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sulfúrico, y aun el fosfato de los huesos se agrega hoytambién en estado soluble, ó sea en estado de super-fosfato de cal.

La exposición de Viena nos ha demostrado la pre-ferencia que dan los labradores al empleo del super-íbsfata. Un gran número de expositores ingleses,franceses, alemanes, belgas, italianos, rusos, ameri-canos, etc., venían á atestiguar la enorme cantidadde este abono mineral que se consume hoy en Europay América: en todos los superfosfatos expuestos semarcaba la cantidad de ácido fosfórico soluble, y va-riaba del 14 al 18 por 100. También se hallaba ex-puesto el superfosfato obtenido en la fábrica de losseñores Saoz, Utor, Soler y compañía, cuya ley era19 por 100 de ácido fosfórico.

Los expositores que presentaron superfosfatos eranlos mismos que los que ya hemos dicho al ir enume-rando las magníficas colecciones de fosforita da cadapaís. El inmenso beneficio que á la Agricultura pro-porciona la nueva industria de abonos químicos ó mi-nerales lo podremos apreciar recordando que en todaspartes las cosechas han aumentado de una maneraconsiderable.

Nuestros lectores comprenderán que el superfosfatode cal por sí solo no es un abono completo: falta elamoniaco, la potasa y la magnesia; de modo que siproducen resultados satisfactorios, es porque el sueloproporciona los principios nutritivos que le faltan alabono.

Este sistema de cultivar empleando sólo el superfos-fato, se practica en gran escala en Inglaterra, dondeseguramente el suelo contiene un gran exceso de estosprincipios nutritivos; pero repetiremos siempre quesemejante sistema es esquilmador y que se dejará sen-tir al cabo de algunos años.

El país que más emplea el superfosfato es Ingla-terra: en los cereales y en las plantas-raíces, sobretodo, es casi el único abono que usa; pero á pesar delos buenos resultados, no aconsejaremos nunca que seagreguen al suelo de una manera constante abonosincompletos: no se preocupan hoy porque el suelo su-ministra lo que falta al abono, pero á no dudar, elmal aparecerá cuando se. haya concluido la provisióndel suelo, que es lo que acude á satisfacer esta necesi-dad de la vida vegetal. Los ingleses comprenderánentonces que el único sistema racional y lógico quela ciencia aconseja es el de cultivar las tierras conabonos completos que contengan todos los principiosnutritivos que necesita cada planta para su alimen-tación.

Luis MARÍA UTOR.

(Continuará.)

LOS PROGRESOS

DE LA ASTRONOMÍA ESTELAR.

CONSTITUCIÓN FÍSICA DE LAS KSTRELLAS-Y DE LAS NEBULOSAS.

«¿Para qué necesita el hombre indagar lo que estápor encima de él, cuando ignora lo que le es favora-ble en su vida, durante el número dedias de su pere-grinación y en el tiempo que como la sombra pasa?ó ¿qué podrá indicarle lo que después de él ha desuceder bajo el sol?» A estas palabras del Eclesias-tes responde en nosotros la insaciable curiosidadque nos impele á franquear los límites de la estre-cha prisión terrestre, para sondear el espacio sinlímites en donde flota el sistema solar, á manera deun islote perdido en el Océano.

Nos son conocidas las dimensiones de este islote;los astrónomos han levantado desde hace tiempo suplano y trazado el mapa topográfico, no tratándose alpresente más que de correguir los detalles, de com-pletar el inventario del pequeño pueblo de asteroi-des, de cometas y de bólidos que pueblan los espa-cios interplanetarios, y de estudiar más á fondo lanaturaleza intima de los cuerpos celestes que formanla tribu solar. Después del descubrimiento de Nep-tuno, que ha duplicado el área de los dominios delsol, no es muy probable que quede aún por encon-trar algún otro planeta grande y de la importanciade aquel. Las leyes de Newton, aplicadas á los mo-vimientos de los planetas, se comprueban diaria-mente, y gracias, sobretodo, á los trabajos deM. LeVerrier, nos acercamos al momento en que las me-nores circunstancias de esos movimientos podránser calculadas desde luego con una precisión com-parable ala de las mismas observaciones. Desde en-tonces nos será lícito volver nuestras miradas conmayor libertad de espíriru hacia las regiones lejanasde las estrellas, que desde hace tantos siglos con-templamos como desde lo alto de una atalaya, osan-do apenas echar la sonda del razonamiento mate-mático en sus profundidades vertiginosas.

Las leyes de la gravitación universal se aplican lomismo á esas miríadas de soles que al pobre y pe-queño sistema que se nos ha asignado como mora-da; la luz viva de las estrellas, como la débil claridadde las nebulosas, tienen la misma esencia que losrayos que emanan de una fuente terrestre, y cuyaspropiedades nos son reveladas por un experimentode laboratorio. Los cálculos de la mecánica celeste,lo mismo que los sutiles métodos de la óptica, pue-den, pues, suministrarnos toda clase de revelacio-nes acerca de estos mundos lejanos; y veremoscómo cada dia traen nuevos datos relativos á lasdistancias de las estrellas, á los movimientos de tras-lación de que éstas se hallan dotadas, á las órbitas

N.*91 R. RADAU. LOS PROGRESOS DE LA ASTRONOMÍA ESTELAR. 93

que las mismas describen unas alrededor de otras;en fin, á la constitución íntima y al modo de forma-ción probable de esos universos, á que la ciencianos aproxima echando un puente sobre abismosque parecían infranqueables.

I.

Puede formarse una idea del aislamiento delmundo solar en medio de los espacios poblados deestrellas, por una comparación de extensiones quenos sean familiares. Si suponemos la órbita de Nep-tuno representada por el contorno de Paris, la de laTierra ocupará en el centro de este espacio un áreapróximamente igual á la de la plaza de la Concordia,y la distancia de la estrella más cercana á nos-otros,— Alfa del Centauro, — estará representadapor una longitud de más de 30.000 kilómetros, esdecir, por el camino que anda un buque que va desdeel Havre á China, por el cabo de Hornos. Pero la es-trella do que aquí se trata está excepcionalmentecerca de nosotros; la que le sigue inmediatamente enel orden de las distancias,—la 61 del Cisne,—se en-cuentra ya dos veces más lejos, y todas las demásque se han estudiado hasta el presente, están por logeneral situadas á distancias mucho más considera-bles. Hé aquí, pues, la extensión del mar sin riberasen donde flota el archipiélago solar, y hé aquí la dis-tancia de las primeras islas extrañas á nuestrosistema. Para poder apreciar semejantes distanciasson precisas dos visuales tiradas desde dos puntosopuestos de la órbita terrestre; sería como si sedirigiesen dos anteojos sobre la luz de un faro si-tuado bastante más lejos de nosotros que la China.En efecto, la diferencia de las direcciones en quevemos una estrella en dos épocas opuestas del año,cuando la Tierra pasa de uno á otro extremo desu órbita, es lo que nos hace conocer la distanciaen que esa estrella se encuentra de nosotros: lamitad de esta distancia es lo que se llama paralaxeanual de la estrella. Absolutamente del mismo mo-do, es decir, por dos direcciones observadas desdedos extremidades de una base de longitud conocida,es como se fija la posición de un punto de la Tierracuando se levanta de él un plano topográfico.

La desproporción evidente que hay entre la redu-cida extensión de la base de operación en que estose dispone, y la prodigiosa distancia de los objetosque allí se trata de apuntar, el intervalo que es pre-ciso dejar transcurrir entre las medidas para obte-ner desviaciones apreeiables, son ya circustanciasque complican singularmente el problema de losparalaxes anuales. Aun en los casos más favorables,traspasan las distancias unas cien mil veces la ex-tensión de la base, y las desviaciones de donde espreciso deducirlas son simples fracciones de segun-do, que frecuentemente quedan perdidas en los er-

rores de observación. Así, durante mucho tiempo,la determinación de las paralaxes estelares sólo hadado resultados ilusorios.

