades más pequeñas que se vuelven estables una vez que la órbita de Neptuno alcanza una baja excentricidad.


title: Escenario de Júpiter saltador

text: Los objetos que permanecen en movimientos de resonancia media al final de la migración de Neptuno forman las poblaciones resonantes como los plutinos. La migración lenta permite que estos objetos alcancen grandes inclinaciones antes de su captura y que evolucionen a excentricidades más bajas sin escapar de la resonancia. Pocos objetos de baja inclinación que se asemejan a los objetos clásicos fríos permanecen entre los plutinos al final de la migración de Neptuno. El salto hacia afuera en el semieje mayor de Neptuno libera los objetos de baja excentricidad y de baja inclinación capturados cuando la resonancia 3:2 de Neptuno se extendió inicialmente hacia afuera. Posteriormente, sus capturas se evitan en gran medida debido a la excitación de inclinaciones y excentricidades a medida que las resonancias seculares avanzan lentamente por delante de él. El número de planetesimales con semieje mayor inicial por encima de 30 UA debe haber sido pequeño, para evitar un exceso de objetos en Neptuno con resonancias 5:4 y 4:3.


title: Escenario de Júpiter saltador

text: Los encuentros entre Neptuno y los objetos con la masa de Plutón reducen la fracción de objetos del cinturón de Kuiper en resonancia. Los cambios de velocidad durante los encuentros gravitacionales con planetesimales que impulsan la migración de Neptuno causan pequeños saltos en su semieje mayor, produciendo una migración que es puntuada en lugar de suave. Las ubicaciones cambiantes de las resonancias producidas por esta migración aproximada aumentan las amplitudes de libración de los objetos resonantes, haciendo que muchos se vuelvan inestables y escapen de las resonancias. La proporción observada de objetos clásicos calientes a plutinos se reproduce mejor en simulaciones que incluyen entre 1000 y 4000 objetos de Plutón (es decir, grandes planetas enanos) o alrededor de 1000 cuerpos el doble de masivos que Plutón, que constituyen el 10-40% del disco planetesimal masivo (con una masa de 20 Tierras), con aproximadamente el 0.1 % de este disco inicial restante en varias partes del cinturón de Kuiper. La migración puntuada también reduce el número de plutinos en relación con objetos en las resonancias 2:1 y 5:2 con Neptuno, y da como resultado una población de plutinos con una distribución más estrecha de amplitudes de libración. Una gran cantidad de objetos similares a Plutón requiere que la distribución del tamaño del cinturón de Kuiper tenga desviaciones múltiples con un gradiente constante.


title: Escenario de Júpiter saltador

text: El núcleo del cinturón de Kuiper frío se queda atrás cuando Neptuno se encuentra con el quinto planeta gigante. Consiste en una concentración de objetos del cinturón de Kuiper con pequeñas excentricidades e inclinaciones, y con semiejes mayores de 44-44.5 UA identificados por el Muestreo del Plano Eclíptico Canadá-Francia. Cuando Neptuno migra hacia afuera, los objetos de baja excentricidad y de baja inclinación son capturados por su resonancia de movimiento medio 2:1. Estos objetos se llevan hacia afuera en esta resonancia hasta que Neptuno alcanza 28 UA. En este momento Neptuno se encuentra con el quinto gigante de hielo, que ha sido dispersado por Júpiter. El encuentro gravitatorio hace que el semieje principal de Neptuno saltase hacia afuera. Los objetos que estaban en resonancia 2:1, sin embargo, permanecen en sus órbitas anteriores y se quedan atrás a medida que la migración de Neptuno continúa. Esos objetos que se han desplazado una distancia corta tienen pequeñas excentricidades y se agregan a la población local del núcleo del cinturón de Kuiper clásico frío. Otros que han recorrido distancias más largas quedan con sus excentricidades excitadas durante este proceso. Mientras que la mayoría de estos se liberan en órbitas de excentricidad más altas, algunos tienen sus excentricidades reducidas debido a una resonancia secular dentro del valor 2:1 y liberados como parte del núcleo o antes debido a la migración puntuada de Neptuno. Entre estos se encuentran objetos de regiones no ocupadas más tiempo por objetos dinámicamente fríos que se formaron in situ, como entre 38 y 40 UA. El empuje en resonancia permite que estos elementos de color neutro o "azul" se implanten sin encontrar a Neptuno. El núcleo también se ha reproducido en una simulación en la que se produjo una inestabilidad más violenta sin una migración previa de Neptuno, quedando el disco truncado en ~ 44.5 UA.


title: Escenario de Júpiter saltador

text: Las bajas excentricidades e inclinaciones de los objetos del cinturón clásico frío ponen algunas restricciones a la evolución de la órbita de Neptuno. Serían preservadas si la excentricidad y la inclinación de Neptuno después de su encuentro con otro gigante de hielo se mantuviera pequeña (e < 0.12 e i < 6°) o cambiase rápidamente. Esta restricción puede relajarse un poco si la precesión de Neptuno es rápida debido a interacciones fuertes con Urano o con un disco de alta densidad superficial. Esta es una combinación que puede permitir la reproducción del cinturón clásico frío incluso en simulaciones con inestabilidades más violentas. Si la tasa de precesión rápida de Neptuno cae temporalmente, puede formarse una "cuña" de objetos carentes de excentricidad más allá de 44 UA. La apariencia de esta cuña puede también ser reproducida si el tamaño de los objetos inicialmente situados a más de 45 UA disminuyese con la distancia. Un período más prolongado de la lenta precesión de Neptuno podría permitir que objetos de baja excentricidad permaneciesen en el cinturón clásico frío si su duración coincide con la de las oscilaciones de las excentricidades de los objetos. Un barrido lento de resonancias, con una escala de tiempo exponencial de 100 millones de años, mientras Neptuno tiene una excentricidad modesta que puede eliminar los objetos de baja inclinación de excentricidad más alta, truncando la distribución de excentricidad de los objetos del cinturón clásico frío y dejando un paso cerca de la posición actual de la resonancia 7:4 de Neptuno.


title: Escenario de Júpiter saltador

text: En el disco disperso, una migración lenta y puntual de Neptuno deja objetos separados con perihelios mayores a 40 UA agrupados cerca de sus resonancias. Los planetesimales diseminados hacia fuera por Neptuno se capturan en resonancias, evolucionan hacia órbitas de inclinación más alta y excentricidad inferior, y se liberan en órbitas de perihelios superiores estables. Más allá de 50 UA este proceso requiere una migración más lenta de Neptuno para que el perihelio se eleve por encima de 40 UA. Como resultado, en el disco disperso, los objetos de alto perihelio remanente se dejan atrás solo durante las últimas partes de la migración de Neptuno, produciendo agrupaciones cortas (o "dedos") en un diagrama que represente la excentricidad contra el semieje mayor, cerca pero justo dentro de la corriente de las ubicaciones de las resonancias de Neptuno. El alcance de estos trayectos depende de la escala de tiempo de la migración de Neptuno y se extiende más hacia el interior si la escala de tiempo es más larga. La liberación de estos objetos de la resonancia se ve favorecida por una gran migración de Neptuno que puede ser necesaria para que un objeto como haya escapado de la resonancia 8:3 de Neptuno. Si el encuentro con el quinto planeta deja a Neptuno con una gran excentricidad, -los ejes principales de los objetos de perihelio alto se distribuirían más simétricamente sobre las resonancias de Neptuno, a diferencia de los objetos observados por OSSOS.


title: Escenario de Júpiter saltador

text: La dinámica del disco disperso que deja la migración de Neptuno varía con la distancia. Durante la migración de Neptuno hacia el exterior, muchos objetos se dispersan en órbitas con semiejes mayores por encima de 50 AU. Al igual que en el cinturón de Kuiper, algunos de estos objetos son capturados y permanecen en resonancia con Neptuno, mientras que otros escapan de la resonancia en órbitas estables después de elevar su perihelio. Otros objetos con perihelio cerca de Neptuno también permanecen al final de la migración de Neptuno. Las órbitas de estos objetos dispersos varían con el tiempo a medida que continúan interactuando con Neptuno, y algunos de ellos ingresan en órbitas cruzando las de otros planetas, convirtiéndose brevemente en centauros o cometas antes de ser expulsados del Sistema Solar. Aproximadamente el 80 % de los objetos entre 50 y 200 UA tienen órbitas estables, resonantes o separadas, con semiejes mayores que varían menos de 1.5 UA cada mil millones de años. El 20 % restante está dispersando activamente objetos con semiejes mayores que varían significativamente debido a las interacciones con Neptuno. Más allá de 200 UA la mayoría de los objetos en el disco disperso se esparcen activamente. La masa total depositada en el disco disperso es aproximadamente el doble que la del cinturón de Kuiper clásico, con aproximadamente el 80 % de los objetos que sobreviven hasta el presente con semiejes mayores de menos de 200 UA. Los objetos desprendidos de menor inclinación se vuelven más escasos al aumentar el semieje mayor, posiblemente debido a resonancias medias de movimiento estables, o a la resonancia de Kozai dentro de estas resonancias, lo que requiere una inclinación mínima que aumenta con el semieje mayor.


