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COSMOS.

I

OBRAS DE ALEJANDRO DE HUMBOLDT.

COSMOS

ENSAYO DE UNA

DESCRIPCIÓN física DEL MUNDO

POU

ALEJANDRO DE HUMBOLDT.

VERTIDO AL CASTELLANO

BERNARDO GINBR

Y
JOSÉ DE FUENTES.

«Ncitui'a) vero rerum vis
atque majeslas iu ómnibus momentis
lide catet, si quis modo partos ejus ac
non totam compleíat animo.»

Plinio i, Vil, c. 1.

TOMO III.

MADRID

IMPRENTA DE GASPAR Y ROIG, EDITORES.

CALLE DEL PRÍNCIPE, NÚM. 4.

1874.

^' ^

Se In oiimnlulo con las coiulicionesquoinnrca hiley para \'j< ilererlios de propiedad.

/f 7

PRIMERA PARTE

TOUO IIT.

INTRODUCCIÓN

A LA PARTE URANOLOGICA

CON UNA OJEADA RETROSPECTIVA
Á LOS TOMOS PRECEDENTES.

Sigo el objeto que me lie propuesto, j al cual no he
desesperado de llegar, en la medida de mis fuerzas j se-
í^-un el estado actual de la ciencia. Conforme al plan que
me he trazado, los dos tomos del Cosmos publicados hasta
hoj consideran la Naturaleza bajo un doble punto de vista:
reproduciéndola primeramente en su aspecto esterior j pu-
ramente objetivo, V después pintando su imagen refleja-
da en el interior del hoinbre por medio de los sentidos.
De este modo he buscado la huella de la influencia que
ha ejercido en las ideas v sentimientos de los diferentes
pueblos.

Bajo la forma científica de un cuadro general de la
Naturaleza, he descrito el mundo esterior en sus dos gran-
des esferas, la esfera celeste j la terrestre. En este cua-
dro se presentan á nuestra vi-ta en primer término las
estrellas que brillan entre las nebulosas^ en las mns apar-

tadas regiones del espacio; pasando de esta región^ j á tra-
vés de nuestro sistema planetario, á la capa vegetal que cu-
bre el esferoide terrestre j a los organismos infinitamente
pequeños que á menudo flotan por los aires, escanando á
la simple vista. Preciso era evitar cuidadosamente la acu-
mulación de hechos particulares si habia de aparecer sen -
siblela existencia de ese lazo común en que todo el Univer-
so se confunde, j el gobierno de las lejes eternas de la
Naturaleza ; si habia de comprenderse _, en cuanto sea po-
sible hasta nuestros días , esa conexión generadora que
liga grupos enteros de fenómenos. Semejante reserva se
hacia principalmente necesaria en la esfera terrestre del
Cosmos , donde al lado de la acción dinámica de las fuerzas
motrices, se manifiesta de una manera enérgica la influen-
cia que produce la diversidad específica de las sustancias.
En la esfera sideral ó uranológica, los problemas para todo
lo que está al alcance de la observación tienen una senci-
llez admirable, j en razón á las masas enormes v á las
fuerzas de atracción de la materia, se prestan á cálculos
rÍ2*orosos, fundados en la teoría del movimiento. Conside-
rando, como creo que podemos hacerlo, á los asteroides
ó piedras meteóricas como partes de nuestro sistema plane-
tario, esos cuerpos son los únicos que al caer á la Tierra
nos ponen en contacto con sustancias evidentemente hete-
rogéneas que circulan en el espacio (1). Indico aquí las
causas en cuja virtud el método matemático ha sido apli-
cado hasta hoj con menos generalidad j menor éxito á
los fenómenos terrestres que á los movimientos de los
cuerpos celestes, regidos únicamente en sus perturbacio-
nes recíprocas j sus vueltas periódicas, por la fuerza fun-
damental de la materia homogénea; por lo menos, hasta
donde pueden estenderse nuestras percepciones.

Al trazar el cuadro de la Tierra, he dirigido todos mis
esfuerzos á disponer los fenómenos según un orden que

permitiese suponer el lazo generador que entre sí los une.
He descrito la configuración del cuerpo terrestre , repre-
sentándole con su densidad media, con las variaciones de
su temperatura creciente en razón de la profundidad, con
sus corrientes electro-magnéticas j los fenómenos de la
luz polar. Es el principio de la actividad volcánica, la re-
acción del interior contra el esterior de la Tierra; causa á
que deben referirse las ondas de quebrantamiento que se
propagan por círculos mas ó menos estensos, j los efectos
de los quebrantamientos mismos , que no siempre son pu-
ramente dinámicos, como las erupciones de gas, de cieno
y de agua caliente. La manifestación mas genuina de las
fuerzas interiores de la Tierra es el levantamiento de las
montañas ignivomas. He representado los volcanes centra-
les j las cadenas de volcanes, no solo como elementos de
destrucción, sino que también como agentes productores
que continúan formando rocas de erupción á nuestra vis-
ta, j en épocas fijas las mas veces. Opuestamente á las
rocas de erupción he señalado las rocas de sedimento, pre-
cipitándose aun hoj del seno de los medios líquidos en
los cuales flotaban , ó suspendidas ó disueltas, sus últimas
partículas.

Esta comparación de las partes de la Tierra que se ba-
ilan en vias de desarrollo j cuja figura aun no está deli-
neada, con aquellas otras que solidificadas desde :largo
tiempo constituyen las diferentes capas de la corteza terres-
tre , nos lleva á determinar con exactitud la serie sucesiva
de las formaciones que contienen en un orden cronológico
las familias estinguidas de animales y de plantas, j ])er-
miten reconocer distintamente la Fauna j la Flora del an-
tiguo mundo. El nacimiento, la trasformacion y el levan-
tamiento de las capas en las diversas épocas geológicas,
son las condiciones de que dependen todos los accidentes
de la superficie terrestre : la distribución del elemento lí-

— 6 —

quido j del elemento sólido, como la repartición j arti-
culación de las masas continentales en estension y en altu-
ra. A su vez estas relaciones determinan la temperatura
de las corrientes marinas, el estado metereolófí-ico del Océa-
no gaseoso que envuelve la Tierra j la distribución geo-
gráfica de los diferentes organismos.

Yo creo que basta recordar el lazo que une los fenóme-
nos terrestres entre sí, v que be procurado esclarecer en la
primera parte del Cosmos, para probar que es imposible
reunir los resaltados de la observación, tan vastos j tan
complejos aparentemente, sin profundizar la conexión que
liga á las causas con los efectos. Por otra parte, la signifi-
cación de la Naturaleza se debilita considerablemente cuan-
do por una escesiva acumulación de hecbos aislados se roba
á las descripciones, por medio de las cuales se la quiere
reproducir, todo su calor vivificante.

Si no me fuera dado aspirar seriamente, por cuidado
que en ello pusiese, á no omitir ninguna particularidad en
el cuadro de los fenómenos esteriores, no me seria mas fácil
pintar todos los pormenores del reflejo de la Naturaleza en
el espíritu humano; porque aquí deben estar los límites mas
estrictamente circunscritos. El inmenso imperio del mundo
intelectual , fecundado tantos siglos bá por las fuerzas acti-
vas del pensamiento, nos muestra, en las diversas razas de
hombres, j en los diferentes grados de la civilización, dis-
posiciones de ánimo ja alegres, ja sombrías (2), un vivo
amor de lo bello ó una grosera insensibilidad. El alma del
Jiombre se eleva en un principio al sentimiento de la Divi-
nidad por el espectáculo de las fuerzas naturales j por
ciertos objetos del mundo esterior. Solo mas tarde se levan-
ta el hombre á inspiraciones religiosas mas puras j mas es-
pirituales (3). El reflejo del mundo esterior en el hombre,
las impresiones de la Naturaleza que le rodea, j las dispo-
siciones físicas influjen por mas de un concepto en la for-

macion misteriosa de las lenguas (4). Trabaja el hombre
en su interior la materia que le suministran los sentidos, v
los resultados de esta operación interna son tan del domi-
nio del Cosmos, com.o los fenómenos sobre los cuales se rea-
liza.

Como el impulso dado á la imaginación creadora, no
permite que la imagen reflejada de la Naturaleza se con-
serve pura V fiel , existe al lado del mundo real ó esterior,
un mundo ideal ó interior^ lleno de mitos fantásticos j al-
guna vez simbólicos , j. de formas animales , cujas par-
tes heterogéneas están tomadas del mundo actual ó de
los restos de las generaciones estinguidas (5) . Formas ma-
ravillosas de árboles j de flores , crecen también sobre el
suelo de la mitología, como el fresno gigantesco de los can-
tos del Edda, el árbol del mundo llamado Igdrasil, cuyas
ramas se elevan aun mas que el cielo, cuando una de sus
tres raices se hunde hasta las fuentes retumbantes del
mundo subterráneo (6) . Por esto la región nebulosa de la
.mitología física está poblada , según la diferencia de las ra-
zas j los climas _, de formas graciosas ú horribles que de
allí pasan al dominio de las ideas sabias, y durante el es-
pacio de muchos siglos se trasmiten de generación en ge-
neración.

Si el trabajo que he dado al público^ no corresponde al
título cujo imprudente atrevimiento he advertido jo mis-
mo en varias ocasiones , esta censura de insuficencia ha de
recaer principalmente en la parte que trata de la vida in-
telectual , j del reflejo de la Naturaleza en el sentimiento
del hombre. En ella especialmente me he limitado á los
objetos que mas relación tenian con los estudios que han
ocupado mi vida; he buscado la espresion del sentimiento
de la Naturaleza entre los pueblos de la antigüedad clásica,
j entre las naciones modernas , recogiendo los fragmentos
de poesía descriptiva que ostentan el colorido del carácter

nacional de cada una de esas razas , j de la idea que se for-
maban de la creación , considerada como obra de un poder
único; he descrito el gracioso encanto de la pintura de
paisaje, y trazado, por último, la historia de la contempla-
ción del Mundo; es decir, la historia de los descubrimien-
tos que, sucediéndose por espaciare veinte siglos, han per-
mitido al observador abarcar el conjunto del Universo, j
recogerla unidad que domina á todos los fenómenos.

Admitiendo que pueda tenerse la pretensión de mos-
trarse completo en algo, tratándole del primer ensajo de
una obra tan vasta como la presente , que se propone, sin
perder nada de su carácter científico , representar la ima-
gen viviente déla Naturaleza, debe procurarse que el ma-
jor interés de la obra estribe en las ideas que de su lectu-
ra se despierten , mas que en los resultados que de ella
puedan obtenerse, ün libro de la Naturaleza, verdadera-
mente digno de este nombre, no es dado concebirlo sino
cuando las ciencias, condenadas desde el principio á que-
dar siempre incompletas, se ha jan engrandecido j eleva-
do por lo menos á fuerza de perseverancia , j cuando las
dos esferas en que se descompone el Cosmos, el mundo es-
terior que los sentidos aperciben , j el mundo interior re-
flejado en el pensamiento del hombre , hajan ganado en
luminosa claridad.

Creo haber indicado suficientemente las razones que
necesariamente debian determinarme á no dar mas osten-
sión al Cuadro general de la Naturaleza, reservándome
para el tercero j último tomo completar lo que falte j pre-
sentar reunidos los resultados de la observación en que se
funda el estado actual de las opiniones científicas ; resulta-
dos que aparecerán en el mismo orden que ja he seguido
en la descripción de la Naturaleza, conforme en un todo á
los principios de antemano establecidos. Antes, sin embar-
go, de que pasemos á hechos particulares j especiales,

— 9 —

séame permitido añadir aun algiiuas consideraciones gene-
rales que prestarán nueva luz al objeto de este libro. El
inesperado favor con que ha acogido mi empresa un públi-
co considerable, tanto en mi patria como en el estranjero,
me obliga doblemente á esplicarme una vez mas, j de una
manera mas precisa, acerca del pensamiento fundamental
de esta obra, j sobre las exigencias que no he intentado
satisfacer porque no podia pretenderlo, según lo que per-
sonalmente pienso de nuestros conocimientos esperimenta-
les. A estas consideraciones justificativas vendrán á unirse,
como por sí mismos, los recuerdos históricos de los prime-
ros esfuerzos hechos en la investigación de la idea del
Mundo; es decir, el principio único á que deben referirse
todos los fenómenos, cuando se pretende descubrir su ar-
monía generatriz.

El principio fundamental de mi libro (7) , tal como lo
he desarrollado hace mas de veinte años en lecciones espli-
cadas en francés y en alemán, en París y en Berlin, es la
tendencia constante de recomponer con los fenómenos el
conjunto de la Naturaleza; de mostrar en los grupos ais-
lados de estos fenómenos las condiciones que les son comu-
nes; es decir, las grandes lejes porque se regula el Mun-
do, y hacer ver, por último, cómo del conocimiento de estas
lejes se llega al lazo de causalidad que las une entre sí.
Para lograr desenvolver el plan del Mundo y el orden de
la Naturaleza , es necesario comenzar por la generalización
de los hechos. particulares _, por investigar las condiciones
en que se reproducen uniformemente los cambios físicos.
De este modo llegamos á una contemplación reflexiva de
los materiales suministrados por el empirismo , j no á
«miras puramente especulativas, ni aun desarrollo abstrac-
to del pensamiento, ni á una unidad absoluta independien-
te de la esperiencia.» Digámoslo una vez mas; aun estamos
mu V lejos de la época en que podamos lisonjearnos de que

— 10 —

todas las percepciones sensibles compongan una idea única
que abrace el conjunto de la Naturaleza. El verdadero ca-
mino se Labia va trazado, un siglo antes de Francisco Ba-
con, j señalado en pocas palabras por Leonardo de Vinci:
«cominciare delP esperienza et per mezzo di questa sco-
prirne la ragione (8).» Existen, á la verdad, grupos nu-
merosos de fenómenos , cujas lejes empíricas debemos
contentarnos con descubrir; pero el objeto mas elevado, y
que se ha alcanzado las menos veces, es la investigación
de las causas que ligan entre sí á todos los fenómenos (9).
No se llega á una completa evidencia sino cuando es posi-
ble aplicar á las lejes generales el rigor del razonamiento
matemático. Únicamente para ciertas partes de la ciencia
puede decirse con verdad que la descripción del Mundo es
la esplicacion del Mundo; porque generalmente hablando,
estos dos términos no pueden aun considerarse como idén-
ticos. Lo grande, lo imponente en el trabajo intelectual
cu JOS límites indicamos aquí, es la conciencia del esfuerzo
que se hace hacia el infinito j para abrazar la inmensa é
inagotable plenitud de la creación, es decir, de cuanto
existe j se desarrolla.

Semejantes esfuerzos intentados en el trascurso de to-
dos los sig'los, han debido producir con frecuencia j de di-
versas maneras , la ilusión de que se habia logrado el objeto
y hallado el principio según el cual pueden esplicarse to-
dos los fenómenos sensibles que se suceden en el mundo
material. Después del largo período en que, según el pri-
mer modo de intuición del espíritu helénico, las fuerzas
naturales que fijan , cambian j destrujen la forma de las
cosas ^ se veneraban como potencias espirituales veladas
bajo formas humanas (10) , se desarrolló en las fantasías
fisiológicas de la escuela jónica el germen de una contem-
plación científica de la Naturaleza. Esta escuela se separó
en dos distintas direcciones. Guiados los naturalistas unas

— 11 —

veces por consideraciones mecánicas, las otras por considera-
ciones dinámicas, para esplicar la existencia de las cosas j
la sucesión de los fenómenos , recurrian á la hipótesis de
los principios concretos j materiales á que se llamaba ele-
mentos de la Naturaleza^ ó á la rarefacción y condensación
de las sustancias elementales (11). La hipótesis de cuatro
ó cinco elementos específicamente distintos, que quizá ten-
ga su origen en la India , ha seg-uido unida á todos los

&

sistemas de filosofía natural , desde el poema didáctico de
Empedocles, j acredita la necesidad que en todo tiempo ha
esperimentado el hombre de mirar á.la generalización j
simplificación de las ideas, ja se trate de la acción de las
fuerzas, ó solamente de la naturaleza de las sustancias.
Posteriormente , cuando la fisiología jónica hubo toma-
do un nuevo desarrollo, Anaxágoras de Clazomeno se elevó
de la hipótesis de las fuerzas puramente motrices, á la
idea de un espíritu distinto de toda especie de materia,
aunque íntimamente unido á todas las moléculas homogé-
neas. La inteligencia reguladora (roí,-) gobierna el incesan-
te desarrollo del Universo , j es la causa primera de todo
movimiento, j por lo tanto el principio de todos los fenó-
menos físicos. Anaxágoras esplica el movimiento aparente
de la esfera celeste que se dirige de Este á Oeste, por la
hipótesis de un movimiento de revolución general cuja
interrupción, como se ha visto mas arriba, produce la caí-
da de piedras meteóricas (12). Esta hipótesis es el punto
de partida de la teoría de los torbellinos , que después de
mas de dos mil años, ha ocupado lugar tan importante en-
tre los sistemas del Mundo, con ocasión de los trabajos de
Descartes, Hujghens j Hooke. El espíritu ordenador que
según Anaxágoras gobierna el Universo, ¿era la Divinidad
misma, ó solamente una concepción panteística^ un prin-
cipio espiritual que animaba á toda la Naturaleza? Cuestión
es esta agena á la presente obra (13).

1-2

El símbolo matemático de los Pitagóricos, por mas que
abarque igualmente al Universo entero, forma un contraste
sorprendente con las dos ramas de la escuela jónica. Sus
miradas no se estienden mas allá de los fenómenos percep-
tibles á los sentidos^ y quedan invariablemente fijas en la
lej que regula las cinco formas fundamentales, en las ideas
de número, de medida, de armonía j de contraste. Las
cosas, según ellos, se reflejan en los números que son como
su imitación (^'a-n'^iC) La propiedad que tienen los números
de aumentar j repetirse sin límite, es el carácter de la
eternidad j de la naturaleza infinita. Las cosas , en tanto
que existen , pueden considerarse como relaciones numéri-
cas; sus cambios v transformaciones, no son mas que nue-
vas combinaciones de los números. La física de Platón
contiene también ensajos en la idea de referir todas las
sustancias que existen en el Universo , j los desarrollos
porque pasan á formas corporales , j estas mismas formas,
á la mas sencilla de las figuras planas, al triángulo (14).
En cuanto á saber cuáles son los últimos principios, como
si dijéramos, los elementos de los elementos, manifiesta
Platón con un sentimiento de modesta desconfianza, qué
cosa es esta solo conocida de Dios j de sus elegidos. Esta
aplicación de las matemáticas á los fenómenos físicos , la
formación de la escuela atomística, ó la filosofía de la me-
dida j de la armonía, han influido por mucho tiempo en
el desarrollo de las ciencias , j llevado á espíritus aventu-
reros por caminos apartados que debe trazar la historia de
la contemplación del Mundo. Haj en las simples relacio-
nes del tiempo j del espacio que los sonidos , los números
j las líneas revelan , un encanto atractivo que ha celebra-
do toda la antigüedad (15).

En todos los escritos de Aristóteles resalta en su pu-
reza V elevación la idea del orden j del gobierno del
Universo. Sus Aitscultat iones ])hjs¡C(e representan los fe-

— 13 —

nómenos de la Naturaleza como efectos de fuerzas vitales,
emanando de una potencia universal. El Cielo j la Natu-
raleza (16), dice, designando bajo este nombre la esfera
terrestre de los fenómenos, depende del motor inmóvil
del mundo. El ordenador, ó en otros términos, el último
principio de los fenómenos sensibles, debe ser considerado
como distinto de toda clase de materia y fuerza de los sen-
tidos (17j. La unidad que domina todos los fenómenos por
medio de los que se manifiestan las fuerzas de la materia,
está elevada en Aristóteles á la altura de un principio
esencial^ v esas mismas manifestaciones referidas siempre
á movimientos. Así, el tratado de Anima contiene ja el
germen de la teoría de las ondulaciones luminosas (1^). La
sensación de la vista está producida por un quebranta-
miento, una vibración del medio colocado entre el ojo j el
objeto, j no por emanaciones que se escaparían á uno ú á
otro. Aristóteles compara el oido con la vista, porque el
sonido es también un efecto de las vibraciones del aire.

Aristóteles , recomendando la aplicación racional en
la investigación de lo general en el detalle de las parti-
cularidades percibidas por los sentidos, abraza siempre
el conjunto de la Naturaleza, j la conerion íntima no solo
de las fuerzas, sino que también de las formas orgánicas.
En el libro que escribió sobre los órganos de los animales
(de Partihus AnimaJiítm) espresa de una manera clara su
creencia respecto de la gradación por la cual se elevan los
seres sucesivamente desde las formas inferiores á las mas
altas formas. La Naturaleza sigue su desarrollo progresivo
y no interrumpido^ desde los objetos inanimados ó elemen-
tales hasta las formas animales, pasando por las plantas y
«deteniéndose primero sobre lo que no es todavía un ani-
mal propiamente dicho, pero que está tan próximo de serlo
que la diferencia es muy pequeña (19).» En esta gradación
de las formas las modificaciones intermedias son insensí-

— 14 —

bles (20). El gran problema del Cosmos es para el Estag-i-
rita la unidad de la Naturaleza: «En la Naturaleza, dice
con singular vivacidad de espresion, nada haj aislado j
sin trabazón como en una mala tragedia (21).»

Todas las obras físicas de Aristóteles, tan exacto obser-
vador como pensador profundo, ponen de manifiesto clara-
mente la tendencia filosófica á hacer depender de un prin-
cipio único todos los fenómenos del Universo. Pero el estado
imperfecto de la ciencia, la ignorancia de aquella época
respecto del método esperimental , que consiste en suscitar
los fenómenos en condiciones determinadas , no permitía
abarcar el lazo de causalidad que une esos fenómenos, aun
dividiéndolos en grupos poco numerosos. Limitábase todo
á las oposiciones renovadas incesantemente del frió j del
calor, de la sequía j humedad, de la rarefacción j de la
densidad primitivas, j á las alteraciones producidas en el
mundo material por una especie de antagonismo interior
{avTi,Tvep'uyvaaii) quc trac á la memoria las hipótesis modernas
de las polaridades opuestas j el contraste del -f- jdel — (22).
Las soluciones propuestas por Aristóteles tienen el defecto
de alterar los hechos, j en la esplicacion de los fenómenos
de óptica ó de meteorología el estilo , por otra parte , tan
enérgico j tan conciso del Estagirita, parece como que
gusta de estenderse j tomar- algo de la difusión helénica.
Como el espíritu de Aristóteles se dirigía casi esclusiva-
mente hacia la idea del movimiento j se preocupaba poco
de la diversidad de las sustancias, resulta de aquí que su
idea fundamental de referir todos los fenómenos terrestres
al impulso dado por el movimiento del Cielo, es decir , por
la revolución de la esfera celeste, se reproduce sin cesar,
hallándola por do quiera, j es en el autor objeto de pre-
dilección, por mas que en ninguna parte se presente con
una precisión y rigor absolutos (23).

Por el impulso cuja idea trato de dar, no debe en-

— 15 —

tenderse mas que la comunicación del movimiento, consi-
derado como el principio de todos los fenómenos terrestres.
Las miras panteísticas se lian abandonado del todo. La Di-
vinidad es la mas alta unidad ordenatriz: «se manifiesta en
todos los círculos del Universo , dá su destino á todos los
seres distintos de la Naturaleza, y lo combina todo en vir-
tud de su potencia absoluta (24).» Las ideas de objeto jde
apropiación se aplican, no á los fenómenos subordinados de
la naturaleza inorgánica ó elemental, sino principalmente á
los organismos que ocupan un lugar mas elevado en el rei •
no animal ó vegetal (25). Es de notar que en esas teorías la
Divinidad, se sirve de una cantidad de espíritus siderales
que retienen los planetas en sus eternas órbitas , como si
conocieran la distribución de las masas j las perturbacio-
nes (26). Los astros son en el mundo material la imagen de
la Divinidad. A pesar del título que lleva, no he citado el
tratado de Mundo, falsamente atribuido á Aristóteles, v
producto ciertamente de la escuela estoica. El autor , en
descripciones, en donde se nota frecuentemente color j ani-
mación algo ficticios, pone á la vez de manifiesto el Cielo
j la Tierra, las corrientes del mar j del Océano atmosféri-
co; pero en ninguna parte se ve la tendencia á buscar en
las propiedades de la materia principios generales á los
cuales puedan ser referidos todos los fenómenos del Uni-
verso.

Me he detenido mucho en la época de la antigüedad,
principio de los mas brillantes conocimientos acerca de la
Naturaleza, con el fin de oponer esos primeros ensajos de
generalización á las tentativas de los tiempos modernos.
En ese movimiento de las inteligencias aplicadas á ensan-
char la contemplación del Mundo, se distinguen entre to-
dos, como ha podido verse en el tomo precedente del Cos-
mos (21), el siglo Xill y ios principios del XIV. Sin em-
bargo, el 0])us majus de Rogerio Bacon, el Espejo de la

— IG —

Naturaleza de Vicente de Beauvaís, el Liher cosmograjúi-
cus de Alberto Magno y el Imago muncli del cardenal Pedro
de Aillj, son obras cujo contenido no corresponde á su tí-
tulo, cualquiera que baja sido por otra parte la influencia
que ejercieran en los contemporáneos. Entre los adversa-
rios de la física peripatética en Italia, Telesio, de Cosenza,
está indicado como el fundador de un sistema científico mas
racional. Para él la materia es pasiva, j todos los fenóme-
nos son efecto de dos principios inmateriales ó de dos fuer-
zas, el frió j el calor. Toda la vida orgánica, las plantas
«animadas,» cooio también los animales mismos, son pro-
ducto de esas dos fuerzas eternamente opuestas, una de las
cuales, el calor, pertenece á la esfera celeste, j la otra, el
fric, entra en la esfera terrestre.

Arrastrado por una fantasía mas desordenada aun, pero
dotado de un espíritu profundo de investigación^ Giordano
Bruno, de Ñola, ba intentado reunir el conjunto del Uni-
verso en tres obras diferentes (28): en el tratado de Ja
Cansa ^ PrÍ7icij)io et Uno; en sus Contemplatmii circa
lo Infinito , Universo e Muncli innimierahili, j en el de Mi-
nimo et Máximo. La filosofía de la Naturaleza de Telesio,
contemporáneo de Copérnico, permite ver cuando menos el
esfuerzo intentado para referir las transformaciones de la
materia á dos de sus fuerzas fundamentales que se ban su-
puesto en verdad obrando esteriormente, pero que juegan,
sin embargo, un papel análogo al de la atracción j repul-
sión , en la teoría dinámica de Boscowicb j de Kant. Las
miras de Giordano Bruno acerca del Mundo son puramen-
te metafísicas: lejos de buscar en la materia misma las cau-
sas de los fenómenos sensibles, toca á la idea de un espacio
infinito, lleno de mundos que brillan con su luz propia;
habla de las almas que animan esos mundos j de las rela-
ciones de la inteligencia suprema de Dios con el Universo.
Aunque menos versado en los conocimientos matemáticos^

— 17 —

Giordano Bruno fué hasta el día de su martirio admirador
entusiasta de Copérnico, de Ticho j de Keplero (29). Con-
temporáneo de Galileo , no llegó á ver la invención del te-
lescopio por Hans Lippershej j Zacarías Jansen, ni por
consiguiente el descubrimiento «del pequeño Mundo de
Júpiter,» de las fases de Venus j de las nebulosas. Lleno de
generosa confianza para lo que llamaba to¿í interno^ rafjio-
ne naíiifale , altezza clelT mielletto ^ se dejó llevar de felices
adivinaciones acerca de los movimientos de las estrellas
fijas , sobre la naturaleza planetaria de los cometas j sobre
la forma imperfectamente esférica del globo terrestre (30).
La antigüedad griega está llena también de esos presenti-
mientos uranológicos, que el tiempo después ha realizado.
Siguiendo la marcha de las ideas nacidas de las rela-
ciones de las diferentes partes del Universo, hállase que
Keplero fué el que se aproximó mas á una teoría materna -
tica de la gravitación , y esto , 78 años antes de aparecer
la inmortal obra de Newton, de \o^ Principia pJiilosojshiíe
natiiralis. Si un filósofo ecléctico, Simplicio, espresó de
una manera general el pensamiento de que el equilibrio
de los cuerpos celestes depende de que la fuerza centrí-
fuga domina la pesantez , es decir , la fuerza que soli-
citan á esos cuerpos hacia las regiones inferiores; si Juan
Philopon , discípulo de Ammonio Herméas , atribuía el
movimiento de esos cuerpos á un impulso primitivo j á un
esfuerzo constante para caer; si, por último, j como ha-
bíamos ja notado, es preciso ver solo en las memorables pa-
labras de Copérnico «Gravitatem non aliud essequom appe-
tentiam quamdam naturalem partibus inditam á divina
providentia opificis universorum_, ut in unitatem integrita-
temque suam sese conferant, in formam globi coluntes» la
idea general de la gravitación, tal como se ejerce por el
Sol^ centro del mundo planetario, sóbrela Tierra j sobre la
Luna; sin embargo, hasta la introducción al tratado de

— 18 —

Stella Mariis de Keplero no se encuentra por primera vez
una apreciación numérica de la gravitación recíproca de la
Tierra j de la Luna, según la relación de sus masas (31).
Keplero cita el flujo j reflujo como una prueba de que la
fuerza de atracción de la Luna (virlus tractoria) llega hasta
la Tierra; cree también que esta fuerza semejante á la ac-
ción del imán sobre el hierro, robarla á la Tierra toda el
agua que la cubre, si esta agua por otra parte no estuvie-
se solicitada por la Tierra (32). Por desgracia diez años
mas tarde, en 1619, este gran hombre quizá por deferen-
cia hacia Galileo que referia las mareas á la rotación de la
Tierra, abandonó la esplicacion verdadera para representar
la Tierra en su Harmonice Mundí^ como un monstruo que
cuando se duerme ó se despierta, en momentos regulados
por la marcha del Sol, produce por su respiración semejan-
te ala de una ballena la hinchazón ó descenso del Océano.
Según el sentido matemático, acreditado de manera bri-
llante en una de las obras de Keplero _, como reconoció
Laplace, nunca se sentirá bastante que el hombre á quien
se debe el descubrimiento de las tres grandes le jes que
presiden á todos los movimientos planetarios, no persevera-
se en la senda á que le habian conducido sus miras sobre
la atracción de los cuerpos celestes (33).

Mas versado que Keplero en el estudio de las ciencias
naturales, j fundador de muchas partes de la física mate-
mática. Descartes, tomó á su cuidado, la reunión en una
obra que llamaba Tratado del Mundo óSíiTMna PhilosojúiíB,
del mundo entero de los fenómenos, la esfera celeste j todo lo
que sabía de la naturaleza viviente ó de la naturaleza ina-
nimada. La organización de los animales, particularmente
la del hombre, con la cual se liabia familiarizado durante
once años por varios estudios anatómicos , debia completar
aquella obra (34). En las cartas que escribió Descartes al Pa-
dre Mersenne, se quejafrecuentemente de la lentitud con que

— 19 —

adelantaba su trabajo j de la dificultad de unir entre sí
tantos j tan distintos materiales. El Cosmos, que Descartes
llamaba siempre su Mundo, debia imprimirse resuelta-
mente á fines del año 1633; pero la noticia, de la sentencia
de Galileo esparcida por Gassendi j Bouillaud á los cuatro
meses de haberla decretado la Inquisición romana, acabó
con todo y privó á la posteridad de esta vasta obra com-
puesta con tantos cuidados j tanto trabajo. Descartes re-
nunció á la publicación de su Cosmos temeroso de compro-
meter la tranquilidad de que g-ozaba en su retiro de De-
venter, j también por no mostrarse irrespetuoso con la
autoridad de la Santa Sede , sosteniendo nuevamente el
movimiento planetario del globo terrestre (35). Algunas
partes de su C''Smos fueron impresas bajo el singular títu-
lo de £Jl Mundo ó Tratado de la luz (36), en 1674, catorce
años después por consiguiente, de la muerte de Descartes;
sin embargo, los tres capítulos que se refieren ala luz cons-
titujen apenas una cuarta parte de la obra. Otros frag-
mentos que contenian consideraciones acerca del movi-
miento de los planetas v sus distancias relativamente al
Sol, sobre el magnetismo terrestre, las mareas, temblores
de tierra, j ios volcanes, se Kan trasportado á la tercera v
■cuarta parte de la célebre obra titulada: Principios de ¡a
filosofía .

El Cosmotheoros de Hujgbens, publicado después de
su muerte, á pesar de su título significativo , apenas me-
rece ocupar un sitio en esta enumeración de los ensajos
cosmológicos. No es sino el conjunto de los delirios j va-
gas hipótesis de un gran hombre, respecto del reino vege-
tal j del reino animal de los astros mas apartados, particu-
larmente acerca de las alteraciones que ha debido sufrir la
forma humana en esos cuerpos celestes; créese estar le jen-
do el Somnium astronomiciim de Keplero, ó el viaje estático
de Kircher. Como Hujghens, igualmente que los astróno-

— 20 —

mos de nuestros tiempos, negó ja á la Luna el aire j el
agua, resulta que los habitantes de la Luna le embarazan
aun mas que los de los mas apartados planetas «rodeados
de nubes j de vapores» (37).