Las primeras tentativas hechas en este caminose remontan á Copórnico. La inmovilidad aparentode las estrellas era una objeción bastante gravecontra el movimiento de traslación de la Tierraen el espacio; objeción que esperaba deshacer elilustre astrónomo polaco, mostrando que en reali-dad las posiciones de las estrellas experimentabanpequeñas variaciones periódicas; mas la imperfec-ción de sus medios de observación no le permitióalcanzar su objeto. Tycho mismo, observando regu-larmente la Polar con instrumentos mucho más pre-cisos, no llegó á descubrir la más pequeña des-igualdad en las distancias de este astro al zenit deUraniborg. A Picard quedó reservado ser el primeroen comprobar con exactitud variaciones de estanaturaleza, aunque sin poder, en verdad, expli-carlas.

El abate Picard, prior de Rillé, fue uno de los es-píritus más ingeniosos de su siglo, y hubiera in-augurado, sin duda alguna, la era de la astronomíade precisión y de medida, si hubiese tenido liber-tad de acción y si su crédito hubiese igualadoal del brillante Cassani, á quien tuvo la desgra-cia do hacer llamar de Italia cuando se buscabaun directo*1 para el Observatorio de París. La venidade Cassani á Francia fue una calamidad para la cien-cia, pues el bullicioso italiano hizo relegar á se-gundo lugar al profundo y modesto sabio, que hu-biera bastado para poner en ejecución los proyec-tos, con los que se aseguraba á la Francia la gloriade haber trazado á la astronomía de observación susverdaderos caminos. Se desdeñaron sus consejos,y mientras que Cassani deslumhraba á la corte consus fáciles descubrimientos, la Inglaterra tomaba ladelantera, y el Observatorio de Greenwich, fundadoalgunos años después (en 1676), cobró vuelos enmanos de Flamsted y de Bradley, y se elevó sin tra-bajo al primer rango.

El abate Picard mnrió en 1682, y algunos añosdespués acometió Flamsted, á su vez, la empresade observar regularmente la Polar con un cuarto decírculo, provisto de un lente, y observó las mismasdesigualdades que había sorprendido ya el astró-nomo francés, mas sin que, como éste, supiera ex-plicárselas. Creyó en un principio que sus observa-ciones servirían para fijar el paralaxe anual de laPolar; pero muy pronto debió convencerse de quelas diferencias de 40 segundos próximamente, quehabía encontrado entre las distancias zenitales delos meses de Junio y de Diciembre, no podían ex-plicarse por el simple cambio de posiciones de laTierra, y hubiera necesitado por esto que las dife-rencias se hubiesen observado, no de Junio á Di-

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cierabre, sino de Marzo á Setiembre. En fin, Brad-loy, apoyado en una serie de observaciones que ha-bía emprendido en Kew, cerca de. Londres, conMolineaux, consiguió determinar la ley de esas des-igualdades periódicas y dar su explicación; des-igualdades que son debidas principalmente al fenó-meno que se llama la aberración de la Iva, y que de-penden, no de las distancias, sino de la direcciónJe los astros. Más tarde reconoció todavía Bradleyotras variaciones que tienen por causa un balanceodel eje terrestre, ya sospechado por Newton y queha recibido el nombre de nutación. Las desigualda-des debidas á la nutación son menos sensibles ytienen un período mucho más largo que las de laaberración.

El fenómeno de la aberración, tal como lo conci-biera Bradley, es en todo análogo á esa ilusión deóptica por la que, á través de los vidrios de un wa-gón de ferro-carril en marcha, vemos oblicuos loshilos perpendiculares de agua formados por la llu-via. El movimiento del tren, que se separa duranteel tiempo que las gotas de agua tardan en alcanzarel sel, nos engaña acerca de la dirección real de loshilos líquidos, porque nuestro punto de vista cam-bia sin cesar. Así es como la velocidad de traslaciónde la Tierra, combinándose con la de los rayos lu-minosos, da por resultado el cambiar ligeramente ladirección aparente en que vemos los astros, puesdurante el tiempo que los rayos tardan en recorrerla longitud del tubo del anteojo, la Tierra se desvíaen una cantidad apreciable. La velocidad de laTierra en su órbita no es, á la verdad, más que unadíezmilésima parte de la velocidad de la luz (4);pero basta para imprimir á los rayos una desviaciónquo, puede llegará 20 segundos de arco; y comoesta desviación se manifiesta en sentido contrarioen dos épocas diferentes del año, resultan diferen-cias totales de 40 segundos.

Las desviaciones considerables que la aberraciónde la luz hace sufrir á todos los astros en el cursode un año, haciéndoles describir una especie deelipse alrededor de su posición media, esas desvia-ciones de todo punto irrecusables, son una pruebamanifiesta del movimiento de traslación de la Tier-ra alrededor del Sol. Bradley había, pues, sumi-nistrado la demostración, á la cual tuvo que re-nuniciar Copérnico; pero descubriendo así lo que noImbiía buscado, vio de nuevo escapársele de entrelas manos el problema de las paralaxes anuales. Sudescubrimiento explicaba demasiado bien las anoma-lías que los mejores instrumentos permitían entoncesdistinguir en las posiciones de las estrellas fijas; lasobservaciones, rectificadas después de los resulta-

(I La Tierra camina en sn órbita con una velocidad media d« 50 ki-

lórní'lros por segundo, mientras que la velocidad de la luz es de 300.000

kilómetros en mímeros redondos.

dos de la nutación y de la aberraccion, no presen-taban mayor desvío que el que so pudo atribuir áun efecto de paralaxe, y que permite calcular ladistancia de una estrella. v

No debe perderse aquí de vista que todas las ob-servaciones astronómicas contienen pequeños erro-res que dependen de las estaciones, y cuyas causasprincipales son la influencia variable de la tempe-ratura sobre las diversas partes del instrumento,los cambios de la refracción atmosférica, y en ge-neral, las condiciones diferentes en que se encuen-tra el observador en las diversas épocas del año.Estas influencias, más ó menos sensibles según losprocedimientos de observación que se empleen,son extremadamente embarazosas cuando se tratade determinar el valor numérico de los pequeñosdesvíos que tienen también por período el año: fre-cuentemente se confunden ambos órdenes de per-turbaciones, hasta punto que es imposible la separa-ción. Las causas de los errores de esta naturalezase han convertido en uno de los cuidados más gra-ves para el astrónomo, á medida que los instrumen-tos han ido perfeccionándose, y resulta que desdeque se encontró el medio de medir los céntimos desegundo, es más difícil que lo ha sido nunca, el ha-cer buenas observaciones, pues todos los esfuerzosse concentran en la determinación de cantidadesque otras veces se despreciaban como infininita-mente pequeñas, con lo que las causas de erroresy de íncertidumbres se han agrayado en una pro-porción espantosa.

Los métodos de observación que están menossujetos á las influencias de período anual, son lascomparaciones micrométricas, mediante' las que sedetermina la situación relativa de dos estrellas cer-canas; pero así y todo, no pueden dar más que lasdiferencias de las paralaxes de esas estrellas. Hers-chel se empeña en este camino, escogiendo parasus comparaciones parejas formadas de estrellascercanas do tamaños muy diferentes; y suponiendola más débil mucho más lejana de nosotros, ypor consecuencia más fija que la más brillante,so debía también llegar á probar los desvíos deesta última á poco más, como si hubiese sido re-ferida á un punto inmóvil. Esta hipótesis está muypoco justificada, pues, por el contrario, dos estre-llas próximas y de esplendor muy diferente formancon frecuencia una pareja física, y están, por consi-guiente, á la misma distancia del observador. Hers-chel salió pronto de dudas respecto de este parti-cular; por lo demás, como en el caso de Bradley,este descubrimiento equivalía á lo que aquel nohizo: renunciando á determinar las paralaxes, paralas cuales por otra parte no eran todavía bastanteperfectos sus micrómetros, continuó completandosus famosos catálogos de estrellas dobles.