title: Escenario de Júpiter saltador

text: Si el hipotético planeta Nueve existe y estuvo presente durante la migración del planeta gigante, se formaría una nube de objetos con semiejes mayores similares. Los objetos diseminados hacia semiejes mayores de más de 200 UA tendrían su perihelio elevado por los efectos dinámicos del planeta Nueve, que los desvincula de la influencia de Neptuno. Los semiejes mayores de los objetos controlados dinámicamente por el Planeta Nueve se centrarían en su semieje mayor, que oscilaría entre 200 UA y ~ 2000 UA, y la mayoría de los objetos tienen semiejes mayores que el del Planeta Nueve. Sus inclinaciones serían aproximadamente isotrópicas, que van hasta 180 grados. El perihelio de estos objetos circularía durante períodos de más de 100 millones de años, devolviendo a muchos a la influencia del Neptuno. La masa estimada restante en el momento actual es 0.3 - 0.4 masas de la Tierra.


title: Escenario de Júpiter saltador

text: Algunos de los objetos diseminados en órbitas muy distantes durante la migración del planeta gigante serían capturados en la nube de Oort. La nube exterior de Oort, con semieje mayor de más de 20.000 UA, se forma rápidamente a medida que la marea galáctica extiende el perihelio del objeto más allá de las órbitas de los planetas gigantes. La nube interna de Oort se forma más lentamente, desde el exterior hacia dentro, debido al efecto más débil de la marea galáctica sobre los objetos con semiejes mayores más pequeños. La mayoría de los objetos capturados en la nube exterior de Oort son esparcidos por Saturno, sin encontrarse con Júpiter, y algunos están dispersos hacia afuera por Urano y Neptuno. Los capturados en la nube interna de Oort son principalmente dispersados por Neptuno. Aproximadamente el 6.5 % de los planetesimales más allá de la órbita inicial de Neptuno, sumando aproximadamente 1.3 masas de la Tierra, son capturados en la nube de Oort con aproximadamente el 60 % en la nube interna.


title: Escenario de Júpiter saltador

text: Los objetos también pueden haber sido capturados anteriormente y de otras fuentes. Cuando el sol completó su nacimiento, los objetos del cúmulo pudieron haber sido capturados en la nube de Oort desde otras estrellas. Si el disco de gas se extendía más allá de las órbitas de los planetas gigantes cuando despejaban sus vecindarios, los objetos del tamaño de un cometa se ralentizarían alcanzando la nube de Oort. Sin embargo, si Urano y Neptuno se formaron más tarde, algunos de los objetos despejados de su vecindad después de disiparse el disco de gas pudieron ser capturados en la nube de Oort. Si el Sol estaba en su etapa de nacimiento en este momento, o durante la migración planetaria si hubiera ocurrido en estados tempranos, la nube de Oort formada sería más compacta.


title: Railway Mania

text: Railway Mania ("manía de los ferrocarriles" en lengua inglesa) es la denominación historiográfica de una burbuja especulativa que tuvo lugar en Gran Bretaña en la década de 1840. Siguió un patrón común a otros fenómenos del mismo tipo: a medida que se incrementaba el precio de las acciones de las compañías ferroviarias, cada vez más capital y especuladores llegaban al mercado, hasta que se produjo el inevitable colapso.


title: Railway Mania

text: Alcanzó su cénit en 1846, cuando se aprobaron no menos de 272 "Acts of Parliament" permitiendo nuevas compañías ferroviarias, sumando las nuevas rutas propuestas unas de nuevas vías. Cerca de un tercio de ellas nunca se construyeron. Las empresas, o bien quebraron a causa de su deficiente planificación financiera, o bien fueron compradas por sus competidoras antes de que pudieran construir su propia línea, o bien se convirtieron en empresas fraudulentas para desviar el dinero de los inversores a otros negocios.


title: Railway Mania

text: La línea Liverpool-Manchester (L&M), primera del mundo, se abrió en 1830, demostrando su éxito en el transporte tanto de pasajeros como de carga. Los años finales de la década de 1830 y los primeros de la de 1840 significaron un ralentizamiento del crecimiento económico británico. La tasa de interés crecía, haciendo más atractiva la inversión en bonos del Estado, mientras el descontento político y social retraía a particulares y bancos de la inversión de las grandes sumas necesarias para la construcción de ferrocarriles (L&M costó 637,000 £ -en libras de 2015, más de 55 millones-).


title: Railway Mania

text: A mediados de la década de 1840, la economía y las industrias manufactureras crecían de nuevo. El Banco de Inglaterra recortó los tipos de interés, haciendo menos atractiva la inversión en bonos. Las acciones de las compañías ferroviarias existentes comenzaron a subir su cotización, al mismo tiempo que crecía su negocio de transporte tanto de pasajeros como de carga, haciéndose atractivas para muchos inversores.


title: Railway Mania

text: Fue crucial el crecimiento del número de inversores en los negocios británicos. La Revolución industrial estaba creando una nueva creciente clase media. Mientras que los negocios anteriores dependían de la inversión de un menor número de bancos, hombres de negocios y ricos aristócratas, las compañías ferroviarias que se proponían contaban con un público inversor mucho más amplio, formado por un amplio sector de la población, informada y con ahorros que invertir. En 1825 el gobierno había derogado la "Bubble Act", que desde la desastrosa "South Sea Bubble" de 1720 había puesto estrechos límites a la formación de nuevas empresas ("business ventures") y, lo que aún era más importante, limitaba las llamadas "joint stock companies" ("sociedad por acciones") a un máximo de cinco inversores distintos. Con tales límites removidos, cualquiera podía invertir dinero en nuevas compañías, en un momento en que las ferroviarias parecían ser un tipo de "empresa a prueba de tontos" ("foolproof venture"). La difusión de periódicos como medio de comunicación y el surgimiento del moderno mercado bursátil ("stock market") hizo fácil para las compañías promoverse a sí mismas y facilitar la inversión del público general. Las acciones podían comprarse con un depósito del 10%, reservándose la compañía ferroviaria el derecho a reclamar el resto en cualquier momento. Los ferrocarriles habían sido promocionados tan insistentemente como una "empresa a prueba de tontos" que miles de inversores de rentas modestas compraron gran número de acciones aunque sólo fueran capaces de permitirse pagar el depósito. Muchas familias invirtieron todos sus ahorros en las compañías proyectadas, y muchos perdieron casi todo cuando la burbuja estalló y las compañías les exigieron hacer frente a su compromiso de pago.


title: Railway Mania

text: El gobierno británico promovió un "laissez-faire" casi total, evitando regular los ferrocarriles. Las compañías debían someter un "Bill" al parlamento para obtener el derecho a adquirir terrenos para su línea, lo que requería que la ruta del ferrocarril propuesto se aprobara; pero no había límites al número de compañías y no se comprobaba realmente la viabilidad financiera de las líneas. Cualquiera podía fundar una compañía, obtener inversiones y someter un "Bill" ("proyecto de ley") al parlamento. Dado que muchos miembros del parlamento (MPs) eran grandes inversores en estas compañías, era raro que un "Bill" no se aprobara durante el pico de la manía (1846), aunque sí se rechazaron algunas propuestas que eran descaradamente engañosas o imposibles de construir.


title: Railway Mania

text: En el pico de la manía se proyectaron vastos trazados "directos" por terrenos problemáticos, difíciles de construir y casi imposibles para las locomotoras de vapor de la época.


title: Railway Mania

text: Magnates como George Hudson desarrollaron rutas en el Norte y las Midlands amalgamando pequeñas compañías ferroviarias y racionalizando rutas. Él también era miembro del parlamento, pero finalmente no pudo ocultar sus prácticas fraudulentas, por ejemplo, los pagos de dividendos de capital.


title: Railway Mania

text: Como otras burbujas, la "Railway Mania" se convirtió en un ciclo auto-promovido basado puramente en la especulación excesivamente optimista. A medida que las docenas de compañías formadas comenzaban a operar, y quedó claro que muchas de ellas eran simplemente inviables, los inversores comenzaron a darse cuenta de que los ferrocarriles no eran todos ellos tan lucrativos y fáciles de construir como les habían llevado a creer. Junto con esto, a finales de 1845 el Banco de Inglaterra subió los tipos de interás. A medida que los bancos comenzaban a volver a invertir en bonos, el dinero salía de los ferrocarriles, recortando el "boom". Los precios de las acciones de los ferrocarriles suavizaron sus subidas y se estabilizaron. Cuando comenzaron a descender, la inversión se detuvo virtualmente de un día para otro, dejando a numerosas compañías sin fondos y a numerosos inversores sin perspectivas de recuperar sus inversiones. Las mayores compañías ferroviarias, como el "Great Western Railway" y el naciente "Midland Railway" comenzaron a comprar estratégicas líneas fallidas para expandir su negocio. Pudieron comprarlas a una fracción de su valor real, puesto que, enfrentados a la elección entre una oferta por debajo del valor de sus acciones o la pérdida total de su inversión, los accionistas naturalmente eligieron la primera.