Estábale reservado al inmortal autor de los P/iiIosoj)ki¿e
jiaíiiralis jijrtnci]jia mathematica^ abarcar toda la parte ce-
leste del Cosmos, esplicando la conexión de los fenómenos,
por medio de un principio motor que lo domina todo.
Newton es el primero que ba utilizado la astronomía para
la solución de un gran problema de mecánica, elevándola
á la altura de una ciencia matemática. La cantidad de
materia contenida en cada cuerpo celeste dá la medida de
su fuerza de atracción, fuerza qne obra en razón inversa
del cuadrado de las distancias, j determina la magnitud
de las acciones perturbadoras que ejercen unos sobre otros,
no solo los planetas sino que también todas las estrellas
que llenan los espacios celestes. La teoría de la gravitación
tan admirable por su sencillez j generalidad, no está li-
mitada tampoco á la esfera uranológica; reina también en
los fenómenos terrestres, j en su dominio ba abierto cami-
nos que por lo menos en parte no babian sido esplorados
todavía. Dá la clave de los movimientos periódicos que se
verifican en el Océano j en la atmósfera (38) , j conduce
á la solución de los problemas de la capilaridad, de la en-
dósmosis, j de un gran, número de fenómenos químicos,
orgánicos ó electro-magnéticos. Newton llegó basta distin-
guir la atracción de las masas, tal como se manifiesta en
los movimientos de todos los cuerpos celestes y en el fenó-
meno de las mareas, de la atracción molecular que se ejer-
ce á distancias infinitamente pequeñas, j al contacto in-
mediato (39).

Así que, en todos los ensajos intentados para referirlos
fenómenos variables del mundo sensible á un principio úni -
co y fundamental, aparece siempre la teoría de la gravi-

— 21 ^

tacion como el principio mas comprensivo j mas proveclio-
so para la esplicacion del Mundo. Indudablemente^ á pesar
de los brillantes progresos realizados recientemente en la
estoquiometria , es decir, en el cálculo aplicado á los ele-
mentos químicos j á los volúmenes de los gases que se
combinan , no han podido someterse todavía todas las teo-
rías físicas de la materia á demostraciones matemáticas.
Hánse descubierto le jes esperimentales, j merced al nuevo
vuelo que ha tomado la filosofía atomística ó corpuscu-
lar, se han hecho susceptibles de calcularse matemática-
mente gran número de fenómenos. Pero tal es la heteroge-
neidad sin fin de la materia, tales los diferentes estados de
agregación , según los cuales se combinan los átomos^ que
todavía no ha sido posible encontrar el medio de esplicar
esas lejes empíricas por la teoría de la atracción molecular
con el grado de certeza que da á las tres grandes lejes es-
perimentales de Keplero, la teoría de la gravitación.

Newton no consideraba todavía la gravitación _, según
hizo Kant después^ como una propiedad esencial de la ma-
teria (40) , por más que habia ja reconocido que todos los
movimientos de los cuerpos celestes son efecto de una sola v
única fuerza ; según él derivábase de otra fuerza mas alta
que desconocía entonces, ó era producida por «la acción del
éter que llena el espacio, j que mas raro en los intervalos
de las moléculas, crece en densidad en el esterior.» Esta
iiltima consideración está desarrollada detalladamente en
una carta á Roberto Bojle , fechada en 28 de Febrero
de 1678, que termina con estas palabras: «Busco en el éter
la causa de la gravitación (41).» Begun una carta á Ha-
lle j, 8 años después abandonó completamente Newton la
hipótesis de un éter, mas raro ó mas denso, según la natu-
raleza de los espacios que ocupa (42). Es particularmente
digno de notarse que 9 años antes de su muerte, en 1717,
ere JÓ necesario declarar en términos precisos , en la corta

22

introducción colocada á la cabeza de la segunda edición de
su Óptica, que no consideraba en manera alguna la grayi-
tacion como una propiedad esencial de los cuerpos ; essen-
tial property of hodies (43); mientras que desde el año 1600,
Gilbert proclamaba solemnemente el magnetismo como fuer-
za inherente á toda materia. Tales eran las dudas del mis-
mo Newton , el mas profundo de los pensadores , pero á la
vez el mas dócil observador á las lecciones de la esperiencia,
sobre la «última causa mecánica de todo movimiento.»

Fundar una ciencia general de la Naturaleza , en que
formasen un conjunto orgánico todos los elementos, des-
de las le jes de la pesantez hasta la fuerza creadora que
preside á los fenómenos de la vida , es ciertamente nn pro-
blema brillante j digno de ocupar el entendimiento hu-
mano. Pero el estado de imperfección en que se hallan to-
davía tantas ramas de las ciencias naturales , opone á este
projecto dificultades invencibles. La imposibilidad de com-
pletar nunca la esperiencia , j de limitar la esfera de la ob-
servación, hacen que el problema que consiste en esplicar
todos los cambios de la materia por las le jes de la materia
misma, sea un problema indeterminado. La percepción está
lejos de poder agotar el campo de los fenómenos percepti-
bles. Si limitándonos á los progresos realizados en nuestros
dias, comparamos los conocimientos incompletos de Gilbert,
de Roberto Bojle , j de Hales con los que poseemos en la
actualidad ; si pensamos al mismo tiempo en la rapidez con
que aumenta la impulsión de diez en diez años, quizás po-
dremos abarcar los cambios periódicos é indefinidos que
permanecen aun hoj en el horizonte de las ciencias natu-
rales, fíánse descubierto nuevas sustancias j nuevas fuer-
zas. Si un gran nvimero de fenómenos, tales como los de
la luz, el calor, j el electro-magnetismo, han sido re-
feridos á la lej de las ondulaciones , j se prestan hoj al
rigor de las fórmulas matemáticas, otros son quizás inso-

23

liibles. A este número pertenecen , la diversidad química
de las sustancias, la lej según la cual varían de un plane-
ta á otro , el volumen, la densidad, la posición de los g-ran-
des ejes , la excentricidad de sus órbitas, el número v las
distancias de sus satélites, la forma de los continentes, j la
situación de las mas altas cordilleras de montañas. Esas re-
laciones que ja hemos citado frecuentemente, no pueden
ser consideradas hasta aquí mas que como hechos, pues co-
nocemos únicamente su existencia. Sin embaro-o, no es una
razón , el que las causas j la relación de esos fenómenos se
ignoren todavía, para que no puedan verse en ellos mas que
accidentes fortuitos. Son el resultado de sucesos realizados
en los espacios celestes desde la formación de nuestro siste-
ma planetario, de fenómenos geológicos que han precedido
ó acompañado al levantamiento de las capas terrestres , de
que se han formado los continentes j las cordilleras de
montañas. No van tan allá nuestros conocimientos en los
prim^eros tiempos de la historia del Mundo, para que poda-
mos referir el estado actual de las cosas, al pasado j al por-
venir (44).

Aunque el lazo de causalidad que une á todos los fenó-
menos no esté conocido todavía suficientemente, el estudio
del Cosmos no puede considerarse como una rama aparte
en el dominio de las ciencias naturales. Mas bien lo abraza
por completo , los fenómenos del cielo , como los de la tier-
ra; pero los abraza bajo un cierto 'punto de vista que es aquel
desde donde se puede recomponer mejor el Mundo (45). Así
como para fijar los hechos verificados en la esfera moral j
política, el historiador colocado bajo el punto de vista de la
humanidad, no puede discernir directamente el plan sobre
el cual está regulado el gobierno del Mundo , j se ve redu-
cido á sospechar las ideas por medio de las que se manifies-
ta este plan ; así también el observador de la Naturaleza^
considerando las relaciones que unen las diferentes partes

— 24

del Universo, se deja llevar al convencimiento de que el nií-
mero de las fuerzas á las cuales deben los objetos movi-
miento, forma ó existencia, está lejos de ser agotado por
las que han revelado la contemplación inmediata y el aná-
lisis de los fenómenos (46).

PRIMERA PARTE.

CONSIDERACIÓN GENERAL

DISTRIBUCIÓN DE LAS MATERIAS,

RESULTADOS DE LA OBSERVACIÓN.

Tomamos nuevamente nuestro punto de partida en las
profundidades del espacio, en donde se presentan á la vista
del observador armado del telescopio_, conjuntos esporádi-
cos de estrellas como pálidas nebulosidades. De allá bajare-
mos sucesivamente á las estrellas dobles teñidas con fre-
cuencia de dos colores, j girando alrededor de su centro
común de gravedad; después á los estratos estelares de
que parece estar rodeado nuestro mundo de planetas; des-
cribiremos á seguida ese sistema planetario, y de este modo
llegaremos al planeta mismo que nos sirve de vivienda, al
esferoide terrestre envuelto por el Océano líquido v el Océa-
no gaseoso.

He demostrado ja en el principio del Cuadro genera J
de Ja Naturaleza (47), que este orden de ideas es el único
que puede convenir al carácter propio de una obra que
tiene por asunto el Cosmos. Con efecto, aquí no se trata de
ceñirse á las condiciones lógicas del análisis; el análisis

empezaria por el estudio de los fenómenos orgánicos, en
medio de los cuales vivimos; se elevaría progresivamente
á los movimientos reales de los cuerpos celestes, pasando
por el estudio previo de los movimientos aparentes. Preci-
samente lo contrario de lo que hacemos.

El reino uranológico opuesto al reino telúrico se divide
en dos ramas: una es la astrognosia ó astronomía sideral;
la otra comprende el sistema solar ó planetario. Es inútil
detenerse á señalar aquí, una vez mas, cuan incompletas
j poco satisfactorias son estas divisiones ó esta nomencla-
tura. En las ciencias naturales se lian introducido nombres
mucho antes de haber apreciado suficientemente el verda-
dero carácter de sus diversos objetos, j haberlos limitado
de una manera rigorosa (48). Pero no está aquí el pun-
to capital; lo está en el encadenamiento de las ideas j en
el orden según el cual deben ser tratados los diferentes
asuntos. Los cambios en las denominaciones generales^ los
nuevos sentidos dados á palabras de frecuente uso, tienen
el inconveniente de desnaturalizar j hasta pueden también
inducir á error.

astronomía SIDERAL.

Nada haj en el Universo inmóvil; aun las estrellas fijas
se mueven. Hallej, el primero, loba demostrado respecto de
Sirio, Arturo, Aldébaran; j en nuestros dias han surgido
de todas partes pruebas incontestables (49). Desdólas obser-
vaciones de Arístilo j de Hiparco, es decir, desde hace 21
siglos, la brillante estrella del Vaquero, Arturo, ha anda-
do sensiblemente en el cielo, con relación á las estrellas
próximas; la desviación es igual á 1 ^/.2 vez el diámetro
aparente de la Luna. Si la antigüedad nos hubiera legado
observaciones análogas para .u, de Casiopea, j la 61 del
Cisne, podríase hoj, según Encke, probar que esas estre-

-^ 27 -^

lias han recorrido sóbrela bóveda celeste, j en el mismo
espacio de tiempo, la primera, un arco igual á 3 ^ / c¡^ veces
el diámetro del disco lunar, j la segunda un arco igual
á 6 ^ / ^ veces este diámetro. Dejándonos guiar de la ana-
logía puede creerse fundadamente que por todas partes se
verifican movimientos de traslación j aun de revolución.
El nombre de estrellas fijas conduce como se vé á apre-
ciaciones erróneas, va se le restituya el sentido que primi-
tivamente tenia entre los Griegos, el de astros clavados á
un cielo de cristal, ja se le dé el actual sentido^ de origen
mas especialmente romano, el de astros en calma que con-
servan por lo menos su inmovilidad relativa. La primera
de esas dos ideas debia llevar necesariamente á la se-
o^unda. Toda laantio-üedad ofrieg-a ba clasificado los astros,
en astros errantes j en astros inmóviles (ücrr^a xA.arü/A£>a ó

TrAar/j-rá, V ¿.-^Xavíic, aoriptc, Ó á7r/lar>j acrrpaj . il/Sta HOClOn data (16

Anaximenes, filósofo de la escuela jónica, ó del pitagórico
Alcméon (50). Ademas de la denominación generalmente
empleada para las estrellas fijas que Macrobio ba traducido
al latin_, en el SoíiiJiium Scipionis, con el término de sphcera
aplanes (51), hállase con frecuencia en Aristóteles (52),
que parece haber tenido el deseo de introducir un nuevo
término técnico_, el nombre de astros fijos {év^í^sa^ya aavpa). De
allí salieron sucesivamente las espresiones de Cicerón : si-
dera injixa coelo; las de Plinio , siellas qitas ¡mtamus affixas^
y aun en Manilio, el término definitivo astrafixa^ equiva-
lente fiel de lo que entendemos por las Jijas (53) . Esta idea
de astros y'?/'¿?í/o5 llevó á la idea correlativa de inmovilidad,
de reposo en una misma posición determinada; así es que
todas las traducciones latinas de la Edad media alteraron
poco á poco la significación original de la palabra injixum
ó afjixum sidus, dejando subsistir únicamente la idea de
inmovilidad. Esta tendencia se dibuja ja en el pasaje si-
guiente, donde Séneca (Wat. QiC(?st., 1. VII, c. 24) trata,.

^ 28 —

no sin alguna afectación de lenguaje , de la posibilidad de
descubrir un nuevo planeta: «Credis autemin iioc máximo
et pulclierrinio corpore ínter innumerabiles stellas quíe
noctem vario decore distinguunt^ quíP aera minime va-
cuum et inertem esse patiuntur, quinqué solas esse , qui-
bus exercere se liceat : ceteras stare , fixum et inmobilem
populum?» Ese pueblo tranquilo é inmóvil no se halla en
ninguna parte.

A fin de distribuir cómodamente por grupos los princi-
pales resultados de la observación, j las conclusiones ó
congeturas á que conducen , distinguiré sucesivamente en
la esfera sideral , los puntos siguientes :

I. Espacios celestes; congeturas sobre la materia, que
parece llenar estos espacios.

II. Vision natural j telescópica; centelleo de las estre-
llas; velocidad déla luz; investigaciones fotométricas sobre
la intensidad de la luz emitida por las estrellas.

ILI. Número, distribución v coior de las estrellas: cons-
telaciones; Via láctea en la cual se encuentran muj pocas
nebulosas.

IV. Estrellas mieras: estrellas que han desaparecido;
estrellas cu jo brillo varia de una manera periódica.

V. Movimientos propios de las estrellas; existencia pro-
blemática de los astros oscuros; paralaje y medida de la
distancia de algunas estrellas.

VI. Estrellas dobles j tiempo de su revolución alrede-
dor de su centro común de gravedad.

VIL Nebulosas mezcladas á veces como en las nubes
de Magallanes, con un gran número de constelaciones;
manchas negras (sacos de carhon) que se ven en algunas
regiones de la bóveda celeste.

I.

ESPACIOS CELESTES.

co:íjeturas acerca de la materia que parece llenar
esos espacios.

Cuando se empieza la descripción física del Universo
por la materia, inaccesible á los sentidos, que parece llenar
los espacios celestes comprendidos entre los astros mas le-
janos, entra el deseo de asimilar este principio á los oríge-
nes míticos de la historia del Mundo. En la serie indefinida
de los tiempos, como en los espacios ilimitados, aparece to-
do envuelto en sombras, como nn falso crepiísculo; j la
imaginación se siente entonces animada para deducir por
sí misma los contornos, j precisar las formas indetermina-
das j variables (54). Tan franca declaración bastará indu-
dablemente para ponerme á cubierto de toda censura, por
mezclar aquí los resultados de inducciones incompletas con
teorías elevadas á una verdadera certeza matemática por la
observación j las medidas directas. Ciertamente que es
preciso relegar las fantasías á lo que podria llamarse la no-
vela de la Astronomía física; pero también es necesario dis-
tinguir entre esas fantasías j las cuestiones intimamente
"unidas al estado actual y á las esperanzas científicas. Los
astrónomos mas eminentes de nuestra época han estimado

^ 30 —

dignas de un detenido examen estas cuestiones, j los es-
píritus acostumbrados á los trabajos intelectuales siempre
se detendrán con gusto en ellas.

La gravitación ó la pesantez universal^ la luz j las irra-
diaciones del calor (55) nos ponen en relación, según todas
las probabilidades, no solamente con nuestro Sol, sino que
también con los demás soles estraños que brillan en el fir-
mamento. Por otra parte, la armonía entre el cálculo j la
observación ha confirmado un descubrimiento capital, el
de la resistencia sensible que un fluido, de que el Universo
viene á estar lleno , opone á la marcha del cometa perió-
dico de 3 años J ^4 ^® ^^°- ^^ ^^^^ manera, partiendo de
algunos puntos reconocidos^ fundándose para lo demás en
la analogía razonada, puede esperarse lleguen á estrecharse
las distancias entre la certeza matemática v las simples
conjeturas que van siempre á perderse en los límites estre-
mos j nebulosos de todo dominio científico.

Puesto que el espacio es indefinido, ha ja dicho lo que
quiera Aristóteles (56)^ únicamente es posible la medida
de las partes aisladas; ahora bien; los resultados de esas
medidas han confundido toda nuestra fuerza de compren-
sión. Muchos espíritus esperimentan una alegría infantil
pensando en esos grandes números, j aun creen que las
imágenes de la grandeza física, escitando el asombro j casi
la estupefacción, pueden aumentar la impresión producida
en nuestras almas por el poder j la dignidad de los estu-
dios astronómicos. La distancia del Sol á la 61 del Cisne^
es de 657,000 radios de la órbita terrestre; la luz que llega
á la Tierra del Sol en 8' 17", 78, emplea mas de 10 años
en recorrer este espacio. Según una ingeniosa discusión
de ciertas evaluaciones fotométricas (57), Juan Herschell
ha pensado que algunas estrellas de la Via láctea, visibles
únicamente con su telescopio de 6 metros, están situadas á
una distancia tal que si esas estrellas fuesen astros nueva-

— 31 —

mente formados, hubieran sido necesarios 2,000 años para
que llegase hasta nosotros su primer rajo de luz. Es im-
posible adquirir la intuición completa de semejantes rela-
ciones numéricas; malógranse todas las tentativas, ja por
mag-nitud de la unidad á que se refieren esas distancias,
ja por la del mismo número que espresa la repetición de
esas unidades. Bessel decia con razón (58): «El espacio re-
corrido por la luz durante un solo año, escede el alcance
de nuestras facultades intuitivas lo mismo que el espacio
recorrido durante 10 años.» Serian vanos los esfuerzos
que se intentaran para hacer sensible toda magnitud nota-
blemente superior á aquellas con que tenemos ocasión de
familiarizarnos en la Tierra. La fuerza de los números con-
funde, por otra parte, nuestra comprensión en los menores
organismos de la vida animal, como en la Via láctea, for-
mada de esos soles que llamamos estrellas fijas. Con efecto,
es enorme la cantidad de Politalamios que puede contener,
según Ehrenberg, una capa delgada de creta. En una sola
pulgada cúbica de un trípoli que forma, en Bilin, una ca-
pa de 13 metros de espesor, se han contado hasta ahora
41,000 millones de Galionelas {Qalionella clistans)'. el mis-
mo volumen del trípoli contiene mas de 1 billón 750,000
millones de individuos de la especie llamada Galionella
ferriiginea (59). Esos números llevan al espíritu al proble-
ma del Arenario de Arquimedes {^^aufíiztiq): al número de
granos de arena que serian necesarios para llenar el Uni-
verso. La impresión producida por esas cifras, símbolo de
la inmensidad en el espacio ó en el tiempo, recuerda al
hombre su pequenez, su debilidad iisica, su efímera exis-
tencia; pero bien pronto se reanima confiado j segu-
ro por la conciencia de lo que ha hecho ja para revelar
la armonía del Mundo j las lejes generales de la Na-
raleza.

Si la propagación sucesiva de la luz, si el modo partí-

— 32 -^

cular de debilitamiento al cual parece sometida su intensi-
dad, si el medio resistente de que tenemos conocimiento por
las revoluciones cada vez mas rápidas del cometa de Encke
y por la dispersión de las colas gigantescas de numerosos
cometas, indican bastante que los espacios celestes no están
vacíos, sino llenos de una materia cualquiera, prudente es,
sin embargo, precisar el sentido de ciertas palabras j bus-
car su origen, antes de emplear las denominaciones un pe-
co vagas necesariamente que sirven para designar esta
materia. Entre los términos de materia cósmica (no la ma-
teria brillante de las nebulosas), medio sideral 6 planetario,
éter universal, empleados boj, el último, que se remonta á
los tiempos mas atrasados, originario de las comarcas me-
ridionales j occidentales del Asia, ba cambiado frecuente-
mente de significación en el trascurso de los siglos. Entre
los filósofos indios' el éter idkd'' sa) formaba parte del reino
de los cinco {jíantschaid)] era uno de los cinco elementos,
un fluido de una tenuidad incomparable, penetrando el
mundo entero, fuente de la vida universal, j conductor
del sonido (61). Según Bopp, «la acepción etimológica de
dka sa es luminoso, hrillante-, esta palabra está pues en una
tan íntima relación con el éter de los griegos, como lo está
la luz con el fuego. y>

El éter de la escuela jónica, de Anaxágoras j de Em-
pédocles (ai0^p ), era diferente por completo del aire, pro-
piamente dicbo (a>íp), sustancia menos delicada^ cargada
de pesados vapores, que rodea la Tierra, j llega, quizás,
basta la Luna. Era «de naturaleza ígnea, un verdadero
aire de fuego, radiante de luz (62), dotado de una estre-
mada tenuidad v de una actividad eterna». Esta definición
corresponde á la verdadera etimología [aCQCiv , quemar) que
mas tarde alteraron Platón j Aristóteles de un modo bien
estraño , cuando quisieron , llevados de su afición por las
concepciones mecánicas j jugando con las palabras ( «a ^¿',7),

— 33 —

encontrar en ellas el sentido de rotación perpetua j de mo-
vimiento circular (63). Los antiguos no se haLian podido
inspirar para la concepción del éter en una analogía cual-
quiera con el aire de las montañas, mas puro j menos car-
gado de vapores que el aire de las regiones inferiores; no
liabian pensado tampoco en la rarefacción progresiva de las
capas atmosféricas , j como por otra parte sus elementos es-
presaban los diferentes estados físicos de la materia, sin te-
ner relación alguna con la naturaleza química de los cuer-
pos (cuerpos no descomponibles) , es preciso buscar el orí-
gen de sus ideas acerca del éter, en la oposición normal v
primitiva de lo j^esado con lo lijero , de Jo bajo con ¡o alto^
de ¡a tierra con el fuego. Entre estos dos términos estreñios
habia otros dos estados elementales; el agua, mas próxima
á la tierra pesada ; el aire , mas semejante al fuego lije-
ro (64).

El éter de Empédocles, considerado como un medio,
ocupando materialmente el Universo, solo por su estremada
tenuidad, tiene analogía con el éter cujas vibraciones
trasversales esplican tan perfectamente en las concepcio-
nes puramente matemáticas de la física moderna, la propa-
gación j las propiedades de la luz , tales como la doble
refracción, la polarización, las interferencias. Pero la filoso-
fía de Aristóteles anadia á esta simple noción, que la ma-
teria etérea penetraba todos los organismos vivientes de la
tierra, así las plantas como los animales; que en ella residía
el principio del calor vital y aun el germen de una esencia
espiritual que, distinta del cuerpo, dotaba a los hombres,
de espontaneidad (65). Estas concepciones hacian descen-
der el éter desde las regiones del Cielo á las de la Tierra; lo»
presentaban como una sustancia estremadamente sutil_, pe-
netrando sin cesar en la atmósfera j cuerpos sólidos ; aná-
logo en todo, en una palabra, al éter de Hujgens, de Hoo-
Ice j de los físicos modernos , al étej' que propaga la luz

T.>Mí) III. Ti

— 34 —

por sus ondulaciones. Pero lo que establece desde luego una
diferencia entre las dos hipótesis del éter jónico y del éter
moderno, es que los filósofos griegos, escepto Aristóteles,
que no participaba del todo de esta opinión, atribuian al
éter la facultad de brillar por sí mismo. El éter ígneo de
Empédocles recibe espresamente el nombre de luminoso
(/Aa/i.(fai.ó<ai'); durautc ciertos fenómenos los habitantes de la
Tierra veíanle brillar^, como el fuego, á través de lashendi-
puras ( ;t;áa/ia7a ) dcl firmamento (66).

En la época en que se siguen en todas direcciones las
relaciones de la luz con el calor, la electricidad y el mag-
netismo, haj una tendencia natural hacia la esplicacion de
los fenómenos térmicos j electro-magnéticos por vibracio-
nes análogas á esas ondas trasversales del éter universal
á las que ja se refieren todos los fenómenos de la luz.
Bajo este respecto puede decirse, que se reservan al por-
venir grandes descubrimientos. La luz j el calor radiante,
que le es inseparable , constitu jen para los cuerpos celestes
que no tienen brillo propio, la base principal de toda vida
orgánica (67). Y aun lejos de la superficie, allí donde el ca-
lor penetra en el interior de la corteza terrestre, engendra
corrientes electro-magnéticas, las cuales á su vez, provo-
can acciones químicas de descomposición j recomposición,
dirigen las lentas formaciones del reino mineral , obran so-
bre las perturbaciones de la atmósfera j ejercen su influen-
cia hasta en las funciones vitales de todos los seres organi-
zados. Si la electricidad en movimiento da origen á las
fuerzas magnéticas; si es preciso creer con Guillermo Hers-
chell (68), que el Sol mismo se halla «en el estado de au-
rora boreal perpetua,» jo diré á mi vez, casi en el estado
de perpetua tormenta electro-magnética , ¿sería aventurado
pensar también que la luz, propagándose eñ el espacio por
las ondulaciones del éter, debe ir acompañada de fenóme-
nos electro-magnéticos?

— 35 —

Nada, en verdad, ha revelado hasta aquí en los cam-
bios periódicos de la inclinación, de la declinación j de la
intensidad, que el magnetismo terrestre esté colocado bajo
la influencia de las distintas posiciones del Sol ó de la
Luna [a). La polaridad magnética de la Tierra no ofrece
anomalía alguna relativa á una causa semejante j capaz,
por ejemplo^ de afectar de una manera sensible la precesión
de los equinoccios (69). Un solo fenómeno de este orden
puede citarse : el movimiento de oscilación ó de rotación
tan notable, que el conoluminoso del cometa de Hallej pre-
sentó en 1835. Bessell, por lo menos, después de haber ob-
servado esas apariencias desde el 12 al 22 de octubre <';se
convenció de la existencia de una fuerza polar absoluta-
mente distinta de toda gravitación^ porque la materia que
formaba la cola del cometa esperimentaba, por parte del
Sol , 7mci acción rcjmlsii'a (70) » .

Los efectos del calor radiante en los espacios celestes
parecerán menos problemáticos que la influencia atribuida
aquí al electro-magnetismo. La temperatura de esos espa-
cios es, según Fourier j Poisson , resultado de las irradia-
ciones del Sol j de todos los astros; irradiaciones disminui-
das por la absorción que esperimenta el calor al atravesar el
espacio «lleno de éter (71).» El calor de origen estelar ha-
bia sido indicado ja bajo muchas formas por los antiguos
griegos V romanos (72); no porque siguieran la opinión
dominante en virtud de la cual, los astros ocupaban la re-
gión ígnea del éter, si no porque atribuian á los astros mis-
mos una naturaleza ígnea (73). Aristarco de Samos habia
enseñado va que las estrellas j eLSol eran de una sola j
misma naturaleza.

El interés que habian dado los trabajos de los dos gran-

ffl) N (íííwio \-:\'s, Observaciones compUmeniariüs , pág-. 304 de la primera
parte del tomo III.

des geómetras franceses, cu jos nombres acabo de citar, al
problema de determinar de un modo aproximado la tempe-
ratura de los espacios celestes, ha llegado á ser mucho mas
vivo en los últimos tiempos, cuando se ha comprendido toda
la importancia del papel que la irradiación de la superficie
terrestre hacia el Cielo, representa en los conjuntos de los
fenómenos térmicos, j aun puede decirse que en las con-
diciones de habitabilidad de nuestro planeta. Según la Teo-
ría analítica del calor de Fourier, la temperatura de los es-
pacios planetarios ó celestes debe ser inferior en poco á la
temperatura media de los polos. Quizás esta, por debajo del
major frió que se haja observado en las comarcas polares;
en su consecuencia, Fourier la evalúa en — 50° ó — 60°.

YX folo glacial ^ es decir, el punto en que se producen
las mas bajas temperaturas , no coincide mas con el polo
de rotación, que é/íC?íríí/or termal^ línea formada por los
puntos mas cálidos de todos los meridianos , con el ecuador
geográfico. La temperatura del polo norte, por ejemplo,
deducida por extrapolación de la marcha de las temperatu-
ras medias en las localidades próximas á él, es de — 25° se-
gún Arago_, mientras que el capitán Back midió en Enero
de 1834 un minimum de temperatura de — 56'^, 6, en el
fuerte Rebanee , á los 62'^ 46' de latitud (74), La tempera-
tura mas baja de cuantas se han medido en la Tierra es po-
sitivamente la observada por Neveroff en lakoutsk el 21 de
Enero de 1838, á los 62° 2' de latitud. Sus instrumentos
habian sido comparados á los de Middendorf cu jos trabajos
son todos tan exactos. Neveroff halló — 60°.

Una de las numerosas causas de la incertidumbre que
afecta la evaluación numérica de la temperatura del espa-
cio , proviene de que no ha sido posible llevar á esta opera-
ción los datos relativos á los polos de frió de los dos hemis-
ferios ; j esto porque la meteorologia del polo austral es aun
muj poco conocida para permitirnos deducir de ella la

37

temperatura media del año liácia ese polo. En cuanto á la
opinión emitida por Poisson _, según la cual las distintas re-
giones del espacio tienen temperaturas muj diferentes, de
suerte que el globo terrestre , arrastrado por el movimiento
de traslación general del sistema solar , recorre sucesiva-
mente regiones cálidas y regiones frias, y recibe así su
calor interno del exterior (75) , no puede tener para mí mas
que un grado de verosimilitud muj pequeño.

Respecto á saber si la temperatura del espacio , ó el cli-
ma de ciertas regiones celestes, puede esperimentar , an-
dando los siglos, variaciones considerables , cuestión es que
depende principalmente de la solución de aquel otro pro-
blema propuesto por Guillermo Herschell: ¿están sometidas
las nebulosas á trasformaciones progresivas? La materia
cósmica que las forma , ¿se condensa alrededor de uno «5 de
muchos núcleos, obedeciendo á las le jes de la atracción?
Semejante condensación déla materia nebulosa, deberia dar
lugar, con efecto, á una producción de calor, como el paso
de los cuerposdel estadofluido ó líquido al estado sólido (76).
Pero si es un hecho, como se cree hoj y como lo prueban
las importantes observaciones de Eosse j de Bond, que to-
das las nebulosas, comprendiendo aquellas cuja resolución
no ha podido aun efectuar la potencia de los mas grandes
telescopios, son constelaciones escesivam ente apretadas, es-
ta creencia hacia una producción de calor perpetuamente
creciente debe quebrantarse un poco. No perdamos de vis-
ta, sin embargo, otras consideraciones menos desfavorables
á esta tesis. Pequeños astros sólidos, cuja aglomeración
produce en nuestros anteojos el efecto de un continuo res-
plandor, podrían esperimentar variaciones de densidad a
medida que fueran agrupándose en cantidades de masa ma-
jor. Ademas, numerosos hechos comprobados en nuestro
propio sistema solar, esplican fácilmente la formación de los
planetas j su calor interno por el tránsito del estado ga-

— 38 —

seoso al estado sólido , j por la condensaciou progresiva de
la materia aglomerada en esferoides.

A primera vista estrañará oir hablar de la influencia re-
lativamente henejiciosa que la espantosa temperatura del es-
pacio, inferior al punto de congelación del mercurio_, ejerce
de una manera indirecta , es cierto , sobre los climas habi-
tables de la tierra j sobre la vida de los animales ó de las
plantas. Para comprender lo exacto de esta espresion ^ bas-
ta_, sin embargo, reflexionar sobre los efectos de la irradia-
ción. La superficie de la Tierra calentada por el Sol j aun
la atmósfera hasta sus capas superiores, irradian libremente
hacia el cielo. La pérdida de calor que resulta depende, casi
esclusivamente de la diferencia de temperatura entre los
espacios celestes j las últimas capas de aire. ¡Qué enorme
pérdida de calor no esperimentariamos, por este camino,
si la temperatura del espacio, en vez de ser de — 60", es-
tuviese reducida á — 800*^, por ejemplo, ó á 1,000 veces
menos aun (77) !