IV 91 R. RADAD. LOS PROGRESOS DE LA ASTRONOMÍA ESTELAR. 95Diversos observadores continuaron, al comienzo

de este siglo, la indagación de las distancias de al-gunas de las estrellas más brillantes, y sus tentati-vas no obtuvieron éxito, si liemos de atenernos álos detalles que do las mismas tenemos. La cues-tión entró en una fase nueva, cuando Fraunhofertrajo aparatos micrométricos, grandes instrumentosde una perfección desconocida hasta entonces.Willian Struve, en üorpat, y Bessel, en Kconigs-borg, resolvieron casi á un mismo tiempo hacer laprueba de los instrumentos que acababan de adqui-rir, abordando de nuevo el problema cuya soluciónparecía escapar y ocultarse á medida que se in-tentaba aproximarla. Struve eligió la brillante es-trella Vega, que se puso asiduamente A compararcon una pequeña estrella cercana de 11" de magni-tud, y Bessel prefirió una poco brillante de aspec-to,—pero que so sospechaba ya que se movía deuna manera sensible,—la 61 del Cisne, como la de-signan los astrónomos, y determinó las posicionessucesivas con relación á dos estrellas cercanas dedécima magnitud. El resultado que obtuvo fue unaparalaxe de 37 céntimos do segundo, á ¡a vez queStruve halló, por su parte, para Vega ima paralaxede un cuarto de segundo.

Para valuar las distanciasde las estrellas, son ver-daderamente las medidas itinerarias usuales, patro-nes irrisorios, pues el diámetro mismo de la órbitaterrestre, que mide 300 millones de kilómetros, re-sulta muy pequeño para ese uso. Cuando se tratade medir el universo, se cuenta por años de la lúa,como en la tierra so mide por horas la distancia deun camino; la unidad de distancia es el camino queanda un rayo luminoso en el espacio de un año.Una paralaxe de un segundo do arco indica una dis-tancia igual á 206.000 veces la distancia del sol, yse halla representada por tres años y tres meses dela luz; una paralaxe de medio segundo correspondeá una distancia doble, y así sucesivamente.

Las observaciones de Bessel se hicieron con elauxilio del heliómetro, aparato ingenioso inventadopor Bouguer hacia 1750; pero considerablementeperfeccionado por Fraunhofer. Figura un anteojode dos objetivos móviles, como dos ojos que pudie-ran separarse ó aproximarse el uno al otro; cadauna de las dos lentes forma una imagen del objetoá que se apunta, y según la posición relativa deellas, las imágenes parecerán separadas ó bien coin-cidirán para formar solamente una. Ahora bien: si envez de una estrella se tienen dos en el campodel instrumento, se podrá maniobrar de modo quese haga coincidir una de las dos imágenes de la pri-mera con una imagen de la segunda, y la visualmicrométriea acusará entonces la distancia angularde ambos astros. Este medio permite medir las dis-tancias pequeñas con una prodigiosa precisión.

Fraunhofer simplificó el aparato de Bouguer, con-tentándose con un solo objetivo cortado por medio,cuyas dos mitades pueden correrse la una delantede la otra, lo cual equivale al empleo de dos obje-tivos distintos. La perfección de los instrumentosconstruidos por este óptico y la habilidad probadade un observador como Bessel, eran ciertamentegarantías serias do la exactitud del resultado obte-nido. Un astrónomo no menos célebre, M. Pcters,observó por otra parte la misma estrella en Poulko-va, y sus medidas concordaban perfectamente conlas de Bessel. En 1883 una nueva confirmación vinotodavía á corroborar la confianza que inspiraba laparalaxe en cuestión: un astrónomo inglés, M. John-son, había encontrado una cifra muy poco diferente(0,42 de segundo) con el auxilio del heliómetro deque el observatorio de Oxford acababa de ser do-tado. En un principio no se fijó mucho la atenciónen el resultado que anunciara en el año siguienteM. Otto Struve, el eminente director del observato-rio de Poulkova, cuyas mediciones probaron que laparalaje de Bessel debía aumentarse en una mitad yelevarse á 52 céntimos de segundo; pero las inda-gaciones de Auwers han puesto fuera de duda queesta última es sólo exacta, y que, cosa rara, las ob-servaciones de Bessel se dividen claramente en dosperíodos, de los que el primero da una paralaxemuy pequeña, y el segundo un número que apenasdifiere del de M. Struve. No sería inútil referir lasperipecias por que ha pasado el estudio de esta pa-ralaxe,—la mejor conocida de cuantas se han de-terminado,—mediante las cuales se mostraría cuanarduos son los problemas en que al presente seejercita la sagacidad de los astrónomos. Sin contarlos primeros ensayos infructuosos intentados porArago y Lindenau desde 1812, y después por Bes-sel mismo, en 1815, ha ocupado esta paralaxe desdehace cúbenla años á cinco de los primeros astró-nomos do nuestro tiempo, y á pesar de tantos es-fuerzos, aún no se ha llegado más que á explicarpor hipótesis las causas del desacuerdo de sus re-sultados.

Adoptando como la más segura la determinacióndo M. 0. Struve, se tendría para la 61 del Cisneuna distancia que la luz tardaría en recorrer seisaños y medio. Igual distancia se ha asignado porM. Winnecke á una estrella de muy poco brillo.La más próxima á nosotros parece ser hasta aquí elAlpha del Centauro, para la cual han encontradoHenderson y Maclear, que se han sucedido en elObservatorio del Cabo, una paralaxe de cerca de unsegundo, que corresponde á tres años. Se ha ensa-yado el mismo cálculo en unas cuarenta estrellas,y nos bastará decir que la distancia de la brillanteVega estaría representada, según Johnson y 0. Stru-ve, por veintidós años; la de Sirio, por diez y seis,

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y la de la Polar, según M. Peters, por treinta y seis.Estos son los límites entre los cuales se encuentranlas distancias que se han podido medir; y por pro-digiosa que sea la velocidad de la luz, ésta es toda-vía un mensajero imperfecto para los caminos delUniverso, pues que las últimas nuevas que nos traede las estrellas tienen siempre tres años, por lo me-nos, de antigüedad.

Para adquirir una idea de la magnitud real de losintervalos que nos separan de las estrellas más le-janas, se ha recurrido á consideraciones fundadasen el principio de que, en general, la desviación delas estrellas disminuye á medida que aumenta ladistancia. Las estrellas de primera magnitud ocu-pan, en cierto modo, el primer plano, y las de lasclases siguientes se escalonan como los planos su-cesivos de un paisaje. En esta hipótesis, y partien-do de algunos datos empíricos acerca de la distri-bución de las estrellas en el firmamento, M. Petersencontró que la distancia media de las estrellas deprimera magnitud equivale á diez y seis años, áveintiocho la de las de segunda y así sucesivamente:para las estrellas más débiles que todavía puedodistinguir una vista penetrante (7.* magnitud) setendría una distancia de ciento setenta años. Las es-1 rollas telescópicas constituyen las clases siguientes,cuyo número está limitado sólo por el alcance delos anteojos. Para distinguir las de 16" magnitudse hacen ya precisos instrumentos de un poder óp-tico excepcional, pues estos astros se encuentran,ciertamente, á distancias que exceden de cinco mily puede ser que de diez mil años.

Debe tenerse entendido que estas evaluaciones norepresentan más que términos medios, tanto másexactos cuanto mayor es el número do estrellas áque se refieren, y que suponen, como todos loscálculos de estadística, que las diferencias indivi-duales se compensan y desaparecen cuando se operacon números muy considerables. Sigúese de estoque será el resultado menos exacto el que se re-iici'e á la primera magnitud, que sólo comprendediez y seis ó veinte estrellas muy diferentes enresplandor. Sirio, por ejemplo, que debería serclasificada sin constituir pareja, emite seis ve-ces más luz que Vega ó Arturo, que no obstante,se cuentan entre las más brillantes de las estre-llas de primer orden. La distancia de Sirio, de-ducida de la paralaxe de este astro, conforma biencon la distancia media de la primera clase; perootrass estrellas que íiguran en la misma se hallan talvez raías lejos que lo que indica esa distancia mediay delben su brillo á un centelleo excepcional. De otraparte, el Alfa del Centauro, que es de las de primeramagnitud, y aun pequeñas estrellas como la 61 delCisne, están mueho más cerca de nosotros; de todolo cual resulta, pues, que hay un buen número de

excepciones individuales que pueden desentendersecuando las valuaciones recaen sobre millares de in-dividuos. El número de las estrellas contenidas enlas seis primeras clases, que comprenden casi todaslas que de ordinario se pueden distinguir á la simplevista, apenas excede de S.000 para todo el cielo, yno llega á 4.000 en nuestras latitudes; pero el totalde las que se distinguen con el auxilio de los mejo-res teloseopios, puede elevarse á más de 80 millo-nes. Cuando se opera sobre semejantes números, laestadística marcha con paso seguro y los resultadosmedios merecen cierta confianza.