title: Railway Mania

text: Muchas familias de clase media, de rentas modestas pero confortables, habían perdido con el estallido de la burbuja todos sus ahorros, que invirtieron durante la manía.


title: Railway Mania

text: El ciclo de expansión y contracción ("boom-and-bust") que experimentó Gran Bretaña en el comienzo de la Revolución industrial creó las condiciones para la Railway Mania. El número de nuevas compañías cayó hasta casi ninguna a finales de los años 1840 y el comienzo de los 1850, cuando solamente las grandes compañías conostruían nuevas líneas. El crecimiento económico en las décadas de 1850 y 1860 permitió nuevos incrementos ("booms") en la construcción de ferrocarriles, aunque de menores dimensiones, nunca alcanzaron un punto cercano a la escala de la "Railway Mania"; en parte debido a un control gubernamental más previsor (aunque todavía muy limitado), en parte a la mayor cautela de los inversores, y en parte porque la red ferroviaria del Reino Unido estaba llegando a su madurez, mientras que en la década de 1840 las nuevas empresas accedían a un verdadero "lienzo en blanco".


title: Railway Mania

text: Al contrario que en otras burbujas financieras, en esta sí hubo un resultado neto tangible de la inversión: una vasta expansión de la red ferroviaria británica, aunque quizá a un coste inflado. Entre el alto número de esquemas poco prácticos, demasiado ambiciosos y directamente fraudulentos, promovidos durante la manía, hubo también un buen número de rutas prácticas (notablemente, la parte inicial del "Great Northern Railway" y la ruta Woodhead a través de los Peninos -"Sheffield, Ashton-under-Lyne and Manchester Railway"-) e importantes líneas de mercancías (como gran parte de lo que se convertiría en el "North Eastern Railway"). Todos estos proyectos requerían grandes sumas de capital, todo el cual debía reunirse de empresas privadas. El frenesí especulativo de la manía hizo al público mucho más dispuesto que nunca lo estuvo o nunca lo volvería a estar a invertir las grandes sumas requeridas para la construcción de los ferrocarriles. Incluso muchas de las rutas que cayeron cuando la burbuja explotó, fueron posteriormente viables (y en algunos casos lucrativas), ya en manos de las compañías de mayor envergadora que las compraron. Se construyó un total de de líneas de ferrocarril como resultado de proyectos autorizados entre 1844 y 1846; por comparación, el trazado actual de los ferrocarriles del Reino Unido es de unos .


title: Vero (app)

text: Vero es una plataforma de red social y una aplicación para teléfonos móviles. Vero dice ser una red libre de publicidad basado en algoritmos que permiten una mejor interacción entre los usuarios.


title: Vero (app)

text: A fines de febrero de 2018, la compañía ofreció los servicios de Vero de manera gratuita por el primer millón de usuarios registrados, pero debido a la gran demanda inicial la oferta de extendió hasta nuevo aviso. El lanzamiento de esta aplicación se volvió viral, posicionando a Vero en los primeros lugares de la Apple App Store, seguido por el CEO Ayman Hariri y por Saudi Oger.


title: Rubén Enri García

text: Rubén Enri García (Barcelona, España, 10 de abril de 1998), conocido como Rubén Enri, es un futbolista español que juega como delantero en el F. C. Andorra de la Primera División RFEF.


title: Rubén Enri García

text: Nacido en Barcelona, es un delantero formado en la U. E. Cornellà que en 2013, en categoría de juveniles, se unió a la estructura del C. F. Damm y más tarde, del R. C. D. Espanyol. En la temporada 2015-16 se convirtió en el tercer máximo goleador de la División de Honor Juvenil anotando 17 goles con el C. F. Damm. En el siguiente curso, marcó 13 goles con el Juvenil A del R. C. D. Espanyol. En 2017 debutó con el R. C. D. Espanyol B en el grupo III de la segunda división B. Más tarde, fue cedido al C. F. Badalona donde jugó 19 partidos.


title: Rubén Enri García

text: En verano de 2018 firmó con el C. F. Reus Deportiu para disputar la temporada 2018-19 con el filial de Tercera División, pero sus actuaciones en pretemporada hicieron que Xavier Bartolo contara con él para disputar varios encuentros en la Liga 1|2|3. Durante el curso 2018-19 alternó las participaciones con el filial y el primer equipo. El 25 de agosto de 2018 debutó en Segunda División frente al Real Zaragoza con resultado de empate a cero goles. El delantero hizo una buena temporada 2017-18.


title: Rubén Enri García

text: El 9 de septiembre se estrenó como goleador en la Segunda División al anotar un gol en la derrota del conjunto catalán frente al Albacete Balompié por un gol a dos.


title: Rubén Enri García

text: En 2019 fichó por el filial de la U. D. Almería y, posteriormente, de cara a la temporada 19-20 fue ascendido al primer equipo. El 4 de mayo de 2020 la U. D. Almería hizo oficial su renovación con el primer equipo hasta 2024.


title: Rubén Enri García

text: El 18 de septiembre de 2020 fue cedido por la U. D. Almería para la temporada 2020-21 al F. C. Andorra de la Segunda División B de España. Tras la misma se desvinculó de la entidad almeriense y regresó al conjunto andorrano.


title: Resonancia de Lindblad

text: Una resonancia de Lindblad, llamada así por el astrónomo galáctico sueco Bertil Lindblad (1895-1965), es un tipo de resonancia orbital en el que la frecuencia epicíclica de un objeto (la velocidad a la que un ápside sigue a otro) es un múltiplo simple de alguna frecuencia forzada. Las resonancias de este tipo tienden a aumentar la excentricidad orbital del objeto y a hacer que su longitud del periastro se alinee en fase con el objeto por el que es forzado. Las resonancias de Lindblad producen ondas de densidad espirales tanto en las galaxias (donde las estrellas están sujetas a períodos forzados por los propios brazos de la espiral) como en los anillos de Saturno (donde las partículas de los anillos están sujetas a movimientos forzados por los satélites de Saturno).


title: Resonancia de Lindblad

text: Las resonancias de Lindblad afectan a estrellas situadas a grandes distancias del centro de un disco galáctico, donde la frecuencia natural de la componente radial de la velocidad orbital de una estrella se acerca a la frecuencia de los máximos gravitacionales encontrados durante su recorrido a través de los brazos espirales. Si la velocidad orbital de una estrella alrededor del centro galáctico es mayor que la de la parte del brazo espiral a través del que está pasando, entonces se produce una resonancia interna de Lindblad. Si la velocidad es más pequeña, entonces se habla de una resonancia externa de Lindblad. En una resonancia interna, la velocidad orbital de una estrella aumenta, desplazándose hacia el exterior. En el caso de una resonancia externa, su velocidad disminuye, lo que causa un desplazamiento hacia adentro.


title: She's Got Rhythm

text: «She's Got Rhythm» es una canción escrita por Brian Wilson, Mike Love y Ron Altbach para la banda estadounidense de rock The Beach Boys. Es la canción apertura del álbum "M.I.U. Album" de 1978.


title: She's Got Rhythm

text: "She's Got Rhythm" tomó la pista de fondo de la canción "Lookin 'Good" de Celebration de su álbum "Almost Summer".


title: Institución de Teología de Azerbaiyán

text: La Institución de Teología de Azerbaiyán () — es la institución de enseñanza superior de la República de Azerbaiyán, especializada en la enseñanza religiosa. En resultado del concurso logo de la Institución de Teología de Azerbaiyán fue elaborado el 8 de agosto de 2018.


title: Institución de Teología de Azerbaiyán

text: El 9 de febrero de 2018 el Presidente de la República de Azerbaiyán Ilham Aliyev firmó una disposición sobre la creación de la Institución de Teología de Azerbaiyán del Comité Estatal de la República de Azerbaiyán por trabajo con las instituciones religiosas. Por misma disposición la facultad de teología de la Universidad Estatal de Bakú fue incluido a la estructura de la Institución de Teología de Azerbaiyán.


title: Institución de Teología de Azerbaiyán

text: Por la otra disposición del 31 de mayo de 2018 Djeyhun Mammadov fue declarado el rector de la Institución. El 13 de septiembre de 2018 exdecano de la facultad de teología de la Universidad Estatal de Bakú Mubariz Djamalov fue nombrado el vicerrector de la Institución de Teología de Azerbaiyán.


title: Institución de Teología de Azerbaiyán

text: El 17 de septiembre de 2018 en Bakú se celebró la ceremonia de apertura de la Institución de Teología de Azerbaiyán.


title: Institución de Teología de Azerbaiyán

text: Actualmente en la Institución se funcionan 1 facultad y 3 cátedras. La enseñanza se realiza en azerí y de dos especialidades: asuntos islámicos y estudios religiosos. Entre las asignaturas principales tienen lugar inglés, árabe, hebreo, sánscrito, griego, latín, ruso y persa.