Quedan por desarrollar dos consideraciones relativas á
la existencia de un fluido que pudiera llenar el Universo. La
primera j mas infundada descansa en la traspareocia im-
perfecta del espacio. La otra , indicada por las revoluciones
regularmente acortadas del cometa de Encke , se apoja en
observaciones inmediatas j está sujeta á los números. En
Brema, OJbers, jLuis de Cheseaux, en Ginebra, ochenta
años antes, según Struve fijaron ese dilema (78) . Puesto que
es imposible imaginar, á causa del espacio infinito, un solo
punto de la bóveda celeste que no deba presentarnos una
estrella, es decir, un sol, preciso es admitir esta alternati-
va: ó la bóveda entera del cielo debéria parecemos tan bri-
llante como el Sol , si la luz llega sin debilitarse á nosotros,
ó puesto que el Cielo está muj lejos de presentar este bri-
llo , es preciso atribuir al espacio el poder de debilitar la
luz en major razón que el cuadrado de la distancia. Ahora

— 39 —

bien : como la primera alternativa no se ha realizado^ como
no vemos brillar al Cielo con el resplandor uniforme qne
sirve de arg-umento á Halle j para apoyar otra hipótesis (79),
es necesario admitir desde luego , con Cheseaux , Olbers j
Struve que el espacio carece de trasparencia absoluta. Las
medidas estelares de Guillermo Herschell (80), j otras in-
geniosas investigaciones del mismo observador sobre la fuer-
za de penetración de sus grandes telescopios, parecen demos-
trar que si la luz de Sirio se debilitase en su carrera, solo
en Vsoo > P^^ ^^ interposición de un medio cualquiera, esta
simple hipótesis de un fluido ó de un éter capaz de absor-
ber en un g-rado tan pequeño los rajos luminosos, seria bas-
tante para esplicar todas las apariencias actuales. Entre las
dudas que el célebre autor de las Outiines of Astfonomy ha
opuesto á las ideas de Olbers j de Struve , una de las mas
importantes descansa en que su telescopio de 6 metros
le permite ver en la major parte de la Via láctea , las es-
trellas mas pequeñas proyectadas sobre un fondo negro (81).
• He dejado dicho que la marcha del cometa de Encke
j los resultados á que condujo este estudio á mi sabio ami-
go, podian probar de una manera mas directa j mas cierta
la existencia de un fluido resistente (82). Pero es necesario
representarse ese medio como de naturaleza distinta á la
del éter, que forma parte de toda materia. Con efecto, este
medio no resiste mas porque no podria penetrar en todo.
Para esplicar la disminución del tiempo periódico j del eje
major de la elipse descrita por este cometa , seria preciso
una acción, vcñs. fuerza tangencial ; ahora bien: la hipótesis
de un fluido resistente es precisamente la en que esta fuerza
se presenta de la manera mas natural (83). El efecto mas
sensible se esperimenta 25 dias antes j 25 dias después del
paso de este cometa por su perielio. Haj, pues, algo de
variable en esta resistencia , j esta variabilidad se esplica
también, puesto que ]as capas estremadamente raras del

— 40 —

medio resistente, deben orravitar hacia el Sol v Herrar á ser
cada vez mas densas en la proximidad de este astro. Olbers
iba mas lejos (84): pensaba que el fluido no podia perma-
necer en reposo; que debia girar alrededor del Sol con un
movimiento directo , j que la resistencia opuesta por ese
fluido á los movimientos del cometa directo de Encke debia
ser mu j diferente del efecto producido sobre los de un co-
meta retrógrado como el de Hallej. Pero cuando se trata
de cometas de largo período, el cálculo de las perturba-
ciones complica los resultados. Por otra parte, las diferen-
cias de masa y de magnitud de los cometas impiden dis-
tinguir la parte que pertenece á cada influencia.

Tal vez la materia nebulosa que forma el anillo de la
luz zodiacal, no es, según dice Juan Herscbell, sino la
parte mas densa de ese medio cuya resistencia se liace sen-
tir en la marcha de los cometas (85). x\un cuando estuviera
probado que las nebulosas se reducen todas á simples cons-
telaciones visibles imperfectamente, no dejaria por eso de
constar como un hecho, que un número inmenso de come-
tas abandonan continuamente materia á los espacios celes-
tes por la disipación de sus enormes colas cuja longitud
ha podido llegar y esceder á 10.000,000 de miriámetros.
Arago , fundado en ingeniosas consideraciones ópticas , ha
demostrado (86) cómo las estrellas variables que arrojan
la luz blanca sin visos de coloración sensible en sus dife-
rentes fases, podrían suministrar un medio de determinar
el límite superior de la densidad probable del éter, admi-
tiendo, sin embargo, que ese éter pose jera un poder re-
fringente capaz de asimilarse al de los gases terrestres.

Esta teoría de un medio etéreo llenando el Universo,
está en íntima relación con otra cuestión iniciada por Wo-
llaston acerca del límite de la atmósfera (87), límite cuja
altura no debe en caso alguno esceder del punto en que la
electricidad específica del aire equilibra á la pesantez. Fa-

— 4i —

raday ha lieclio ing-eniosas investigaciones acerca del límite
de la atmósfera del mercurio , determinada por la altura
á que los vapores mercuriales dejan de adherirse á una
hoja de oro j precipitarse en ella. Esos trahajos han dado
mas importancia á la hipótesis según la cual el límite es-
tremo de la atmósfera estarla perfectamente determinado j
«semejante á la superficie del mar.» Cualquiera que sea
este límite estremo ¿pueden penetrar en la atmósfera sus-
tancias análogas á los gases, j de origen cósmico, mezclarse
á ella é influir en los fenómenos meteorológicos? Newton
trató esta cuestión, y se inclinaba afirmativamente respecto
de ella (88).

Si pueden considerarse las estrellas errantes y las pie-
dras meteóricas como verdaderos asteroides planetarios,
puede admitirse también que durante las apariciones de no-
viembre (89), en 1799, 1833 j 1834, cuando millares de
estrellas errantes acompañadas de auroras boreales tacho-
naban el firmamento, la atmósfera debió recibir de los es-
pacios algo estraño que pudo prepararla al desarrollo de los
fenómenos electro-magnéticos.

II

yiSION NATURAL Y TELESCÓPICA. — CENTELLEO DE LAS ESTRELLAS.—
YELOCIDAD DE LA LUZ. — RESULTADOS DE LAS I\1EDIDAS FOTO-
MÉTRICAS

El descubrimiento del telescopio realizado hace dos si-
glos j medio, dio á la vista, órgano de la contemplación
del Universo^ una fuerza enorme para penetrar en el es-
pacio, estudiar la forma de los astros, j llevar la investiga-
ción hasta las propiedades físicas de los planetas v de sus
satélites. El primer anteojo fue construido en 1608, siete
años después déla muerte del gran observador Ticho. Nu-
merosas conquistas debidas á este invento, precedieron á la
aplicación que se hizo de él á los instrumentos de medida.
Habíanse ja descubierto sucesivamente los satélites de Jú-
piter, las manchas del Sol, las fases de Venus , la entonces
llamada triplicidad ^q Saturno, las constelaciones telescó-
picas j la nebulosa de Andrómeda (90), cuando al astró-
nomo francés Morin, ja célebre por sus trabajos sobre los
problemas de las longitudes , ocurriósele la idea de fijar un
anteojo á la alidada de un instrumento destinado á medir
ángulos, tratando de ver en pleno dia á Arturo (91). El
rigor que se ha sabido dar después á las divisiones de los
círculos, tuvo por resultado aumentar la precisión de las
observaciones; pero esta ventaja se hubiera perdido, si por

— 43 —

medio de la anión de los instrumentos ópticos con los apa-
ratos astronómicos , no se hubiera dado el mismo grado de
perfección á la exactitud de la mirada j á la de la medida
de los ángulos. Seis años después^, en 1640, el joven j
Kábil Gascoigne completó este descubrimiento j le dio todo
su valor colocando en el foco del anteojo un retículo forma-
do de hilos separados (92).

Así, la aplicación del telescopio alarte de ver j de
medir, no va mas allá de los últimos 240 años de la histo-
ria de las ciencias astronómicas. Esclujendo la época cal-
dea^ la de los Egipcios j la de los Chinos, quedan todavía
mas de diez v nueve siglos, contados desde Arístiles j Ti-
mocaris hasta el descubrimiento de Galileo, durante los
cuales la posición j el curso de los astros fueron observados
constantemente á simple vista. Cuando se consideran las
numerosas trasformaciones porque debió pasar el progreso
de las ideas durante este largo período entre los pueblos
que habitaron las riberas del mar Mediterráneo, admira
todo lo que vieron Hiparco j Tolomeo sobre la precesión
de los equinoccios, los movimientos complicados de los
planetas, las dos principales desigualdades de la Luna j
los lugares de las estrellas; todo lo descubierto por Copér-
nico referente al sistema del Mundo ; todo lo que empezó á
hacer Ticho para restaurar la astronomía práctica j llegar á
la perfección de sus métodos; sorprende, repito, que tantos
trabajos y progresos hajan precedido al descubrimiento de
la Vision telescópica. Largos tuljos , empleados quizás por
los antiguos, j de los que se sirvieron los árabes para di-
rigir visuales á través de los dióptricos ó las aberturas de
sus alidadas , pudieron en verdad mejorar hasta cierto
punto las observaciones. Abul Hassan habla en términos
precisos de tubos á cuja estremidad fijábanse los dilatado-
res oculares j objetivos, j esta disposición estaba también
en uso en Meragha, donde se liabia fundado un observa-

— 44 —

torio por Hulagu. ¿De qué manera favorecían estos tubos
el descubrimiento de las estrellas en el crepúsculo j su
mas pronta j fácil distinción? Una observación de Arago lo
esplica. Esos tubos suprimen una gran parte de la luz difu-
sa que proviene de las capas atmosféricas colocadas entre el
ojo y el astro observado ; protejen la vista aun durante la
noche contra la impresión lateral que producen las partícu-
las de aire débilmente iluminadas por el conjunto de los as-
tros del firmamento. La intensidad de la imagen luminosa
j las dimensiones aparentes de las estrellas se ensanchan
también entonces de una manera sensible. En un pasaje
muj corregido y controvertido en donde Estrabon habla
de la visión á través de los tubos, se trata de «la figura
amplificada de los astros.» Es evidente que no tiene razón
de ser la alusión que se ha creido iba envuelta en estas pa-
labras respecto de los efectos de los instrumentos refrac-
tores (94).

Cualquiera que sea el origen de la luz , ja produ-
cida directamente por el Sol, ja reflejada por los planetas,
bien emane de las estrellas ó de la madera podrida, bien de
la actividad vital de las luciérnagas, siempre obedece de la
misma manera á las lejes de la refracción (95). Pero si se
someten al análisis prismático luces de diversos orígenes j
que provengan del Sol ó de las estrellas, por ejemplo, pre-
sentan diferencias en la posición de las rajas oscuras que
descubrió Wollaston en el espectro solar en 1808, j cuja
posición fue determinada por Frauenhofer con tanta exac-
titud doce años después. Frauenhofer habia contado 600
de esas rajas oscuras que son propiamente hablando lagu-
nas^ interrupciones, j partes deficientes en el espectro. Su
número se eleva á mas de 2,000 en las bellas investiga-
ciones que hizo David Brewster en 1833 por medio del
óxido de ázoe. Habíase observado la falta de ciertas rajas
en el espectro solar en determinadas épocas del año; pero

— 45 —

Brewster ha demostrado que este fenómeno depende de la
altura del Sol , y puede esplicarse por la absorción variable
que la atmósfera ejerce sobre los rajos luminosos.

Como era de esperar se han reconocido todas las parti-
cularidades del espectro solar en los espectros formados con
la luz de igual oríg-en que la Luna, Venus, Marte, ó las
nubes reflejan hacia nosotros. Por el contrario las rajas del
espectro de Sirio difieren de las del Sol j de las demás es-
trellas. Castor presenta rajas distintas á las de Polux j
Procion. Estas diferencias indicadas ja por Frauenhofer,
fueron confirmadas por Amici, á quien se debe también la
ingeniosa observación de que las rajas negras del espectro
difieren aun entre las estrellas cuja luz es hoj de un Man-
co poco dudoso. Ábrese aquí, pues, un ancho campo a las
investigaciones del porvenir (96), puesto que queda todavía
por distinguir en los hechos adquiridos la parte que puede
pertenecer á las acciones estrañas, á la acción absorbente
de la atmosfera, por ejemplo.

Otro fenómeno en el que las propiedades esenciales de
la luz ejercen una influencia considerable, haj que citar
aqui. La luz de los cuerpos sólidos hechos luminosos por el
calor^ j la de la chispa eléctrica presentan grandes dife-
rencias en el número j la posición de las rajas de Frauen-
hofer. Estas diferencias son aun majores, según las notables
investigaciones que Wheatstone ha llevado á cabo, por me-
dio de su espejo giratorio, acerca de la velocidad de la luz
producida por la electricidad del frotamiento; esta veloci-
dad estaria en tal caso con la de la luz solar en la relación
de 3 á 2, puesto que.se ha evaluado en 46,000 miriáme-
tros por segundo.

Malus llegó al d8Scubrimiento de la polarización en el
año 1808 (97), pensando sobre un fenómeno que acciden-
talmente le habian presentado los rajos del Sol poniente
reflejados por las ventanas del palacio de Luxemburgo.

— 46 —

Este descubrimie^ite dio enseguida nueva vida á todas las
partes de la óptica. En él está el germen de esas profundas
investigaciones sóbrela doble refracción, la polarización or-
dinaria (la de Hujgens) j la polarización cromática cu jos
fecundos resultados proporcionaron al observador el medio
de distinguir la luz directa de la luz reflejada (98), pene-
trar el secreto de la constitución del Sol j de sus capas
luminosas (99), medir las gradaciones mas pequeñas de la
presión v de la propiedad bigrométrica de las capas de aire^
distinguir los escollos en el fondo del mar por medio de
una plancba sencilla de turmalina (100), v aun el poder
juzgar anticipadamente á imitación de Newton la compo-
sición química de ciertas sustancias según sus propiedades
ópticas (1). Basta citar los nombres de Airj, Arago, Biot,
Brewster, Caucbj, Faradaj, Fresnel, Juan Herscbell,
Llojd_, Malus, Neumann, Platean, Seebeck, para recordar
ai lector una serie de brillantes descubrimientos j las fe-
lices aplicaciones de que fueron causa. La senda además
estaba abierta, j quizás no sea esto bastante decir, por los
trabajosdeun hombrede genio, de Tbomas Young. Elpola-
riscopo de Arago j la observación de las frangas de difrac-
ción coloreadas que resultan de la interferencia, han llega-
do á ser un medio usual de investigación (2). En esta nueva
j fecunda via ha hecho la meteorología tantos progresos por
lo menos como la parte física de la astronomía.

Cualesquiera que sean las diferencias que presente la
fuerza de la vista entre los hombres, haj en esto, sin em-
bargo, cierto medio de aptitud orgánica, medio que ha per-
manecido sensiblemente el mismo en la raza humana desde
los antiguos tiempos de Grecia j de Roma. Las estrellas
de las Pléjadas atestiguan esta invariabilidad demostrando
que las estrellas estimadas de 1 ." magnitud por los astró-
nomos escapaban hace miles de años como hoj á las mira-
das de alcance ordinario. El grupo de las Pléjadas com-

— 4/

prende: una estrella de 3.^ magnitud, Alción; dos de 4^,
Electro V Atlas; tres de 5/, Mérope, Masía j Taigetes;
dos de 6/ á 7/ magnitud, Pleiona y Celeno; una de 7/ á
8/ magnitud, Asterope, j un gran número de estrellas te-
lescópicas muy pequeñas. Me sirvo aquí de las denomina-
ciones actuales porque entre los antiguos no se aplicaban
todos los nombres igualmente á las mismas estrellas. Solo
se distinguen fácilmente las seis primeras estrellas de
3."*, 4/ V 5." magnitud (3): Quse septem dici, sex autem
esse solent, dice Ovidio (Fast. IV, 170). Suponíase que
Mérope, una de lasbijas de Atlas, única que se desposó con
un mortal, se habia ocultado avergonzada, ó mejor dicho
babia desaparecido por completo. Probablemente era la es-
trella de 6." á 7.'' magnitud, llamada boj Celeno; porque
Hiparco bace observar en su Comentario sobre Arato, que
€n las noches serenas j sin luna se distinguían efectiva-
mente siete estrellas. Luego entonces veíase á Celeno. En
cuanto á la otra estrella de igual magnitud, Pleiona, está
muy cerca de Atlas que es de 4.^ magnitud.

La pequeña estrella Alcor, colocada según Triesnecker,
á una distancia de Mizar de 11' 48", en la cola de la Osa
Major, es de 5.'' magnitud según Argelander; pero aparece
como eclipsada por el brillo de Mizar. Los Árabes la babian
denominado iSaidak, es decir, la prueba, porque «servíanse
de olla para probar el alcance déla vista;» según espresion
de Karvrini, astrónomo persa (4). Bajo los trópicos percibía
yo á simple vista todas las tardes á Alcor, á pesar de la pe-
queña altura de la Osa Major, pero bailábame entonces en
la costa no lluviosa de Cumana ó sobre las mesetas de las
Cordilleras, á 4,000 metros sobre el nivel del mar. Rara vez
be visto esta estrella en Europa ó en las estepas del norte
del Asia donde es tan seco el aire, y todavía no estoj se-
guro de reconocerla. Según una observación exactísima
de Mf^dler, el límite de distancia á partir del cual no pue-

— 48 —

den ser distinguidas una de otra dos estrellas á simple vis-
ta, depende de su brillo relativo. Por ejemplo, la vista se-
para sin esfuerzo las dos estrellas de 3/ jde 4/ magnitud,
designadas bajo el nombre de o. del Capricornio: su mutua
distancia es de 6 minutos j medio. Cuando el aire es muj
puro , Galle cree distinguir todavía á simple vista la 2 j
la 5.^ de la Lira , cuja distancia es de 3 minutos j me-
dio; y esto porque esas estrellas son ambas de 4.^ magni-
nitud. Por el contrario, si los satélites de Júpiter son imper-
ceptibles á simple vista es necesario buscar la razón de ello
principalmente en la superioridad de brillo del planeta. Debo
añadirá pesar de las afirmaciones en contrario, que esos sa-
télites no pueden asimilarse todos por el brillo á estrellas de 5 .^
magnitud. Nuevas comparaciones hechas por mi amigo el
doctor Galle con estrellas cercanas, han probado que el ter-
cer satélite, es decir el mas brillante, es todo lo mas de
5.^ á 6^ magnitud, j que los otros cuja luz es variable,
oscilan entre el 6.° j 7.° orden de brillo. Pueden, sin em-
bargo, citarse ejemplos de personas que han visto sin anteojo
los satélites de Júpiter; pero esas personas estaban dotadas
de una vista estraordinaria, j les era dado distinguir á sim-
ple vista las estrellas inferiores á la 6.^ magnitud. La dis-
tancia angular del satélite mas brillante (el tercero) al cen-
tro del planeta es de 4' 42''; la del cuarto es de 8' 16". Esos
satélites tienen frecuentemente mas brillo que el planeta,
en igualdad de superficie (5); algunas veces, por el contra-
rio, parecen , según observaciones mas recientes, como
manchas grises sobre el disco de Júpiter.

La longitud de los rajos que parecen emanar de los
planetas ó de las estrellas, puede evaluarse en 5 ó 6 minu-
tos cuando se los mira á simple vista. Las colas ó rajos di-
vergentes que sirvieron en todo tiempo, j especialmente
entre los Egipcios, para simbolizar los astros , no son mas,
según Hassenfratz, que los cáusticos del cristalino , forma-

— 49 —

dos por los rajos refractados. «La imagen de una estrella
que S8 distingue á simple vista, está aumentada por esos
rajos parásitos; ocupa en la retina un lugar major que el
simple punto en donde deberia concentrarse su luz j por
ello se debilita la impresión nerviosa. Un grupo de estre-
llas muj aproximadas^ cujas componentes son individual-
mente inferiores ala 7." magnitud, puede, por el contrario
divisarse á simple vista, porque las imágenes dilatadas de
esos numerosos puntos estelares , echándose unas sobre las
otras, hieren con mas fuerza los diferentes puntos de la re-
tina (6).»

DesgTaciadamente los anteojos j los telescopios dan
también á las estrellas un diámetro ficticio^ aunque en me-
nor grado . Las bellas investigaciones de Guillermo Herschell
han acreditado que esos diámetros falsos disminujen cuan-
. do se hace major el aumento (7); por ejemplo, el diámetro
aparente de Vega de laLira estaba reducido á O" 36, cuan-
do el célebre observador daba á su telescopio el aumento
.enorme de 6,500 veces. Si se trata, no de estrellas j de te-
lescopios, sino de objetos terrestres percibidos asimple vis-
ta, la intensidad de la luz emitida no es el único elemento
que precisa tener en cuenta para apreciar el grado de
visibilidad; otras condiciones intervienen, tales como la
magnitud del ángulo visual j la forma misma del objeto.
Adams ha observado también con mucha exactitud que
una vara larga j estrecha se distingue á mucha mas dis-
tancia que un cuadrado de igual anchura; de igual manera
un rasgo se ve desde mas lejos que un simple punto, todas
cosas iguales, por otra parte. Arago se ocupó mucho tiempo
en el Observatorio de París de buscar hasta qué punto in-
flujen la forma j los contornos de los objetos en su vi-
sibilidad, j para este fin media los pequeños ángulos vi-
suales subtendidos por varas de para-rajos muj apartados.
Pero cuando se ha querido determinar el ángulo límite mas

TO.MO ül -4

— 50 —

allá del cual cesa la percepción, es decir, el menor de todos
los ángulos bajo el que puede llegar á distinguirse un ob-
jeto terrestre, no se ha podido obtener un resultado defini-
tivo con las medidas. Roberto Hooke evaluaba ese ángulo
límite en un minuto entero. Tobías Majer señalaba 34"
para el caso de una mancha negra sobre papel blanco.
Leeuwenhoek afirmaba que un hilo de araña era perceptible
aun para una vista mu j ordinaria bajo un ángulo de 4" 7.
Obsérvase que el límite ha ido siempre bajando. En una se-
rie de investigaciones instituidas recientemente por Hueck,
para estudiar los movimientos del cristalino, se han podido
distinguir rasgos blancos sobre un fondo negro cuando el
ángulo visual quedaba reducido á V 2; un hilo de araña
ha llegado á verse bajo un ángulo de O" 6, v un hilo me-
tálico j brillante bajo un ángulo de O" 2 escasamente. El
problema no es susceptible de una solución numérica uni-
formemente aplicable á todos los casos; todo depende de la
forma j de la iluminación de los objetos, del efecto del con-
traste producido por el fondo sobre que se destacan , j aun
de la naturaleza de las capas de aire, de su calma ó de su
agitación .

Citaré respecto de este asunto la viva impresión que
me produjo un fenómeno de este género en Quito, frente
del Pichincha. Hallábame en una deliciosa casa de recreo
del marqués de Selvaalegre, en Chile, desde la que se
veian desarrollarse las crestas estendidas del volcan á una
distancia horizontal de 28,000 metros, medida trigonomé-
tricamente. A favor de los anteojos de nuestros instrumen-
tos, intentamos ver á mi compañero de viaje Bonpland, que
habia emprendido entonces solo una espedicion hacia el
volcan. Los Indios colocados cerca de mí lo reconocieron
antes que nosotros; señalaron un punto blanco en movi-
miento á lo largo de los negruzcos basaltos que formaban las
laderas de la montaña. Pero pronto pude á mi vez distin-

— 51 —

guir á simple vista ivquella forma blanca j movible, y con-
migo el hijo del marqués de Selvaalegre, Carlos Montufar,
que debia morir mas tarde víctima de la guerra civil. Bon-
pland llevaba con efecto una capa blanca de algodón muj
usada en el país (el poncho). Como á cada instante flotaba
la capa^ creo que su longitud tomada por las espaldas po-
dia variar entre 1 metro j 1 metro, 6; j como por otra
parte mis medidas habian determinado perfectamente la
distancia, puede calcularse fácilmente el ángulo visual:
así es que distinguia con claridad el objeto móvil á simple
vista bajo un ángulo de 7'' á 12". Es sabido, además, por
las esperiencias repetidas de Hueck, que los objetos blan-
cos sobre un fondo negro se ven á ma jor distancia que los
objetos negros sobre fondo blanco. Durante la observación
que acabo de referir, el cielo estaba sereno , j los rajos de
luz que partían de la región ocupada por Bonpland á 4,682
metros sobre el nivel del mar, atravesaban capas de aire
poco densas, para llegar á la estación de Chillo^ cuja altu-
ra era de 2,614 metros. La distancia real de las dos es-
taciones era de 27,805 metros próximamente. Las indi-
caciones del termómetro j del barómetro diferian mucho
de una estación á otra; abajo la observación exacta daba
554 mm^ 41 j 18% 7; en lo alto hubiéramos encontrado
probablemente 437""", 6 j 8\ El heliótropo de Gauss, del
cual sacaron tanto partido los Alemanes en sus medidas
geodésicas, nos proporciona un último ejemplo de visibili-
dad á gran distancia. La luz del Sol, dirigida heliotrópica-
mente desde los vértices del Brocken sobre los de Hohenha-
gen, se apercibió á simple vista en esta última estación á
pesar de la distancia de 69,000 metros. En otros casos me-
nos estremados se han distinguido con frecuencia ese gé-
nero de señales sin necesidad de anteojos, cuando el ángulo
subtendido por el espejo del heliótropo (81 milímetros de
latitud) estaba reducido á O" 43.

— 52 —

Entre las numerosas causas de orío-en meteorológ-ico,
mal esplicadas todavía por lo g-eneral, que modifican pro-
fundamente la visibilidad de los objetos lejanos, es necesa-
rio distinguir la absorción que se verifica en el trajecto del
rajo luminoso al pasar por las capas atmosféricas mas ó
menos densas, mas ó menos carg-adas de humedad, v sobre
todo la iluminación del campo de visión por la luz difusa
que las partículas del aire reflejan hacia el órgano de la
vista. Los trabajos antiguos, pero siempre exactos de Bou-
guer, acreditan que es necesario para la visibilidad* una
diferencia de brillo de ^/^q- Del mismo modo solo vemos
por visión negativa ^ según su espresion, los vértices oscuros
de las montañas que se destacan como masas sombrías so-
hre la bóveda del cielo. Si llegamos á distinguirlos es en
virtud imicamente de la diferencia de espesor de las capas
de aire que llegan hasta el objeto j hasta el límite estremo
del horizonte visible. Por el contrario, distino-uimos á lo
lejos por medio de la visión positiva, objetos brillantes, como
cimas cubiertas de nieve, rocas calcáreas blancas ó conos
volcánicos formados de piedra pómez. No deja de ofrecer
interés para el arte náutico la fijación de la distancia á la
cual pueden reconocerse en el mar, las cimas de ciertas
montañas elevadísimas, puesto que por ella podria deter-
minarse la posición del navio cuando no fueran bastantes
las observaciones astronómicas. Al tratar de la visibilidad
del pico de Tenerife, me he ocupado muj detenidamente
de esta cuestión (8).

Uno de los objetos de mis investigaciones desde mi in-
fancia ha sido la averiguación de si las estrellas pueden
distinguirse á simple vista en pleno dia, va sea en los po-
zos de mina muj profundos, ja en los vértices de monta-
ñas mu j elevadas. Sabia que Aristóteles había dichoque
las estrellas se ven alguna vez en pleno dia cuando se las
busca desde el fondo de los algibes ó de las cavernas como

— 53 —

á través de un tubo (9). Plinio ha recordado también este
dicho, j cita en su apojo las estrellas que se han recono-
cido distintamente durante los eclipses de Sol. En la época
en que me dedicaba á trabajos metalúrg-icos he pasado du-
rante años enteros una g-ran parte del dia en las galerías y
en los pozos mineros, desde donde intentaba, pero en vano,
disting-uir alguna estrella en el zenit. No logré mas en
Méjico, en el Perú j en la Siberia. Ni un solo hombre en-
contré en las minas de esos paises que hubiera oido hablar
de estrellas visibles en pleno dia; y sin embargo, se com-
prende que en las latitudes tan diferentes, por las que he
podido descender bajo tierra , en uno v otro hemisferio,
no han faltado ni circunstancias favorables ni estrellas en
el Zenit. Esos hechos negativos hacen aun mas estraño
en mi concepto el testimonio, muj digno de crédito por
otra parte, del célebre óptico que en su juventud habia
visto una estrella en pleno dia por el tubo de una chime-
nea (10). Cuando los fenómenos exigen para su manifesta-
ción el concurso fortuito de circunstancias escepcional-
mente favorables, es preciso no anticiparse á negar su
realidad por la única razón de su rareza.

Este principio puede ser aplicado, en mi juicio, á otro
hecho referido por Saussure , cujas aserciones tienen siem-
pre tanto fundamento. Es este la posibilidad de ver las es-
trellas en pleno dia desde lo alto de una montaña muj
elevada, como el Mont-Blanc por ejemplo, á la altura
de 3.888 metros. «Algunos de los g-uias me han asegurado,
dice el célebre investigador de los Alpes, haber visto estre-
llas en pleno dia: t/o no pensaba en ello puesto que no ha-
bia sido testigo de ese fenómeno : ])ero la aserción unifor-
me de los guias no me dejó duda alguna acerca de su rea-
lidad (1). Es preciso, por otra parte, estar enteramente
á la sombra j tener también sobre la cabeza una masa os-
cura de un considerable espesor, sin cujas condiciones el

— 54 —

aire demasiado iluminado hace desaparecer la débil clari-
dad de las estrellas.» Las condiciones de visibilidad serian
así casi idénticas á las que reunían naturalmente los algi-
bes de los antiguos ó la chimenea anteriormente citada.
Nada he podido encontrar análogo á esta aserción memora-
ble (fechada en la mañana del 2 de Agosto de 1787) en los
demás Viajes á través de los Alpes suizos. Los hermanos
Hermann y Adolfo Schlagintweit, buenos observadores j
ambos muj instruidos, recorrieron hace poco tiempo los Al-
pes orientales hasta el vértice del Gran-Campanario (3.967
metros), sin haber podido nunca distinguir las estrellas en
pleno dia, ni encontrar señal de un hecho semejante en las
relaciones de los pastores ó de los cazadores de gamuzas.
Yo mismo he pasado muchos años en las cordilleras de
Méjico, de Quito y del Perú; he subido con Bonpland mas
de nna vez á alturas superiores á 3.500 j 5.000 metros en
el cielo mas bello del mundo, j nunca he podido ver una
estrella en pleno dia como le sucedió después j en iguales
circunstancias á mi amig-o Boussingault. Sin embargo, era
tan oscuro el azul del cielo j tan profundo que mi cianó-
metro de Paul, de Ginebra, el mismo en que Sausure leia
39° en el Mont-Blanc, me indicaba entre los trópicos 46°
para la región zenital del cielo, á una altura compren-
dida entre 5.200 y 5.800 metros (12). Por el contrario,
bajo el cielo magnífico y puro como el éter de Cumana, en
las llanuras del litoral , me ha acontecido mas de una vez
después de haber observado eclipses de los satélites de Jú-
piter, volver á encontrar á simple vista el planeta, y per-
cibirlo de la manera mas distinta , cuando el disco del Sol
habia subido ja á 18 ó 20° sobre el horizonte.

Ocasión es ja de indicar aquí otro fenómeno óptico,
del cual solo un ejemplo encuentro en mis numerosas as-
censiones á las montañas. Era el 22 de Junio de 1799, so-
bre la vertiente del pico de Tenerife^ en Malpais; momen-

tesantes de la salida del Sol, me hallaba á una altura
de 3,475 metros pr(')ximamente, sobre el nivel del mar;
percibí á simple vista las estrellas bajas agitadas aparen-
temente por un movimiento muj estraño (¿). Parecía como
que subian al principio puntos brillantes que se movian
en seguida lateralmente j volvian á su primitivo lugar.
Este fenómeno duró solamente 7 ú 8 minutos, y cesó mu-
cho tiempo antes de salir el Sol por el horizonte del mar.
Veíase perfectamente con un anteojo, j examinado del todo
no pude dudar que fuesen las estrellas las que se movian
así (13). ¿Estas apariencias son producto de la refracción
lateral, sobre laque tanto se ha discutido? ¿Haj en ellas al-
guna analogía con las deformidades ondulantes que el bor-
de vertical del Sol presenta con tanta frecuencia en su
salida, por pequeñas que sean por otra parte esas deformi-
dades, cuando se trate de medirlas? Cualquiera que sea la
proximidad del horizonte , no puede mas que aumentar
esos movimientos laterales á causa de la tan conocida ilu-
sión óptica. El mismo fenómeno, cosa singular, fue obser-
vado medio siglo después , precisamente en el mismo sitio
j antes de salir el Sol, por un observador muj instruido j
muj atento, el príncipe Adalberto de Prusia, que lo exa-
minó á simple vista j por medio de anteojo respectivamen-
te. He hallado su observación en su diario manuscrito y
la habia consignado durante el viaje mismo; el príncipe
ignoró hasta la vuelta de su espedicion al rio de las Ama-
zonas, que JO habia sido testigo de las mismas aparien-
cias (14). Jamás he hallado la menor señal de refracción
lateral , ni sobre las vertientes de la cadena de los x\ndes,
ni aun en las abrasadoras llanuras de la América del Sud
(los Llanos), donde las capas de aire desigualmente calien-

(6) V. Observaciones Complementarias , pág-. 3G4 de la primera parte
del t. III.