¿Dónde están entre tanto los límites del Universo?¿Cuáles son las distancias más allá de las que nin-guna mirada humana ha podido sondear los abis-mos del espacio? En los límites de 1Q visible seencuentran esos puntos luminosos apenas percep-tibles, en los cuales se resuelven ciertas nebulosasobservadas con los telescopios de William Herscheló de lord Rosse. Teniendo en cuenta la fuerza depenetración de sus grandes telescopios, Herschelcalcula que ha podido.distinguir estrellas situadas ádistancias que exceden más de dos mil veces la dis-tancia media de las de primer orden. Entre las ne-bulosas no resolubles en aglomeraciones de es-trellas, que á pesar de la debilidad de su luz sontodavía visibles por ocupar cierta superficie, hayprobablemente un gran número que se pueden su-poner mucho más lejanas: algunas gravitan á dis-tancias que exceden en tres ó cuatro mil veces á lade Sirio. Así el ojo, penetrando en las profundidadesdel cielo, alcanza regiones do donde la luz tarda enllegarnos sesenta mii años, sin hablar aún de ciertasapreciaciones de William Herschel, que hace subiresta cifra para las nebulosas más débiles á más dedos millones de años. Las nebulosas que creemos veren una determinada dirección, se encuentran, pues,en ella hace algunos centenares de siglos; pero nadanos prueba que continúen allí todavía, y no tenemosmedio alguno de saberlo que han andado: los rayosque emiten hoy—si es que existen aún—llega-rán á la tierra en un porvenir muy ¡lejano. A me-dida que se acreciente el poder óptico de los an-teojos, lograremos, sin duda, descubrir testimoniostodavía más antiguos de la existencia de la materia.Atendiendo á esto, ¿no es un hecho digno de las me-ditaciones de los filósofos el que el telescopio nospermita á todas horas retroceder cien siglos, y pa-sear nuestras miradas por la creación antediluviana,que continúa siendo visible después de haber cesa-do, acaso, de existir? porque las imágenes de todolo que ha existido continúan caminando por el éterinfinito.

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II.

Las pequeñas desviaciones que resultan de las pa-ralaxes anuales son oscilaciones periódicas que nosparece que realizan las estrellas alrededor de susposiciones medias, y que les hacen describir elipsesmicroscópicas, en las que se refleja en pequeño laórbita que recorre la tierra alrededor del sol. Estasoscilaciones no cambian, pues, en nada el lugarque realmente ocupa el astro en el cielo. Del mismomodo, oscilaciones aparentes causan la aberraciónde la luz ó la nutación del eje terrestre; y estasdesviaciones periódicas sólo dependen del movi-miento del observatorio flotante, á bordo del cualviajamos alrededor del sol, y se las corrige por me-dio de un cálculo muy sencillo, basta el punto deque los catálogos de estrellas no contienen rastrosde ellos. Pues bien; si se comparan dos catálogosformados para épocas algo distantes entre si, se en-contrará siempre que las posiciones de las estrellas,referidas á las mismas señales fijas, no concuerdan.

Las diferencias que resultan son, por términomedio, de doce segundos por cien años, lo que daun décimo de segundo para el espacio de un año, yrepresentan lo que los astrónomos llaman los movi-mientos propios de las estrellas. Compréndese quevariaciones tan insignificantes no se deducen clara-mente de las series de observaciones que sólo abra-zan un corto número de años. No se han podido re-conocer con seguridad hasta que ha sido posiblecomparar catálogos separados por intervalo» decincuenta y aun de cien años. El punto de partida yla base de todas las indagaciones relativas a losmovimientos propios, son siempre las observacionesde Bradley, que nos hacen conocer, con una preci-sión verdaderamente extraordinaria para la época,las posiciones de más de 3.000 estrellas. Estas po-siciones, calculadas por el año de 1758, han sido pu-blicadas por Bessel con este título: Fundamentos dela astronomía, deducidos de las observaciones del in-comparable Bradley. La segunda etapa es notablepor el célebre catálogo de 47.000 estrellas, fundadosobre la Historia celeste de Lalande, y al que debenañadirse las 10.000 estrellas del cielo austral, de-terminadas por Lacaille durante su estancia en elcabo de Bueña-Esperanza; después vienen esos in-ventarios ligeros de una región limitada del cielo,que se denominan zonas: las zonas de Bessel, de Ar-gelander, de Lamont y de tantos otros que han pre-cedido á la revisión general del cielo, que desdehace algunos años se dividen los observatorios deambos mundos. Como se comprende, estas relacio-nes sumarias no consienten una gran precisión dellugar observado en cada estrella; en cambio permi-ten formar cartas celestes muy completas, en lasque las estrellas se hallan inscritas en sus lugares y

TOMO vi.

clasificadas por el orden de su magnitud. La preci-sión es, por el contrario, el fin principal de las de-terminaciones que diariamente se practican en losgrandes observatorios, como los de Greenwich, Pa-rís y Poulkova, y en los que los resultados son cata-logados por intervalos regulares. Tal vez se llegueá conciliar la rapidez con la precisión cuando losprocedimientos fotográficos se hayan perfeccionadopara aplicarlos á la reproducción de los grupos deestrellas, en cuyo camino parece que M. Ruther-furd ha obtenido ya en América resultados muy sa-tisfactorios, que hacen esperar que el problema serápronto resuelto.

Los movimientos propios, comprobados por lacomparación de los catálogos, son, por lo general,desviaciones progresivas, que aumentan con eltiempo de una manera continua. Algunas vecesafectan desigualdades periódicas que revelan, yauna paralaxe anual, ora una órbita de largo períodoque describe la estrella alrededor de un foco cer-cano de atracción; pero en este caso se compruebaademás un movimiento progresivo. ¿Qué significanesos movimientos propios, rectilíneos y continuos?Son evidentemente los indicios diferenciales de uninmenso torbellino que arrastra, así nuestro sistemasolar, como los mundos más lejanos, hacia regionesdesconocidas. «Supongamos un instante, dice Hum-bold, que se realiza un sueño de imaginación; quenuestra vista, traspasando los límites de !a visióntelescópica, adquiere un poder sobrenatural; quenuestras sensaciones de duración se contraen hastacomprender los mayores intervalos de tiempo, lomismo que nuestros ojos distinguen las menorespartes de la extensión: al punto desaparecerá la in-movilidad aparento que reina en los cielos. Estre-llas sin número son arrastradas como nubes de pol-vo, en direcciones opuestas; las nebulosas errantesse comfensan ó disuelven; la Vía-láctea se dividepor varios puntos como un inmenso cinturon que sedesgarra en girones; por todas partes reina el mo-vimiento en los espacios celestes, lo mismo que rei-na en la tierra, en cada punto de este rico tapiz devegetación, en que los retoños, las hojas y las flo-res presentan el espectáculo de un perpetuo desen-volvimiento.')

La determinación de los movimientos propios esuno de los problemas más interesantes; pero tam-bién es uno de los más delicados de la astronomíamoderna. Aún no se ha podido encontrar más queunas 60 estrellas que se mueven más de un segun-do por año, movimiento que es mucho menor en lamayoría de los casos. Cantidades tan insignificantesson necesariamente muy difíciles de medir. Las pe-queñas diferencias designadas con el nombre demovimientos propios, son frecuentemente una mez-cla fnestricable de variaciones reales y de errores

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de observación ó de reducción, tanto más difíci-les de desenmarañar, cuanto que las variacionesson aquí del mismo orden y aun más pequeñas quelos errores. Lo que es triste de decir es que loserrores son quizá la mitad de las veces falta de tras-cricion ó de reducción, que no tienen por excusa lapremura con que es preciso observar los rápidosinstantes del paso de un astro en la dirección delanteojo. Esto prueba que si se hacen las observacio-nes con todas las precauciones apetecibles, los cui-dados prestados para la confección de los catálogosno siempre son proporcionados al valor de las ob-servaciones; de lo que resulta que ciertos catá-logos abundan en errores que han ocasionado ma-chas equivocaciones y decepciones, haciendo creeren grandes cambios en el cielo que finalmente seexplican por una falta de cálculo. Y no es estotodo: las observaciones mejor hechas muestrantodavía diferencias más ó menos grandes que de-penden de las circunstancias locales, de las esta-ciones y de las horas del dia, del temperamentodel observador, de sus hábitos y de su disposiciónmomentánea; diríase que mil asechanzas rodean áeste para impedirle aproximarse á la verdad ab-soluta.