title: Dolmen de la Capilleta

text: El Dolmen de la Capilleta es una estructura megalítica del III milenio Aec y se encuentra a 840 m de altitud en las proximidades de la localidad de Paúles de Sarsa en la Sierra de Guara en la provincia de Huesca.


title: Dolmen de la Capilleta

text: Recibe su nombre al encontrarse junto a la Capilleta de San Isidoro cerca de Paúles de Sarsa. Saliendo por carretera de Paúles de Sarsa y poco antes del cruce que da acceso a la localidad de El Coscollar está indicado un sendero que lleva en pocos metros al "Dolmen de la Capilleta", situado en un pequeño altozano.


title: Dolmen de la Capilleta

text: Parcialmente destruido por labores agrícolas, el "Dolmen de la Capilleta" conserva dos grandes losas, que daban forma a la cámara. Su principal rasgo es la inscripción circular en la cara interna de una de las losas. En las excavaciones del año 1987 se encontraron un rico ajuar compuesto por puntos de flecha de sílex y colgantes de piedra y hueso.


title: Partido judicial de La Vecilla

text: El antiguo partido judicial de La Vecilla era un Partido Judicial de la provincia de León, España.


title: Partido judicial de La Vecilla

text: Desaparece en 1988, pasando su jurisdicción a los de León y Cistierna.


title: Partido judicial de La Vecilla

text: Estaba situado en el extremo norte de la provincia.


title: Partido judicial de La Vecilla

text: Los 14 municipios bajo su jurisdicción en 1950 eran los siguientes:


title: Gonzalo Pereira Cejudo

text: Gonzalo Pereira Cejudo (Barcelona, España, 14 de febrero de 1997), conocido como Gonzalo Pereira, es un futbolista español que juega como defensa central en las filas del Águilas Fútbol Club de la Segunda División RFEF.


title: Gonzalo Pereira Cejudo

text: Nacido en Barcelona, Pereira se formó en las categorías inferiores del FC Damm, en 2016 llegó al CE Sabadell para jugar en su filial en Tercera División. En la siguiente temporada, firmó por el CF Reus Deportiu para jugar en el filial de Tercera División.


title: Gonzalo Pereira Cejudo

text: Hizo su debut con el primer equipo en la Liga 123, el 19 de agosto de 2018, sustituyendo al lesionado Mikel Villanueva en una derrota por 0-2 frente a la UD Las Palmas, donde jugaría 58 minutos.


title: Gonzalo Pereira Cejudo

text: En febrero de 2019, tras la expulsión de 2ª División del conjunto catalán, todos sus jugadores obtuvieron la carta de libertad, el defensa se compromete hasta el final de temporada con el Club Deportivo Calahorra de la Segunda División B.


title: Gonzalo Pereira Cejudo

text: El 7 de diciembre de 2019, debutó con el Levante UD en el derbi frente al Valencia CF, jugando 12 minutos. El 19 de diciembre jugó su segundo partido en Copa del Rey ante el Melilla CD, jugando los 90 minutos.


title: Gonzalo Pereira Cejudo

text: El 23 de agosto de 2020 fichó por una temporada por la Sociedad Cultural y Recreativa Peña Deportiva de la Isla de Ibiza que juega en Segunda División B.


title: Gonzalo Pereira Cejudo

text: El 11 de julio de 2021, firma por el Águilas Fútbol Club de la Segunda División RFEF.


title: Acreción de aerolitos

text: La acreción de aerolitos es un fenómeno espacial por el que se produce la agregación de objetos cuyos tamaños varían desde centímetros hasta varios metros de diámetro, formando planetesimales en un disco protoplanetario, efecto que se ve reforzado por la resistencia de frenado que ejercen estas partículas.


title: Acreción de aerolitos

text: El rápido crecimiento de los planetesimales a través de la acreción de materiales permitió la formación de núcleos planetarios gigantes en el sistema solar exterior con anterioridad a la dispersión del disco de gas. Una reducción en el tamaño de los aerolitos al perder hielo de agua después de cruzar la línea de hielo y una densidad decreciente de gas con la distancia al Sol, redujeron la velocidad de acreción de aerolitos en el sistema solar interno, resultando en planetas terrestres más pequeños, una reducida masa de Marte y un cinturón de asteroides también de baja masa.


title: Acreción de aerolitos

text: Los aerolitos con tamaños que varían desde cm hasta un metro de tamaño, se acumulan en un disco protoplanetario. Un disco protoplanetario está formado por una mezcla de gas y sólidos, incluidos polvo, guijarros, planetesimales y protoplanetas. El gas en un disco protoplanetario está soportado por la presión gravitatoria y, como resultado, orbita a una velocidad más lenta que los objetos grandes. El gas a su vez afecta a los movimientos de los sólidos, que varían de acuerdo con su tamaño. El polvo se mueve con el gas y los planetesimales más grandes orbitan sin verse afectados por el gas. Los guijarros son un caso intermedio, regido por las leyes de los fenómenos de arrastre que hacen que tiendan a asentarse hacia el plano central del disco, y que orbiten a una velocidad sub-kepleriana que se traduce en una deriva radial hacia la estrella central alrededor de la que orbitan. Los guijarros frecuentemente se encuentran con los planetesimales, como resultado de sus bajas velocidades y de su deriva hacia adentro. Si sus movimientos no se vieran afectados por el gas, los planetesimales acrecerían una pequeña fracción de guijarros, determinada por sus características gravitatorias y por la sección transversal de los planetesimales. El resto seguiría rutas hiperbólicas, acelerando hacia el plano planetario en su aproximación y decelerando a medida que retrocediesen. Sin embargo, el arrastre de los aerolitos crece a medida que aumentan sus velocidades, disminuyendo lo suficiente como para que se unan gravitacionalmente al planetesimal. Estos guijarros continúan perdiendo energía mientras orbitan alrededor del planetesimal, lo que hace que giren en espiral y se acaben acumulando en el planetesimal.


title: Acreción de aerolitos

text: Pequeños planetesimales capturan guijarros que pasan a la deriva a la velocidad relativa del gas. Esos guijarros, con tiempos de detención similares al tiempo de Bondi del planetesimal, se acumulan dentro de su radio de Bondi, que se define como el grado expresado en radianes al que se desvía un objeto que se acerca a un planetesimal a la velocidad relativa del gas. El tiempo de parada es la escala de tiempo exponencial para la desaceleración de un objeto debida al arrastre del gas, y el tiempo de Bondi es el tiempo requerido para que un objeto cruce el radio de Bondi. Dado que el radio de Bondi y el tiempo de Bondi aumentan con el tamaño del planetesimal, y el tiempo de parada aumenta con el tamaño del guijarro, el tamaño óptimo del guijarro aumenta con el tamaño del planetesimal. Los objetos más pequeños, con proporciones entre su tiempo de parada y su tiempo de Bondi menores que 0.1, se extraen del flujo más allá del planetesimal y se agregan a partir de un radio más pequeño que disminuye con la raíz cuadrada de esta relación. Los guijarros más grandes y débilmente acoplados también se acumulan de manera menos eficiente debido a tres efectos gravitatorios con un radio acrecido que disminuye rápidamente entre las proporciones de 10 y 100. El radio de Bondi es proporcional a la masa del planetesimal, por lo que las tasas de crecimiento relativas son proporcionales a su masa al cuadrado, lo que resulta en un crecimiento descontrolado. La deflexión aerodinámica del gas alrededor del planetesimal reduce la eficiencia de la acumulación de guijarros, lo que resulta en una escala de tiempo de crecimiento máximo a unos 100 km.


title: Acreción de aerolitos

text: Los planetesimales más grandes, por encima de una masa de transición aproximadamente como la de Ceres en el sistema solar interior y de Plutón en el sistema solar exterior, acretan guijarros con números de Stoke cerca de uno de sus radios de Hill. El número de Stokes en este contexto es el producto del tiempo de parada y de su frecuencia Kepleriana. Al igual que con los planetesimales pequeños, el radio a partir del cual se agregan los guijarros disminuye para tamaños de guijarros cada vez más pequeños. El tamaño de guijarro óptimo para grandes planetesimales se mide en cm, debido a una combinación del radio de acreción y de la velocidad de deriva radial de los guijarros. A medida que los objetos crecen, su acreción cambia de un carácter tridimensional, con acreción de parte del grosor del disco de guijarros, a bidimensional, con acreción del espesor total del disco de guijarros. La tasa de crecimiento relativa de la acreción bidimensional es proporcional a la masa, lo que conduce a un crecimiento jerarquizado y a la formación de cuerpos de tamaño similar. La acumulación de guijarros puede producir el doble de la masa de un núcleo concentrado en tan poco tiempo como 5500 años. Las escalas de tiempo para el crecimiento de los núcleos de los planetas gigantes se reducen en 2 o 3 órdenes de magnitud en relación con la acreción planetesimal. La influencia gravitacional de estos cuerpos masivos puede crear una brecha parcial en el disco de gas, alterando el gradiente de presión. La velocidad del gas se convierte en supra kepleriana fuera de la brecha, deteniendo la deriva hacia el interior de guijarros y deteniendo el proceso de acreción.