— bo-
tes se mezclan de tan diferentes maneras j producen con
frecuencia el fenómeno del espegismo. El pico de Tenerife
está mas cerca de nosotros; visítanle con frecuencia viaje-
ros provistos de instrumentos de medida, y puede esperar-
se, núes, que no llegue á ser olvidado el curioso fenómeno
de que he hablado en las investigaciones científicas.

Ya he dicho que es muy digno de notar que los fun-
damentos de la Astronomía propiamente dicha, la del mun-
do planetario, hayanprecedido á la época memorable (1608
V 1610) del descubrimiento de la visión telescópica j su
aplicación al estudio del cielo. Jorge Purbach, Regiomon-
tano (Juan Müller) j Bernardo Walther, de Nuremberg,
aumentaron á fuerza de trabajos j cuidados el tesoro de la
ciencia, herencia de los Griegos v de los Árabes. Poco
tiempo después apareció el sistema de Copérnico, desarro-
llo de ideas atrevidas j grandiosas. Llegaron luego las
observaciones tan exactas deTicho, jlas audaces combina-
ciones de Keplero, avudadas por la fuerza del cálculo mas
pertinaz que se habia conocido. Dos grandes hombres, Ke-
plero j Galileo, personifican esa fase decisiva de la historia
en que la ciencia de las medidas abandona la observación
antigua ja perfeccionada , pero hecha siempre á simple
vista, para recurrir á la observación telescópica. Galileo
tenia por entonces 44 anos y Keplero 37; Ticho, el ma-
yor astrónomo observador de esa gran época, hacia sie-
te años que habia muerto. He recordado en el tomo pre-
cedente, que las tres lejes de Keplero , sus títulos irrecu-
sables ho j á la inmortalidad , no valieron á su autor un
solo elogio de sus contemporáneos , incluso el mismo Gali-
leo. Encontradas de una manera puramente empírica,
pero mas fecundas para el conjunto de la ciencia que el
descubrimiento de nuevos astros , esas tres le jes pertene-
cen de hecho á la época de la visión natural , es de-
cir, á la época ticoniana; tienen su origen en las propias

57

observaciones de Ticho-Bralié > por mas que no llegase á
terminar hasta 1609 la impresión de la Astronomía fiora
seu Physica ccelesiis de motibus stellée Mariis^ j que la ter-
cera lej en virtud de la cual los cuadrados de los tiempos
de la revolución de los planetas son proporcionales á los
cubos de los ejes mavores de sus órbitas, no llegara á es-
ponerse en el Harmonice Mundi hasta 1619. El principio
del siglo XVII en que se verificó el tránsito de la visión
natural á lateiescópicaj ha sido mas importante para la As-
tronomía j el conocimiento del Cielo que el año 1492 para
el del globo terrestre. Adelanto por el cual se engrandeció
hasta el infinito la esfera de nuestras investifí-aciones v el
alcance del golpe de vista que nos es dable arrojar sobre la
creación; por el cual se han promovido incesantemente pro-
blemas, cuja difícil solución dio por resultado un desarrollo
sin igual en las ciencias matemáticas. Robustecer uno de
los órganos de nuestros sentidos equivale muchas veces á
robustecerla inteligencia, á estender el círculo de las ideas,
j á ennoblecer á la humanidad. En menos de dos siglos j
medio hemos debido solo al telescopio el descubrimiento de 13
nuevos planetas v de 4 sistemas de satélites (4 lunas para
Júpiter, 8 para Saturno, 4 j quizás 6 para Urano , y 1
para Neptuno), el descubrimiento de las manchas j fácu-
las del Sol, j el de las fases de Venus. Ha podido estu-
diarse la forma j medir la altura de las montañas lunares,
ver j esplicar las manchas invernales de los polos de Mar-
te, las bandas de Júpiter j de Saturno, así como también
el anillo que rodea á este último planeta. Los cometas inte-
riores ó planetarios de corto período- han sido descubiertos
sucesivamente , j un número inmenso de otros fenómenos
ocultos á simple vista. No es esto todo, sin embargo,- si
nuestro sistema solar ha recibido en 240 años tal incremen-
to, después de haber permanecido durante tantos siglos
restringido aparentemente á 6 planetas j á una sola luna,

— 58 —

el cielo sideral ha ganado mas aun , j los descubrimientos
que en él se han hecho esceden á cuanto podia esperarse.
Las nebulosas j las estrellas dobles han sido contadas j
clasificadas por millares. Los movimientos propios de to-
das las estrellas nos han llevado al conocimiento del de
nuestro propio Sol. Los movimientos relativos de las estre-
llas dobles que circulan alrededor de su centro de grave-
dad común, han demostrado que las lejes de la gravita-
ción se cumplen también en esas apartadas regiones del
Universo, lo mismo que en el espacio mas reducido donde
se mueven nuestros planetas. Desde que Morin j Gascoig-
ne adaptaron los lentes á los instrumentos de medida, el
arte de fijar en el Cielo las posiciones aparentes de los as-
tros ha llegado á un grado de precisión estraordinario.
Merced á este artificio ha sido posible medir, hasta una pe-
queña fracción cerca del segundo de arco, la elipse de aber-
ración de las fijas, su paralaje _, la distancia mutua de las
estrellas componentes dé cada sistema binario. De este modo
se ha elevado progresivamente la Astronomía, de la concep-
ción de sistema solar á la de un verdadero sistema del
Universo.

Sabido es que Galileo descubrió las lunas de Júpiter
con un aumento de 7 veces_, j que nunca pudo pasar del
de treinta j dos veces. Ciento setenta años mas tarde Gui-
llermo Herschell en sus investigaciones aumentaba en 6500
veces los diámetros aparentes de Arturo v de Vega de la
Lira. A contar de la mitad del siglo XVII , todos los esfuer-
zos se dirigieron hacia la construcción de largos anteojos.
Cierto es que Hujghens descubrió en 1655 con un an-
teojo de solo 4 metros, el primer satélite de Saturno (Ti-
tán, sesto en el orden de las distancias al centro del plane-
ta) ; pero mas adelante los anteojos que dirigía hacia el Cie-
lo tenian 40 metros. Constantino Hujghens-, hermano del
célebre astrónomo , construyó tres objetivos de 41, 55 j 68

— 59 —

metros de loDgitud focal , los cuales se encuentran aun en,
la Sociedad real de Londres. Sin embargo_, j como dice
Hujgliens terminantemente , habíase limitado á ensayar
sus objetivos sobre cuerpos terrestres (15). Auzout construia
ja en 1663 anteojos gigantescos sin tubos, en los que por
consiguiente el ocular no estaba ligado al objetivo por in-
termedio alguno sólido j fijo. Bajo ese sistema hizo un ob-
jetivo de 97 metros de foco capaz de producir un aumento
de 600 veces (16). Objetivos de este género cortados por
Borelli, Campani, Hartsoeker, j fijos en palos, fueron los
que sirvieron de gran utilidad para la ciencia usados por
Domingo Cassini; pues con ellos llegó á descubrir uno des-
pués de otro el octavo, quinto, cuarto y tercer satélite de
Saturno. Los objetivos de Hartsoeker tenian 81 metros de
distancia focal. Durante mi estancia en el Observatorio de
París, tuve ocasión frecuente de usar los de Campani gran-
demente reputados bajo el reinado de Luis XIV; j cuando
pensaba en la pequenez de los satélites de Saturno, j en la
dificultad de manejar grandes aparatos compuestos de pa-
los j cuerdas (17), no podia menos de admirar en todo su
valor la habilidad y la decidida perseverancia de los obser-
vadores de aquella época.

Las ventajas que se atribuian entonces á las dimensio-
nes gigantescas llevaron á los grandes espíritus á la concep-
ción de esperanzas desmesuradas, de las que tantos ejem-
plos ofrece la historia de las ciencias. Así Hooke propuso la
construcción de un anteojo de 10,000 pies (mas de 3 kiló-
metros) con el fin de ver los animales en la Luna'; Auzont
mismo no pudo menos de combatir esta idea (18) . No se tar-
dó mucho en comprender cuan incómodos eran esos instru-
mentos en la práctica _, cuando su longitud focal pasaba de
30 metros; también Newton hizo grandes esfuerzos según
Mersenio j Gregor j^ de Aberdeen , para popularizar en In-
glaterra los telescopios mucho m^as cortos, que obran por

— 60 —

reflexión. Bradlej j Pound compararon cuidadosamente
los efectos de un telescopio con espejo, de Hadlej, cuya
distancia focal no escedia de 1"^, 6, con los del refractor de
cuarenta j un metros construido por Constantino Hujghens,
del cual se ha hecho ja mención : la ventaja fué para el
primer instrumento. Entonces se estendieron por todas par-
tes los costosos telescopios de Short, reinando sin rival has-
ta la época (1759) en que Juan Dollond tuvo la suerte de
descubrir la solución práctica del problema del acromatis-
mo, propuesto por Leonardo Euler vKliugenstierna, dando
con esto una gran superioridad á los anteojos. Digamos
aquí que los derehos de prioridad incontestables del mis-
terioso Chester More Hall, del condado de Essex (1729), no
fueron conocidos del público hasta que Dollond obtuvo un
privilegio por sus anteojos acromáticos (19).

No duró mucho sin embargo esta victoria de los refrac-
tores. Apenas habian trascurrido diez j ocho ó veinte años
desde que Dollond enseñara el modo de realizar el acroma-
tismo por la combinación de lentes formadas de crowns
y de flint-gias_, y ja se modificaban las ideas bajo la justa
impresión de asombro que produjeron en Inglaterra j en el
continente los inmortales trabajos del alemán Guillermo
Herschell. Habia este construido un gran número de te-
lescopios de 7 pies ingleses (2 metros) j de 20 pies (6 me-
tros) de longitud focal, cu jo aumento podia elevarse á 2200
j aun á 6000 veces; j hasta construjó uno de 40 pies
(12"^% 2). Con este último telescopio descubrió los dos saté-
lites interiores de Saturno , empezando por el segundo lla-
mado después Encelada j á poco Mimas , el mas próximo
al anillo. El descubrimiento de Urano hecho en 1781, se
debe al telescopio de 7 pies. Los satélites tan débiles de
este planeta fueron vistos en 1787 á favor del telescopio de
20 pies dispuesto para la vista de frente (front-view) (20).
La perfección superior que supo dar este grande hombre á

— el-
los espejos de sus telescopios, la ingeniosa disposición mer-
ced á la cual no son reflejados los rajos luminosos mas que
una vez, j sobre todo, una serie no interrumpida de cua-
renta años de vigilias j de trabajos,, han llevado la luz á
todas las ramas de la Astronomía física en el Mundo de los
planetas, lo mismo que en el de las nebulosas j de las es-
trellas dobles.

El largo imperio de los anteojos reflectores debia tener
su término. Desde los cinco primeros años del siglo XIX se
estableció entre los constructores de anteojos acromáticos
una rivalidad beneiiciosa en cuanto al progreso v la per-
fección. Creáronse entonces esas grandes máquinas paralác-
ticas, en las que los anteojos mas grandes están movidos por
relojes con la regularidad de los movimientos celestes. Era
preciso un flint perfectamente homogéneo j sin estrías para
los objetivos de estraordinaria magnitud que se llegó á exi-
gir á los constructores. Este flint fué fabricado con éxito en
Alemania en el establecimiento de Utzschneider j de
Frauenhoferá los cuales sucedieron MerzjMahler. En Sui-
za j en Francia los talleres de Guinand j Bontems sumi-
nistraron esta preciosa materia á los trabajos deLereboursv
Cauchoix. Basta ahora echar una rápida ojeada sobre la his-
toria de estos progresos j citar como ejemplos los grandes
refractores construidos bajo la dirección de Frauenhofer para
los observatorios de Lorpat j de Berlin , cujos refractores
tienen cada uno 24 centímetros de abertura y 4'" , 4 de dis-
tancia focal ; los refractores construidos por Merz j Mahler,
para Poulkova en Rusia, j para Cambridge en los Estados-
Unidos (21), que tienen uno j otro 38 centímetros de aber-
tura j G"" , 8 de foco; y por último, el eliómetro del obser-
vatorio de Koenigsberg, cuvo objetivo tiene 16 centímetros
de abertura. Este último instrumento que ha inmortali-
zado los trabajos de Bessel , ha sido durante mucho tiempo
el major de su clase. Réstanos por citar los anteojos dia-

— 62 —

liticos, tan cortos j sin embargo tan poderosos en claridad,
construidos primeramente por Plossel en Viena, j cujas
ventajas liabian sido reconocidas casi al mismo tiempo por
Rogers en Inglaterra, j que son dignos seguramente de
que se trate de construirlos en grandes dimensiones.

En esta misma época cujos trabajos indico aquí, por la
gran influencia que ejercieron bajo el punto de vista cós-
mico, los progresos de la Mecánica sucedieron de muj cer-
ca á los de la Óptica j de la fabricación de relojes. Perfec-
cionáronse sucesivamente los instrumentos de medida, so-
bre todo los micrómetros, los círculos meridianos j los sec-
tores zenitales. Recordaré aquí entre otros muchos nombres
distinguidos en esta senda los de Ramsden, Troughon,
Fortin, Reichenbach, Gambej, Ertel, Steinhel, Repsold,
Pistor, d'Oertling' para los instrumentos de medida. Para
los cronómetros j péndulos astronómicos citaré á Mudge,
Arnold, Emerj, Earnshaw, Bréguet, Jürgensen , Kessels,
Winnerl, Tiede. Pero donde se manifiesta especialmente la
rivalidad de perfección entre los instrumentos ópticos j los
aparatos de medida es en los bellos trabajos de Guillermo
j de Juan Herschell, de Soutb, de Struve, de Bessel j de
Dawes, sobre las distancias y los movimientos periódicos de
las estrellas dobles. Sin ese progreso hubiera sido imposi-
ble con toda seguridad, la ejecución de inmensos trabajos
como los de Struve, por ejemplo, que midió un gran nú-
mero de veces mas de 100 sistemas binarios, en que la dis-
tancia de las estrellas componentes es menos de 1'', j otros
336 sistemas comprendidos entre I" j 2" (22).

De pocos anos acá, dos hombres ágenos á toda activi-
dad industrial, por su posición social, pero animados de
un noble amor por la ciencia_, el conde de Rosse en Parsons-
town (19 kilómetros al Oeste de Dublin), v Lassell en Star-
field, cerca de Liverpool, hicieron construir bajo su inme-
diata dirección j con arreglo á sus ideas dos telescopios re-

— 63 —

flectores que despertaron entre los astrónomos la mas viva
atención (23). El de Lassell tiene solo 61 centímetros de
abertura j 6 metros de distancia focal; á él se debe el des-
cubrimiento de un satélite de Neptuno , j de un octavo sa-
télite de Saturno; j además, la nueva aparición de dos
satélites de Urano. El nuevo telescopio de Rosse es gi-
gantesco ; tiene 6 pies ingleses (1"^, 83) de abertura j 50
pies (15'"; de longitud. Está colocado en el meridiano, en-
tre dos muros de 14 á 16 metros de altura _, los cuales dejan
al tubo un espacio libre á cada lado del meridiano próxima-
mente de 3 metros y medio. Muchas nebulosas que no ha-
bla podido resolver todavía instrumento alguno , han sido
descompuestas en estrellas por ese magnífico telescopio.
Merced á la enorme cantidad de luz que concentra el espe-
jo , por primera vez hánse podido determinar las formas v
contorDos verdaderos de otras nebulosas que de este modo
han sido completamente estudiadas.

Como ja hemos dicho el primero que aplicó los anteo-
jos á los instrumentos de medida no fué Picard, ni Auzout,
sino el astrónomo Morin. En 1638 , Morin concibió la idea
de sacar partido de su invento para observar las estrellas en
pleno dia, v espone su idea en los siguientes términos (24):
«Para determinar las posiciones absolutas de las estrellas en
una época en que no existían aun los anteojos (en 1582, 28
años antes del invento), Ticho se valió de Venus que com-
paraba á las estrellas durante la noche j al Sol durante el
dia. No fué, sin embargo, el deseo de evitar este rodeo, lo
que sugirió á Morin un descubrimiento que podria servir
de mucho para la determinación de las longitudes en el
mar; llegó á él por un camino mas sencillo, pensando que
si antes de levantarse el Sol se dirigiera un anteojo no sola-
mente á Venus sino también á Arturo ó á cualquier otra
bella estrella_, se podria continuar siguiendo este astro so-
bre la bóveda celeste después de la salida del Sol. Nadie an-

— 64 —

tes que él habia visto las estrellas á la faz del Sol. Mas tarde
faeron colocados grandes anteojos meridianos según las
ideas de Roemer. A partir de este momento (1691) , multi-
plicáronse las observaciones hechas en pleno dia, y adqui-
rieron una gran importancia; aun hoj tienen un valor real
para la medida de las estrellas dobles. Struve midió en
Dorpat los mas difíciles pares con un simple aumento de
320 veces, cuando la luz crepuscular era todavía muj
fuerte á media noche para poder leer con facilidad (25). La
estrella polar va acompañada á 16" de distancia de una
estrella de 9.'^ magnitud; Struve j Wrangel vieron esta
pequeña estrella en pleno dia, merced al anteojo de Dorpat
(26); Encke j Argelander tuvieron por su parte el mismo
resultado.

Háse discutido mucho acerca de las causas de la fuerza
que dan á la vista ios telescopios aun en pleno dia, cuando
la luz difusa, resultado de múltiples reflexiones,, deberia
oponerle tantos obstáculos. (27). Este problema de rjptica
escitaba en el mas alto grado el interés de Bessel, cuj^a
prematura pérdida lloran aun las ciencias. En su corres-
pondencia conmigo me hablaba con frecuencia de él, pero
acabó por confesar que no habia podido encontrar solución
satisfactoria. Cuento con que mis lectores sabrán agrade-
cerme la inserción en las notas de este libro, de las ideas
de Arago respecto de este asunto (28). Están tomadas de
una colección de manuscritos de los cuales pude disponer
durante mis frecuentes viajes á París. Según la ingeniosa
esplicacion de mi amigo, si los fuertes aumentos favorecen
la visión de las estrellas en pleno dia , se debe á que el an-
teojo concentra hacia la vista é introduce en la pupila del
ojo una cantidad major de rajos luminosos sin agrandar
notablemente la imagen de la estrella; mientras que el
mismo aparato óptico obra de un modo completamente dis-
tinto sobre el fondo del cielo donde la estrella se projecta.

— 65. — ■

Con efecto, la luz de la parte de la atmósfera cuja imagen
indefinida ocupa el campo dé la visión, emana de partículas
dé aire iluminadas, separadas unas de otras á causa del
aumento; el campo debe, pues, aparecer tanto menos ilu-
minado, cuanto mas fuerte sea dicho aumento. Luego no
se apercibe la estrella' sino en virtud de una diferencia de
intensidad entre la luz de su imagen j la del campo mis-
mo sobre el que esta imagen llega á dibujarse. En los dis-
cos planetarios sucede lo contrario precisamente; pues pier-
denjde su brillo por el aumento de los anteojos, exactamente
en la mi'sma relación que el aérea comprendida en el campo
de la visión. Es preciso notar aquí únicamente que la am-
plificación de la imagen se estiende á la velocidad de su
movimiento aparente. Este efecto que tiene lugar para los
planetas como para las estrellas, puede contribuir á Ja vi-
sibilidad en pleno dia, á menos que el telescopio no siga el
movimiento diurno, como sucede en las máquinas paralác-
ticas movidas por relojes. En virtud del cambio continuo
de la imagen, la sensación se produce sucesivamente en
puntos diferentes de la retina, j sabe, dice en otra par-
te Arago, que objetos muj pequeños pueden llegar á ser
perceptibles cuando se les imprime movimiento.

Bajo el cielo tan puro de las regiones tropicales, logré
con mucha frecuencia ver el pálido j débil disco de Júpi-
ter, con un anteojo de Dollond de una fuerza de aumento
de 95 veces, cuando ja el Sol habia llegado á 15 ó 18°
de altura. Mas de una vez manifestó su sorpresa el doctor
Galle al observar la estremada debilidad de Júpiter y de
Saturno vistos en pleno dia por medio Üel gran refractor de
Berlin ; esta debilidad forma un sorprendente contraste con
el intenso brillo de Venus v de Mercurio. Sin embargo, lle-
gáronse á observar en pleno dia los eclipses de Júpiter por,
la Luna, j se citanlasobservacionesdeFlaugerguesenl792
j la de Struve en 1820. Argelander vió perfectamente en

TOMO 111.

— 66 —

Bonn, un cuarto de¿_Kora después de la salida del Sol, tres
satélites de Júpiter, con un anteojo de 1 "\ 6 de Frauen-
Kofer, mas no pudo en modo alguno distinguir el cuarto;
ScKmidt, su compañero, observó á una hora del dia mas
avanzada la emersión de los satélites, incluso el cuarto_, en
el borde oscuro de la Luna, valiéndose de un eliómetro
de 2 "^ , 5 de foco. Importarla mucho á la Óptica j á la Me-
teorología determinar los límites de la visibilidad telescó-
pica de las pequeñas estrellas durante el dia, bajo climas di-
ferentes j a diferentes alturas sobre el nivel del mar.

El centelleo de las estrellas es uno de los fenómenos
mas notables^ j también de los mas controvertidos en la
categoría donde colocamos los principales hechos de la vi-
sión natural j telescópica. Es preciso distinguir en él,
según las investigaciones de Arago , dos puntos esencia-
les (29): 1.° los cambios bruscos de brillo, es decir, el hecho
de la estincion súbita seguida de la reaparición; 2.° las va-
riaciones de color. Esas dos especies de cambios son mas
reales de lo que á simple vista parecen , porque cuando por
la impresión luminosa producida se rompen los puntos de
la retina una vez , la sensación no se borra tan pronto, sino
que persiste durante cierto tiempo. Resulta de aquí que la
tenuidad pasajera de la estrella, sus rápidos cambios de
color, en una palabra, las diferentes fases del centelleo,
no se sienten integralmente , ó cuando menos , no se per-
ciben tan distintamente como en realidad se producen.

Para comprender mejor las fases del centelleo por medio
de un anteojo, es necesario imprimir al instrumento un movi-
miento de rotación, pues entonces la imagen de la estrella di-
buja un círculo luminoso coloreado con interrupciones aquí
j allá. Represéntese la atmósfera como formada de capas
superpuestas en las que la densidad, humedad j tempera-
tura varíen continuamente , j se llegará al conocimiento,
por la teoría de las interferencias, de todos los detalles de

— 67 —

esas apariencias en donde los fenómenos de coloración,
de súbita estincion j de brillante reaparición , se suce-
den con tanta vivacidad. Esta teoría se funda en un lie -
cho general , á saber : que dos rajos ó dos sistemas de
ondas procedentes de un mismo oríg-en, es decir, de un
mismo centro de quebrantamiento, pueden destruirse ó su-
marse mutuamente si los caminos recorridos son desigua-
les. Cuando uno de esos sistemas de ondas difiere del otro
en un número impar de semi-ondulaciones , las acciones
producidas por cada uno de ellos sobre un mismo átomo de
éter son iguales j de sentido contrario; las velocidades que
se les han impreso se destrujen, el átomo queda en reposo,
j'Kaj neutralización de luz ó producción de oscuridad. En
el caso de que se trata, las variaciones de la refrangibilidad
de las capas de aire sucesivas producen con frecuencia mas
efecto, para determinar los fenómenos de centelleo, que la
diferencia de caminos recorridos por los diferentes rajos
emanados de una misma estrella (30).

El centelleo presenta por otra parte grandes diferencias
de intensidad de una á otra estrella. Esas diferencias de-
penden no solo de la altura ó del brillo de las estrellas, sino
que también á lo que parece de la naturaleza misma de su
luz. Vega, por ejemplo, centellea menos que Procion j
Arturo. Si los planetas no centellean debe atribuirse á la
magnitud sensible de su disco aparente , j á la compensa-
ción producida por la mezcla de los rajos coloreados emiti-
dos de cada punto de ese disco. Puédese _, con efecto, con-
siderar ese disco como la ao-reg-acion de cierto número de
estrellas donde la luz de algunos rajos destruida por la in-
terferencia de ciertos otros , está compensada por la de los
puntos próximos, j donde las imágenes de colores distintos
afectan el blanco al superponerse. Nótanse apenas raras
señales de centelleo en Júpiter j en Saturno. Este fenó-
meno es mas sensible para Mercurio j Venus, cu jo diá-

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metro aparente puede reducirse á 4" , 4 j 9", 5. Lo mismo
sucede para Marte, porque su diámetro aparente se reduce
casi á 3", 3 Kácia la época de la conjunción. En las noches
puras j frias de los climas templados^ el centelleo contri-
bu je á la magnificencia del estrellado cielo. Como aumen-
ta por instantes la luz de las numerosas estrellas de sesta
:i séptima magnitud , que no se distinguen fácilmente sino
con anteojos, las vemos aparecer por momentos, ja en una
parte, ja en otra, j de este modo somos inducidos á exa-
gerar el número de estrellas. De aquí , la especie de sor-
presa con que se acogen en general las enumeraciones,
exactas sin embargo, en las cuales apenas si se cuentan
algunos millares de estrellas perceptibles á simple vista.

Los antiguos distinguian ja los planetas por su débil
centelleo. En cuanto á la causa de la diferencia que existe
bajo este punto de vista entre las estrellas j los planetas,
tenia Aristóteles una teoría singular (31) que esplicaba por
un sistema de emisión de los rajos visuales que iban á to-
car á lo lejos á los objetos con mas ó menos fuerza. «Los
astros fijos, decia, centellean j los planetas no, porque los
planetas están próximos j la vista los alcanza fácilmente,
mientras que los astros móviles {-^po: Se toví [xévoyzag) están muj
distantes; á causa de esta gran distancia la vista se ve obli-
gada á hacer un gran esfuerzo, j su rajo visual llega á ser
vacilante . »

Entre 1572 j 1604, en la época de Galileo, época de
grandes acontecimientos astronómicos , aparecieron tres
nuevas estrellas en el cielo (32). Escedieron en brillo á las
estrellas de primera magnitud , j una de ellas brilló has-
ta veintiún años en la constelación del Cisne. Su centelleo
fué el rasgo característico que mas llamó la atención de
Keplero, que en él veia una prueba de que esos nuevos as-
tros no podian ser de naturaleza planetaria. Pero la Óptica
era por entonces mu j imperfecta para que este gran genio.

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al cual tanto le debe, pudiera esplicar ese fenómeno de otra
manera que por la interposición de los vapores en movi-
miento (33), También los cbinos han esplicado el fuerte
centelleo de las nuevas estrellas, del cual se hace mención
en la gran colección de Ma-tuan-lin.

La falta de centelleo en las regiones tropicales , por lo
menos á 12 ó 15° sobre el horizonte, consiste en una mez-
cla mas igual, mas homogénea, del vapor de agua con la
atmósfera, queda á la bóveda celeste un carácter particular
de calma j de dulzura. He hecho resaltar este hecho en mis
descripciones sobre la naturaleza de los trópicos. Era muy
notable , por otra parte , para haber pasado desapercibida á
observadores tales como La Condamine, Bouguer j Garcin,
ja en las llanuras del Perú, ja en Arabia, en las Indias,
j en Bender-Abassi, en las costas del golfo Pérsico (34),

Este notable aspecto del cielo estrellado en las noches
tan puras j tan tranquilas de los trópicos, tenia para mí un
atractivo singular,- por lo que me he esforzado siempre en
estudiar sus causas físicas, anotando en mi diario la altura
á que las estrellas dejaban de centellear j la hig-rometrici-
dad correspondiente de la atmósfera. Cumana j la parte pe-
ruana del litoral del Océano Pacífico en que nunca llueve,
se prestaban á este género de investigaciones, en tanto que
la época de la niebla, conocida bajo elnomhre d.e partea ^ no
habia llegado. Por término medio, según mis observaciones,
las estrellas mas brillantes dejan de centellear hacia los 10
ó 12° de altura. Mas elevadas sobre el horizonte emiten solo
una dulce luz planetaria. Para comprender bien este efecto,
es preferible seguir la misma estrella desde su orto hasta
su ocaso á través de todas sus variaciones de altura; deter-
minando estas alturas por medidas directas, ó por el cálculo
conociendo la hora j la latitud. En ciertas noches aisladas,
tan tranquilas j tan puras como las otras, he visto la re-
gión en que centellean las estrellas esceder notablemente

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del límite medio y estenderse hasta 20 j aun 25° de altura;
pero nunca he podido establecer relaciones entre estas ano-
malías j el estado termométrico ó higrométrico de las capas
inferiores de la atmósfera, únicas accesibles á nuestros ins-
trumentos. Algunasvecestambien jdurantemuchasnoches
sucesivas en que el higrómetro marcaba al principio 85*,
el centelleo empezaba por ser muj sensible para estrellas
situadas á 60 j 70° de altura; después cesaba completa-
mente en las regiones elevadas hasta un límite de 25^ so-
bre el horizonte, j sin embargo, la sola modificación apre-
ciable que sobrevino en la atmósfera fué un aumento de
humedad; el higrómetro de cabello de Sausure habia su-
bido de 85 á 93°. No es, pues, la cantidad de vapores di-
sueltos en la atmósfera, es su desigual reparto en las capas
superpuestas, son las corrientes de aire caliente j de aire
frió que reinan en las altas regiones, sin dejarse sentir en
las bajas_, lo que modifica el juego complicado de las inter-
ferencias j del cual nace el fenómeno en cuestión. He visto
también ciertas nubes que teñian el Cielo de un color rojizo
poco tiempo antes de la sacudida de los temblores de tierra,
aumentar de una manera notable el centelleo délas estrellas
elevadas. Estas observaciones se refieren todas á una zona
tropical, que se estiende á 10 ó 12° de un lado j otro del
ecuador, j en la estación sin lluvia j sin nubes en que el
Cielo tiene una pureza tan perfecta en estas regiones. Cuan-
do llega la estación de las lluvias, al paso del Sol por el ze-
nit del lugar, causas poderosas, obrando de un modo muj
general j casi á la manera de perturbaciones violentas,
modifican lo? fenómenos ópticos de que acabo de hablar.
Los alíseos del nord-este caen de repente; la corriente re-
gular de las altas regiones que va del ecuador al polo, j la
corriente inferior que viene del polo al ecuador, se inter-
rumpen j dan lugar porque cesan á una formación conti-
nua de nubes. Lluvias torrenciales y tormentas se suceden

entonces periódicamente cada día á una hora determinada.
Todos esos fenómenos de la estación de las lluvias vienen
precedidos con algunos dias de anticipación del centelleo
de las estrellas elevadas,, allí donde ordinariamente es mu j
raro este fenómeno. Este indicio va acompañado de relám-
pagos que brillan en el horizonte^ sin que se divisen nu-
bes en el cielo , ó cuando mas aparezcan algunas en
forma de largas j estrechas columnas , ascendentes en
sentido vertical. En mis escritos be tratado de pintar mu-
chas veces esos signos precursores que dan al cielo de los
trópicos una fisonomía tan característica (35).

La velocidad de la luz, ó cuando menos la idea de que
la luz debe emplear un cierto tiempo en propagarse , está
indicada por vez primera en el libro segundo del Novum
oTfjanum. Después de haber insistido sobre la inmensidad
de los espacios celestes que atraviesa la luz para llegar
hasta nosotros, Bacon de Verulamio suscita* el problema
de si existen en realidad todas las estrellas que vemos
brillar al mismo tiempo (36). Causa verdadero asombro
encontrar semejante noción en una obra muj inferior á los
conocimientos de su época en Astronomía jjen Física. La
velocidad de la luz reflejada por el Sol fué medida por
Eoemer hacia 1675. Rcemer llegó á su descubrimiento com-
parando las épocas de los eclipses de los satélites de Júpi-
ter. La velocidad de la luz directa de las estrellas fué me-
dida en 1727 por Bradlej, que dio al mismo tiempo la
razón de la aberración j la prueba material del movimien-
to de traslación de la Tierra, es decir, del verdadero sistema
de Copérnico. En los últimos tiempos Arago ha propuesto
establecer una tercera clase de medida acerca de los cam-
bios de brillo de una estrella variable, tal como Algol en
la constelación de Perseo (37). A estos métodos puramente
astronómicos es preciso añadir una medida terrestre, ejecu-
tada recientemente con éxito cerca de París por Fizeau.

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Este ingenioso procedimiento trae á la memoria una anti-
gua tentativa de Galileo , que procuró en vano determinar
la velocidad de la luz por la combinación de señales dadas
por medio de dos linternas separadas.