Los curiosos experimentos de M. Wolf acercade los errores personales, prueban que muy pocaspersonas ven los fenómenos en el momento precisoen que se producen, pues casi siempre la percep-ción se retarda algunas fracciones de segundo. To-das esas causas reunidas hacen que antes de con-frontar dos catálogos de estrellas sea preciso estu-diar, por decirlo así, los defectos y las cualidades,trabajo que M. Auwers ha emprendido ya, conbastante fortuna, para los catálogos más impor-tantes.

Gracias á esta elección previa, la comparación delas observaciones modernas con las antiguas podráconducir á resultados más dignos de confianza, y elestudio de los movimientos propios se extenderá,sin duda, muy pronto á todas ¡as estrellas catalo-gadas, lo que no es poco decir. Hasta el presente,hánso contentado los astrónomos con examinar,bajo este respecto, algunos millares de esos astros.Los movimientos propios más graneles se notan enlas estrellas más próximas á nosotros, y pueden lle-gar á siete ú ocho segundos por año; pero en gene-ral no se trata, como ya se ha visto, más que deulgunías fracciones de segundo. Sin embargo, estasvariaciones, tan poco sensibles en apariencia, son¡as señales de movimientos de una rapidez vertigi-nosa en razón de las distancias en que los observe-mos. Esto es lo mismo que sucede con un buqueque vemos en el horizonte ó con una nube que pasaá una gran altura de nosotros, que nos parecen casiinmóviles, siendo así que se mueven con una velo-

cidad considerable: basta mirarlos con un anteojode aproximación para que esta velocidad, disimula-da por la distancia, reaparezca al punto.

Para calcular la velocidad de traslación real quecorresponde á un movimiento propio observado, esenteramente preciso conocer la distancia absolutade la estrella en cuestión, condición que se ha lle-nado respecto de cierto número de estrellas cuyasposiciones varían de una manera muy rápida. Así,si sabemos que la 61 del Cisne, cuyo movimientopropio es de cinco segundos, tiene una paralaxe demedio segundo, se puede concluir que se mueve enel espacio con una velocidad de 50 kilómetros, loque da una velocidad más de cien veces mayor á lade una bala de cañón.

Para las estrellas dotadas de un movimiento pro-pio excepcional que las aisla de los grupos en quese las encuentra, no es dudoso que esta variaciónaparente no indica un movimiento real de esos as-tros; pero no es ya lo mismo cuando regiones ente-ras experimentan un movimiento propio más ó me-nos uniforme. Aquí puede preguntarse si esta lentaprogresión no es una ilusión de óptica como las os-cilaciones periódicas de las estrellas que tienen porcausa la revolución de la Tierra alrededor del Sol,ó si no es la consecuencia de un movimiento detraslación, en el espacio, de todo el sistema solar.En efecto, si el Sol, con su cortejo de planetas, esarrastrado en un curso rápido hacia un punto dadodel cielo, las estrellas situadas en esta direcciónparecerán separarse á medida que aquel se aproxi-me, mientras que en el punto opuesto del cielo, delque el Sol se aleja, las estrellas se juntarán cadavez más: resultará como una corriente general quearrastrará insensiblemente todas las estrellas delpunto de llegada hacia el punto de partida del tra-yecto solar. Pues un movimiento semejante debedescubrirse al menos en las posiciones determina-das á cien años de intervalo.

Fontenelle había entrevisto lo mismo que Bradleyla posibilidad de un movimiento de traslación delSol; pero Lalande es quien parece haber sido el pri-mero en formular esta hipótesis de un modo claro,pues él fue quien hizo notar que la rotación del Sol,que nos revelan las revoluciones de las manchas,supone ya por sí misma la existencia de un movi-miento de traslación, atendiendo á que no puedeser producida más que por un impulso comunicadofuera del centro que ha debido, según toda probabi-lidad, mover al propio tiempo el centro mismo. Losdos movimientos de rotación y de traslación casinunca se observan el uno sin el otro. La teoría hacepues, prever a priori que el Sol debe moverse enuna órbita que, para cierta duración de tiempo,sería permitido considerar como una línea recta.¿Ha justificado la observación esta hipótesis?

N.° 91 B. HADAD. LOS PROGRESOS DE LA ASTRONOMÍA ESTELAR. 99

William Herschel no temió abordar de frente elproblema, examinando los movimientos propios delas estrellas, cuyas posiciones eran ya bien conoci-das para que pudiese esperar fijar con certeza lasvariaciones seculares. El éxito coronó su tentativa,y desde 1783 pudo anunciar que el sistema solarmarcha hacia un punto determinado de la constela-ción Hércules. La certidumbre de este resultado fueprobada al principio por Biot, Bessely otros astróno-mos; pero investigaciones recientes, fundadas sobrebases mucho más sólidas, las han confirmado, rectifi-cando sólo la posición del punto hacia el cual caminael Sol. M. Otto Struve ha intentado evaluar aproxi-madamente la velocidad de ese movimiento de tras-lación que, según sus cálculos, debe ser de siete ki-lómetros por segundo. Esta cifra, deducida de datosque después se han rectificado, es sin duda muy in-significante, y todo lo que por el momento puededecirse es que la rapidez con que nuestro sistemaes arrastrado en el espacio, es probablemente delmismo orden que las velocidades orbitarias de losplanetas.

El movimiento de conjunto del sistema solar es,pues, desde aquí en adelante un hecho incontesta-ble; ese movimiento se reflecta, por una ilusión deóptica, en los posiciones aparentes de las estrellas,permitiéndonos los cambios seculares de estas po-siciones conocer la dirección en que somos lleva-dos. No obstante, este efecto de perspectiva sólo dacuenta de una exigua parte de las mutaciones com-probadas, pues después de haberse hecho cuentadel cambio aparente que resulta para cada estrellade nuestro propio movimiento, se encuentran toda-vía, en la generalidad de los casos, variaciones pro-gresivas ó periódicas que demuestran una mutaciónreal de la misma estrella, y que tan pronto son delos astros reunidos en grupos que describen unosalrededor de otros órbitas cuyas formas y dimensio-nes podremos conocer con el tiempo, como las len-tas etapas de un viaje que hace la estrella hacia re-giones desconocidas.

Desde un principio se ha preguntado si no teníantodos esos movimientos un centro común, si nogiraba todo el Universo visible alrededor de un solcentral. El filósofo Kant quiso ver en Sirio eseastro-rey, habiendo más tarde hecho M. Argelanderuna tentativa para resolver por el cálculo la cues-tión. Después de haber determinado con la ayudade los movimientos propios de 537 estrellas, el puntodel cielo hacia que camina nuestro sistema, se hapreguntado si, restando de los movimientos propiosconocidos lo que no es más que una reflectacion dela traslación del Sol, no encontraría residuos querevelasen un movimiento general de los sistemasestelares. El resultado de su cálculo ha sido queprobablemente los astros giran todos en conjunto

alrededor de un punto situado en la constelaciónde Perseo; sin embargo, la incertidumbre de los da-tos que sirven de base á su trabajo sólo le permi-tieron presentar este resultado con reservas y comouna mera hipótesis.