title: Acreción de aerolitos

text: Si la formación de guijarros es lenta, la baja tasa de acreción conduciría a la formación de unos cuantos planetas gigantes gaseosos en el sistema solar. La formación de los gigantes de gas es un problema de larga historia en el campo de las ciencias planetarias. La acreción de los núcleos de los planetas gigantes a través de la colisión y fusiones de planetesimales es lenta y puede ser difícil de completar antes de que el disco de gas se disipe, aunque la formación mediante la colisión de planetesimales podría lograrse dentro de la duración de la vida típica de un disco protoplanetario.) Los planetesimales más grandes pueden crecer mucho más rápido a través de la acreción de guijarros, pero si la formación o entrega de guijarros es rápida, se formarían numerosos planetas con la masa de la Tierra en lugar de unos pocos núcleos de planetas gigantes. En este supuesto, los objetos más grandes se acercarían a la masa de la Tierra: el radio desde el que se agregan los aerolitos está limitado por la esfera de Hill. Esto ralentiza su crecimiento en relación con sus vecinos (el crecimiento se vuelve oligárquico) y permite que muchos objetos acumulen masas similares de aerolitos. Sin embargo, si la formación o la entrega de aerolitos es de crecimiento lento, las escalas de tiempo se vuelven más largas que el tiempo requerido para la agitación gravitacional. Los planetesimales más grandes excitan entonces la inclinación orbital y la excentricidad de los planetesimales más pequeños. Sus órbitas inclinadas mantienen pequeños planetesimales fuera del estrecho disco de aerolitos durante la mayoría de sus órbitas, lo que limita su crecimiento. El período de crecimiento desbocado se extiende luego y el más grande los objetos pueden acumular una fracción considerable de los aerolitos y convertirse en núcleos de planetas gigantes. A medida que los núcleos crecen, algunos alcanzan masas suficientes como para crear espacios parciales en el disco de gas, alterando su gradiente de presión y bloqueando la deriva hacia adentro de los aerolitos. La acumulación de aerolitos se detiene y la envoltura de gas que rodea al núcleo se enfría y colapsa, lo que permite la rápida acumulación de gas y la formación de un gigante gaseoso. Los núcleos que no crecen lo suficiente como para despejar espacios en el disco de aerolitos solo pueden acumular pequeñas envolturas de gas y convertirse en gigantes helados. El rápido crecimiento a través de la acumulación de aerolitos permite que los núcleos crezcan lo suficiente como para acumular recubrimientos de gas que formen gigantes gaseosos, evitando su migración muy cercana a la estrella central. En simulaciones, los gigantes de gas frío como Júpiter y Saturno pueden formarse a través de la acumulación de aerolitos si sus embriones iniciales comenzaron a crecer más allá de las 20 UA. Esta formación distante ofrece una posible explicación para el alto contenido de gases nobles de Júpiter. Sin embargo, los modelos de formación específicos indican que es difícil conciliar el crecimiento a través de la acumulación de guijarros con la masa final y la composición de los gigantes de hielo del sistema solar, como Urano y Neptuno.


title: Acreción de aerolitos

text: Los planetas terrestres pueden ser mucho más pequeños que los planetas gigantes debido a la sublimación del hielo de agua cuando los aerolitos cruzan la línea de hielo. La deriva radial de los aerolitos hace que crucen la línea de hielo, donde el hielo de agua se sublima, liberando partículas de silicatos. Los granos de silicato son menos adherentes que los granos helados, lo que provoca rebotes o fragmentaciones durante las colisiones y la formación de fragmentos más pequeños. Estas partículas más pequeñas se dispersan en un disco más grueso por la turbulencia de los gases. El flujo másico de sólidos que se desplazan a través de la región de la Tierra también se reduce a la mitad por la pérdida de hielo de agua. En combinación, estos dos factores reducen significativamente la velocidad a la que los planetesimales acumulan masa en el sistema solar interior en relación con el sistema solar exterior. Como resultado, los embriones planetarios de la masa lunar en el sistema solar interior solo pudieron crecer hasta alcanzar la masa de Marte, mientras que en el sistema solar externo pueden crecer hasta más de 10 veces la masa de la Tierra, formando los núcleos de los planetas gigantes. En cambio, comenzar el proceso con planetesimales formados a través de inestabilidades de flujo produce resultados similares en el sistema solar interior. En el cinturón de asteroides, los planetesimales más grandes crecen en embriones inducidos por Marte. Estos embriones agitan los planetesimales más pequeños, aumentando sus inclinaciones, lo que hace que abandonen el disco de asteroides. El crecimiento de estos planetesimales más pequeños se estanca en este punto, congelando su distribución de tamaño cerca de la del cinturón de asteroides actual. La variación de la eficiencia de acreción con el tamaño de guijarros durante este proceso da como resultado la clasificación por tamaños de las cóndrulas observadas en los meteoritos primitivos. En la zona terrestre, la acreción de guijarros desempeña un papel menor. Aquí el crecimiento se debe a una mezcla de aerolitos y acreción planetesimal hasta que se forme una configuración oligárquica de embriones aislados de forma lunar. El crecimiento continuo debido a la acumulación de cóndrulos de deriva hacia adentro aumenta la masa de estos embriones hasta que sus órbitas se desestabilizan, lo que genera impactos gigantescos entre los embriones y la formación de embriones del tamaño de Marte. El corte de la deriva interna de guijarros helados para la formación de Júpiter antes de que la línea de hielo se trasladara a la región terrestre, limitaría la fracción de agua de los planetas formados a partir de estos embriones.


title: Acreción de aerolitos

text: La pequeña masa de Marte y el cinturón de asteroides de baja masa, puede ser el resultado de que la acreción de guijarros se vuelva menos eficiente a medida que disminuye la densidad del gas en el disco protoplanetario. Se cree que el disco protoplanetario del que se formó el sistema solar tuvo un densidad superficial que disminuyó con la distancia desde el Sol, con un grosor creciente con la distancia al Sol. Como resultado, la densidad del gas y la resistencia aerodinámica que experimentan los aerolitos incluidos en el disco habría disminuido significativamente con la distancia. Si los aerolitos eran grandes, la eficiencia de su acumulación disminuiría con la distancia al Sol, ya que el arrastre aerodinámico se vuelve demasiado débil para capturar los guijarros durante los encuentros con los objetos más grandes. Un objeto que crece rápidamente a la distancia orbital de la Tierra, solo incrementaría su tamaño lentamente en la órbita de Marte, y muy poco en el cinturón de asteroides. La formación del núcleo de Júpiter también podría reducir la masa del cinturón de asteroides, al crear un espacio en el disco de aerolitos y detener la deriva hacia el interior de asteroides desde más allá de la línea de hielo. Los objetos en el cinturón de asteroides serían privados de materiales granulares, mientras que los objetos en la región terrestre continuaron acrecentando rocas que se desplazaron desde la región de los asteroides.


title: Eli Fantasy

text: Elinnette Rodríguez Calderín (Yauco, Puerto Rico, 14 de octubre de 1994), con nombre artístico Eli Fantasy, es una cantante urbana y modelo puertorriqueña. Eliennette representó a su natal Yauco en el concurso Miss Universe Puerto Rico en el 2015 donde ganó el galardón de Miss Amistad.


title: Eli Fantasy

text: En 2016 hace transición al mundo del baile exótico. Su carrera musical comenzó con un video titulado 'La Peseta', que se hizo viral dentro y fuera de su país, caracterizado por su contenido jocoso, ritmo urbano y la presencia colorida que posee Eli Fantasy.


title: Eli Fantasy

text: A raíz de su popularidad, en 2017 lanza su segundo sencillo "No soy como tu" y "Noche Inolvidable', dichos temas fueron de interés internacional. Finales del 2017 grabó titulado 'Desquitarnos bailando'.


title: Eli Fantasy

text: Eli Fantasy es solidaria de la comunidad LGBT, lo cual lanzó el tema "Más perra que yo', tema oficial en la Parada Gay 2018 en Puerto Rico.Web Oficial Facebook


title: Laver Cup 2019

text: La Laver Cup 2019 es la tercera edición de la Laver Cup, un torneo de tenis por equipos masculino. Se lleva a cabo en cancha dura bajo techo en el centro de convenciones Palexpo en Ginebra, Suiza del 20 al 22 de septiembre.


title: Laver Cup 2019

text: Congregó a 4 raquetas de cada equipo, "Europa" y "Resto del Mundo" y dos más a elección del capitán.


title: Laver Cup 2019

text: El 13 de diciembre de 2018, la organización de la Laver Cup confirmó que la dupla entre Rafael Nadal y Roger Federer volvería a jugar juntos dos años después de su participación conjunta en la primera edición.


title: Laver Cup 2019

text: Cada partido dará puntos. Un punto en el día 1, dos puntos en el día 2 y tres puntos en el día 3.


title: San Pedro Félix de Cangas

text: Cangas (llamada oficialmente San Fiz de Cangas) es una parroquia española del municipio de Pantón, en la provincia de Lugo, Galicia.