Discutiendo las primeras observaciones de Roemer so-
bre los satélites de Júpiter, Horrebow j Dubamel bailaron
que el tiempo que la luz emplea en recorrer la distancia
media del Sol a la Tierra es 14'" 7^ Cassini lo eleva
á 14^^ 10% j Newton lo valúa en 7'" 30% cálculo muj
aproximado á la verdad (38). Delambre solo utilizó en los
SUJOS las observaciones del primer satélite _, j encon-
tró 8"^ 13^, 2 (39). Encke ba becbo observar con razón lo
importante que seria emprender con el mismo objeto una
nueva serie de observaciones sobre los eclipses de los saté-
lites de Júpiter, boj que la perfección de los anteojos bace
concebir la esperanza de obtener por este medio resultados
muj satisfactorios.

Las observaciones originales que Eradle j institujera
para determinar la constante de la aberración , indicadas
también por Rigaud en Oxford, fueron sometidas á un
nuevo cálculo por el doctor Buscb de Ko&nigsberg, j ba
deducido de ellas 20", 21 16 como valor de esta constan-
te (40). Por consiguiente, la luz emplearia 8"' 12% 14 en
llegar del Sol á la Tierra, j su velocidad seria de 31_,161
miriámetros por segundo. Pero según una nueva serie de
observaciones emprendidas por Struve con el gran instru-
mento de los pasajes, en el primer vertical de Poulkova^
j continuadas durante diez j ocbo meses, el primero de
esos números debe baber sufrido un aumento considera-
ble (41). Este gran trabajo ba dado 20"4451 para la cons-
tante de la aberración, de donde se deducen 8'" 17% 78
para el tiempo empleado por la luz en recorrer la distancia
del Sol á la Tierra, j 41,549 millas geográficas (30,831
miriámetros) por segundo para su velocidad. Esas dos úl-

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timas cifras se lian deducido de la constante de Struve,
adoptando el paralaje del Sol dado por Encke en 1835, j
las dimensiones del esferoide terrestre calculadas por Bessel
(Efemérides de Berlín para 1852, Encke). El error proba-
ble de este valor de la velocidad apenas si llega á miriá-
metro j medio. Haj una diferencia de Vuo ^^^"^^ 1^ cons-
tante de Struve j la de Delambre (8"^ 13% 2) adoptada por
Bessel en las Talndce Regio monlanm , j de la que se vale
también en las Efemérides de Berlin. En último término,
no me parece que la discusión acerca de este punto debe
considerarse como agotada. Habíase sospechado há ja mu-
chos años una diferencia de velocidad de Vi3i pi'óxima-
mente, entre la luz de la estrella polar y la de una pequeña
estrella que la acompaña, pero esta opinión se ha conside-
rado como estremadamente dudosa. Un físico distinguido
por su sabiduría j por la gran delicadeza de sus investi-
gaciones esperimentales , Fizeau, verificó una medida de
la velocidad de la luz sobre una base terrestre de 8,633
metros únicamente, desde Suresne al cerrillo de Montmar-
tre. Tal es en efecto la distancia á quehabia establecido un
espejo para enviar de nuevo á su panto de partida, merced
á ingeniosos aparatos, los rajos emitidos por un punto lu-
minoso en una de las estaciones. Esta luz se producia por
una especie de lámpara de oxígeno j de hidrógeno. Una
rueda de 720 dientes que daba un número bastante peque-
ño de vueltas por segundo (12 vueltas *'/io) interceptaba
el rajo á su regreso, ó le daba paso, según la velocidad de
la rueda; evaluábase esta velocidad por medio de un conta-
dor. Se ha creido poder deducir decesos esperimentos que
la luz artificial de que se servia el autor recorria 17,266
metros, es decir, el doble de la distancia de las dos estacio-
nes, en Visooo ^® segundo, lo que da 31,079 miriámetros
por segundo (42). La determinación anterior que se apro-
xima mas á este resultado, es la que Delambre ha deducido

— 74 —

de los eclipses de uno de los satélites de Júpiter (31,094
miriámetros).

Observaciones directas j consideraciones ingeniosas
acerca de la ausencia de toda coloración durante los cam-
bios de brillo de las estrellas variables, llevaron á Ara^ro á
deducir que si los rajos diversamente coloreados ejecutan,
según la teoría de las ondulaciones , vibraciones trasversa-
les muj diferentes en velocidad j amplitud, se propagan,
sin embargo, con velocidades iguales en los espacios celes-
tes. Así, la velocidad de propagación de los rajos colo-
reados en el interior de diferentes cuerpos es independiente
de la refracción que esperimentan en él (43). Las observa-
ciones de Arago ban demostrado, en efecto, que la refracción
de la luz estelar, en un mismo prisma^ no está afectada por
las combinaciones variadas de esta velocidad, con la velo-
cidad propia de la Tierra. Todas las medidas dieron constan-
temente por resultado, el de que la luz délas estrellas bácia
las cuales se dirige la Tierra, j la de las estrellas de las
que la Tierra se aleja, se refractan exactamente en la mis-
ma cantidad. Hablando en la hipótesis de la emisión, el cé-
lebre observador decia que los cuerpos emiten rajos de to-
das las velocidades , j que los únicos rajos de velocidad
determinada producen en la vista la sensación de la
luz (44).

Interesa mucho comparar la velocidad de los rajos
emitidos por el Sol , las estrellas 6 los cuerpos terrestres,
rajos desviados también por el ángulo refringente de un
prisma cualquiera, con la de la luz que engendra la elec-
tricidad por" el frote. Las admirables investigaciones de
Wheatstone llevarían á atribuir á esta luz una velocidad
major, en la relación de 3 á 2 por lo menos. Si se mira
solo, respecto de este punto, á la mas débil evaluación sumi-
nistrada por el aparato óptico de espejo giratorio de Wheats-
tone, la luz eléctrica recorrerla aun 288,000 millas inglesas

éD

por segundo, es decir, mas de 46,300 miriámetros^ con-
tando el statut-oyiile (69,12 por grado) para 1.609 me-
tros (45). Admitamos con Struve que la velocidad de la
luz estelar es de 30,831 miriámetrosj esta velocidad seria
aventajada en 15,500 miriámetros por la de la luz eléc-
trica.

Semejante resultado contradice en apariencia una opi-
nión ja citada de G. Herschell, según la cual, la luz del
Sol j de las estrellas provendria quizás de acciones electro-
magnéticas, j seria, por lo tanto, asimilable á una per-
petua aurora boreal. Digo en cqoariencia, porque esos fenó-
menos electro- magnéticos podrian ser, sin duda alguna, de
naturaleza muj compleja y muj variada en los diferentes
cuerpos celestes , j la luz producida poseer velocidades
muj diferentes. Es preciso decirlo, por otra parte, los re-
sultados de Wheatstone ofrecen aun una incertidumbre
que da motivo para esas congeturas. Su mismo autor los
considera «como muj poco fundados , j como teniendo
gran necesidad de una nueva confirmación» para poder ser
comparados útilmente con los de la aberración ó de los
eclipses de los satélites de Júpiter.

Las investifífaciones becKas recientemente en los Esta-
fa

dos-Unidos por Walker, acerca de la velocidad de la elec-
tricidad, han escitado poderosamente la atención de los físi-
eos. Tratábase de determinar, por medio del telégrafo
eléctrico, las diferencias de longitud entre Washington,
Filadelfia, Nueva- York j Cambridge. A este efecto púsose
en comunicación el reló astronómico del observatorio de
Filadelfia, con un aparato deMorse, en el que las oscilacio-
nes del péndulo marcaban una serie de puntos equidistan-
tes en una cinta de papel indefinida. El telégrafo eléctrico
trasmitía casi instantáneamente cada indicación del reló á
las demás estaciones j puntuaba en él también el tiempo
de Filadelfia , sobre otras cintas de papel que en un movi-

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miento regular desarrollaba continuamente. En esta com-
binación podían intercalarse las señales que se quisieran_,
entre las del péndulo. Bastaba al observador apretar el dedo
sobre un botón para marcar el instante del paso de una es-
trella por el meridiano de su estension. Según SteinKel,
«este método americano posee una ventaja esencial, la de
bacer la determinación del tiempo independiente de la re-
lación de dos de nuestros sentidos, el oido j la vista, por-
que mientras que el péndulo inscribe por sí mismo su mar-
cba sin que el observador tenga necesidad de preocuparse
de ella , este comprende j señala el paso de la estrella (con
la precisión de ^/-q de segundo^ según Walker).» Por úl-
timo, comparando los resultados obtenidos en Filadelfia v
^n Cambridge, por ejemplo, se encuentra una diferencia
constante, j esta diferencia se debe al tiempo empleado por
la corriente eléctrica para recorrer dos veces el conductor
cerrado que une las dos estaciones.

Esas medidas becbas sobre bilos conductores de 1050
millas inglesas (1689 kilómetros), suministraron 18 ecua-
ciones de condición entre las incógnitas del problema, v
de ellas se dedujeron 18,700 millas (30_,094 kilómetros)
para la velocidad de propagación de la corriente bidro-
galvánica (46), es decir, una velocidad quince veces menor
que la de la electricidad en los esperimentos de Wbeatsto-
ne. Como esas notables investigaciones fueron instituidas
con un solo bilo , si la mitad del conductor se reemplaza,
como se ba dicbo, por la Tierra, podria creerse que la Na-
turaleza j dimensiones del medio recorrido influjen á la
vez sobre la velocidad con que se propaga la electrici-
dad (47). En el circuito voltaico, se calientan los conduc-
tores, tanto mas, cuanto menor es su conductibilidad, v es
sabido por los últimos trabajos de Riess, que las tensiones
eléctricas presentan fenómenos variados v complejos (48).
Las miras que se tienen en la actualidad acerca de lo que

se llama ordinariamente «cerrar el circuito por la Tierra,»
se oponen á toda idea de propagación lineal de molécula á
molécula entre las estremidades de los hilos conductores;
lo que se miraba antes como una corriente realmente forma-
da á través del suelo, se ha sustituido hoj por la hipótesis
de una restitución continua de la tensión eléctrica.

Aunque la velocidad de la luz parece ser la misma pa-
ra todas las estrellas, por lo menos en el límite de precisión
con el cual han podido dar las observaciones modernas la
constante de la aberración, se ha tratado de examinar, no
obstante, si no podrian existir cuerpos celestes cuja luz no
llegase nunca hasta nosotros retenida porla atracción de una
masaenorme j obligada á volver de nuevo hacia el cuerpo de
donde hubiese sido lanzada. La teoría de la emisión ha dado
una forma científica á ese producto de la imaginación (49).
Hablo aquí de él, sin embargo, porque tendré en adelante
ocasión de volver á una hipótesis análoga, al tratar de los
movimientos propios de Sirio j de Procion cujas anoma-
lías se han aí;ribuido á la acción de ciertos cuerpos oscuros.
Entra en el plan de esta obra señalar todo lo que ha con-
tribuido en nuestros dias á dar un cierto impulso á la cien-
cia, pues solamente en este sentido podrá presentar este li-
bro un cuadro fiel del carácter de la época en que ha apa-
recido.

Mas de dos mil años hace que empezaron las investiga-
ciones fotométricas sobre la luz de los astros que la tienen
propia en el Universo, para llegar á determinar ó esti-
mar por lo menos sus intensidades relativas. Y es que la
descripción del cielo estrellado no, se reduce solo á fijar
con estremada precisión las mutuas distancias de los as-
tros ó á coordinar sus posiciones con relación á los gran-
des círculos de la esfera celeste ; comprende también el
conocimiento j la medida de su brillo individual. Ese úl-
timo carácter es también el que ha preocupado desde un

78

principio á los hombres. Muclio tiempo antes de pensar en
agrupar las estrellas en constelaciones, dieron á las mas
brillantes nombres propios, lío mismo he podido compro-
bar esta tendencia primitiva entre las tribus salvajes que
habitan los frondosos bosques del alto Orinoco j del Ataba-
po. Montes de impenetrable maleza me obligaban de ordi-
nario á observar las mas altas estrellas para determinar la
latitud j cuando consultaba á los naturales del país v prin-
cipalmente á los ancianos, sobre las hermosas estrellas Ca-
nopea, Achernar, los pies del Centauro ó la » de la Cruz
del Sud, me decian enseguida los nombres consagrados en-
tre ellos. Si el catálogo de_ constelaciones conocido bajo el
nombre de Catasterismos de Eratóstenes gozaba la antigüe-
dad que le atribujeron por tanto tiempo los que fijaban su
época entre Autolico j Timocharis, ciento cincuenta años
antes que Hiparco, una particularidad de este católogo nos
permitirla asignar un límite para el tiempo en que las es-
trellas no estaban todavía colocadas entre los Griegos por
orden de magnitud ó de brillo. Cuando se trata, con efec-
to, de enumerar las estrellas que constituyen cada conste-
lación, los Cátesterismos citan con mucha frecuencia el
nombre de las estrellas mas brillantes ó mas grandes, j el
de las estrellas oscuras menos fáciles de reconocer (50);
nunca comparan entre sí las estrellas pertenecientes á gru-
pos distintos. Pero Bernhardj^ Baehr j Letronne colocan
los Catasterismos mas de dos siglos después del catálogo de
Hiparco. Este no es mas, por otra parte, que una compila-
ción sin mérito, un simple estracto del Poetimni astronorni-
cum atribuido á Julio Hjginus, ó también del poema de Era-
tóstenes el antiguo, titulado Ep/x^c Sucede todo lo contrario
con el catálogo de Hiparco que poseemos bajo la forma que
se le ha dado en el Almagestas. Este catálogo contiene la
primera determinación de los órdenes de magnitud ó de
brillo de 1022 estrellas: es decir, de la quinta parte próxi-

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mámente de las estrellas perceptibles á simple vista sobre el
cielo entero, desde la 1/ hasta la 6/magnitud. Únicamen-
te ignoramos si esas magnitudes han sido determinadas por
el mismo Hiparco, ó si han sido tomadas de las observacio-
nes de Timocharis j de Aristilo , de las que Hiparco ha
usado con tanta frecuencia.

Esta obra constitu je la base de todos los trabajos pos-
teriores de los Árabes j délos astrónomos de la edad media.
Hállase también en ella el origen de una costumbre que se
ha prolongado hasta el siglo XIX, la de limitar á 15 el
número de las estrellas de 1/ magnitud. Moedler cuen-
ta 18; Eümker que ha sometido el cielo austral á una cui-
dadosa revisión cuenta 20. El número antiguo está funda-
do únicamente en la clasificación que se encuentra en el
Almagestas al fin del catálogo estelar del libro 8.° Ptolo-
meo aplicaba el epíteto de oscicras á las estrella inferiores á
la 6.^ magnitud. Cosa singular, cita solo 49 estrellas de
(y.^ magnitud escogidas de una manera casi uniforme en
los dos hemisferios ; ahora bien, como su catálogo com-
prende casi la quinta parte de las estrellas perceptibles á
simple vista, hubiera debido dar, observada la proporción
mas rigorosa, 640 estrellas de esta magnitud, según la
enumeración que de ellas ha hecho Argelander. En cuanto
á las nehdosas (vEfeKostden) de Tolomeo j de los Catasteris-
mos del pseudo-Eratóstenes, son para la major parte pe-
queños grupos de estrellas que .se distinguen fácilmente
bajo el puro cielo de las regiones meridionales (51); esto
es por lo menos lo que me induce á pensar la indicación
relativa á una nebulosa situada á da derecha de Perseo.
Galileo mismo que ignoraba, como los astrónomos griegos j
árabes, la existencia de la nebulosa de Andrómeda aunque
esta nebulosa se distinga á simple vista^ ha dicho en su
Nuncms sidereus que las stellce nehclosm son simples gru-
pos de estrellas, los cuales «sicut aerolse sparsim per sethera

— 80 —

fulgent» (52). Aunque la espresion de magnitudes de dife-
rentes órdenes (t5v ni-aXav ra^i?) liaja sido restringida en
su origen al sentido de gradación de brillo ó de intensidad
luminosa, dio lugar, sin embargo, desde el siglo IX_, á hi-
pótesis sobre los diámetros que debian tener las estrellas de
brillo diferente (53); como si este brillo no dependiese á la
vez de la distancia, del volumen, de la masa , j ante to-
do de las propiedades físicas, especiales, de la materia de
que está formada la superficie de los astros.

La ciencia adelantó un paso hacia el siglo XV, en la
época de la dominación de los Mogoles, cuando la astro-
nomía fiorecia en Samarcanda bajo ülugh-Beg. Cada
orden de magnitud de la antigua clasificación de Hipar-
co j de Tolomeo, fue gubdividido; distinguiéronse así las
estrellas pequeñas, medias j grandes, casi como Struve
j Argelander dividieron después en diez los mismos in-
tervalos (54). Las Tablas de Ulugh-Beg atribujen ese
progreso de fotometría á Abderrahman Sufi , al cual se
debe una obra sobre «el conocimiento de las fijas,» así
como la primera noticia de una de las Nubes de Maga-
llanes, bajo el nombre de Buey Manco. Desde la introduc-
ción universal de los anteojos en el dominio de la Astrono-
mía , la evaluación de las magnitudes ha debido ir mucho
mas allá del 6.° orden. Las investigaciones fotométricas
tenian por poderoso estímulo el fenómeno de las estrellas
nuevas que aparecieron súbitamente en el Cisne j en el
Serpentario, j de las cuales la primera ha brillado 21 años.
Preciso fué, con efecto, para determinarlas fases del creci-
miento j disminución de su luz , comparar continuamente
esas estrellas nuevas con otras estrellas conocidas. Enton-
ces las nehdosas de Tolomeo pudieron ser clasificadas en
la escala numérica de las magnitudes, como inferiores á
la 6.% j poco á poco llegaron los astrónomos á prolon-
gar esta escala mas allá de la 16." magnitud, con el

— 81 -

fin de representar gradaciones sucesivas que son todavía
apreciables, según Juan Herschell, para los astrónomos
provistos de poderosos instrumentos (55). Sin embargo, po-
demos decir que en este límite estremo la evaluación llega
á ser muj incierta; Struve asigna alguna vez el 12.'^ ó 13.*^
lugar á estrellas que J. Herscbell coloca en el 18.'' ó 20.^
orden de magnitud.

No entra en mi plan discutir aquí los medios muj va-
rios que se han imaginado durante siglo y medio, desde
Auzout j Hujgliens*liasta Bouguer j Lambert, desde
G. Herschell, Rumford j Wollaston basta Steinbelj J. Hers-
chell , para medir la intensidad de la luz. Bastante hare-
mos con señalar rápidamente esos diferentes métodos. Re-
currióse á la comparación de las sombras de las luces
artificiales, haciendo variar el número j la distancia de
esas luces. Mas tarde empleáronse diafragmas, planos de
cristal de espesor j de colores variables ; después estrellas
artificiales formadas por reflexión sobre esferas de cristal.
Tratóse de aproximar dos telescopios lo bastante para que la
vista pudiera pasar del uno al otro , durante el corto inter-
valo de un segundo. Se compusieron aparatos en los cua-
les podian verse simultáneamente por reflexión las dos
estrellas que se trataba de comparar, teniendo cuidado de
rectificar el anteojo de tal suerte que una misma estrella
diese en él dos imágenes de igual intensidad (56). Cons-
trujéronse otros aparatos en los que un objetivo provisto
de un espejo podia ser transformado mas ó menos por dia-
fragmas giratorios cuja rotación estaba medida sobre un
círculo dividido. Hánse formado imágenes esteliformes de
intensidad variable, concentrando los rajos de la Luna ó
de Júpiter, merced al astrómetro, instrumento compuesto
de un prisma reflector j de una lente (57). Por último se
ha recurrido á objetivos divididos cujas dos mitades reci-
bian por prismas la luz de las estrellas. El éxito no respon-

TOMO III.

dio á tantos esfuerzos; el distiag-uido astrónomo que mas
se ha ocupado de investigaciones de este género , j cuya
juiciosa actividad lia podido ejercerse en los dos hemisfe-
rios, Juan Herschell mismo, confiesa que después de tan-
tos trabajos queda como desiderátum de la Astronomía un
método práctico j exacto paralas medidas fotométricas.
En su concepto, la medida de la intensidad de la luz está
todavía en la infancia ; j sin embargo , la atención de los
astrónomos se fija mas que nunca hacia este lado, estimu-
lada como está por el problema de las estrellas cambiantes,
j por un fenómen-o celeste que se ha presentado en nues-
tros días ; cual es el aumento estraordinario de brillo que
recibió en 1837 una estrella déla Nave Argos.

Es esencial distinguir cuidadosamente dos géneros bien
distintos de clasificación, respecto de las magnitudes estela-
res. Redúcese el uno á cierta distribución de estrellas colo-
cadas según su brillo decreciente: el Manual cienüjico j)ar(i
Jos Navegantes de Juan Herschell, sirva de ejemplo. El
otro está fundado en la evaluación numérica de las rela-
ciones de magnitudes , ó también sobre números que es-
presan el brillo absoluto, la cantidad de luz emitida (58).
De esos dos últimos modos, el primero que limita sus pre-
tensiones á reproducir en números evaluaciones hechas á
simple vista, merece probablemente la preferencia cuando
sus evaluaciones han sido instituidas con un cuidado con-
veniente (5^). En el estado de imperfección en que se en-
cuentra la fotometría, no trata todavía, en efecto, mas que
de obtener un primer grado de aproximación. Pero es pre-
ciso reconocer, que en la evaluación hecha á simple vista es
donde mas se manifiesta la influencia de la individualidad
propia de cada observador. A esta primera dificultad es pre-
ciso añadir las que nacen de la pureza tan variable de la
atmósfera, j de la desigual altura de los astros , muj apar-
tados unos de otros, entre los que no es posible la compara-

^ 83 —

cion sino con el auxilio de numerosos intermedios; debe
llevarse cuenta sobre todo de los errores que puede ocasio-
nar la diferencia de colores. Estando la luz igualmente te-
ñida y con el mismo g-rado de blancura, encuéntranse nue-
vos obstáculos en Ja vivacidad de su brillo. Por ejemplo,
es mas difícil comparar Sirio j Canopea , o- del Centauro j
Achernar, Deneb j Veg-a, que estrellas mucho mas débi-
les, cotoo las de 6.' ó 7."* magnitud. La dificultad se bace
major todavía par^ las estrellas muj brillantes , cuando se
trata de comparar estrellas amarillas^ como Procion, la Ca-
bra ó Ataír, con estrellas rojas , como Aldébaran , Arturo
V Beteigueuze (60).

Juan Herschellba intentado, á imitación deWollaston,
determinar la relación que existe entre la intensidad de
luz de una estrella j la del Sol. Ha tomado ala Luna por
punto de comparación intermedio, y ba relacionado su bri-
llo con el de la estrella doble a del Centauro, una de las mas
brillantes (la 3.') de todo el Cielo. De esta manera llegó á
realizarse por segunda vez el deseo que Juan Micliell for-
muló en 1787 (61). Por el término medio de 11 medidas,
instituidas a favor de un aparato prismático, Juan Hers-
cbelí bailó que la Luna llena es 27,408 veces mas brillante
que o. del Centauro. Abora bien: según Wollaston, el Sol
es 801,072 veces mas brillante que la Luna llena (62). Así,
la luz que nos envía el Sol, está con la que recibimos
de o. del Centauro en la relación de 22,000 millones á 1 . Te-
niendo en cuenta la distancia, según el paralaje adoptado
para esta estrella, resulta de los datos precedentes que el
brillo absoluto de la o. del Centauro es doble que el del Sol
(en la relación de 23 á 10). \Yollaston ba encontrado que
la luz de Sirio es para nosotros 20,000 millones de veces
mas débil que la del Sol ; su brillo real, absoluto, seria,
pues, 63 veces mavor que el del Sol, si como se cree el
paralaje de Sirio debe reducirse á O" 230 (63). De esta

Q_j.

manera hemos llegado á colocar nuestro Sol entre las estre-
llas de un mediano brillo intrínseco. Juan Herschell esti-
ma que el brillo aparente de Sirio es casi igual al de 200
estrellas de 6/' magnitud.

Puesto que en último resultado parece verosímil, por
analogía cuando menos , que todos los astros son variables^
no solo bajo la relación de la posición que ocupan en el es-
pacio absoluto, sino también bajo la de su brillo intrínseco,
cualquiera que sea por otra parte la duración todavía des-
conocida de los períodos de esas variaciones; puesto que to-
da vida orgánica está además subordinada á la intensidad
de la luz y del calor de nuestro Sol; deben mirarse los
progresos de la fotometría como uno de los objetos mas
serios j mas importantes que pueda proponerse la cien-
cia. Compréndese cuánto interés concederán las razas fu-
turas á las determinaciones numéricas que, acerca del
estado actual del firmamento, pueden únicamente legar-
les nuevos perfeccionamientos de la fotometría. Así se ha-
llará, por ejemplo, la esplicacion de numerosos fenómenos
que están en íntima relación con la historia termológica de
nuestra atmósfera j con la antigua distribución geográfica
de las especies animales j vegetales. Consideraciones de
igual naturaleza se habian presentado ja hace mas de me-
dio siglo al talento de G. Herschell, ese gran investigador
que, anticipándose al descubrimiento délas relaciones ínti-
mas del magnetismo con la electricidad, se atrevía á asimi-
lar la luz perpetuamente engendrada en la envoltura ga-
seosa del Sol , con la de las auroras boreales de nuestro g*lo-
bo terrestre (64).

Arago ha reconocido en el estado recíprocamente com-
plementario de los anillos coloreados , vistos por trasmisión
j por reflexión , el medio que deja entrever la major espe-
ranza de llegar á la medida directa de la cantidad de luz.
He citado en una nota mia(65) con los mismos términos de

— 85 —

mi amigo la indicación de su método fotométrico, j la del
principio óptico sobre el cual lia fundado su cianómetro.

En razón de esas variaciones cósmicas de la luz estelar,
nuestros mapas celestes y catálogos en donde se hallan cui-
dadosamente indicadas las diferentes magnitudes de las es-
trellas, no podrían constituir un cuadro homogéneo del es-
tado del cielo. En realidad es preciso distinguir, en las di-
ferentes partes de ese cuadro, las que corresponden á épocas
muj diferentes. Háse creido largo tiempo que el orden de
las letras empleadas para designar las estrellas, en el si-
glo XVII, podria proporcionar indicios seguros de esas va-
riaciones de magnitud j de brillo. Pero discutiendo bajo
este punto de vista la TJranometTia de Bajer, Argelander
ha demostrado que no era posible juzgar del brillo relativo
de las^estrellas en la época de Bajer, según el lugar que
ocupan sus letras en el alfabeto; porque el astrónomo de
Augsburgo se dejó guiar en la elección de estas letras por
la forma j dirección de las constelaciones, mas bien que
por el brillo de las estrellas mismas i^^^).

— 86 --

SERIE FOTOMETRICA DE LAS ESTRELLAS.

Intercalo aquí un cuadro sacado de la reciente obra de Juan Herscliell,
OutUnes ofAstronomy, pág-inas 64o y 646. Mi sabio amig-oel doctor Galle,
se ha encargado de su arreg-lo y de redactar su esplicacion. Véase un es-
tracto de la carta que me escribió refiriéndose á este asunto , en Marzo
de 1850 :

"Los números de la escala fotométrica contenida en los OutUnes of As-
tronomy han sido formados por los de la escala vulgar , añadiendo unifor-
memente 0,41 á estos últimos. Las mag-nitudes indicadas por los números
de esta segunda escala provienen de observaciones directas El autor ha
instituido series de comparaciones (sequences) entre las diferentes estre-
llas , y combinado sus resultados con las magnitudes empleadas ordinaria-
mente por los astrónomos. (Viaje al Cabo , pág-. 804-1352); bajo esta última
relación le ha servido de base el catálog^o de la Sociedad astronómica de
Londres, para el año de 1827 (pág-. 30o). Las medidas fotométricas, pro-
piamente dichas, hechas sobre muchas estrellas por medio del astrómetro,
no sirvieron directamente para construir esta tabla , sino únicamente
para ver hasta qué punto puede representar la cantidad de ley realmen-
te emitida por cada estrella, la escala ordinaria de las mag^nitudes
(la 1.^, Ia2.^, la 3.^... mag-nitud). Procediendo así ha llegado el autor al
resultado notable de que la serie de nuestras magnitudes habituales
(1.^, 2.^, 3.^...), corresponde casi á las que tomaria una misma estrella
de 1.^ magnitud , trasportada sucesivamente á las distancias i, 2, 3... y
se sabe que en este caso, la intensidad déla ley estarla representada por
la serie 1, ^/^ , * g, ^ jg- • O^iüj^ «¿ Cabo , pág. 371 , 372 ; OutUnes, pági-
nas o21, 522). Sin embargo , si se quiere perfeccionar esta notable con-
cordancia de las dos series, es preciso aumentar nuestras evaluacio-
nes habituales , de ^/o magnitud próximamente , ó con mas exactitud
de 0,41. En este sistema, una estrella estimada actualmente como de 2.*
magnitud resulta de la magnitud 2,41; otra de 2, o magnitud llega á ser
de 2,91, etc.. Esta es la eicaia fotométrica que Juan Herschell propone
que se sustituya ala escala actual de las magnitudes {Viaje al Cabo,
página 372; OutUnes, pág. 522), y seguramente que merece ser bien acó-"
gida esta proposición. Con efecto , de una parte, la diferencia entre las
dos escalas es apenas sensible (wouldhardly be felt, Viaje al Cabo, pági-
na 3j2); de otra, la tabla de las OutUnes (pág. 645 y siguientes) puede
ya servir de base hasta la 4.^ magnitud, de manera que es dable aplicar

— 87 —

desde hoy completamenle á las estrellas la regla que hasía aquí se ha
seií'uido instintivamente , y que consiste en que las intensidades que se
refieren ala 1.^, 2.^, 3/'^, 4.".,. magnitud son proporcionales á los núme-
ros 1, ^4, ^'g, V,,,. etc. Juan Herscliellha elegido la a del Centauro como
estrella normal de primera magnitud para la escala fotométrica , y como
unidad para la cantidad de luz. (OutUnes, pág. o23; Viaje al Cabo , pági-
na 372). Según esto, si se eleva al cuadrado el número que representa la
magnitud fotométrica de una estrella, se obtiene la inversa de la relación
de la cantidad de luz comparada con la de a del Centauro, Por ejemplo: x,
de Orion que tiene 3 de magnitud fotométrica, emite 9 veces menos
hiz que a del Centauro; y al mismo tiempo, ese número 3 indica que k do
Orion debe estar 3 veces mas apartada de nosotros que «, del Centauro,
si esas dos estrellas son astros de igual magnitud lineal y de igual bri-
llo. Si se liubiese elegido otra estrella , Sirio por ejemplo, que es 4 veces
mas brillante, como unidad de esta escala cuyos números indican á la
par el brillo y la distancia, la regularidad de que acaba de hablarse no
se presentarla con la misma sencillez. Por otra parle , la «, del Centauro
se distingue por dos particularidades : su distanciaos conocida con un
cierto grado de probabilidad , y esta distancia es la menor de todas las
medidas hasta aquí.

"El autor de las Outlines enseña en esta obra , pág. o21 , que la escala
fotométrica, arreglada según los cuadrados 1, ^/j, V'o ^Ajg... espreferiblo
á toda otra serie, tal como las progresiones geométricas 1 , '/g \'^ ' V--
ó 1, */o , Yo V27--' Durante vuestro viaje a América, adoptasteis una pro-
gresión aritmética para coordinar las observaciones que hicisteis bajo el
ecuador; pero vuestras series, como las precedentes , no se adaptan tan
bien á la escala ordinaria de las magnitudes estelares (vulgar scale) como
la progresión de los cuadrados adoptada por Herschell (HumbolJt, Colee-
don de observaciones ustron., t. I, p. LXXí, y Astron. 'íiachrichten , núme-
ro 374). £n la tabla siguiente las lí)0 estrellas de las Quilines están colo-
cadas según el orden de las magnitudes únicamente , y no segnn sus de-
clinaciones boreales ó australes. «

— 88

CATALOGO

de 100 estrellas, desde la l.^hasta la S.^magnilud, colocadas, según las
determinaciones de Juan Herscliell , en el orden de sus magnitudes es-
timadas fotométricamente, y en el de sus mag-nitudes ordinarias , según
los datos mas exactos.

ESTRELLAS DE PRIMERA MAGNITUD.

NOMBRES

C3

NOMBRES

C5

DE LAS Eí;TRELLAS.

NITUD

DE LAS ESTRELLAS.

g .2
S 2

E- •^

S o

Mag

foto

1,0:

S o

1,4:

Sirio,

0,08

0,49

ft Orion.

>? Argos (var.)

5>

n

a Eridan.

1,09

1,;J0

Canopo.

0,29

0,70

Aldébaran.

1,1:

i,:í:

■a Centauro.

0,59

1,00

^ Centauro.

1,17

l,o8

Arturo.

0,77

1,18

a Cruz.

1,2

1,0

Rigel.

0,82

1,23

Antarés.

1,2

1,6

La Cabra.

1,0:

1,4:

a Águila.

1,28

1,69

a. Lira.

1,0:

1,4:

La Espiga.

1,38

1,79

Procion.

1,0:

1,4:

ESTRELLAS DE SEGUNDA MAGNITUD.

NOMBRES

c «

P -1

NOMBRES

I

a

UE LAS ESTRELLAS.