Un astrónomo, de temperamento más aventurero,emprendió entonces la resolución del problema sindarse cuenta exacta de las dificultades que entraña.Juan Enrique Moedler, muerto en este año á losochenta de edad, se había dado ya á conocer por labella carta topográfica de la luna que publicó en1836 con Wilem líeer, hermano mayor de Meyer-beer. En 1840 sucedió á W. Struve como directordel Observatorio do Dorpart, en el que consagró susesfuerzos durante veinticinco años á la determina-ción de los movimientos propios de las estrellas,hasta el dia en que una debilidad de la vista le forzóá retirarse. Su título de gloria, á sus ojos al menos,era su descubrimiento del Sol central, que convir-tió más tarde sencillamente en «grupo central.» Re-nunciando, en efecto, á buscar un astro más grandey más macizo que los otros, y cuya poderosa atrac-ción dominase al Universo visible, Moedler se con-tentó con la hipótesis de que las estrellas describensus órbitas alrededor de un punto, que es su centrocomún de gravedad, pero que no se halla ocupadopor una masa preponderante. En este caso, dice,las velocidades orbitarias deben aumentar á medidaque la órbita se aleje del centro común. Lo contra-rio tendría lugar si allí hubiese un sol central do-minando todo el cielo: las velocidades, considera-bles para las estrellas cercanas, disminuirían á me-dida que éstas se alejasen del foco de atracción.Como no existo en el cielo punto alguno de estegénero á cuyo alrededor se hayan notado movi-mientos propios muy pronunciados, es evidente quedebe abandonarse la hipótesis de un sol central, yque j M* el contrario, la existencia de un centro degravedad inmaterial, por decirlo así, centro de losmovimientos propios de los astros visibles, mereceser discutida: el error de Moedler fuó el creer quelo había probado.

El grupo que queda inmóvil en medio del torbe-llino general lo encuentro Moedler. en la constela-ción de las Pléyadas, en donde las estrellas se agru-pan alrededor de la brillante Alción, «como lospolluelos en torno de la pollera.» Comparando lasobservaciones de Bradley con las determinacionestan precisas de Bessel, demostró que los movimien-tos propios apenas alcanzan aquí seis céntimos desegundo por año, y que están dirigidos exactamentecomo lo estarían si ese grupo estuviese en realidadinmóvil en el espacio (1). Alción, que es el centro

(1) El profundo estudio (lelas Pléyadas que recientemente lia aco~

metido M. Wolff, eii el Observatorio de París, permitirá detorminar el

movimiento propio de una manera más segura y más completa.

100 REVISTA EUROPEA.—21 DE NOVIEMBRE BE 1 8 7 5 . N.° 91do) grupo, señalaría también el lugar del centro degravedad universal. Trazando alrededor de estepunto zonas concéntricas, comprobó movimientospropios medios de 9, de 10, de 12 céntimos de se-gundo, y las direcciones difieren cada vez más de laque se deduce del movimiento conocido de nues-tro Sol. Convencido de estos resultados, Mcedlerno titubeó en considerar á Alción como el cen-Iro visible del Universo, y á cuyo alrededor giranlas innumerables estrellas de que está sembrado elespacio, las cuales, dice, se hallan distribuidas porcapas amulares separadas por vastos intervalos casivacíos, y en uno de los cuales flota nuestro sistemasolar. En los confines del universo están formadoslos últimos anillos por la Vía-láctea, que en sus gi-gantescas circunvoluciones abraza los anillos este-lares en que nosotros mismos gravitamos. Estamosmucho más cerca de la región en que los replieguesdo la Vía-láctea se desdoblan, que de la opuesta, enque aquella parece sencilla. Nuestro Sol tarda masde 22 millones de años en recorrer su órbita alre-dedor del centro común, y la distancia de Alción,siempre, según Moedler, excede de 36 millones deveces nuestra distancia al Sol, y equivale á 573 añosde la luz.

Desgraciadamente, en estas deducciones, que seencadenan y se desenvuelven con atrevimiento in-genuo, la imaginación entra por más que la severalógica de las cifras. Las fracciones de segundo, queforman la frágil base del edificio levantado porMoedler, están lejos de tener el grado de certi-dumbre absoluta que éste les atribuye, no siendodifícil llegar á obtener, disponiéndolas de diferentemodo, resultados enteramente opuestos. Por otraparle, mirando de cerca, se comprende que el au-mento de los movimientos propios á partir de lasregiones de las Pléyadas nada probaría, aun cuandoestuviera demostrado, ni en pro ni en contra de lateoría del universo, hija, en todas su.s partes, de lafecunda imaginación de Moedler.

Según sir John Herschel, la verdadera forma dede esta aglomeración de estrellas denominada Via-láclea, sería la de un disco ó muela aplastada, par-tido y desdoblado en dos valvas por cerca de lamitad de su contorno. El Sol se encuentra colocadohacia el centro del disco, cerca de la línea deunión de las dos valvas, y esto os ya lo que explicael áspetelo anular de la Vía-láctea, que nos parececomo tuna banda luminosa cuando la mirada sesumerg;e en el espesor del corte pleno, y como unabanda doble cuando penetra en el espesor de lasvalvas, mientras que en las direcciones perpen-diculares al plano del disco nos parecen quelas estrellas están sembradas si» profusión. Poresto es por lo que apenas distinguimos sobre nues-tras cabezas una débil bruma esparcida en la at-

mósfera, al par que en el horizonte, donde so ex-tiende hasta perderse de vista,nos hace el efecto deun denso banco nebuloso. En cuanto á las dimen-siones de esta capa estelar, en la que estaraos pro-fundamente sumergidos, el espesor trasversal ex-cede de mil años, y el diámetro mide millares desiglos.

En el centro de este vasto universo, nuestras mi-radas encuentran aquí y allá grupos muy próximosá nosotros para que sea posible espiar los movi-mientos interiores y sorprender, por decirlo así, lavida de familia. Soles asociados, ó bien rodeados deplanetas, son los que vemos gravitar en órbitas re-guladas por las leyes tan conocidas de la atracciónuniversal. El estudio de estos sistemas, inauguradopor W. Herschel, ha adelantado mucho,—merced álas admirables indagaciones de VV. Struve, relativasá las estrellas dobles, emprendidas en Dorpat y enPoulkova,—y ocupa actualmente á algunos astróno-mos provistos de excelentes instrumentos.

El número de las parejas de estrellas cuya dis-tancia no excede del límite de treinta y dos segun-dos, adoptado para las estrellas dobles, es muyconsiderable, pues hace más de cuarenta años queW. Struve había examinado más de 3.000, cifra quehoy se eleva á 6.000. Es evidente que esas aproxi-maciones tan frecuentes no pueden ser debidas alazar de la perspectiva; el cálculo de las probabili-dades muestra que el número de las parejas pura-mente ópticas, esto es, accidentales, debe aumen-tar con la distancia de las que las componen, mien-tras que en realidad, la continuidad de las parejasobservadas disminuye aún en más de una distanciade ocho ó nueve segundos. Según Struve, los dostercios de las estrellas dobles cuya desviación hamedido, forman probablemente parejas físicas; perono tenemos la certeza de que dos estrellas esténunidas unas á otras por los lazos de la gravitación,por más que se haya probado que ambas tienen elmismo movimiento propio, es decir, navegan unidaspor los espacios celestes. Esta comprobación se hahecho al presente para más de 600 estrellas dobles,habiéndose podido determinar para un gran númerolos elementos de la órbita que describen alrededorde su centro común de gravedad. Los tiempos derevolución que se han encontrado varían entre quin-ce años y muchos siglos; pero los períodos muylargos no pueden ser valuados con exactitud, por-que los cambios de posición que sirven de base alcálculo son entonces imperceptibles fracciones desegundo.

En los casos en que ha sido determinada la para-laxe de la estrella principal, se puede aún llegar alconocimiento de las dimensiones absolutas de esasórbitas y calcular las masas que gravitan enfre.nteuna de otra. De este modo es como ha podido afir-

N.° 91 H. RADAU. LOS PBOGBESOS DE LA ASTRONOMÍA ESTELAR. 4 04

marso que las masas de algunas estrellas, muypróximas á nosotros,—el Alfa de Centauro, la 61del Cisne y la Polar,—son inferiores á la del Sol.Para el Alfa del Centauro se ha encontrado unacifra que apenas excede de un tercio, tomándosepor unidad la masa del Sol, á cuya masa excede porel contrario en mucho la de Sirio.