title: San Pedro Félix de Cangas

text: La parroquia también es conocida por los nombres de San Pedro Félix de Cangas y San Pedro Fiz de Cangas.


title: San Pedro Félix de Cangas

text: Limita con las parroquias de Seguín y Deade al norte, Serode al este, Cangas al sur y Pombeiro al oeste.


title: San Pedro Félix de Cangas

text: La parroquia está formada por ocho entidades de población, constando siete de ellas en el nomenclátor del Instituto Nacional de Estadística español:


title: San Pedro Félix de Cangas

text: Entidades de población que forman parte de la parroquia:


title: San Pedro Félix de Cangas

text: Despoblado que forma parte de la parroquia:


title: EFMD Sistema de Mejora de Calidad (EQUIS)

text: El EFMD Sistema de Mejora de la Calidad (EQUIS) es un sistema de acreditación académica. Está especializado en instituciones educativas y escuelas de negocios, y es administrado por la Fundación Europea para la Gestión de la Calidad (EFMD). EQUIS ha acreditado a 172 instituciones en 41 países alrededor del mundo.


text: Los directores de EQUIS a partir de 2018 son Ulrich Hommel y David Asch.   En los últimos 20 años de existencia, la organización ha acreditado 172 instituciones en 41 países.


text: La acreditación a escuelas de negocios está basadas en la calidad general. El proceso también tiene en cuenta el nivel de internacionalización de la escuela de negocios, que no es un requisito estricto para la acreditación por parte de los otros dos principales organismos internacionales de acreditación: AACSB y AMBA. Hasta el momento, todas las escuelas de negocios de EQUIS totalmente acreditadas que solicitan la acreditación AACSB la han tenido con éxito, lo que no ha ocurrido a la inversa.


text: La acreditación de EQUIS puede otorgarse por tres años (con informes anuales de progreso sobre las áreas de mejora requeridas) o durante cinco años (con un informe de progreso de mitad de período sobre los objetivos de desarrollo requeridos).


title: Santa Eulalia de Tuiriz

text: Tuiriz (llamada oficialmente Santalla de Toiriz) es una parroquia y una aldea española del municipio de Pantón, en la provincia de Lugo, Galicia.


title: Santa Eulalia de Tuiriz

text: La parroquia también es conocida por los nombres de Santa Eulalia de Tuiriz y Santabaia de Tuiriz.


title: Santa Eulalia de Tuiriz

text: Limita con las parroquias de Tribás y Tuiriz al norte, San Julián de Tor y Moreda al este, San Vicente de Castillón al sur y Mato al oeste.


title: Santa Eulalia de Tuiriz

text: La parroquia está formada por doce entidades de población, constando seis de ellas en el nomenclátor del Instituto Nacional de Estadística español:


title: Santa Eulalia de Tuiriz


title: Santa Eulalia de Tuiriz


title: Mato (Pantón)

text: Mato (llamada oficialmente Santo Estevo do Mato) es una parroquia española del municipio de Pantón, en la provincia de Lugo, Galicia.


title: Mato (Pantón)

text: La parroquia también es conocida por los nombres de San Estebo de Mato y San Estevo de Mato.


title: Mato (Pantón)

text: Limita con las parroquias de Licín y Tribás al norte, Santa Eulalia de Tuiriz al este, San Vicente de Castillón al sur y Fión al oeste.


title: Mato (Pantón)

text: La parroquia está formada por diez entidades de población:


title: Mato (Pantón)


title: Mato (Pantón)


title: Santo Estevo do Mato

text: Santo Estevo do Mato puede referirse a:


title: Seguín

text: Seguín (llamada oficialmente Santo André de Següín) es una parroquia y una aldea española del municipio de Pantón, en la provincia de Lugo, Galicia.


title: Seguín

text: La parroquia también es conocida por el nombre de San Andrés de Seguín.


title: Seguín

text: Limita con las parroquias de Eiré y Ferreira al norte, Deade al este, San Pedro Félix de Cangas y Pombeiro al sur y Atán al oeste.


title: Seguín

text: La parroquia está formada por dos entidades de población:


title: Serode (Pantón)

text: Serode (llamada oficialmente San Xulián de Serode) es una parroquia española del municipio de Pantón, en la provincia de Lugo, Galicia.


title: Serode (Pantón)

text: Limita con las parroquias de Deade y Siós al norte, Vilamelle al este, Espasantes y Cangas al sur, y San Pedro Félix de Cangas al oeste.


title: Serode (Pantón)

text: La parroquia está formada por seis entidades de población, constando tres de ellas en el nomenclátor del Instituto Nacional de Estadística español:


title: Siós

text: Siós (llamada oficialmente San Martiño de Siós) es una parroquia española del municipio de Pantón, en la provincia de Lugo, Galicia.


title: Siós

text: Limita con las parroquias de Ferreira y Pantón al norte, Vilamelle al este, Serode al sur, y Deade al oeste.


title: Siós

text: La parroquia está formada por seis entidades de población, constando dos de ellas en el nomenclátor del Instituto Nacional de Estadística español:


title: Streblote panda

text: Streblote panda es una especie de lepidóptero de la familia Lasiocampidae.


title: Tuiriz

text: Tuiriz (llamada oficialmente Santa María de Toiriz) es una parroquia y una aldea española del municipio de Pantón, en la provincia de Lugo, Galicia.


title: Tuiriz

text: La parroquia también es conocida por el nombre de Santa María de Tuiriz.


title: Tuiriz

text: Limita con las parroquias de Seteventos y Ousende al norte, Tor y San Julián de Tor al este, Santa Eulalia de Tuiriz al sur, y Tribás al oeste.


title: Tuiriz

text: La parroquia está formada por dieciocho entidades de población, no constando ninguna de ellas en el nomenclátor del Instituto Nacional de Estadística español:


title: Tuiriz

text: Gráfica demográfica de la aldea de Toiriz y de la parroquia de Tuiriz según el INE español:


title: Tribás (Lugo)

text: Tribás (llamada oficialmente San Martiño de Tribás) es una parroquia y una aldea española del municipio de Pantón, en la provincia de Lugo, Galicia.


title: Tribás (Lugo)

text: Limita con las parroquias de Seteventos al norte, Tuiriz al este, Santa Eulalia de Tuiriz y Mato al sur, y Villasante y Licín al oeste.


title: Tribás (Lugo)

text: La parroquia está formada por cinco entidades de población, constando cuatro de ellas en el nomenclátor del Instituto Nacional de Estadística español:


title: Tribás (Lugo)

text: Entidades de población que forman parte de la parroquia:


title: Tribás (Lugo)

text: Despoblados que forman parte de la parroquia:


title: Estatua de Simón Bolívar en Londres

text: Una estatua de bronce del político y militar venezolano Simón Bolívar (1783-1830) se encuentra emplazada en la esquina sudeste de Belgrave Square, en Londres. La escultura es obra de Hugo Daini. La estatua fue inaugurada el 13 de junio de 1974 por el Ministro de Relaciones Exteriores James Callaghan, que posteriormente llegaría a Primer Ministro del Reino Unido. El acto contó con la presencia y discurso de ofrecimiento del expresidente venezolano Rafael Caldera, quien había finalizado su mandato tres meses antes. Una fotografía en la que aparecen Callaghan y Caldera observando la estatua durante el evento, fue utilizada como portada de la edición número 51 del "South American Handbook" en 1975.


title: Estatua de Simón Bolívar en Londres

text: En el pedestal se encuentra inscrito lo siguiente:


title: Estatua de Simón Bolívar en Londres

text: En la base se encuentran inscritos los nombres de los países países que se convirtieron en colonias de los británicos.


title: Villasante (Saviñao)

text: Villasante(llamada oficialmente San Salvador de Vilasante) es una parroquia del municipio de Saviñao, en la provincia de Lugo, Galicia, España.


title: Villasante (Saviñao)

text: Limita con las parroquias de Seteventos al norte y este, Tribás y Licín al sur, y Marrube al oeste.


title: Villasante (Saviñao)

text: Tenía una población de 925 habitantes en 2017, 466 hombres y 459 mujeres, agrupados en las entidades de:


title: Criptografía basada en retículos

text: La Criptografía basada en retículos (del inglés "Lattice-based cryptography") es un término genérico para la construcción de primitivas criptográficas que utilizan retículos, bien en la propia construcción, bien en la prueba de seguridad. Las construcciones basadas en retículos son, en la actualidad, candidatos importantes para la denominada criptografía postcuántica, ya que, a diferencia de los esquemas de clave pública más utilizados, como son los RSA, Diffie-Hellman o la criptografía de curva elíptica, que pueden ser fácilmente atacables usando un computador cuántico, varias construcciones basadas en retículos parecen ser resistentes a los ataques basados tanto en computación cuántica como clásica. Además, se ha demostrado que muchas construcciones basadas en retículos son seguras asumiendo que no es posible resolver de forma eficiente ciertos problemas bien conocidos de retículos.