-■ '-i

S o

o o

1,95

DE LAS ESTRELLAS.

5 o

2,64

Fomalhaut.

l,o4

«• Triáng-ulo austral.

2,23

^ Cruz.

1,57

1,98

« Sag-ilario.

2,26

2,67

Polux.

1,6:

2,0 :

§ Tauro.

2,28

2,69

Régulo.

1,6:

2,0:

La Polar.

2,28

2,69

' a Grulla.

1,66

2,07

d Escorpión.

2,29

2,70

7 Cruz.

1,73

2,14

o. Hidra.

2,30

2,71

« Orion.

1,84

2,2o

¿' Perro.

2,32

2,73

í Perro.

1,86

2,27

«A Pavo real.

2,33

2,74

^" Escorpión.

1,87

2,28

7 Leo.

2,34

2,75

¡

ft- Cisne.

1,90

2,31

^ Grulla.

2,36

2,77

Castor.

1,94

2,35

a Artes.

2,40

2,81

£ Osa (var.).

1,95

2,36

a Sag-itario.

2,41

2,82

« Osa (var.).

1,9G

2,37

S Arg-os.

2,42

2,83

'^ Orion.

2,01

2,42

C Osa.

2,43

2,84

í^ Arg-os.

2,03

2,44

í5 Andrómeda.

2,45

2,86

C' Per seo.

2,07

2,48

8 Ballena.

2,46

2,87

7 Arg-os.

2,08

2,49

/u Arg-os.

2,46

2,87

£ Argos.

2,18

2,59

.5 Cochero.

2,48

2,89

"7 Osa (var.).

2,18

2,59

7 Andrómeda.

2,50

2,91

7 Orion.

2,18

2,59

1

1

— 90

ESTRELLAS DE TERCERA :\IAGNITUD.

1

NOMBRES

•

!

re

NOMBRES.

i

ca.

DE LAS ESTRELLAS.

2 .2

NITUI

métri

1)E LAS ESTRELLAS.

g .2

s i

NlTUli

métri

o —

o o

1 tí, .S

i o o

<J ^3

■< *s

1 ■< "2

1 < —

^1 í;

S2 O

>-^ o

le ?

f^ :._

'S o

»^ sü

y Casiopca.

2,:]2

2,93

¡5 Acuario.

2,8o

! 3,26

a Andrómeda.

2,üí

2,95

"S Escorpión.

2,86

3,27

Q Centauro.

2;)4

2,9o

í Cisne.

2,88

3,29

o. Casiopea.

2,:n

2,98

>? Ofiuco.

2,89

3,30

í? Perro.

2,:>8

2,99

y Cuervo.

2,90

3,31

t. Orion.

2,39

3,00

.* Ccfca.

2,90

' 3,31

y Géminis.

2,o9

3,00

.«, Centauro.

2.91

3,32

'^ Orion.

Alffol fvar.).

2,61

3,02

«, Serpiente.

2,92

3,33

2,r>2

3,03

S Leo.

2,94

3,3o

i regaso.

y Drag-on.

2,62

3.03

X Argos.

2,9í

3,3o

5 Leo.

2,62

3,03

5 Cuervo.

2,9o

3,36

"■ Ofiuco.

2,63

3,04

^ Escorpión.

2,96

3,37

5 Casiopca.

2,63

3,04

L, Centauro.

2,96

3,37

1

y Cisne.

2,63

3,04

1, Ofiuco.

2,97

3,38

;

«, Pcg-aso.

2,63

3,04

a Acuario. !

j

2,97

3,38

2,6:>

3.06

TT ArsTos. 1

2,98

3,39

^ Pcg-aso.

'J 1

y Centauro.

2,68

3,06

7 Águila.

2,98

3,39

" Corona.

2,68

3,09

S Casiopea.

2,99

3,40

y Osa.

2,69

3,10

§ Centauro.

2,99

3,40

2,-1

3,12

a Liebre.

3,00

3,41

a Escorpión.

2,71

3,12

5 Ofiuco.

3,00

3,41

'^ Argos.

2,72

3,13

% Sagitario. j

3,01

3,42

5 Osa.

«■ Fénix.

* 1

2,77
2,78

3,18
3,19

n Boyero. |
n Dragón. 1

3.01 i

3.02 \

3,42
3,43

i Arg-Qs. i

2,80

3,21

T. Ofiuco. 1

3.05 1

3,46

£ Boyero. ¡

2,80

3,21

S Dragón. i

3,06 ;

3,47

a Lobo.

2,82

3,23

/S Libra. |

3,07

3,48

€ Centauro.

2,82

3,23

I

7 Virg-o. ¡

3,08

3,49

>? Perro.

2,8o

3,26 j

/x Argos. i

3,08

3,49

91 —

ESTRELLAS DE TERCERA MAGNITUD (Continuación).

1

1 li

NOMBRES

DE LAS ESTRELLAS.

a -i

S o

3,09

Magnitud

rolométrica.

NOMBRES

DE LAS ESTRELLAS.

¡^ -5

3 ■'-<

S o

3,32

Ú 3

s a
3,73

1

S Avies.

3,:>o

¿3 Capricornio.

7 Pegaso.

3,11

3,o2

p Argos.

3,32

3,73

5 Sagitario.

3,11

3,o2

<; Ag-uila.

3,32

3,73

a Libra.

3,12

3,o3

^ Cisne,

3,33

3,74

^' Sag-iíaiio.

3,13

3,54

7 Perseo.

3,34

3,7o

3 Lobo.

3,l4j

3,o5

a Osa.

3,3o

3,76

. Yir8:o?

3,14

3,00

/5 Triángulo boreal.

3,3o

3,76

a Paloma.

3,1o

3,o6

■jv Escorpión.

3,3o

3,76

0 Cochero,

3,17

3,58

§ Liebre.

3,3o

3,76

/S Hércules.

3,18

3,o9

7 Lobo.

3,36

3,77

i Centauro.

3,20

3,61

S Perseo.

3.36

3,77

S Capricornio.

3,20

3,61

f Osa.

3,36

3,77

S Cuervo.

3,22

3,63

s Cochero (var.).

3,37

3,78

a Perros de caza.

3,22

3,63

V Escorpión.

3,37

3,78

8 Oñuco.

3,23

3,64

i Orion.

3,37

3,78

S Cisne.

3,24

3,6o

7 Lince.

3,39

3,80

í Perseo.

3,26

3,67

C Dragón.

3,40

3.81

Y¡ Tauro.

3,26

3,67

» Altar.

3,40

3,8i

8 Eridan.

3,26

3,67

TV Sagitario.

3,40

3,81

0 Arg-os.

3,26

3,67

•n- Hércules.

3,41

3,82

3 Hidra

3,27

3,68

5 Perro pequeño?

3,41

3,82

L, Perseo,

3,27

3,68

^ Tauro.

3,42

3,83

' Hércules.

3,28

3,69

1 ^ Dragón.

3,42

3,83

£ Cuervo.

3,28

3,69

¿u. Géiiiinis.

3,42

3,83

t Cochero.

3,29

3,70

y Boyero.

3,43

3,84

y Osa menor.

3,30

3,71

í Géminis.

3,43

3,84

V? Pej^aso.

3,31

3,72

a Mosca.

3,43

3,84

P Altar.

3,31

3,72

a. Hidra?

3,44

3,80

j a Tacan.

3,32

3,73

zr Escorpión.

8,44 i 3,85

92 —

ESTRELLAS DE TERCERA MAG^slTüD. (Continuación).

NOMBRES

DE LAS ESTRELLAS.

g .5
1 'i

Magnitud
fotométrica.

NOMBRES

de las estrellas.

I

MaGNITI'D

ordinaria.

_ o

i 1

§ Hércules.

3,44

3,8o

i

Coeliero.

3,46

3,S7

S Géminis.

3.44

3,8o

7

Lira.

3,47

3,88

q Orion.

3,4o

3,86

i "^

Géminis.

3,48

3,89

^ Cefeo.

3,4o

3,86

1 7

Cefeo.

3,48

3,89

0 Osa.

3,43

3,86

1

1 X

Osa.

3,49

3,90

C Hidra.

3,4o

3,86

\ ^

Casiopea.

3,49

3,90

y Hidra.

3,46

3,87

i 6

Ag-uila.

3,o0

3,91

iS Triángulo austral

3,46

3,87

<r

Escorpión.

3,o0

3,91

c Osa.

3,46

3,87

T

Argos.

3,rJ0

3.9i

»No deja de tener interés el siguiente cuadrito: los números designan
las cantidades de luz de 17 estrellas de primera magnitud, tales como re-
sultan de las magnitudes fotométricas.

Sirio 4,16o

»; Argos. ' —

Canopo 2,041

o. Centauro 1,000

Arturo : 0,7 LS

Rigel 0,661

La Cabra O.olO

«. Lira 0,olO

Procion 0,0 10

a Orion 0,489

o. Eridan 0,4í4

. Aldébaran 0,445

/3 Centauro 0.401

« Cruz 0,391

Antarés 0,391

o. Águila 0,3oO

La Espiga 0,312

— 93 —

"Véanse, además , las cantidades de luz de las estrellas que- son
exactamente del.^, de 2/\ de 3.^ mag-nitud, etc. :

Magnitud
según la escala ordinaria.

Cantidad
de luz.

í,00
2,00

0,o00
0,172

3,00

0.086

i, 00

:í,oo

6,00

o,o:íi

0,034
0,024

«Para todas se ha tomado por unidad la cantidad de luz de la a deí
Centauro.»

III

NÚMERO, DISTRIBUCIÓN Y COLORES DE LAS ESTRELLAS. — GRUPOS
ESTELARES. VIA LÁCTEA SEMBRADA DE RARAS NEBULOSAS.

En la primera parte de estos fragmentos de astrognosia,
iie recordado la siguiente concepción original de Olbers ((57).
Si la bóveda del Cielo estuviera enteramente tachonada de
puntos estelares que correspondiesen á innumerables capas
de estrellas, colocadas unas detrás de las otras en todas las
direcciones posibles; si. además, atravesara la luz el espacio
sin esperimentar en él estincion, entonces el fondo del Cielo
presentarla un brillo uniforme insoportable, j no podria dis-
tinguirse ninguna constelación; el Sol únicamente se reco-
nocerla por sus mancbas, j la Luna por un disco oscuro.
Esta singular hipótesis traslada mi espíritu hacia un fir-
mamento diametralmente opuesto, en cuanto á la aparien-
cia, idéntico en el fondo, por el obstáculo que presentarla
al desarrollo de la ciencia , si la Naturaleza no lo hubiese
circunscrito á las llanuras del Perú. Allí, entre las costas
del mar del Sud v la cadena de los Andes, una niebla espesa
cubre el firmamento durante meses enteros. Esta estación
es conocida con el nombre de el tiemjm de ¡a (jama. En ella
es imposible distinguir un solo planeta, una sola de esas
bellas estrellas del hemisferio austral, Canopo, la Cruz del

— 95 —

Sud, ó los pies del Centauro. Algunas veces apenas si se
divisa el lugar que ocupa la Luna. Durante el dia, cuan-
do por casualidad ocurre que se perciben los contornos
del Sol, aparece su disco sin rajos como si se viera á tra-
vés de un cristal negro; su color es amarillo rojizo, algu-
nas veces blanco, j rara vez de un azul verdoso. El nave-
gante, arrastrado á esos parajes por la corriente fria que
reina en las costas del Perú, no puede reconocer la orilla:
sin medios para determinar su latitud, pasa frecuentemente
de largo el puerto al cual se proponía arribar. Felizmente
la configuración local de las curvas magnéticas le ofrece un
último recurso; la aguja de inclinación^ como ja he ense-
ñado en otra parte, parece guiarle cuando carece de la in-
dicación de los astros (68) .

Bouguer j Jorge Juan su colaborador, deploraron mu-
cüo antes que jo «el cielo tan poco astronómico del Perú.»
Pero una consideración todavía mas grave vá unida á este
fenómeno, cuales la de la existencia de una capa atmosférica
impermeable á la luz, incapaz de retener la electricidad,
donde jamás se forma la tormenta j desde donde se levan-
tan liácia regiones mas puras las altas mesetas de las cor-
dilleras con sus vértices cubiertos de perpetuas nieves. Se-
gún las ideas que la Geología moderna tiene del estado de
la atmósfera en los tiempos primitivos, es de presumir que
el aire, entonces mas opaco j mezclado de vapores espesos,
debia ser poco á propósito para trasmitir los rajos lumi-
nosos. Si se reflexiona, pues^ en las acciones complejas que
lian determinado en el mundo primitivo, la separación de
los elementos sólidos, líquidos j gaseosos, j que han cons-
tituido finalmente la corteza terrestre _, con sus envueltas
actuales, será imposible sustraerse á la idea de que la liu-
manidad Ka corrido el peligro de vivir en una atmósfera
opaca, ciertamente favorable á muchas especies vegetales,
pero que hubiera ocultado á nuestras miradas las maravi-

— 96 —

llag del firmamento. La estructura de los Cielos habría es-
capado al espíritu analítico; fuera de la Tierra no existiría
para nosotros en la creación quizás mas que el Sol j la
Lana; el espacio parecería hecho únicamente para esos tres
cuerpos. Privado de sus nociones mas elevadas acerca del
Cosmos^ el hombre no hubiera tenido esas aspiraciones que
le incitan desde muchos sio-los á la investig-acion de la
verdad, j que plantean incesantemente nuevos problemas,
cujas dificultades han tenido tanta influencia en el ade-
lanto de las ciencias matemáticas. Debe, pues, considerarse
un momento esta funesta posibilidad antes de enumerar
aquí las conquistas del entendimiento humano; conquistas
que el mas pequeño obstáculo hubiera ahogado en su ger-
men.

Cuando se trata del número de los astros que llenan los
espacios celestes,, deben distinguirse las tres cuestiones si-
guientes: ¿Cuántas estrellas pueden percibirse á simple vis-
ta? ¿Cuántas contienen nuestros catálogos, es decir, cuál es
elnúmero de aquellas cuja posición se conoce exactamente?
¿Cuántas estrellas haj comprendidas en los diferentes ór-
denes de brillo desde la 1." hasta la 9.'' j 10.'' magnitud?
En la actualidad puede contestarse á estas tres cuestiones
cuando menos de una manera aproximada. La ciencia tiene
para ello materiales suficientes. Lo contrario sucede con
esas investigaciones puramente de conjetura que han que-
rido fundarse sobre medidas estelares de ciertas partes ais-
ladas de la Via láctea áfin de llegar á resolver teóricamente
la siguiente cuestión: ¿Cuántas estrellas se pueden discer-
nir en la bóveda entera del Cielo, por medio del telescopio
de 20 pies de Herschell? Problema que debe comprender
los astros cuja luz emplea, según se dice^ 2,000 anos en
llegar hasta nosotros (69).

Los resultados numéricos que respecto de este asunto
doj á conocer, son debidos en gran parte á las investiga-

— 97 —

ciones de mi respetable amigo Argelander, director del Ob-
servatorio de Bonn, autor de la Revisión del cielo loreal^ á
quien babia rogado que se sometieran á nuevo examen los
datos actuales de nuestros catálogos. Para la última clase
de magnitud baj alguna incertidumbre que proviene de
las divergencias de la apreciación individual; esas diferen-
cias se bacen mas sensibles en los límites de la perceptibi-
lidad á simple vista, cuando es necesario separar las estre-
llas de 6." á 7/ magnitud de las estrellas de la 6/ Arge-
lander ba encontrado como término medio, en multitud de
combinaciones, que el número de las estrellas perceptibles
á simple vista en todo el cielo es de 5^,000 á 5,800, j que
las estrellas comprendidas en cada clase, forman próxima-
mente la serie de los números siguientes, llegando basta
la 9/ magnitud (70).

1.^ mag-nilüd

20 estrellas

2.a _

6o —

3.^ —

190 —

4.a _

523 —

0.a _

HOO —

6.a _

3200 —

7.^ —

13000 —

8.^ —

ÍOOOO —

9.a —

142000 —

El número de las estrellas que se puede claramente
distinguir á simple vista , en un lugar dado , parece es-
tremadamente pequeño á la primera ojeada : cuéntanse
4,146 en la parte de Cielo visible en el borizonte de Paris,
V 4,638 en Alejandría (71). Siendo el radio medio del dis-
co de la Luna de 15' 33", 5, son necesarias 195,291 áreas
iguales al disco de este astro para cubrir la superficie en-
tera del Cielo. Admitiendo, pues, que las 200,000 es-
trellas (en cifra redonda) comprendidas entre la 1 ." j la
9.* magnitud, están repartidas de un modo uniforme, no
babria mas que una estrella para cada una de esas áreas
iguales al disco entero de la Luna; j como este astro em-

TOMO III

— 98 —

plea 44"^ 30^ para describir en el Cielo una área igual
á la de su propio disco no seria fácil hallar mas de una
estrella, por término medio, en ese mismo espacio de tiem-
po. Si se quisiese, pues, estender hasta las estrellas de 9.^
magnitud el anuncio calculado de las ocultaciones de estre-
llas por la Luna, se encontrarla que un fenómeno de ese gé-
nero debe reproducirse, por término medio, á cada interva-
lo de 44"^ 30^ Después de esto se comprende bien el beciio
de que la Luna oculte tan pocas estrellas perceptibles á
simple vista, en su marcba á través de las constelaciones.

La comparación entre las enumeraciones antiguas j las
modernas no está desprovista de interés. Ahora bien: Pli-
nio , que conocía indudablemente el catálogo de Hiparco j
le llamaba audaz empresa, diciendo que «Hiparco habia
querido legar el Cielo á la posteridad,» ¡Plinio contaba
solo 1,600 estrellas visibles en el hermoso cielo de Ita-
lia (72)! En su enumeración colocaba, sin embargo, en
gran número las estrellas de 5.^ magnitud. Medio siglo
después, el catálogo de Tolomeo indica solamente 1,025
estrellas hasta la i5.^ magnitud.

Desde que la clasificación de las estrellas no se limita
á las diferentes partes que ocupan en sus constelaciones
respectivas, sino que se estiende también á su posición rela-
tivamente al ecuador ó á la eclíptica, los progresos de esta
rama de la ciencia se vienen regulando constantemente por
los de los instrumentos de medida. De la época de Arístilo
j de Timocharis (283 años antes de J. C), no ha llegado
hasta nosotros catálogo alguno. Sus observaciones estaban
hechas toscamente (-máw ¿Io(tx¡p^í), según un fragmento de
Hiparco sobre la longitud del aüo^ citado en el libro 1 .^ del
Alm agestas (cap. III, p. 15, edic. Halma) ; sin embargo,
parece cierto que han determinado las declinaciones de un
número considerable de estrellas, cerca de 150 años antes
de la época del catálogo estelar de Hiparco. Sabido es

— 99 —

cómo la aparición de una nueva estrella incitó á Hiparco
á hacer una revisión completa de las demás ; pero ca-
recemos en este asunto de otro testimonio que el de Pli-
nio, testimonio acusado mas de una vez de no ser sino
el eco de un rumor inventado intemporáneamente (73).
Tolomeo no habla nada de él. De todos modos, resulta que
el gran catálogo de Ticlio tiene precisamente este origen.
Ticho, como Hiparco, se determinó á formar su catálogo
por la aparición súbita de una estrella brillante en Casio-
pea, liácia el mes de Noviembre de 1572. Juan Herschell
cree que una nueva estrella vista en Escorpión 134 anos
antes de nuestra era, podria ser muj bien la de que ha-
blaba Plinio (74). Según los anales chinos, apareció en el
mes de julio, bajo el reinado de Vu-Ti, de la dinastía de
los Han , seis años antes de la época á la cual refieren la
confección del catálogo de Hiparco , las investigaciones de
Ideler. Eduardo Biot, cuja prematura pérdida lamentan
todavía las ciencias, fue el que descubrió la mención de
este curioso fenómeno en la célebre colección de Ma-tua-
lin , en donde están referidas todas las apariciones de co-
metas j de estrellas singulares que tuvieron lugar entre
el año 613 antes de J. C, j el año 1222 de la era cris-
tiana.

El poema didáctico de Arato, á quien debemos el único
escrito de Hiparco que ha llegado hasta nosotros , pertene-
ce á los tiempos de Eratóstenes, Timocharis j Arístilo (75).
La parte astronómica de este poema que contiene también
una parte meteorológica , está fundada en la esfera de Eu-
doxio de Cnide. Aun cuando el catálogo de Hiparco formó
según Ideler parte j muj esencial de la obra citada por
Suidas sobre la Bístrihucion de las estrellas y de los astros,
no nos es conocido (76). Este cuadro contenia las posicio-
nes de 1,080 estrellas en el año 128 antes de nuestra era.
Las posiciones dadas por Hiparco en su comentario acerca

— 100 —

de Arato, fueron determinadas indudablemente con ajuda
del astrágalo ecuatorial, no con el astrolabio, porque todas
ellas están referidas al Ecuador según la declinación y as-
censión recta. Por el contrario^ el catálogo de Tolomeo, en
el cual se encuentran 1,025 posiciones de estrellas j 5
stellm nehdosoe, está referido á la eclíptica (77), j contiene
solo las latitudes j longitudes [Almagesias, ed. Halma,
t. 11^ p. 83). Créese que sea esta una simple reproducción
del catálogo de Hiparco trasformada por el cálculo. Véase
cómo están repartidas esas estrellas entre las diferentes

ases de magnitudes:

1.^ mag-ni

tucl

lo

estrellas.

2 a

43

—

3.^ —

208

—

4.^ —

574

—

0.^ —

217

—

6.« —

Í9

—

Parecia que debieran encontrarse números mucbo mas
pequeños para la 5.^ j 6." clase ; pero en cambio la riqueza
de la S.*" j 4.^ es notable. Toda otra comparación mas de-
tallada entre ese antiguo catálogo y los catálogos modernos
seria, por otra parte, necesariamente ilusoria á causa de la
vaguedad que es inherente por lo general á la evaluación
de las magnitudes.

Hemos visto que el catálogo estelar, llamado de Tolo-
meo, contiene únicamente la cuarta parte de las estrellas
perceptibles á simple vista en el horizonte de Rodas ó de
Alejandría; es preciso añadir que, á consecuencia de las re-
ducciones fundadas en un falso valor de la precesión , las
posiciones de estrellas que en él se encuentran parece como
que fueron observadas, no en la época de Hiparco, sino ha-
cia el año 63 de nuestra era. En los diez y seis siglos si-
guientes, no encontramos mas que tres catálogos comple-
tos y fundados en observaciones originales : el de Ulugh

— 101 —

Beg en 1437; el de Ticho en 1600^ j el de Hevelio en 1660.
En medio de los estragos de la guerra j de los mas bárba-
ros trastornos, apenas si pudieron aprovechar las ciencias
los raros intervalos de calma entre el siglo IX j la mitad
del siglo XV; pero fueron estas épocas de esplendor para
la astronomía de observación, que fué brillantemente culti-
vada por los Árabes, los Persas, los Mogoles , desde Al-Ma-
mun, hijo de Harum Al Raschid, hasta el hijo del Schah
Eokh, el Mohammed Taraghi Ülugh Beg. Las tablas as-
tronómicas de Ebn Junis, compuestas en 1007, j denomi-
nadas tablas hakemíticas en honor del califa fatimita Aziz
Ben Hakem Biamrilla , así como las tablas ilkanianas (78)
de Nazir Eddin Tusi, fundador del gran observatorio de Me-
ragha, que datan de 1259, demuestran bastantemente qué
progresos habia hecho el conocimiento de los movimientos
planetarios, j á qué perfección habian llegado los instrumen-
tos de medida j los métodos de Tolomeo. Ya también se em-
pleaban las oscilaciones del péndulo para las medidas del
tiempo, á la vez que los clepsidros (79). Es preciso reconocer
á los Árabes el gran mérito de haber enseñado el modo como
pueden perfeccionarse las tablas astronómicas , comparán-
dolas asiduamente con las observaciones. EL catálogo de
Ulugh Beg , escrito primitivamente en persa , está basa-
do en las observaciones originales del gimnasio de Samar-
canda, escepto algunas estrellas australes invisibles bajo
la latitud de 39' 52' ('^ j tomadas de Tolomeo (80). Ade-
más contiene solo 1019 posiciones de estrellas reducidas en
el ano 1437. Un comentario subsiguiente abraza 300 es-
trellas de mas , cujas posiciones fueron determinadas
«n 1533 por Abu-Bekri-Altizini. Llegamos así, por medio
de los Árabes , ios Persas j los Mogoles , á la gran época
de Copérnico j casi á la de Tico.

Desde principios del siglo XVI, los progresos de la na-
vegación entre los trópicos j bajo las altas latitudes austra-

— 102 —

les, contribu jeron poderosamente á la estension incesante
de nuestros conocimientos sobre el cielo estrellado, mu-
cho menos, sin embarg-o, de lo que influjo un siglo mas
tarde la invención de los anteojos. Esas dos conquistas da-
ban paso á nuevas regiones, á espacios anteriormente des-
conocidos en el Cielo. Ya be dicho en otra parte, lo que
respecto al cielo austral debemos á los primeros navegantes,
á Américo Vespucio, j después á Pigaffetta, compañero de
Magallanes j de Elcano, Vicente Yañez Pinzón j Acosta
fueron los primeros en darnos á conocer esas manchas ne-
gras del cielo austral, denominadas Sacos de Carhon\ An-
ghiera j Andrea Corsali describieron las Nubes de Maga-
llanes (81). Aun entonces^ la astronomía descriptiva pre-
cedió á la astronomía métrica. Exageráronse también los
hechos. El ingenioso Cardan afirmaba que en las regiones
celestes próximas al polo austral, tan pobre de estrellas
como es sabido, Américo Vespucio habia contado á simple
vista 10,000 (82). A la descripción siguió inmediatamente
la medición. Federico Houtman, j Pedro Teodoro Van
Emden ó Dirk Kejser, según opinión de Olbers, que creia
que ambos nombres pertenecian á una misma persona, mi-
dieron en Java j en Sumatra las distancias angulares de
las estrellas. Merced á estas observaciones, las estrellas
australes pudieron inscribirse en los mapas celestes de
Bartsch, de Hondio y de Bajer; Képlero añadió las posi-
ciones al catálogo de Ticho en las Tablas Rudoltinas.

Apenas trascurrido medio siglo desde el viaje de Ma-
gallanes alrededor del mundo, empieza Ticho sus trabajos
acerca del cielo estrellado; trabajos admirables cuja exac-
titud escede á todo cuanto la astronomía práctica habia
producido hasta entonces, aun sin esceptuar las observacio-
nes en Cassel del landgrave Guillermo IV. Sin embargo, el
catálogo de Ticho calculado j editado por Képlero^ no com~
prende aun mas que 1,000 estrellas, cuja cuarta parte se

— 103 ^

compone alo sumo de estrellas de 6.' magnitud. Este catá-
logo j el de Hevelio; que se ha empleado mucho menos j
que contiene 1.564 posiciones, para el año 1.660, son los
últimos productos de la observación á simple vista, cu jo
imperio se prolongó por la obstinación de Hevelio, que re-
chazó constantemente la aplicación de los anteojos á los ins-
trumentos de medida. Esta aplicación permite, en fin, es-
tender mas allá de la 6.^ magnitud la determinación de los
lugares de las estrellas. Desde este momento puede decirse
que los astrónomos entraron en posesión del universo side-
ral. Pero si el estudio de las estrellas telescópicas, la deter-
minación de su número y de sus posiciones han ensanchado
el campo de nuestras ideas acerca del Universo, no es esta
la única ventaja que ha proporcionado. Este estudio ha
ejercido, j esto es de muj superior importancia, una in-
fluencia esencial en el conocimiento de nuestro propio
mundo, por medio del descubrimiento de los planetas nue-
vos, j dando á los calculadores los medios de determinar
con mas prontitud sus órbitas. Cuando Guillermo Herschell
concibió la feliz idea de sondear las profundidades del es-
pacio j de contar con sus marcos á diferentes distancias de
la Via láctea (83), las estrellas que atravesaban el campo de
sus grandes telescopios^ llegó á ser posible el conocimiento
de la lej según la cual se acumulan las estrellas en las di-
ferentes regiones. Esta le j engendró á su vez las concep-
ciones grandiosas por medio de las cuales se representa la Via
láctea con sus divisiones múltiples, como la perspectiva de
una serie de inmensos anillos estelares concéntricos, y con-
teniendo millones de estrellas. Por otra parte, el estudio m.i-
nucioso de las estrellas mas pequeñas j de sus posiciones
relativas ha ajudado de una manera singular al descubri-
miento de los planetas que viajan en medio de ellas como
las aguas de un rio entre dos orillas inmóviles. Vese, efec-
tivamente, con cuánta facilidad ha podido encontrar Galle

— Iü4 —

á Neptuno, por la primera indicación de Le Verrier, j cómo
han sido descubiertos pequeños planetas, gracias al cono-
cimiento profundo del Cielo, hasta en sus menores detalles.
Mas por lo que sigae va á comprenderse mejor toda la im-
portancia que pueden ofrecer catálogos tan completos como
es posible. En el momento en que un nuevo planeta ha
anarecido en el Cielo, se han esforzado también los astróno_
mos en descubrirlo segunda vez, por decirlo así, buscándolo
en los antiguos catálogos. Si en alguna ocasión ha sido to-
mado este astro por una estrella ordinaria, si ha sido obser-
vado é inscrito bajo este nombre en un catálogo , siempre
seria este documento retrospectivo mas útil para determinar
una órbita cuja forma se dibuja lentamente, que lo podrían
ser muchos años de observaciones posteriores. Por esto el nú-
mero 964 del catálogo de Tobías Majer jugó un gran pa-
pel en la teoría de Urano, j el núm. 26.266, de Lalande,
en el de Neptuno (84). Antes que se hubiera llegado á re-
conocer planeta alguno en el sitio que ocupaba Urano, ha-
bla sido este observado 21 veces; siete por Flamsteed, una
por Tobías Majer, una por Eradle j, 12 por Le Monnier. La
esperanza de ver aumentar todavía el número de los astros
de nuestro mundo planetario, no descansa únicamente en la
fuerza actual de nuestros anteojos; es preciso quizás contar
aun mas con la estension de nuestros catálogos j el cui-
dado de los observadores. Cuando se descubrió á Hebe, este
planeta era de 8."* á 9.'' magnitud (julio de 1847); cuando
se le volvió á ver en Majo de 1849^ ja no era sino de 11.*
magnitud.

El primer catálogo que apareció desde la época en que
Morin j Gascoigne enseñaron á unir los anteojos á los
instrumentos de medida, es el catálogo de las estrellas
australes, cuja posición habia determinado Halle j, duran-
te su corta permanencia en Santa Elena, en 1677 j 1678.
Es mu j estraño que este catálogo no contenga estrellas in-

— 105 —

feriores á la 6." magnitud (85). Flamsteed había empren-
dido mucho tiempo antes la construcción de su gran Atlas
celeste ; pero el trabajo de este célebre astrónomo no apare-
ció hasta 1712. Vinieron después los trabajos de Bradlej,
que llevaron al descubrimiento de la aberración j de la
nutación , j su bella serie de observaciones hechas desde
1750 á 1762, cu JO gran valor dio á conocer Bessel en 1818
con su Fundamenta Astronómica (86). Por último, apare-
cieron los catálogos de Lacaille j de Tobías Majer, los de
Gagnoli, de Piazzi, de Zach, dé Pond, de Tajlor y de
Groombridge, los de Argelander, Airj, Brisbane jRüniker.
Escojamos, entre tantos trabajos notables, los catálogos
que se recomiendan por su gran ostensión j que compren-
den una buena parte de las estrellas de 7.'' á 10. ■* magni-
tud. En primer término hallamos la Historia celeste fran-
cesa de Jerónimo de Lalande, ala cual se ha tributado tardía,
pero brillante justicia. Este catálogo está basado en las ob-
servaciones hechas desde 1780 á 1800 por el francés La-
lande j Burckhardt. Calculado j reducido cuidadosamente
por orden de la Asociación Británica para el 'progreso de
las ciencias^ J^^jo 1^ dirección de Francisco Bailj, contie-
ne 47,390 estrellas; muchas son de ^^ magnitud; algunas
todavía mas pequeñas. Harding, al cual se debe el des-
cubrimiento de Juno, ha consignado en su Atlas de 27 ma-
pas, mas de 50,000 posiciones de estrellas sacadas de la
vasta colección francesa. Las zonas de Bessel, que contienen
75,000 observaciones, desde el paralelo celeste de — 15"
hasta el de + 45'', han exigido ocho años de trabajo. Em-
pezada en 1825 esta gran obra, se terminó en 1833. Ar-
gelander continuó estas zonas desde 1841 á 1843 hasta el
paralelo de 80", j fijó con una exactitud admirable los lu-
gares de 22,000 estrellas (87). Por último, las zonas de
Bessel fueron reducidas j calculadas en gran parte por los
cuidados de la Academia de San Petersburgo. Weisse, di-

— 106 —

rector del observatorio de Cracovia, encargado de ese tra-
bajo, calculó para 1825 las posiciones de 31,895 estrellas,
de las cuales solo 19,738 son de 9/ magnitud (88).