El cálculo de las órbitas de las estrellas se hallamuy arraigado en los hábitos de los astrónomos,que han concluido por aplicarlo confiadamente ásistemas supuestos, en que en un principio sólo seveía el astro dominante, y, cosa maravillosa, elcálculo se ha encontrado preciso desdo el primermomento. El descubrimiento de Neptuno no es,pues, el único ejemplo de un astro cuya existenciahaya sido revelada por las perturbaciones que el mis-mo ocasionaba en torno suyo antes que aparecieseá los astrónomos en el campo de sus anteojos. Losmundos estelares han proporcionado ocasión paradescubrimientos análogos, que son una nueva prue-ba de la generalidad de las leyes de la gravitación.El primero de estos descubrimientos se refiere áSirio, siendo á Bessel á quien cabe el honor de ha-berlo preparado.

Discutiendo las posiciones sucesivas de Sirio,comparadas durante cien años á las de las estrellasde las constelaciones del Toro, de Orion y de losGemelos, Bessel había observado en esa estrella unmovimiento de traslación particular y muy pronun-ciado, que no se explicaba más que admitiendo queSirio estaba sometido á la influencia de un cuerpoinvisible de considerable masa. «Esta suposición,decía M. Le Verrier en 1854, da cuenta tan perfectade todas las circunstancias del fenómeno, que nopodríamos dudar de que sea la expresión de la ver-dad. Si hasta aquí no hemos visto este compañerode Sirio, es porque constituyo, no un segundo solbrillante de luz propia, como en los sistemas deestrellas dobles, sino más bien un planeta grandedel sol Sirio, planeta cuya luz prestada no ha po-dido llegar hasta nosotros, y que puede ser que,perfeccionándose los medios ópticos, lo veamosalgún dia; pero aunque no lleguemos averio, de-terminaremos con el tiempo la órbita que recorre yfijaremos su masa y la de la estrella en cuyo dere-dor se mueve.»

Por mucho tiempo quedó el satélite hipotético deSirio como sumergido en los rayos de su brillan-te centro. Bessel estaba muy inclinado á admitirque este último se hallaba encadenado á un cuerpooscuro, que sin duda sería eternamente invisiblepara nosotros. ¿Por qué, en efecto, no había de ha-ber en los espacios celestes masas oscuras, escoriasapagadas, mundos extinguidos? Se tenía, por otraparle, en la estrella Procyon el contrapeso del casode Sirio; pues el movimiento propio do ésta ofrece

desigualdades periódicas de todo punto análogas.La hipótesis de Bessel encontró, preciso es confe-

sarlo, muchos incrédulos, habiendo muerto su autoren 4846 antes de terminar el debate; sin embargo,maduraba lentamente. En 1851 publicó M. Peters sumemoria sobre el Movimiento propio de Sirio, en laque se demuestra que esta estrella describe una elip-se muy prolongada alrededor del centro de gravedadde un sistema que la misma forma con un astro in-visible, y que el tiempo de una revolución completaes de 80 años. Esta órbita tiene para nosotros, á ladistancia en que ese sistema se encuentra, dimen-siones microscópicas, y las mayores desviacionesaparentes de Sirio no exceden de cinco segundosde arco. M. Auwers y M. Safford vinieron más tardoá confirmar los cálculos de M. Peters. Se sabía ladirección en que debía buscarse el satélite sospe-chado; pero los astrónomos poseedores de los me-jores anteojos habían explorado sin áxito las cerca-nías de Sirio, hasta que al fin, en 31 de Enero de1862, un óptico de Cambridge, en América, M. Al-van Clark, habiendo dirigido sobre esta estrella elpoderoso refractor de 18 pulgadas que acababa deconstruir, observó á la izquierda de Sirio un imper-ceptible punto luminoso. Una vez notado, no tardóen ser observado el satélite, con el auxilio de ins-trumentos de un poder óptico monos considerable,en París, en Roma, en Poulkova, en Cambridge yen Inglaterra.

M. Auwers sometió entonces á una discusión nue-va y muy profunda las posiciones observadas deProcyon, y llegó á representarlas por una órbitacircular con un tiempo de revolución de 40 años.Sus cálculos fueron confirmados por otros astróno-mos, y animados los observadores por el éxito delas indagaciones de que había sido objeto el satélitede Sü¿jo, no dejaron de escudriñar los alrededoresde Procyon; sin embargo, el nuevo astro no fue des-cubierto hasta el 19 de Marzo de 1873 por M. OltoStruve, con el auxilio del gran telescopio de Poulko-va, á una distancia de 11 ó 12 segundos de la estre-lla principal, y habiéndola estimado inferior en mag-nitud en dos unidades con relacioa al compañerodo Sirio. Desde este momento, se continuaron re-gularmente las observaciones del satélite de Pro-cyon y han asegurado que este se mueve de unamanera continua.

Estas dos nuevas conquistas de la astronomía delo invisible no serán, sin duda, las últimas. Comose sabe, los astrónomos han examinado los movi-mientos propios de una multitud de otras estrellassencillas, en la esperanza de comprobar oscilacio-nes análogas á las que han conducido al descubri-miento de los satélites de Sirio y de Procyon. Losmovimientos do Rigel (Beta de Orion), del Alfa de laHidra y de Virgo, se habían tenido como sospecho-

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sas; poro hecha la comprobación, se las ha encon-trado regulares: las pretendidas desigualdades sedebían á observaciones inexactas.

En presencia de la dificultad que nace de la insig-nificancia de las variaciones mediante las que se re-velan los movimientos de las estrellas, incluso nues-tro sol, ha habido necesidad de ver si el problemano ora abordable por algún otro punto. La aberra-ción de la luz, que reconoce por causa la velocidadde la tierra en su órbita, ¿no debe ser modificadapor el viaje que ésta hace en el infinito á remolquedel Sol? La refracción, la difracción (1) y los demásfenómenos ópticos que se observan con el auxiliode instrumentos de precisión, por decirlo así, ilimi-tada, ¿no revelarían por algún signo el movimientoque trasporta al observador en el espacio, ó el dela misma fuente luminosa? Estas cuestiones dividenaún á los físicos, y hasta el presente, ni la expe-riencia ni la teoría han podido resolverlas de unmodo definitivo.

El fenómeno de la aberración se explicaba fácil-mente por la antigua teoría de la emisión, en laque la luz es un fluido cuyas moléculas, lanzadascomo flechas, vienen á herir la retina del ojo.Cuando la hipótesis newtoniana fue destronada porla teoría de las ondulaciones, legó una serie de es-pinosos problemas, entre los que la aberración erauno de los más delicados. Para concebirla, Fresneltuvo que admitir que el éter en que se propagan lasvibraciones luminosas no participa del movimientode los cuerpos ponderables que envuelve y penetra,sino que pasa libremente á través del globo, y quelas ondas luminosas caminan en un fluido en reposomientras que el anteojo es llevado por la tierra.Arago imaginó entonces un experimento destinadoá probar la solidez de este razonamiento. Ajustandoun prisma á una lente, midió la refracción de losrayos que partían de una estrella hacia la que latierra caminaba y de otra de que se alejaba; lavelocidad de propagación de los primeros debia en-contrarse aumentada, y la de los segundos dismi-nuida en toda la velocidad de la tierra, y la diferen-cia, quo se eleva á cinco milésimas, debía manifes-tarse en la extensión de la refracción. No sucedióasí; la refracción fue te misma para todas las regio-nes del cielo.

Para conciliar este .'Inesperado resultado con lateoría die las ondulaciones (2) supuso Fresnel que elprisma lllevaba consigo el exceso de éter que se en-

(1) Se jilama aii el conjunto (lelas modificaciones que la luz sufre

cuando atraviesa una abertura estrecha, un enrejado de rasgos sefialadoa

en vidrio.