title: Escuelas Deportivas de Láncara

text: Escuelas Deportivas de Láncara, más conocido como Muebles Caloto y Barcel Euro Puebla por motivos de patrocinio, fue un equipo de fútbol sala gallego de A Pobra de San Xiao, en el municipio lucense de Láncara, que jugaba sus partidos en el Pazo Provincial dos Deportes de Lugo.


title: Escuelas Deportivas de Láncara

text: Fundado en 1995, jugó sus dos últimas temporadas en División de Honor, hasta 2006, cuando desapareció.


title: Escuelas Deportivas de Láncara

text: El fútbol sala había sido durante años uno de los deportes más importantes en A Pobra de San Xiao, con varios equipos a nivel rexional. En 1995 se fundaron las Escuelas Deportivas de Láncara para participar en la liga local controlada por la federación gallega de fútbol sala. El equipo se proclamó campeón y consiguió el ascenso a la división autonómica de fútbol sala. Después del ascenso se buscó un patrocinador, que fue la casa comercial de venta de muebles de la localidad Muebles Caloto, al mismo tiempo que su propietario, Luís López-Caloto García, pasó a ser el presidente del club. Esa temporada 1995-96 el equipo fue campeón de la Autonómica y consiguió el ascenso a 1ª Nacional B.


title: Escuelas Deportivas de Láncara

text: En la temporada 1996-97 el equipo acabó en segunda posición y se quedó a un paso del ascenso a 1ª Nacional A, que sí conseguiría en la siguiente temporada después de ser el campeón de la categoría. En la temporada 1998-99 acabó en cuarta posición, en la temporada 1999-00 en tercera y la seguinte en segunda posición. En la temporada 2001-02 consiguió el ascenso a División de Plata.


title: Escuelas Deportivas de Láncara

text: En la temporada 2003/04 se proclamó campeón de la División de Plata y consiguió el ascenso a la máxima categoría del fútbol sala español, la División de Honor. En esa categoría jugó en las temporadas y bajo el patrocinio de Barcel Euro. En 2006, el club desapareció a causa de las deudas acumuladas, trasladándose a Vigo y fusionándose con el Cometal Celta de Vigo.


title: Chocolate rosa

text: El chocolate rubí es un tipo de chocolate, y no una nueva variedad de cacao, creado por el grupo empresarial Barry Callebaut.


title: Chocolate rosa

text: Según sus creadores y debido a un proceso de elaboración único, no dado a conocer a la comunidad científica internacional, es "completamente natural, sin ningún tipo de aditivos ni colorantes añadidos". Solo ciertos tipos de grano de cacao contienen, y en distintos grados, los elementos vinculados a esta particular forma natural de color y sabor. Su tonalidad corresponde a los pigmentos naturales que poseen las semillas del cacao rubí, que se cultivan en Ecuador, Brasil y Costa de Marfil. La semilla del cacao "rubí" es rojiza, con un sabor muy peculiar. "Ni lechoso, ni amargo, ni dulce."


title: Chocolate rosa

text: Este chocolate conserva, según sus creadores, "sus propiedades cromáticas sin perder el color original, el sabor característico y sin utilizar ningún tipo de aditivo". Durante su fabricación, se prioriza el proceso de los granos por encima de las cantidades de lácteos y cacao empleados, ya que el polvo extraído será el que se utilizará para colorear el producto final. Algunos expertos calculan que el rubí podría restarle algo de cuota al chocolate con leche e, incluso, posicionarse por encima del blanco. Pero para ser considerado ‘nuevo alimento’ por la Unión Europea, el productor ha de pasar por los controles de inocuidad de la "Autoridad Europea de Seguridad Alimentaria". En este caso, al no introducir nuevas especies no autorizadas y utilizar aditivos o sustancias de uso alimentario autorizado, probablemente incluirán el rubí dentro de alguna de las categorías autorizadas como otros tipos de cacao.


title: Chocolate rosa

text: 80 años después del lanzamiento del chocolate blanco como tercer tipo chocolate tras el negro y el con leche, en septiembre de 2017, el fabricante líder mundial de chocolate Barry Callebaut presentó en Shanghái (China), por todo lo alto, este nuevo tipo de chocolate. Sus creadores han decidido mantener el secreto de su desarrollo. Eso les permitirá gozar del monopolio durante un tiempo, hasta que otras empresas chocolateras den con la fórmula. El Centro de Investigación y Desarrollo de Barry Callebaut ha tardado 13 años en lograr la fórmula. En 2004, mientras los investigadores trabajaban sobre los beneficios para la salud de los flavonoides en el chocolate (que logró el primer reclamo de salud de la historia para el cacao en la Unión Europea, tras la opinión científica positiva de la Autoridad Europea de Seguridad Alimentaria), se encontraron casualmente con este característico potencial rosado en ciertas habas de cacao.


title: Chocolate rosa

text: Un análisis de mercado realizado por agencias independientes internacionales en Reino Unido, EE. UU., China y Japón concluyó que el cuarto chocolate contaba con un público potencial con alta intención de compra en diferentes precios. Pero el gran potencial estaría entre los 'millennials'. Los 'millennials' son la generación objetivo a quienes esperan sorprender con este sabor que se habría inventado en su siglo, con un imperio tecnológico detrás y la garantía de los grandes maestros chocolateros suizos. La llegada del chocolate rubí al mercado coincide de lleno con la tendencia mundial del foodporn, el mostrar los alimentos y creaciones culinarias a través de las redes sociales, ya que el color tiene muchos puntos en este cometido.


title: Álvaro Montesinos Yago

text: Álvaro Montesinos Yago (Torrent, Valencia; 24 de septiembre de 1963), es un entrenador y exgimnasta español que participó en la disciplina de gimnasia artística masculina en los Juegos Olímpicos de Seúl 1988 y fue seleccionador nacional de España de la misma disciplina entre los años 2003 y 2013. Entre febrero de 2015 y octubre de 2018 fue director técnico de la Federació Catalana de Gimnàstica.


title: Álvaro Montesinos Yago

text: Se inició en la gimnasia en el Gimnasio Herca bajo la dirección de Francisco Carratalá. En 1979, con 15 años de edad, se trasladó a Madrid para formar parte del equipo nacional. Posteriormente se entrenaría en Barcelona. Se entrenó con José Ángel Leal, Fernando López Arroyo, Jesús López Bedoya y José Alberola. Fue entrenado como gimnasta y formado como entrenador por el chino Xia Dejun y el soviético Anatoly Obsiak.


title: Álvaro Montesinos Yago

text: Álvaro Montesinos inició su carrera como entrenador de alto nivel actuando como ayudante del entrenador soviético contratado por la Federación Española de Gimnasia Anatoly Obsiak, con quien acudió a los Juegos Olímpicos de Barcelona 1992.


title: Álvaro Montesinos Yago

text: Durante su etapa como seleccionador español de gimnasia artística masculina (2003-2013) se conseguirían los mejores resultados para la gimnasia española. Entre los logros obtenidos durante este periodo destacan:


title: Inestabilidad de flujo

text: En ciencias planetarias, la inestabilidad de flujo es un mecanismo hipotético para la formación de planetesimales, en el que el arrastre que experimentan las partículas sólidas que orbitan en un disco de gas conduce a su concentración espontánea en grupos que pueden colapsar gravitatoriamente.


title: Inestabilidad de flujo

text: Pequeñas agrupaciones iniciales de partículas aumentarían la velocidad orbital del gas, ralentizando la deriva radial localmente, lo que llevaría a su crecimiento a medida que se uniesen con partículas aisladas de deriva más rápida. Se formarían filamentos masivos que alcanzarían densidades suficientes como para provocar el colapso gravitacional en planetesimales del tamaño de grandes asteroides, evitando una serie de barreras a los mecanismos de formación tradicionales. La formación de inestabilidades de transmisión requiere sólidos moderadamente acoplados al gas y una relación de sólido a gas local de uno a uno o más. El crecimiento de sólidos lo suficientemente grandes como para acoplarse moderadamente al gas es más probable fuera de la línea de hielo y en regiones con turbulencia limitada. Es necesaria una concentración inicial de sólidos con respecto al gas para suprimir la turbulencia lo suficiente como para permitir que la relación de sólido a gas alcance más de uno en el plano medio. Se ha propuesto una amplia variedad de mecanismos para eliminar selectivamente el gas o concentrar sólidos. En el sistema solar interno, la formación de inestabilidades de flujo requiere una mayor concentración inicial de sólidos o el crecimiento de sólidos más allá del tamaño de los cóndrulos.