Eéstame mencionar los Ma'pas de la Academia de Ber-
lín. Para hablar dignamente de esta obra inmensa, creo lo
mas á propósito tomar el siguiente pasaje pronunciado por
Encke en elogio de Bessel (89): «Es sabido que Harding ba
tomado de la Historia celeste de Lalande los elementos de
su Atlas, en donde tan admirablemente representado está
el cielo estrellado. Así también Bessel^ después de baber
terminado en 1824 la primera parte de sus zonas, se pro-
puso basar mapas celestes aun mas detallados sobre estas
nuevas observaciones. Según el plan de Bessel, no se tra-
taba únicamente de dibujar los lugares observados , sino
también de hacer esos mapas mas completos, para que al
compararlos después con el Cielo fuese posible reconocer
inmediatamente los planetas mas pequeños j distinguirlos
en medio de las estrellas fijas, sin tener necesidad de espe-
rar un cambio de posición siempre largo j difícil de com-
probar. El proyecto de Bessel no está aun ejecutado en toda
su estension, j ja sin embargo los mapas de la Academia
de Berlin han realizado de la manera mas brillante las es-
peranzas del iniciador de esta empresa. Con efecto, estos
mapas son los que han procurado, ó cuando menos faci-
litado, el reciente descubrimiento de siete nuevos plane-
tas (1850).» De 24 mapas que deben representar una zona
comprendida entre los paralelos de 15" , de cada lado del
ecuador, la Academia de Berlin ha publicado ya 16, en los
cuales háse limitado á indicar, en cuanto posible ha sido,
todas las estrellas comprendidas en los 9 primeros órdenes
de magnitud, j también una parte de las estrellas de la
décima.

Lugar es este de recordar las tentativas que se han
hecho para estimar el número de las estrellas visibles en

— 107 —

todo el Cielo,, merced á los poderosos instrumentos ópticos
de que dispone hoj la Astronomía. Struve admite que el
célebre telescopio de 20 pies, empleado por G, Herschell
en sus marcos (g auges, sweejjs) con un aumento de 180
veces, permite ver 5.800,000 estrellas en las dos zonas que
se estienden á 30° al Norte j al Sud del ecuador, j
20.374,000 en el cielo entero. Con un instrumento mas
poderoso todavía, el telescopio de 40 pies, elevó Guillermo
Herschell á 18.000,000 el número de estrellas contenidas
solo en la Via láctea (90) .

Limitémonos aquí á las enumeraciones fundadas en las
observaciones efectivas j en los catálogos actuales , tanto
para las estrellas perceptibles á simple vista ^ cuanto para
las estrellas telescópicas, j veamos ahora de qué modo se
han disminuido ó agrupado esos astros en la bóveda ce-
leste. Hemos dicho ja que las estrellas pueden servir de
señales en la inmensidad del espacio; á pesar de los peque-
ños movimientos aparentes ó reales de que están animadas,
la Astronomía refiere á esos puntos fijos todo lo que se mue-
ve mas rápidamente en el Cielo; los cometas, por ejemplo, ó
los planetas de nuestro sistema. Al primer golpe de vista
que se dirige al firmamento , las estrellas son las que se
apoderan en primer término de nuestro interés, por su mul-
tiplicidad j la preponderancia de sus masas, j son también
la fuente de los sentimientos de admiración ó de asombro que
el aspecto del Cielo produce en nosotros. Pero los movimien-
tos de los astros errantes responden mejor á la naturaleza
escrutadora de la razón, porque allí está el origen j el ob-
jeto de esos difíciles problemas, cuja solución escita ince-
santemente el vuelo de la ciencia.

En medio de esta multitud de astros grandes j peque-
ños de que está sembrada como por casualidad la bóveda
celeste^ se detiene la mirada espontáneamente sobre grupos
de estrellas brillantes, asociadas en apariencia por una pro-

-- 108 —

ximidad asombrosa, ó también sobre estrellas notables por
su resplandor j cierto aislamiento en la región que ocupan.
Esos grupos naturales hacen presentir de un modo oscuro un
lazo, una dependencia cualquiera entre las partes j el todo,
jhan sido observados en todas las épocas, aun por las razas
de hombres mas incultos. Las investigaciones hechas en es-
tos últimos tiempos sobre las lenguas de muchas tribus lla-
madas salvajes, asilo acreditan; encuéntranse asimismo casi
siempre de una raza á otra grupos idénticos bajo nombres
diferentes, j esos nombres debidos ordinariamente al reino
orgánico dan una vida fantástica á la soledad j al silencio
de los cielos. Así se distinguieron bien pronto las 7 estre-
llas de las Pléjades ó la Pollera , las 7 del Gran Carro,
las del Cinto de Orion (bastón de Jacob), de Casiopea, del
Cisne, de Escorpión, de la Cruz del Sud, tan notable por
su cambio de dirección al salir j al ponerse, de la Corona
austral, de los Pies de Centauro, que forman una especie
de constelación, de Géminis en el hemisferio austral, etc.
En cuanto al Pequeño Carro, es una constelación menos
antigua que debe solo su origen á una asombrosa repetición
de la forma del Gran Carro.

Donde quiera que las estepas , estensas praderas ó de-
siertos de arena presentan un largo horizonte, la salida y
puesta de las constelaciones, variando sin cesar con las esta-
ciones, los trabajos de la agricultura, j las ocupaciones de
los pueblos pastores, han sido desde las primitivas edades,
objeto de un detenido estudio j de una asociación de ideas
simbólicas. Así es como la astronomía contemplativa, j no
la que tiene por objeto las medidas j los cálculos, ha em-
pezado a desarrollarse. Además del movimiento diurno, como
á todos los cuerpos celestes, se reconoció bien pronto al Sol
otro movimiento mucho menos rápido, que se verifica en
una dirección opuesta. Las estrellas que se ven por la tar-
de en el Occidente se aproximan al Sol j acaban por per-

— 109 ~

derse en sus rajos durante el crepúsculo, mientras qne las
estrellas que brillan en el Cielo antes de la aurora se sepa-
ran del Solj se le adelantan mas j mas. El variado espec-
táculo del Cielo ofrece sin cesar á nuestros ojos nuevas cons-
telaciones. Pero con un poco de atención ha sido fácil reco-
nocer que las estrellas matutinas eran las mismas estrellas
que se habian visto desaparecer antes por el Oeste , j que
las constelaciones próximas en un principio al Sol se vol-
vian á encontrar seis meses después en el lado opuesto^
ocultándose á la salida del Sol j apareciendo cuando su
ocaso. De Hesiodo a Eudosio, de Eudosio á Arato, la lite-
ratura de los Griegos está llena de alusiones respecto de esos
fenómenos anuales de la salida j puesta eliaca de las es-
trellas. En la observación exacta de esos fenómenos es don-
de se fundaron los primeros elementos del arte de medir el
tiempo: elementos que ja espresaba fríamente por núme-
ros la ciencia en sus albores, mientras que la imaginación
oscura ó brillante de los pueblos entreg'aba los espacios ce-
lestes á los caprichos de la Mitología.

Los Griegos enriquecieron poco á poco su esfera primi-
tiva con nuevas constelaciones, mucho antes de pensar en
coordinarlas de alguna manera con la eclíptica. Adopto
también aquí, como en la Historia del Estudio del Hundo
físico^ las opiniones de mi célebre j malogrado amigo Le-
tronne (91). Homero j Esiodo conocian ja ciertas cons-
telaciones j daban nombre á ciertas estrellas. Homero
cita la Osa major, llamada entonces Carro celeste , j que
«no se baña en las aguas del Océano;» habla del Vaquero
j del Perro de Orion. Hesiodo trata de Sirio j Arturo.
Homero j Hesiodo conocian las Pléjades^ las Hjadas j la
constelación de Orion (92). Si"el primero dice, en dos oca-
siones, que la Osa sola no se hunde jamás en el mar, de-
dúcese únicamente de esto que no se hablan formado aun
en aquella época las constelaciones del Dragón , Cefea j de

— lio —

la Osa Menor, que ja no se ocultan. Lo que se ignoraba
entonces eran los asterismos : no las estrellas que los com-
ponen. Un largo pasaje de Strabon, mal interpretado ge-
neralmente (Strabon, lib. I, p. 3; ed. Casaubon), estable-
ce completamente la tesis capital de que aq uí se trata , a
saber: la introducción sucesiva de las constelaciones en la
esfera griega. «Torpemente se acusa á Homero de ignoran-
cia, dice Strabon, porque no habló mas que de una de las
dos Osas celestes. Probablemente la segunda constelación
no estaba formada aun en su época. Los primeros que la
formaron fueron los Fenicios, j se sirvieron de ella para
la navegación; entre los Griegos se conoció después.» To-
dos los comentadores de Homero, Hjginio j Diógenes de
Laértes, atribuyen á Thales la introducción de esta conste-
lación. El Pseudo-Eratóstenes llama á la Osa menor ^oi.v¿kyi^
para indicar que servia de guia á los Fenicios. Un siglo
después, hacia la IV Olimpiada, Cleostrato, de Tenedos
enriqueció la esfera de Sagitario, To|¿r>ís, j de Aries, Kpió,;.
A partir de esta época , es decir, de la tiranía de los Pi-
sistrátidas, hace datar Letronne la introducción del Zodia-
co en la antigua esfera de los Griegos. Eudemo, de Rhodas,
uno de los mas distinguidos discípulos del Estagirita , v
autor de una Historia de la Astronomía, atribuje la intro-
ducción de la zona zodiacal (y zol C«Staxoí Siá^-üro-ig- ó ¿■crlSio;- v.vxXoq)

á (Enopides de Chio , contemporáneo de Anaxágoras (93j .
La idea de referir los lugares de los planetas j de las es-
trellas á la órbita solar j la división de la eclíptica en doce
partes iguales (dodecatemorias), pertenece á la antigüedad
caldea,, de donde vino directamente á los Griegos, sin pa-
sar como se ha creido por el valle del Nilo. La fecha de esta
trasmisión no se remonta tampoco mas allá del principio
del siglo V ó VI antes de nuestra Era (94). Los Griegos se
limitaron á subdividir, en su esfera primitiva, las constela-
ciones que mas se aproximaban á la eclíptica j que podian

— 111 ~

servir de constelaciones zodiacales. La prueba de esto es
muj sencilla: si los Griegos hubiesen tomado de un pueblo
estranjero un zodiaco completo , en lugar de limitarse á la
idea de dividir la eclíptica en dodecatemorias , no se conta-
rian entre ellas once constelaciones únicamente en el Zo-
diaco , habiendo sido dividida una de ellas en dos , Escor-
pión, para completar el número necesario. Sus divisiones
zodiacales babrian sido mas regulares; no hubieran abra-
zado espacios de 35 á 48 grados , como Tauro , Leo , Pis-
cis j Virgo _, mientras que Cáncer , Aries j Capricornio
comprenden de 19 á 23 solamente. Sus constelaciones no
se hubieran dispuesto de una manera irregular al Norte j
al Sud de la eclíptica, ja ocupando en su círculo grandes
espacios, ja apiñadas por el contrario, j colocadas una so-
bre otra, como Tauro j Aries, Acuario j Capricornio.
Pruebas evidentes de que los Griegos hicieron los signos
del Zodiaco con sus antiguas constelaciones.

Según Letronne, el signo de Libra fue introducido en
tiempo de Hiparco, j quizá por Hiparco mismo. Ni Eudoxio,
ni Arquímedes, ni Autoljco hablan de él. Hiparco mismo no
lo menciona tampoco en lo que de él nos queda , escepcion
hecha de un pasaje que indudablemente ha sido falsificado
por un copista (95). En los escritos de Gemino j de Varron,
medio siglo apenas antes de nuestra era , se trata por pri-
mera vez de este nuevo signo; j como la pasión por la As-
trología invadió el mundo romano, entre el reinado de
Augusto j el de Antonino , sucedió también que las cons-
telaciones «colocadas en el camino celeste del Sol,» ad-
quirieron una importancia desmesurada, quimérica. A la
primera mitad de este período de la dominación romana,
pertenecen las representaciones zodiacales de los templos
de Dendera j de Esneo, las de los propilones de Panópolis
j de las envolturas de muchas momias. Haj que añadir,
que estas verdades para en adelante adquiridas, habian sido

— 112 —

sostenidas ja por Visconti j Testa, aun antes de que se
tubieran recogido las pruebas decisivas ,en un tiempo en
que se daba campo alas mas singulares teorías sobre la sig-
nificación simbólica de las representaciones zodiacales j so-
bre sus pretendidas relaciones con la precesión de los equi-
noccios. En cuanto á la gran antigüedad que A. W. de
ScKlegel atribuia á los zodiacos indios, fundándose en algu-
nos pasajes de las le jes de Manú , de Ramajana , de Val-
miki ó del diccionario de Amarasinba, á pesar de las inge-
niosas investigaciones de Adolfo Holtzmann, ba sido pues-
ta en duda (96).

Esas constelaciones formadas al acaso, durante el tras-
curso de los siglos, sin objeto determinado, la magnitud
incómoda, la indeterminación de sus contornos, las desig-
naciones complicadas de las estrellas componentes para las
cuales ha sido preciso alguna vez agotar alfabetos enteros,
dígalo la déla Nave Argos, el poco gusto conque se ha in-
troducido en el cielo austral la fria nomenclatura délos ins-
trumentos usados en las ciencias , tales como el Péndulo,
ó el Hornillo de Química, al lado de las alegorías mitológi-
cas, todos estos defectos acumulados, han sugerido ja mu-
chas veces planes de reforma para las divisiones estelares
j el projecto de desterrar en ellos toda configuración. Es
preciso confesarlo : la tentativa ha debido parecer menos
atrevida para el hemisferio austral que para el nuestro;
porque en el primero. Escorpión, Sagitario, Centauro, la
Nave j el Eridan, son las únicas constelaciones á las cua-
les la poesía ha dado el derecho de ser mencionadas (97).

Las palabras de bóveda estrellada (orlñs merrans de
Apulejo) ó de estrellas fijas {asirá fixa de Manilio) son es-
presiones tan impropias que recuerdan , según hemos di-
cho (98) , dos ideas diferentes que se han reunido , ó
mejor aun, confundido. Cuando Aristóteles usa la espre-
sion de ly^tiinvo. a^rp* (astros fijos) para designar las estre-

^ 113 —

lias; cuando Tolomeo las denomina irpojicffvKótti (adherentes),,
bien evidente es que esas denominaciones se refieren á la
esfera cristalina de Anaximenes. El movimiento diurno
que arrastra á todos esos astros del Este al Oeste, sin cambiar
sus distancias mutuas , debió llevar desde lueg-o á ideas ó
á hipótesis del género déla que sigue: «Las estrellas (¿TrAa*ñ
aorpa) pertcnccen á las regiones superiores; están allí fijas
j como clavadas sobre una esfera de cristal ; los planetas
(^aavpa irXar¿)fieva, Ó TüXavrizá^ quo tieucn otro movimieuto en
sentido inverso , corresponden á otras regiones inferiores j
mas próximas á nosotros (99).» Si desde los primeros tiem-
pos de la era de los Césares, se encuentra en Manilio el
término de Stella üxa en vez de injixa ó afjixaj es de creer
que ja se habia tenido en cuenta desde un principio en la
escuela" romana el sentido primitivo de que acabamos de
hablar; pero que andando los tiempos la palabra ^/^'¿z^^íí que
entraña el sentido de imynotus j de immohilís ha llegado á
confundirse en la creencia popular, ó mas bien en el lengua-
je mismo, prevaleciendo la idea de inmovilidad; de tal suerte
que las estrellas han llegado á ser fijas (stellíe fixíe), inde-
pendientemente de la esfera á la cual se lascreia adheridas
en otro tiempo. Véase cómo pudo Séneca decir del mundo
de las estrellas ^;2;2^»¿ et immohilem pojoidítm .

Si guiados por Stobeo j el compilador de las «Opiniones
de los Filósofos,» seguimos la huella de la id.ea de una esfera
de cristal, bástala época antigua de Anaximenes, la encon-
tramos aunmas claramente formulada por Empédocles. Este
filósofo considera la esfera de los fijos, como una masa sólida
formada de una parte del éter convertido en cristal por el
elemento ígneo (100). A su modo de ver, la Luna es una
materia que la fuerza del fuego ha coagulado en forma de
granizo y que recibe su luz del Sol. En la física de los
antig'uos, y según su manera de comprender el paso del es-
tado fluido al sólido, las concepciones precedentes no esta-

iOJiO IH. ■ 8

— 114 —

ban en la necesaria relación con las ideas de enfriamiento v
de congelación; pero la afinidad de la palabra Kpvara^Koq con
xpvog j xpvcraLvo . j lina aproximacion natural con la mate-
ria que sirve vulgarmente de tipo para la trasparencia,
ban dado cuerpo á ideas en un principio menos precisas (1):
ba llegado á verse en la bóveda celeste "una esfera de cris-
tal ó de vidrio ; j Lactancio ba podido decir : Ccelum ae-
Q^em gJaciaium esse , j en otra parte: Vitreimi coehmi. In-
dudablemente Empédocles no pensó en el cristal, invención
fenicia, sino en el aire que el éter ígneo babria transfor-
mado en un cuerpo sólido eminentemente trasparente.
Por lo demás se comprende bien que siempre que se tra-
taba de este cristal (xpúffra;ao?), la idea dominante era la de
trasparencia; separábase de ella la del frió para no pensar
mas que en un cuerpo que babia llegado al estado sólido
permaneciendo trasparente. El poeta empleaba la palabra
cristal; pero el prosista decia solamente xpv<Tza}.XouH!;, seme-
jante al cristal, dígalo sino el pasaje de Aquiles Tacio, co-
mentarista de Arato á que me be referido en la penúltima
nota. Así también la palabra Tráyo; (de Tcnywadaí, solidificarse)
quiere decir pedazo de cristal , pero es preciso limitarse
aquí al sentido relativo á la solidificación.

Los Padres de la Iglesia fueron los que trasmitieron
á la edad media la idea de una bóveda de cristal. Habíanla
tomado al pié de la letra j volviendo de nuevo á encarecer
la idea primitiva, imaginaban un cielo de cristal formado
de ocbo á diez capas superpuestas casi como las telas de la
cebolla. Esta singular concepción se babia también perpe-
tuado en ciertos conventos de la Europa meridional, si be
comprendido bien la idea que tenia un venerable príncipe
de la Iglesia, con motivo del famoso aereolito de Aigle, el
cual le preocupaba grandemente. Esta pretendida piedra
meteórica cubierta de una costra vitrificada no era la piedra
misma, decia con gran sorpresa mia, sino un simple frag-

— 115 —

mentó del cielo de cristal que había debido romper en su
caida. Iveplero^ se vanagloriaba dos siglos j medio antes,
de haber roto las 77 esferas homocéntricas del célebre Gi-
rolamio Fracastor j todos los epiciclos de los antiguos, de-
mostrando que los cometas cortan y atraviesan en todos
sentidos las órbitas planetarias (2). En cuanto á averiguar
si los grandes entendimientos^ tales como Eudoxio, Me-
nechmo, Aristóteles j Apolonio de Perga_, crejeron en la
realidad de esas esferas encajadas una en otra j conducien-
do á los planetas, ó si esta concepción no era para ellos
mas que una combinación ficticia propia para simplificar
los cálculos j guiar al espíritu á través de los difíciles de-
talles del problema de los planetas, punto es este que he
tratado en otra parte j cuja importancia es imposible des-
conocer, cuando se quieren buscar en la historia de la As-
tronomía las fases sucesivas del desarrollo del entendimien-
to humano (3).

Dejemos ja la antigua pero artificial división de las
astrellas en constelaciones zodiacales, jla esfera sólida á la
<;ual se las creia fijas. Pero antes de pasar al estudio de los
grupos naturales que forman realmente, j á las lejes de
su distribución en el espacio, detengámonos un momento
en algunos fenómenos particulares, tales como los rajos
parásitos, los diámetros imaginarios j los colores variados
de las estrellas. Ya he mencionado, á propósito de las lu-
nas de Júpiter (4) , los rajos que á simple vista parecen
salir de las estrellas brillantes, especies de cola cu jo nú-
mero, posición j longitud varian, por lo demás, para cada
observador. La visión indistinta se debe á muchas cau-
sas de naturaleza orgánica; depende de la aberración de
esfericidad del ojo, de la difracción que se produce en los
bordes de la pupila ó de las pestañas, j del modo irregular
con que lairritabilidad de la retina propaga alrededor de cada
punto, la impresión recibida directamente (5). Yo veo muj

— 116 —

regularmente ocho ra vos, inclinados uno sobre otro 45°, al-
rededor de las estrellas de l/_, 2/ j 3/ magnitud. Según
la teoría de Assenfratz, esas colas son las cáusticas del cris-
talino formadas por la mutua intersección de los rajos re-
fractados; siguen, pues, los movimientos de la cabeza j se
inclinan con ella á la derecha ó á la izquierda (6). Algunos
astrónomos amigos mios ven sobre las estrellas tres ó cua-
tro rajos j ninguno deba] o de ellas. Siempre he creidomuj
notable el caso de que los antiguos Egipcios ha jan dado
constantemente á las estrellas cinco rajos dispuestos con 72^
grados de intervalo; según Horapolo, la imagen de una es-
trella significa el número 5 en el lenguaje geroglifico (7).
Las colas de las estrellas desaparecen cuando se las
mira á través de un pequeñísimo agujero hecho en una carta
con una aguja; jo he hecho con frecuencia esta prueba en
Sirio j Canopo. Lo mismo sucede cuando se emplean an-
teojos provistos de aumentos considerables; entonces las es-
trellas aparecen como puntos brillantes en estremo, ó me-
jor aun, como discos escesivamente pequeños. Estos deta-
lles no dejan de ser interesantes; los efectos de que se trata
contribujen á la magnificencia de la bóveda estrellada.
Quizás la visión indistinta favorezca este efecto ; porque el
débil centelleo j la ausencia completa de esos rajos este-
lares bajo el cielo de los trópicos, parece como que aumen-r
tan la calma de la noche j despueblan en algún modo la
bóveda celeste. Con respecto á este asunto, Arago desde
largo tiempo ha presentado el problema siguiente: ¿Por
qué no pueden verse á su salida las estrellas de primera
magnitud, á pesar de su luz brillante, mientras que se ve
el primer borde de la Luna desde que aparece en el ho-
rizonte (8)?

Los instrumentos ópticos mas perfectos, provistos de los
aumentos mas fuertes, dan á las estrellas diámetros ficti-
cios '^spurious disks), que llegan á ser tanto mas peque-

— 117 —

ños, según observación de Juan HerscKell, cuanto major
es la abertura del anteojo (9). Las ocultaciones de las es-
trellas por la Luna están exentas de esta causa de error^
porque la inmersión j la emersión se verifican instantánea-
mente; es imposible asignar alg-una fracción de segundo
á la duración de ese fenómeno. Si la estrella ocultada ha
parecido alguna vez usurpar el disco de la Luna , he-
cho es este de difracción ó de inflexión de los rajos de
la luz, del cual nada podria deducirse respecto á los diá-
metros reales de las estrellas. Hemos tenido ocasión en otra
parte de recordar que Guillermo Herschell encontraba
para la Vega de Lira un diámetro de O", 36, empleando
un aumento de 6,500. Otra vez, visto Arturo á través de
una niebla espesa, aparecia reducido su disco á O", 2. Los
rajos parásitos son los que hacian atribuir diámetros tan
considerables á las estrellas antes del invento de los an-
teojos: Ticho j Keplero asignaban, por ejemplo, áSirio un
diámetro de 4' j de 2', 20'' (10). Los anillos alternativa-
mente luminosos j oscuros que rodean los falsos discos es-
telares^ cuando se emplean aumentos de 200 j 300 veces,
j que llegan á ser visibles cuando se cubre el objetivo con
diafragmas de diferentes formas , son fenómenos de inter-
ferencia j de difracción; punto que se estableció por los
trabajos de Arago j de Airj. Cuando las estrellas son es-
tremadamente pequeñas desaparecen esos anillos; sus imá-
genes se reducen á simples puntos luminosos, de los cua-
les se puede sacar partido para esperimentar la perfección
j la fuerza óptica de los grandes anteojos ó de los teles-
copios reflectores. Tales son las componentes de una es-
trella dos veces doble, e de la Lira, ó la h.^ y la 6.^ estre-
lla descubiertas por Struve en 1826, j por Juan Herschell
en 1832, en el trapecio de la gran nebulosa de Orion, tra-
pecio que constituje la estrella múltiple e de Orion (11).
Desde hace mucho tiempo se ha notado que las estre-

— 118 —

Has j aun los planetas presentan diferencias de coloración
l^astante marcadas; pero este orden de hechos no llegó á
toda su estension é importancia, sino á partir de la época
en que pudo ser estudiado, con el auxilio de telescopios,
sobre todo desde que se ha dedicado á las estrellas dobles
una atención tan viva j sostenida. No se trata aquí de los
cambios de color ja descritos mas arriba, á cujo centelleo
acompaña aun en las estrellas, el blanco mas puro. Y me-
nos todavía de la coloración pasajera en rojo que sufre la
luz estelar en el horizonte á consecuencia de las propieda-
des especiales del medio atmosférico. Hablo únicamente del
color propio esencial de la luz estelar, color que varía de
una á otra estrella , en virtud do las lejes particulares al
desenvolvimiento de la luz en cada cuerpo, j seg-un la na-
turaleza de la superficie de donde emana. Los astrónomos
g-riegos no conocian mas que estrellas blancas v rojas; hoj
la visión telescópica ha permitido encontrar en los espacios
celestes, como en las corolas de las fanerógamas ó los óxidos
metálicos, casi todas las gradaciones que el espectro presen-
ta entre los límites estremos de la refrangibilidad, desde los
rajos rojos hasta los rajos violados. Tolomeo cita en su
catálogo 6 estrellas color de fuego viton^^poi (12), á saber:
Arturo, Aldebaran, Polux, Antarés, « de Orion (hombro
derecho), j Sirio. Cleómedes compara también el color rojo
de Antarés con el de Marte (13), al cual se daba ja el epí-
teto de 7ti;,)p¿;, ja el de 7rvpo£tS;7,-.

De las 6 estrellas que acabamos de citar , 5 tienen hoj
todavía una luz roja, ó cuando menos rojiza. Colócase tam-
bién á Polux entre el número de las estrellas rojizas , pero
Castor es verde pálido (14). Sirio ofrece^ pues_, el único
ejemplo de un cambio de color comprobado históricamente;
porque la luz de Sirio es hoj de una blancura perfecta.
Solo una gran revolución, ja en la superficie^ ja en la
fotosfera de esta estrella, de este sol apartado, según la an-

— 119 —

tigua espresion de Aristarco de Samos, ha podido producir
ese cambio de color, interrumpiendo la acción de las cau-
sas á que se debia el predominio de los rajos rojos. Este
mismo predominio puede atribuirse á 'que los rajos com-
plementarios de los rojos estaban absorbidos por la fotosfe-
ra misma de la estrella ó por nubes cósmicas que se trans-
portarian en tal caso lentamente de un punto á otro del espa-
cio (15). Como los rápidos progresos de la óptica moderna
dan un vivo interés á esta cuestión _, seria de desear que la
época de este gran acontecimiento , señalado por la desapa-
rición del color rojo de Sirio, pudiera determinarse entre
ciertos límites. En los tiempos deTicho ja estaba Sirio per-
fectamente blanco ; porque cuando se vio con sorpresa la
nueva estrella que apareció en 1572 en la constelación de
Casiopea con una luz de blancura sorprendente , pasar
al rojo en el mes de marzo de 1573, j en enero de 1574
volver á ser blanca , se la comparaba durante el segundo
período con Marte j x^ldebaran, pero nunca con Sirio.
Quizás Sedillot ú otros sabios filólogos, versados en la astro-
nomía de los Árabes j de los Persas, lograrían descubrir
algún testimonio antiguo acerca del color de Sirio, si qui-
sieran dirigir sus investigaciones bácia la época compren-
dida entre El-Batani (Albategnius) ó El-Fergani (Alfraga-
nus) j Abdurrahman-Sufi ó Ebn- Junis^ es decir , de 880
á 1007. Podrian prolong*ar sus investigaciones basta los
tiempos de Nassir-Eddin j de Ulugb-Beg. Mobammed
Ebn-Ketbir El-Fergani , que observaba en Rakka, á ori-
llas del Eufrates, bácia mediados del siglo X, indica como
rojas á Aldebaran j la Cabrilla, cu jo color es boj ama-
rillo, ó todo lo mas amarillo rojizo (16); pero no se ocupa
para nada de Sirio. En todo caso, si Sirio babia ja perdido
su color rojo antes de esta época, seria singular que El-
Fergani, que sigue á Tolomeo en todo, hubiese des-
cuidado indicar el cambio de color de una estrella tan

— 120 —

célebre. Las pruebas negativas son en verdad rara vez su-
ficientes; por otra parte, Beteig-euze (« de Orion), que es
boj tan roja como en tiempo de Toloméo, ba sido olvidada
en el mismo pasaje del libro de El-Fergani (c).

Háse convenido en dar el primer lugar entre las estre-
llas brillantes á Sirio, bajo el punto de vista bistórico, á
causa del papel capital que ba desempeñado largo tiempo
en la cronología^ j de su íntima relación con los primeros
desarrollos de la civilización á orillas del Nilo. Según las
recientes investigaciones de Lepsio (17)^ el período sotia-
co j los movimientos beliacos de Sotbis (Sirio) , acerca de
los cuales ba publicado Biot una escelente disertación,
ban arreglado completamente la institución del calendario
egipcio, á partir de una época que se puede bacer subir
basta cerca de 33 siglos antes de nuestra era; «época en la
cual el nacimiento beliaco de Sirio coincidiá con el solsticio
de verano, V en la que, por consiguiente, el desbordamiento
del Nilo empezaba con el primero del mes de Pacbon (mes
de la inundación). ^> He reunido en una nota investigacio-
nes muj recientes j todavía inéditas acerca de Sotbis ó
Sirio; que descansan en las relaciones etimológicas delcopto,
del zend, del sánscrito j del griego; pero se encaminan
imicamente á las personas que gustan de los orígenes de la
Astronomía, j que en las afinidades de las lenguas encuen-
tran preciosos vestigios de los conocimientos de la anti-
güedad (18).

Cuéntanse boj como estrellas blancas, ademas de Sirio,
á Vega,áDeneb, Eégulo, j la Espiga de Virgo. Entre las pe-
queñas estrellas dobles, Struve ba bailado 300 pares cujas
dos componentes son blancas (19). El color amarillo ó pa-
jizo se nota en Procion, Ataír, la Polar j sobre todo en la ^

(c) Véanse las Observaciones complementarias, de la primera parle del
tomo II[.

— 121 —

de la Osa menor. Hemos dicho ja que Beteigeuze, Artu-
ro, Aldebaran, Antarés y Polux son rojas ó rojizas. Rumker
La encontrado á la 7 de la Cruz de un color rojo subido ;'^j
mi amigo el capitán Berard , escelente observador, escribia
en 1847 desde Madagascar^ que veia pasar el color de a déla
Cruz también al rojobacia muchos años. Una estrella déla
nave. >? de Argos, que han hecho célebre las observaciones
de Juan Herschell, varia no solamente de brillo, sino que
también de color; mas adelante hablaremos de ella de una
manera detallada. En 1843, Mackaj hallaba en Calcuta
que esta estrella tenia precisamente el color de Arturo, eS
decir, que era de un amarillo rojizo (20). Luego, las cartas
del teniente Gilliss, escritas en Santiago de Chile en 1850,
nos prueban que su color ha llegado á ser todavía mas su-
bido que el de Marte. A continuación del Viaje al Caho^
ha dado Juan Herschell un pequeño catálogo de 76 estre-
llas comprendidas entre la 7.'' j la 9."" magnitud: todas
ellas son de un rojo de rubí (rubj coloured), j algunas
parecen como pequeñas gotas de sangre. Mas allá de la 9.''
ó 10. "* magnitud llega á ser realmente imposible, diceStru-
ve, distinguir los colores de las estrellas. Lamajor parte de
la descripciones de estrellas variables les asignan un color
rojo ó cuando menos rojizo (21). Mira de la Ballena, la pri-
mera estrella cambiante que se ha descubierto (22), es de un
tinte rojizo muj pronunciado. Pero la coloración en rojo no
está necesariamente ligada al fenómeno de la variabilidad
de luz , porque sin hablar de un gran número de estrellas
rojas que no son variables, pueden citarse muchas variables
que son enteramente blancas; por ejemplo: Algol, en la ca-
beza de Medusa, ¿s de la Lira £ del Cochero... En cuanto á
las estrellas azules, cu va existencia ha sido marcada por vez
primera por Mariotte en su Tratado de los colores (23),
pueden citarse muchos tipos notables : r¡ de la Lira es azu-
lada; Dunlop ha descubierto en el hemisferio austral un

V

122

pequeño grupo de 3' ^ / ^_^ de diámetro, en el cual todas las
estrellas son azules. Existen muchos sistemas binarios
donde la estrella principal es blanca j la compañera azul;
en otros, las dos estrellas son azules á la vez (24), como
por ejemplo s de la Serpiente, la 59 de Andrómeda...
Lacaille habia bailado cerca de k de la Cruz del Sud,
un grupo de estrellas al cual daban el aspecto de una ne-
bulosa sus débiles instrumentos. Con poderosos telescopios
bánse encontrado mas de cien estrellas diversamente colo-
readas, rojas, verdes, azules j de azul verdoso. Esas estre-
llas están tan juntas , que podrian llamarse un cofrecillo de
piedras preciosas polícromas (like a superb piece of fancj
jewellerj) (25).