(2) El experimento de Arsgo, tal como éste lo realizó, no era muy

coneluyents, porque se servia de un prisma ocromutizudo, que recom-

ponía la luz blanca después de haberla desviado , mientras que hubiera

debido medir la refracción de un rayo simple de color determinado; pero

este último produce el mismo efecto.

cuentra condensado entre las moléculas del vidrio,y esta hipótesis del arrastramiento parcial del éterpor los mejores refringent.es se ha justificado mástarde por un ingenioso experimento de M. Fizeau;no obstante, la oscuridad que todavía reina en estamateria se halla lejos de disiparse. Se ha examinadola cuestión de saber si la extensión de la aberraciónno depende en cierto modo de los anteojos usados;y para dilucidar este punto dudoso, el P. Boscovichpropuso observar las estrellas con un anteojo cuyotubo estuviese lleno de agua ó de algún otro líquido.Este experimento se ha intentado en estos últimosaños por M. Klinkerfues, en Goettingue; por M. Hoek.,en Utrecht, y por M. Archer Hirst, en Greenwich, ysólo el primero ha creído notar una desviación, de-bida á la interposición del líquido; pero semejanteresultado, contrario á las previsiones de Fresnel,no ha sido confirmado, y parece descansar en unerror.

Hace unos quince años que un físico sueco,M. Augstroem, y después M. Babinet, han emitidola idea de que los fenómenos de difracción, produ-cidos por los enrejados, suministraban un medio decomprobar el movimiento de traslación del sistemasolar. M. Augstrosm mismo había comenzado expe-rimentos que debían conducirle al fin que se bus-caba; pero los resultados obtenidos nada tenían deconcluyentes. La importancia del problema decidióá nuestra Academia de Ciencias á someterlo á con-curso, y lo propuso como tema para el gran premiode ciencias matemáticas de 1870. Uno de nuestrosmás distinguidos físicos, M. Mascart, obtuvo el pre-mio por un trabajo experimental, en el que, sin em-bargo, fueron negativas las conclusiones. M. Mas-cart aprovechó cuantos recursos pueden ofrecerlos aparatos más ingeniosos y los métodos de ob-servación más delicados, sin poder comprobar unainfluencia cualquiera del movimiento de la tierrasobre los fenómenos ópticos en que se esperabadescubrirla. Esto no obstante, las recientes indaga-ciones de M. Yvon Villarceau, acerca de la teoríade la aberración, tienden á establecer que el movi-miento del sistema solar debe hacerse sentir en elfenómeno, y el mismo Villarceau acaba de someterá la Academia antes citada un plan para resolverel problema por observaciones combinadas que de-berían hacerse en cuatro estaciones elegidas alelecto al Norte y al Sud del Ecuador.

Además de la influencia del movimiento de la tier-ra, es preciso, de otra parte, considerar también ladel movimiento de la fuente luminosa, en tanto quepuede modificar el número de las ondulaciones queel ojo recibe en un tiempo dado. Una influencia deeste género existe, ciertamente, para el sonido: lanota de un silbato de locomotora nos parece másaguda cuando el tren llega que cuando se aleja,

N.° 91 M. BLOCK. EL DEHECHO PENAL Y LA CIVILIZACIÓN. 103

porque en el primer caso gana el oido algunas vi-braciones, mientras que en el segundo las pierde.Se ha pensado que, según el mismo principio, el co-lor de los rayos que nos llegan de un astro pudieraser ligeramente modificado por la velocidad conque ese astro se aproxima ó se aleja de nosotros.El P. Secchi, M. Huggins y otros astrónomos hantratado de comprobar esta previsión, mediante elestudio de los espectros de los cuerpos celestes,habiendo deducido el segundo de uno de sus expe-rimentos que Sirio se aleja de la tierra con una ve-locidad de 80 kilómetros por segundo, mientras queun astrónomo alemán, M. Vogcl, ha encontrado porel mismo medio 75 kilómetros para Sino y 100 paraProcyon; pero nos encontramos ya sobre un terrenoresbaladizo.

(Concluirá.)R. RADAU.

(Revue des Deux Mondes.)

EL DERECHO PENAL Y LA CIVILIZACIÓN.

Desde hace algún tiempo, los periódicos inglesesdan cuenta de hechos bastante extraños. En elnorte y en el centro de la Gran-Bretaña sucede confrecuencia que, sin la menor provocación, sin estarexcitados por la cólera, hay miserables que se ar-rojan sobre los transeúntes y los maltratan, algu-nas veces bastante gravemente. Más de una víctimaha muerto. Y sin embargo, los autores de estas in-calificables agresiones no tenían otro objeto que di-vertirse en ver sufrir. No seguiremos á los publi-cistas que estudian este fenómeno bajo el punto devista moral, psicológico ó social; haremos constarsolamente que se atribuyen estas agresiones, lascuales han causado un verdadero terror en ciertosdistritos de la Gran-Bretaña, á una insuficiencia dela ley penal. El ministro competente ha presentado,en efecto, al Parlamento un proyecto de ley decre-tando la agravación de la pena: consiste en hacerdar SO azotes al reincidente.

Este proyecto de ley ha sido vivamente criti-cado. No obstante, ninguna censura se ha fundadosobre la dignidad del cuerpo humano, cruelmenteultrajado por la fustigación. Por el contrario, variaspersonas han pensado que no hacía falta esperar lareincidencia para dar los azotes á estos malvados,siendo la mayor parte jóvenes que se divierten enhacer el mal; otros se han preocupado, sobre todo,de la competencia concedida (sin razón según ellos)á los jueces de paz para decidir si el mal producidoes bastante grave para enviar la acusación al Ju-rado, ó si es de tal naturaleza que pueda ser juz-gado sumariamente.

Estos hechos nos han conmovido más particulaí-mente porque examinamos en este momento lanueva edición de la célebre Teoría del Código penal,de M. Faustino Helie. Todos saben que esta granobra es, hablando propiamente, un comentario com-pleto y desarrollado del Código penal; comentarioen el cual su autor gusta de abstraer los principiosy examinarlos á la luz de una sana filosofía. Hacepasar bajo nuestros ojos las diversas doctrinas emi-tidas desde la antigüedad sobre el derecho de cas-tigar, y hace ver que ninguna de ellas ha tenido elprivilegio de inspirar sola al legislador; la prácticatoma de muchas partes, es ecléctica, sabe que elbien absoluto está fuera de su alcance y que debecontentarse con el bien relativo. A pesar de eso, lacantidad tomada á las distintas doctrinas no esigual, se hace generalmente predominar un princi-pio determinado, y los otros se les emplea comomoderadores ó reguladores del principio domi-nante.

Es, pues, inútil preguntar si el derecho de casti-gar viene de una convención primitiva de los hom-bros, si reposa sobre el derecho de defensa de lapropiedad, si está únicamente inspirado por la uti-lidad, ó si es la necesidad de una expiación, la ne-cesidad de satisfacer la justicia moral, la que armaal magistrado: es, en más ó en menos, todo esoreunido.

Pero ¿cuál es de hecho el principio dominante,aquel que el legislador no pierde jamás de vista? Noes la justicia moral. Para satisfacer completamenteá la moral, sería preciso obtener actos inaccesibles.Tampoco es la vindicta pública, la «venganza so-cial,» porque esta exige ojo por ojo, diente por dien-to, bajo el pretexto de hacer la expiación completa,el sufrimiento de la pena igual al sufrimiento pro-ducidoapor el crimen. Más bien es la necesidad dola defensa, de la protección social, las que inspiranal legislador francés.

Es á la intimidación á lo que mira ante todo.Lo ha dicho Target expresamente en sus observa-ciones sobre el proyecto de Código penal: «Que unculpable sufra, no es el último objeto"que la ley sepropone; pero que los crímenes sean prevenidos,esto es de grandísima importancia.» Va, sin embar-go, demasiado lejos, añadiendo: «Después del másdetestable de los crímenes, si se pudiera tener laseguridad de que ningún otro se cometería, el cas-tigo del último de los criminales sería una barbariesin fruto y que excedería del pódenle la ley.»

Resume así su pensamiento: «La gravedad do loscrímenes se mide, pues, no tanto por la perversi-dad que ellos manifiestan como por los peligrosaque pueden dar lugar.»

Resulta de estoque, sin tener demasiado en cuen-ta la intención, se ha buscado la proporción de la