title: Inestabilidad de flujo

text: Se piensa tradicionalmente que los planetesimales y los cuerpos más grandes se han formado a través de una acreción jerárquica. La formación de objetos grandes estaría causada por la colisión y la fusión de pequeños objetos. Este proceso comienza con la colisión de partículas de polvo cósmico debido a que el movimiento browniano produce agregados cohesionados por las fuerzas de Van der Waals. Los agregados se asientan en el plano medio del disco y colisionan debido a la turbulencia del gas, formando guijarros y objetos más grandes. Nuevas colisiones y fusiones eventualmente producen planetesimales de 1 a 10 km de diámetro unidos por autogravedad. El crecimiento de los planetesimales más grandes se acelera, ya que la concentración de masa gravitatoria aumenta su sección transversal efectiva, lo que resulta en una acreción fuera de control que formaría los asteroides más grandes. Más adelante, la dispersión gravitacional de los objetos más grandes excitaría los movimientos relativos del sistema, causando una transición a una acumulación oligárquica más lenta que termina con la formación de embriones planetarios. En el sistema solar exterior, los embriones planetarios crecen lo suficiente como para acumular gas, formando los planetas gigantes. En el sistema solar interior, las órbitas de los embriones planetarios se vuelven inestables, lo que provoca impactos gigantes y la formación de planetas terrestres.


title: Inestabilidad de flujo

text: Se han identificado varios obstáculos para este proceso: barreras al crecimiento por colisiones, la deriva radial de sólidos más grandes y la agitación turbulenta de los planetesimales. A medida que una partícula crece, el tiempo requerido para que su movimiento reaccione a los cambios en el movimiento del gas en los remolinos turbulentos aumenta. Los movimientos relativos de las partículas y las velocidades de colisión, por lo tanto, aumentan con la masa de las partículas. Para las rocas de silicatos, las velocidades de colisión aumentadas hacen que los agregados de polvo se compacten en partículas sólidas que rebotan en lugar de pegarse, terminando el crecimiento al tamaño de cóndrulos, aproximadamente de 1 mm de diámetro. Los sólidos helados pueden no verse afectados por la barrera de rebote, pero su crecimiento puede ser detenido en tamaños más grandes debido a la fragmentación a medida que aumentan las velocidades de colisión. La deriva radial es el resultado del soporte de presión del gas, lo que le permite orbitar a una velocidad más lenta que los sólidos. Los sólidos que orbitan a través de este gas pierden momento angular y giran en espiral hacia la estrella central a velocidades que aumentan a medida que crece su tamaño. A 1 UA, esto se traduce en un límite de tamaño próximo a un metro, con la pérdida rápida de objetos grandes en un periodo tan corto como ~ 1000 órbitas, terminando con su vaporización cuando se acercan demasiado cerca de la estrella. A mayores distancias, el crecimiento de cuerpos helados puede verse limitado a tamaños más pequeños cuando sus escalas de tiempo de deriva se vuelven más cortos que sus escalas de tiempo de crecimiento. Las turbulencias en el disco protoplanetario pueden crear fluctuaciones de densidad que ejercen pares de giro en los planetesimales, excitando sus velocidades relativas. Fuera de la zona muerta, las velocidades aleatorias más altas pueden provocar la destrucción de los planetesimales más pequeños y la demora en el inicio del crecimiento desbocado hasta que alcancen un radio de 100nbsp;km.


title: Inestabilidad de flujo

text: Existe cierta evidencia de que la formación planetesimal puede haber pasado por alto estas barreras al crecimiento incremental. En el cinturón de asteroides interno, todos los asteroides de bajo albedo que no han sido identificados como parte de una familia colisional tienen un tamaño mayor a 35 km. Se puede reproducir un cambio en la pendiente en los modelos de distribución de tamaños de asteroides a aproximadamente 100 km si el diámetro mínimo de los planetesimales fue de unos 100 km y los asteroides más pequeños fuesen restos de colisiones. Se ha observado un cambio similar en la pendiente de la distribución de tamaños de los objetos del cinturón de Kuiper. También la disminución del número de pequeños cráteres en Plutón se ha citado como evidencia de que los cuerpos del cinturón de Kuiper más grandes se formaron directamente. Además, si los cuerpos del cinturón de Kuiper clásico frío se formaron in situ a partir de un disco de poca masa, como sugiere la presencia de binarios débiles, es poco probable que se hayan formado a través del mecanismo tradicional. La actividad de polvo de cometas indica una baja resistencia a la tracción, que sería el resultado de un proceso de formación suave con colisiones a velocidades de caída libre.


title: Inestabilidad de flujo

text: Las inestabilidades de transmisión, descritas por primera vez por Andrew Youdin y Jeremy Goodman, están determinadas por las diferencias en los movimientos del gas y las partículas sólidas en el disco protoplanetario. El gas es más caliente y más denso cerca de la estrella, creando un gradiente de presión que compensa parcialmente la gravedad de la estrella. El soporte parcial del gradiente de presión permite que el gas orbite a aproximadamente 50nbsp;m/s por debajo de la velocidad kepleriana correspondiente a su distancia al Sol. Sin embargo, las partículas sólidas no están soportadas por el gradiente de presión, y orbitarían a velocidades keplerianas en ausencia del gas. La diferencia entre las velocidades se traduce en un viento en contra que hace que las partículas sólidas giren en espiral hacia la estrella central a medida que pierden impulso debido al arrastre del gas. El arrastre también produce un reacción de vuelta en el gas, lo que aumenta su velocidad. Cuando las partículas sólidas se agrupan en el gas, la reacción reduce el viento de frente localmente, lo que permite que el grupo orbite más rápido y experimente una deriva menor hacia adentro. Los agregados a la deriva más lentos son superados por partículas aisladas que también pueden agregarse, aumentando la densidad local y reduciendo aún más la deriva radial, alimentando un crecimiento exponencial de los cúmulos iniciales. En las simulaciones, los cúmulos forman filamentos masivos que pueden crecer o disiparse, y que pueden colisionar y fusionarse o dividirse en múltiples filamentos. La separación de los filamentos promedia 0.2 veces la altura piezométrica del gas, aproximadamente 0.02 UA a la distancia de la banda de asteroides. Las densidades de los filamentos pueden exceder mil veces la densidad del gas, suficiente para desencadenar el colapso gravitacional y la fragmentación de los filamentos en grupos unidos.


title: Inestabilidad de flujo

text: Los cúmulos se reducen a medida que la energía se disipa por arrastre del gas y choques inelásticos, lo que lleva a la formación de planetesimales del tamaño de grandes asteroides. Las velocidades de impacto son limitadas durante el colapso de los cúmulos más pequeños que forman asteroides con tamaños de 1 a 10 km, reduciendo la fragmentación de partículas, lo que lleva a la formación de planetesimales condríticos porosos con bajas densidades. El arrastre de gas reduce la caída de las partículas más pequeñas y las colisiones menos frecuentes ralentizan la caída de las partículas más grandes durante este proceso, lo que da como resultado la clasificación de partículas de tamaño mediano, partículas que forman un núcleo poroso y una mezcla de tamaños que forman capas externas más densas. Las velocidades de impacto y la fragmentación de partículas aumentan con la masa de los cúmulos, lo que reduce la porosidad y aumenta la densidad de los objetos más grandes, como asteroides de 100 km formados a partir de una mezcla de rocas y de fragmentos de rocas. Los enjambres colapsables con exceso de momento angular pueden fragmentarse, formando asteroides binarios o en algunos casos objetos internamente similares a los del cinturón de Kuiper. En las simulaciones, la distribución de masa inicial de los planetesimales formados por inestabilidades de transmisión se ajusta a una ley potencial: dn/dM ~ M, con un gradiente ligeramente mayor que el de los asteroides pequeños, con un límite exponencial en masas más grandes. La acumulación continuada de cóndrulos del disco pudo cambiar la distribución del tamaño de los objetos más grandes hacia la del cinturón de asteroides actual. En el sistema solar exterior, los objetos más grandes pueden seguir creciendo a través de acreción de aerolitos, posiblemente formando el núcleo de los planetas gigantes.


title: Inestabilidad de flujo

text: Las inestabilidades de flujo se forman solo en presencia de rotación y de la deriva radial de sólidos. La fase lineal inicial de una inestabilidad de flujo, comienza con una región transitoria de alta presión dentro del disco protoplanetario. La presión elevada altera el gradiente de presión local que soporta el gas, reduciendo el gradiente en el borde interno de la región y aumentando el gradiente en el borde exterior de la misma. Por lo tanto, el gas debe orbitar más rápido cerca del borde interno y puede orbitar más despacio cerca del borde externo. El efecto Coriolis resultante de estos movimientos relativos supone una presión elevada, creando un equilibrio geostrófico. Los movimientos de los sólidos cerca de las regiones de alta presión son también afectados: en el borde externo los sólidos se enfrentan un viento en contra mayor y experimentan una deriva radial más rápida, mientras que los sólidos en el borde interno se enfrentan a un viento en contra menor y experimentan una deriva radial más lenta. Este desplazamiento radial diferencial produce una acumulación de sólidos en regiones de presión más alta. El arrastre que experimentan los sólidos que se mueven hacia la región también crea una reacción posterior en el gas que refuerza la presión elevada que conduce a un proceso fuera de control. A medida que se transportan más sólidos hacia la región por deriva radial, esto produce una concentración de sólidos suficiente para impulsar el aumento de la velocidad del gas y reducir la deriva radial local de los sólidos que se observan en las inestabilidades de flujo.