Los antiguos ban creido reconocer una notable simetría
en las posiciones relativas de ciertas estrellas de I.'' mag-
nitud. Distino-uieron sobre todo cuatro estrellas diametral-
es

mente opuestas en la esfera, Aldebaran j Antarés, Rég*ulo
j Fomalbaut, á las cuales habíase dado el nombre de estre-
llas reales. Un escritor de la época de Constantino, Julio
Firmio Materno (26), suministró detalles curiosos acerca
de esta disposición regular de que he hablado en otra par-
te (27). Las diferencias de ascensión recta de las estrellas
reales (stelle regales) son de 11'^ 57°* j 12'^ 49'". La im-
portancia que se les atribuia venia sin duda alguna de las
tradiciones del Oriente que penetraron bajo los Césares en
el mundo Romano, donde inspiraron un gusto tan vivo por
la Astrología. Hállanse hasta en el libro de Job, señales de
la costumbre antigua de designar las cuatro regiones del
Cielo por cuatro constelaciones opuestas; un pasaje oscuro
del capítulo 9.° (versículo 9) opone «á las habitaciones del
Oriente» la Pierna^ es decir, la constelación boreal de la
Osa major ; la misma Pierna de Toro , que tanto se ha
señalado en el Zodiaco de Dendera j en los papiros mor-
tuorios de los Egipcios (28).

— 123 —

Un siglo antes déla invención del telescopio, ja comen-
zaba á llamar la atención de los sabios el cielo austral, una
de cujas partes , la ma jor j mas bella , que empezaba á
los 53° de declinación, Kabia permanecido como velada por
la antigüedad j aun basta fines de la Edad media. En
tiempo de Tolomeo veíanse sobre el horizonte de Alejandría:
. el Altar,, los Pies del Centauro, la Cruz del Sud, compren-
I dida entonces en el Centauro j llamada también mas tarde
i Casaris Thronus en honor de Augusto , como afirma Pli-
I nio (29), j por último, Canopo^ en la Nave, llamada Ptolo-
\moeon (30) por el escoliador de Germánico. Hállase también
'en el catálogo de Almagestas una estrella de 1 / magnitud,
Achernar (en árabe, Achir-el-nahr) ^\?i\\\i\m2i del rioEridan,
aunque esta estrella se encuentre situada á 9° bajo el hori-
zonte de Alejandría. Tolomeo debe, pues, el conocimiento
de esta estrella, á las relaciones de los navegantes que fre-
cuentaban la parte austral del mar Rojo ó el mar de la
Arabia, entre Ocelis j Muciris, una de las escalas del Ma-
labar (31). Los progresos crecientes del arte náutico^ permi-
tieron á los modernos llevar sus investigaciones mas allá
del Ecuador, siguiendo las costas occidentales del África.
En 1484 Diego Cam, acompañado de Martin Behem;
en 1487, Bartolomé Diaz; j en 1497, Vasco de Gama, lle-
garon al paralelo de 35° latitud Sud, en sus espediciones
hacia las Indias orientales. Pero los primeros estudios que
se hicieron sobre el cielo austral , las Nubes de Magallanes
j los Sacos de Carbón, pertenecen á la época de Vicente
Yañez Pinzón, Américo Vespuclo j Andrea Corsali, entre
1500 j 1515, entonces pudo conocer Europa «las mara-
villas de un Cielo que no se vé nunca en el Mediterrá-
neo.» Las medidas estelares propiamente dichas, empeza-
ron mucho después , hacia fines del siglo XVI j principios
del XVII (32).

Si hoj es posible reconocer ciertas le jes en la distri-

— 124 — •

bucion de las estrellas j en sus diferentes grados de con-
densación, se debe á una feliz inspiración de G. Herschell.
En 1785 Herschell aplicó al estudio del Cielo su método
de los marcos (en inglés, process of gauging the Keavens,
star-gauges) , del cual se ha hablado en esta obra . mas de
una vez. Este método laborioso consistia en dirigir sucesi-
vamente hacia diferentes regiones del Cielo un telescopio
de 20 pies (6 metros), j en contar minuciosamente las es-
trellas que quedaban comprendidas en su campo. El diá-
metro del campo visual subtendía un ángulo de 15% de
modo que el telescopio abarcaba cada vez ^/s33 50oo única-
mente de la superficie del Cielo ; así que esos marcos hu-
bieran exigido ochenta j tres años de continuos trabajos,
según observación de Struve , si hubiera sido preciso hacer-
los estensivos á toda la esfera (33). En las investigacio-
nes de ese género donde se trata de estudiar el modo de
distribución de las estrellas , es necesario tener en cuenta
órdenes de magnitud fotométrica á los cuales pertenecen
esas estrellas. Si nos limitamos á las estrellas brillantes de
los tres ó cuatro órdenes primeros, hállase en general que
están repartidas con bastante uniformidad (34). Sin em-
bargo, parecen mas condensadas localmente en el hemisfe-
rio austral desde i de Orion hasta a de la Cruz. Allí, for-
man una zona resplandeciente que sigue la dirección de
un gran círculo de la esfera. Los viajeros están poco con-
formes en los juicios que hacen acerca de la belleza re-
lativa del cielo austral v del cielo boreal ; sus divergen-
cias dependen lomas frecuentemente, según mi juicio, de
que machos observadores han visitado las regiones del
Sud durante una estación donde las mas bellas conste-
laciones pasan por el punto mas alto del horizonte de
dia. Resulta de las medidas ejecutadas por los dos Hers-
chell en la bóveda entera del Cielo, que las estrellas com-
prendidas éntrelas magnitudes h.^ y 10.% ó también en

— 125 —

la 15% estrellas en su major parte telescópicas, parecen
tanto mas condensadas , cuanto mas próximas están de la
Via láctea (ó yaAat/a? xv«Ao?) . Habria, pues, sobre la esfera en
tal caso un ecuador de riqueza estelar j polos de pobreza
estelar, si se nos permite la frase. Coincidiendo el primero
con la dirección general de la Via láctea , la intensidad de
la luz estelar llega á su mínimum hacia los polos del circulo
ga¡áciico\ crece rápidamente á partir de esos polos , j en
todos sentidos, á medida que la misma distancia polar ga-
láctica va aumentándose.

Struve ba sometido á una profunda discusión los ma-
teriales suministrados por los marcos conocidos en la ac-
tualidad. Halla por resultado definitivo de su trabajo_, que
baj por término medio en la Via láctea 30 veces mas es-
trellas (con mas exactitud, 29, 4 veces), qué en las regio-
nes de los polos galácticos. Para distancias en el polo Nor-
te de la Via láctea espresadas por 0% 30°, 60^ 75" j 90%
la riqueza en estrellas está representada por 4, 15; 6, 52;
17, 68; 30, 30; 122^ 00. Esos números indican también
cuántas estrellas baria ver en esas diferentes regiones un
telescopio de 20 pies , cu jo campo tuviese 15' de diáme-
tro. Por ambos lados de la Via láctea la distribución de las
estrellas parece seguir casi las mismas lejes; sin embargo,
la riqueza estelar absoluta es un poco major del lado del
Sud (35); bajo este respecto el cielo austral tiene aun mas
en la región opuesta.

Habia jo rogado al capitán de ingenieros Scbwinck
que examinase cómo las 12,148 estrellas (de la I.'' ala 7.^
magnitud) cujas posiciones ba fijado en su Mairpa corles -
tis, se distribu jen entre las diferentes boras de ascensión
recta; véanselos resultados que se me comunicaron:

De S*" 20™ á S!)^ 20"' de ascensión recta, número de estrellas 3147

O"» 20'" á 15'' 20"' _ _ _ _ 2627

lo'' 20'" a 21'' 2()'" _ _ _ _ 3o23

21'' 20'« á S"* 20™ — _ _ — 2851

— 126 —

Esos cuatro grupos concuerdan con los resultados toda-
vía mas exactos de los Estudios estelares de Struve. Según
éste, los máximos caen, paralas estrellas de 1/ J de 9/^
magnitud , á 6'^ 40"^ j 18^ 40™ ; los mínimos á V' °M'^ j
13'^ 30'^^ de ascensión recta (36).

Si se quiere tener idea de la estructura del Univer-
so , V de la posición ó del espesor de las capas estelares,
es esencial distinguir entre los innumerables astros que bri-
llan en el firmamento, las estrellas diseminadas esporádi-
camente, de las que forman grupos independientes donde
su condensación sigue le jes particulares. Esos grupos son
constelaciones , que contienen con frecuencia millares de
estrellas telescópicas ligadas entre sí por una dependencia
evidente , j aparecen á simple vista bajo forma de ne-
bulosas redondeadas , de un resplandor j de aspecto come-
tario. Tales son las estrellas nebulosas de Eratostenes (37)
j de Tolomeo, las nehúosas ^q\2.^ tablas Alfonsinas de 1252_,
V las que, según Galileo, «sicut areolae sparsim per ?etbe-
ra subfulgent.»

Esos grupos de estrellas á su vez ^ pueden estar aisla-
dos en el Cielo, ó reunidos y como enclavados en ciertas re-
giones, tales como la Via láctea ó las nubes de Magalla-
nes. La región mas rica en grupos globulares {qlohilar
chisters)^ pertenece á la Via láctea, de la cual forma la par-
te mas importante. Encuéntrase en el cielo austral (38),
«ntre la Corona austral , el Sagitario _, la cola de Escorpión
y el Altar, es decir, entre 16'^ 45°^ j 19^ de ascensión
recta. Pero los grupos que se bailan en el interior ó en la
proximidad de la Via láctea , no son todos redondos ó esfé-
ricos, sino que se hallan muchos cujos contornos son irre-
gulares, j entonces contienen menos estrellas , j su con-
densación central está menos acentuada. En un gran
número de grupos globulares , las estrellas son todas de
igual magnitud; en otros, son muj desiguales. Alguna

— 127 —

Tez ha V en el centro una bella estreja roja (39), como en el
grupo situado á 2'^ 10"^ de ascensión recta, y 56** 21' de de-
clinación boreal. ¿Cómo pueden sostenerse esos sistemas
aislados? ¿Cómo los soles que hormiguean en el interior de
esos mundos pueden realizar sus revoluciones libremente j
sin choques? Este es ciertamente uno de los mas difíciles
problemas que puede abordar la dinámica. Apenas si se dis-
tinguen las nebulosas de los grupos estelares, puesto que se
las considera como formadas de estrellas, aunque de estre-
llas mas pequeñas ó mucho mas apartadas de nosotros. Sin
embargo , las nebulosas parecen seguir en su distribución
le jes particulares. El conocimiento de esas le jes dará por
resultado modificar profundamente nuestras ideas acerca de
lo que se llama con tanto atrevimiento la estructura del
Universo. Citemos únicamente aquí un hecho muj nota-
ble: á paridad de aumento j de abertura del telescopio, las
nebulosas redondas son resolubles con mas facilidad en es-
trellas que las nebulosas ovales (40).

Señalaremos á continuación algunos de esos grupos es-
telares que forman sistemas aislados , verdaderas islas en el
Océano de los mundos.

las P/eyarfas , conocidas desde lamas remota antig-üedad y de los
pueblos mas atrasados. Era esta la constelación de los naveg^antes:
Píelas, a-nro roí icyuv, como dicc cl anlig^uo escoliador de Arato. Esta eti-
molog'ía es mas exacta que la de los escritores mas modernos que la de-
ducen de ttAío;, pluralidad. En el Mediterráneo, la navegación duraba
desde mayo hasta primeros de noviembre; es decir, desde el nacimiento
heliaco hasta la puesta heliaca de las Pleyadas.

El Pesebre, en Cáncer: Nubécula quam Prsesapia vocant inter Asellos,
como decia Plinio , un vBféXiov de Eratóstenes.

El grupo que se encuentra en el puño de la espada de Perseo: los as-
trónomos g'rieg'os lo mencionan con mucha frecuencia.

La Cabellera de Berenice , perceptible á simple vista, ig-ualmente que los
tres g-rupos que anteceden.

Un grupo situado cerca de Arturo (n.° 1;663), á las 131i 34ra 12 de

— 128 —

ascensión recta, y 29° 14' de declinación : contiene mas de mil peque-
ñas estrellas de 10.^ á 12.^ magnitud .

Grupo colocado entre >? y ? de Hércules , perceptible á simple vista
durante las noches serenas; un mag-nífico objeto visto con ayuda de un
lelescopio poderoso (n,^ 1,968); está franjeado por los bordes de prolon-
í^aciones bastante sing-ularcs, AR. 161i 3om 37s declinación 3° 47'; des-
crito por primera vez en 1714, por Ilalley.

Grupo situado cerca de o del Centauro , descrito por Halley des-
de 1677: aparece á simple vista como una mancha redonda de aspecto
cometario, casi tan brillante como una estrella de 4/^^ á S.^ magnitud.
Por medio de poderosos telescopios se le descompone en pequeñas estre-
llas de 13.^ á 13.^ magnitud, condensadas muy fuertemente hacia el cen-
tro; AR. 131i 16m 38s , declinación 45» 3o'; es el número 3,504 del ca-
tálogo de las nebulosas del cielo austral de Juan Herschell; tiene 13' de
diámetro. {Viaje alCabo, pág. 21 y 10o; Outlines of Asir., p. 59o).

Grupo vecino de x de la Cruz del Sud (n.° 3,435) , compuesto de es-
trellas multicolores de 12.* á 16.^ magnitud. Esas estrellas están distri-
buidas en un área de 748 ^e grado cuadrado. Es una nebulosa de Lacai-
lle, y ha sido tan completamente resuelta por Juan Herschell , que no de-
jaba señales de nebulosidad. La estrella central es absolutamente roja.
( Viaje al Cabo , pág. 17 y 102, lám. I , fig. 2).

El grupo 47 del Tucán, de Bode, n.o 2,322 del Catálogo de Juan
Herschell, uno de los objetos mas maravillosos del cielo austral. Cuando
yo llegué por priniera vez al Perú y vi este grupo mas elevado sobre el
horizonte, lo tomé en un principio por un cometa. Tiene 15 ó 20' de
diámetro, y aun cuando está situado cerca de la nube pequeña de Maga-
llanes, de perceptibilidad á simple vista , está favorecido singularmente
por su situación en un espacio enteramente sin estrellas. Es en su inte-
rior de un color de rosa pálida, rodeado de un ribete blanco concéntrico
y formado de estrellas iguales de 14." á 16.^ magnitud. Presenta, por
otra parte, todos los signos característicos de la forma globular ó es-
férica (41).

La Nebulosa (le Andrómeda, cerca de v de esta constelación. La resolu-
ción en estrellas de ésta célebre nebulosa es uno de los descubrimientos
mas notables que se han hecho en nuestra época en la astronomía side-
ral. Este descubrimiento se debe á Jorge Bond (42), agregado al Obser-
vatorio de Cambridge en los Estados-Unidos , y fué hecho en marzo
de 1848; acredita toda la fuerza óptica del anteojo de este estableci-
miento (su objetivo es de 38 centímetros de diámetro) , porque un esce
lente telescopio cuyo espejo no tenia menos de 49 centímetros de diá-
metro, «no dabaá conocer una sola estrella en esta nebulosas (43), y c
anteojo de Cambridge deja ver mas de 1,500. Quizás la constelación de
Andrómeda fué conocida desde fines del siglo X, como una nebulosa de

— 129 —

forma oval ; es cierto cuando menos que Simón Mario ó Mayer, de Gunt_
xenhausen, al cual se debe la observación de los cambios de color que
acompañan al centelleo (4í) , ha señalado esta constelación el lo de Di-
ciembre de 1612, como un nuevo astro singular falto de estrellas y des-
conocido de Ticho , dando también su primera descripción detallada.
Cincuenta años después, Bouillaud, autor de la Astronomía Philolaica, se
ocupó del mismo asunto. Lo que presta á este grupo , cuya longitud es
de 2° ^/^j-su latitud de mas de 1°, su carácter enteramente particular,
son dos bandas negras muy estrechas que atraviesan como grietas la
figura entera paralelamente á su eje mayor. Esta configuración observa-
da por Bond , recuerda la hendidura longitudinal que atraviesa igual-
mente una nebulosa no resuelta del hemisferio austral, el número 3,301,
cuya descripción y dibujo ha dado Herschell en su Viaje al Cabo , pagi-
naste y 105, lámina IV, ñg. 2.

De intento omito la gran nebulosa de Orion en esa elec-
ción de notables constelaciones, a pesar de los importantes
descubrimientos que Rosse ha becbo sobre la misma con
su telescopio g-igante , porque be creido mas conveniente
llevar al capítulo de las nebulosas, la descripción de las re-
stcelías actualmente en la constelación de Orion.

La major acumulación de constelaciones, no de nebu-
losas, se encuentra en la Via láctea (45), {Galaxias y el Rio
celeste de los Árabes) (46), que forma casi un gran círculo
de la esfera inclinada bácia el ecuador bajo un ángulo de
63°. El polo norte de la Via láctea se encuentra á 12'*
47'" de ascensión recta j 27^^ de declinación boreal, j su
polo sud á 0'^ 47"^ de ascensión recta j 27° de declina-
ción austral. Se vé que el polo boreal de la Via láctea está
situado cerca de la cabellera de Berenice j que su polo
austral cae entre el Fénix j la Ballena. Si es natural refe-
rir los lugares de los planetas á la eclíptica, es decir, al
gran círculo de la esfera que el Sol describe en su carrera
anual, no lo es menoá referir el conjunto de las configura-
ciones estelares al gran círculo de la Via láctea; sobre todo,
cuando se trata de buscar el modo según el cual se agru-
pan j se acumulan las estrellas en las diferentes regiones

miiü III. 9

— 130 —

de la bóveda celeste. En ese sentido, la Via láctea represen-
ta el mismo papel en el universo sideral que la eclíptica en
nuestro mundo planetario. Corta al ecuador en dos puntos;
el primero está situado entre Procion j Sirio^ á 6'^ 54'"
de ascensión recta; el segundo punto se halla hacia la ma-
no izquierda de Antinoo á 19'^ 15™ de ascensión recta
(en 1800). La Via láctea divide, pues, la esfera celeste en
dos partes algo desiguales, cujas superficies están en
la razón de 8 á 9. El punto equinoccial de la primavera se
encuentra en la menor. La latitud de la jVia láctea es
muj variable (47). La parte mas estrecha j también la
mas brillante, tiene solamente 3 ó 4*^ de latitud j se encuen-
tra entre la proa de la Nave j la Cruz. Por otros lados di-
cha latitud toca en los 16° j aun en los 22°, por ejemplo, en-
tre el Serpentario j Antinoo: cierto es que esta parte está
dividida en dos ramas (48). G. Herschell ha notado que en
muchos sitios la Via láctea aumenta su latitud en 6" ó 7",
según sus marcos, mas de lo que á simple vista parece
cuando se la juzga únicamente por el efecto de su res-
plandor estelar (49).

La blancura lactescente de esta zona se ha atribuido
largo tiempo á la presencia de una nebulosidad general no
resoluble. Hujghens llegó á esta idea ja en 1656, estu-
diando la Via láctea con un anteojo de 7"^, 5. Pero solo
mas tarde, empleando toda la fuerza óptica de los majores
telescopios, ha podido demostrarse que este resplandor ge-
neral no debia ser atribuido á la presencia de algunas ra-
ras nebulosas^ sino mas bien á estratos de estrellas acumu-
ladas en la misma región. Esta es la justificación de las
ideas que Demócrito j Manilio se habian formado -en otro
tiempo acerca de «la Via seguida por Faetón.» Allí donde
la Via láctea ha sido descompuesta en estrellas, báselas
YÍsto «projectarse sobre un fondo negro enteramente des-
prendido de toda nebulosidad» . Debemos añadir, que el

— 131 —

resplandor general de la Via láctea es por todas partes el
mismo (50).

Un carácter general j mu j notable de a Via láctea es
el de que los grupos globulares j las nebulosas ovaladas, de
forma regular ^ están esparcidas de trecheen trecho (51);
mientras que se las encuentra en gran número á grandes
distancias de la Via láctea j también en las nubes de Ma-
gallanes. En esas nubes las estrellas aisladas, los grupos
globulares, en todos los estados posibles de condensación
interior, j las manchas nebulosas ovales ó irregulares, es-
tán abundantemente mezcladas entre sí. Sin embargo, una
parte de la Via láctea se esceptúa de esta regla, puesto que
se hallan grupos numerosos de forma esférica en la región
comprendida entre 16'^ 45 "\ J 18'^ 44 "^ de ascensión recta;
es decir, entre el Altar, la Corona austral, la cabeza j el
cuerpo de Sagitario, j la cola de Escorpión. Vése también
entre « j d del Escorpión una de estas nebulosas anulares
tan raras en el cielo austral (52). En el campo de visión de
los grandes telescopios ( j bueno es recordar aquí que los
telescopios de Herschell de 20 j de 40 pies penetraban en
el espacio hasta 900 j 2,800 veces la distancia de Sirio á
la Tierra), se presentaba tan variada la Via láctea, en cuanto
á su constitución sideral y como poco regular es á simple vista
en sus límites mal acusados. Si algunas regiones ostentan
grandes espacios donde la luz está repartida de una mane-
ra uniforme, haj en seguida otras donde los espacios bri-
llantes del resplandor mas intenso alternan con espacios
pobres en estrellas, j dibujan en el Cielo enrejados ilumi-
nados de un modo irregular (53). Hállanse también en el
interior de la Via láctea espacios oscuros en donde es impo-
sible descubrir una sola estrella; ni siquiera de IS.'' ó
20.'' magnitud. A la vista de esas regiones absolutamen-
te vacías no podría menos de convenirse en que el rajo
visual ha penetrado realmente en el espacio atravesando el

— 132 —

espesor entero de la capa estelar que nos rodea. Las mis-
mas irregularidades se manifiestan en los marcos : cuando
estos presentan por término medio 40 ó 50 estrellas en la
estension de un campo de visión de 15' de diámetro, los
marcos siguientes comprenden de ordinario diez veces
mas. En ocasiones brillan en medio del polvo estelar mas fino
estrellas de un resplandor superior, y faltan en su totali-
dad los órdenes de magnitud intermedia. Es preciso, sin
embargo, notar aquí que las estrellas llamadas de orden
inferior no son necesariamente las mas apartadas; sino que
es posible que teng-an un volumen mas pequeño ó que la
luz se desenvuelva en ellas con menor intensidad.

Para conocer bien el contraste que presentan las dife-
rentes partes de la Via láctea, en cuanto al brillo j á la acu-
mulación de estrellas, es necesario comparar regiones muj-
apartadas unas de otras. El máximum de riqueza j de bri-
llo estelar se halla entre la proa de la Nave j el Sagitario;
ó hablando con mas exactitud , entre el Altar , la cola de
Escorpión , la mano j el arco del Sagitario j el pié dere-
cho del Serpentario. «Ninguna región del Cielo presenta
tanto brillo j variedad, por la riqueza y el número de ob-
jetos que allí se encuentran reunidos (54).» La región de
nuestro cielo boreal que mas se le aproxima está situada
en el Águila y en el Cisne, hacia el punto de división de
la via láctea. El mínimum de brillo se encuentra en los
alrededores de la Licornia y de Perseo, j el mínimum de
latitud bajo el pié de la Cruz.

Una circunstancia digna de notarse aumenta to'davía
la magnificencia de la Via láctea, en el hemisferio austral;
y eí? la de estar cortada bajo un ángulo de 20° próxima-
mente, entre los paralelos de 59° y de 60°, por la zona es-
telar donde se encuentran las estrellas mas brillantes, é in-
dudablemente también las mas próximas á nosotros; zona á
la cual pertenecen Orion, el Gran Perro, Escorpión, el

— 133 —

Centauro y la Cruz. Un arco de círculo máximo al pasai:
por £ de Orion j el pié de la Cruz, dibuja bastante bien la
dirección de esta zona notable, cuja intersección con la Via
láctea cae entre « de la Cruz j »? de iVrgos, tan célebre por
su variabilidad. El efecto verdaderamente pintoresco de la
Via láctea se aumenta todavía mas por las diferentes rami-
ficaciones que presenta en los ^/^ de su trajecto. La bi-
furcación principal tiene lugar cerca de « del Centauro,
según Herschell (55), y no cerca de ¿3 del Centauro, como
indican nuestros mapas celestes, ni cerca del Altar como
quiere Tolomeo (56). Las dos grandes ramas se reúnen en
la constelación del Cisne.

Para abarcar en su conjunto el curso entero de la Via
láctea j sus ramificaciones, pasaremos rápida revista á
sus diferentes partes, siguiendo el orden de las ascensio-
nes rectas. Pasa por 7 j « de Casiopea, dirige al Sud, ha-
cia £ de Perseo, un brazo que se pierde cerca de las Pléja-
das y de las H jadas; atraviesa débil todavía v poco brillan -
te, las Cabrillas (Hfedi) en la mano del Cochero, los pies de
Géminis, los cuernos de Tauro, corta la eclíptica en el
punto solsticial de estío, cubre la maza de Orion y atra-
viesa el ecuador hacia el cuello de Licornia á las 6^ 54"^ de
ascensión recta (en 1800). A partir de ese punto su brillo
aumenta notablemente. Detrás de la Nave emite una rama
hacia el Sud hasta la 7 de Argos, donde esta rama desapa-
rece bruscamente. La principal continúa hasta los 33**
de declinación austral ; allí so abre en forma de abanico
hacia los 20° de ostensión, después vuelve á interrumpirse
y deja un largo espacio vacío _, siguiendo la línea que
une 7 j A de Argos. En seguida vuelve á recobrar la mis-
ma estension, pero estrechándose hacia las patas traseras
del Centauro. En la Cruz del Sud, donde llega á su míni-
mum de estension, tiene solo de 3 á 4^^. Un poco mas allá
se estiende de nuevo y se trasforma en una masa mas bri-

~ 134 —

liante, en donde están comprendidas la /3 de Centauro, " j
i? de la Cruz^ como también el espacio oscuro en forma
de pera, que toma el nombre de Saco de Carbón^ v del cual
liablaré muj pronto en el capítulo VII. En dirección á
esta región notable, un poco mas abajo del Saco de Carbón,
es donde la Via láctea se aproxima mas al polo austral.

Como ja be dicho antes, divídese cerca de la « del
Centauro , j su bifurcación se sostiene, según las antiguas
descripciones, basta la constelación del Cisne. Partiendo de
la a del Centauro, se ve desde luego dirigirse hacia el Nor-
te una estrecha rama que se pierde hacia el Lobo. Después
se manifiesta una división en el Compás cerca de y de la
Regla. La rama septentrional presenta formas irregulares
hasta los pies del Serpentario ; allí se desvanece por com-
pleto. La rama meridional llega á ser entonces la rama
principal , atraviesa el Altar j la cola de Escorpión , diri-
giéndose hacia el Arco de Sagitario , v corta la eclíptica á
los 276° de longitud. Reconócesela mas lejos corriendo á
través del Águila, la Flecha j el Zorro hasta el Cisne, pero
bajo una forma accidentada é interrumpida á trechos. En
este sitio comienza una región en estremo irregular ; vése
en ella j entre s, a J y del Cisne, un largo sitio oscuro que
Juan Herschell compara al Saco de Carbón de la Cruz del
Sud (57), j que forma una especie de centro de donde di-
vergen tres corrientes parciales. Es fácil de seguir la mas
brillante si se pasa mas allá de la ^ del Cisne v ^ del
Águila ; pero no llega á reunirse con la rama de que se ha
hecho mención antes, la cual se estiende hasta el pie de
Ofiuco. Una parte mas considerable de la Via láctea sale
ademas de la cabeza de Cefea, es decir, de cerca de Casio-
pea, punto de partida de toda esta descripción, j se diri-
ge hacia la Osa menor ó el polo Norte.

Los progresos estraordinarios que en el estudio de la Via
láctea se deben al empleo de los grandes telescopios, han

I '^^
1'jD

hecho que al conocimiento puramente descriptivo ú óptico
de esta parte del Cielo, sigan cálculos mas ó menos afortu-
nados acerca de su constitución física. Tomas Wright (58),
Kant, Lambert y G. Herschell mismo, no veian en esta
inmensa acumulación de estrellas mas que la simple pers-
pectiva de un estrato estelar aplanado j mas ó menos regu-
lar, en el fondo del cual estaria en este caso colocado nues-
tro sistema solar. En cuanto á la hipótesis opuesta, la de
la igual magnitud de las estrellas j de su uniforme distri-
bución en el espacio, todo concurre hoj á destruirla. Sin
embargo, G. Herschell en sus liltimos trabajos ha conclui-
do por modificar su primera idea; en vez de una inmensa
capa de estrellas, este hábil j atrevido escrutador de los
Cielos ha preferido admitir en definitiva la hipótesis de un
vasto anillo estelar, que habia sin embargo combatido en su
bella Memoria de 1784 (59). Las últimas observaciones pa-
recen decidirse en favor de un sistema de anillos concéntri-
cos de espesores muj desiguales, v cujas diferentes capas
mas ó menos luminosas para nosotros estarían en tal caso
colocadas á diversas profundidades en el espacio. Pero el
brillo relativo de esas pequeñas estrellas comprendidas en-
tre la 10. "* j la 16.^ magnitud, no bastaria aquí para dar-
nos la medida de su distancia; es imposible, pues, deducir
nada satisfactorio en cuanto á la evaluación numérica del
radio de las esferas á que esas estrellas pertenecen (60).

En muchas regiones de la Via láctea la fuerza de pe-
netración de nuestros instrumentos ópticos basta para re-
solver las nubes estelares en toda su estension^ j hacer ver
los puntos luminosos sobre el fondo vacío j negro de los
espacios infinitos. Puede decirse entonces que la vida pene-
' tra libremente en el espacio. «It leads us , » dice Juan
Herschell, «irresistiblj to the conclusión that in these re-
gions we seej'airlf/ tlirough the starrj stratum (61).» En
ciertas regiones, la Via láctea se abre paso por sus hiatos ó

I

— 136 —

sus aberturas; en otras, lia permanecido impenetrable (fa-
thomles insondable) , aun para el célebre telescopio de 40
pies (62).

La teoría actual del sistema de los anillos g-alacticos, y
la determinación de lo que atrevidamente se llama «el lu-
g-ar del Sol en este sistema,» se deben en g-ran parte á los
recientes trabajos de Juan Herschell en el hemisferio aus-
tral. Para obtener estos resultados^ cuja verosimilitud é
interés sobre todo no se pueden desconocer, ha estudiado la
distribución de la luz estelar en las diferentes regiones de
la Vía láctea, j los órdenes de magnitud de las estrellas
que se acumulan mas j mas á partir de los polos galácti-
cos , acumulación que ha sido comprobada en un espacio
de 30° por ambos lados de la Via láctea para las estrellas
inferiores á la 11.* magnitud (63), j por consiguiente para
los *^/i7 de la totalidad de las estrellas. El sitio que se ba
asignado de esta manera al Sol es escéntrico; colócasele so-
bre la línea de intersección de una de las capas secunda-
rias con el plano del anillo principal (64) _, en una de las
regiones mas vacías, mas cerca de la Cruz del Sud que de
la región donde se encuentra el nudo opuesto de la Via
láctea (65y. «La profundidad á que se ba colocado nuestro
sistema solar en la capa de estrellas que forma la Via lác-
tea , debe, pues ^ ser igual á la distancia de las estrellas de
9.^ á 10.' magnitud, y de ningún modo á la de las estre-
llas de ll.*" magnitud, contándose esta profundidad á par-
tir de la superficie meridional del estrato estelar (66).»
Pero allí donde las medidas directas llegan á ser imposi-
bles por la naturaleza misma del problema, el entendi-
miento humano, aun presintiendo la verdad no llega sin
embargo á recoger mas que un incierto resplandor.

IV.

ESTRELLAS NUEVAS. — ESTRELLAS CAMBIANTES EX PERIODOS YA DE-
TERMINADOS.— ASTROS CUYO BRILLO SUFRE VARIACIONES PERO
CUYA PERIODICIDAD NO HA SIDO RECONOCIDA AUN.

Estrellas nuevas. — La aparición de una nueva estrella
La escitado siempre el asombro, sobre todo cuando el fenó-
meno ha sido repentino, j cuando la estrella era de primera
magnitud j de fuerte centelleo. Es, en efecto, este fenóme-
no lo que justamente podria llamarse un acontecimiento
en el Universo. Lo que hasta entonces habia permanecido
oculto á nuestras miradas, se hace visible j revela de re-
pente su existencia. La sorpresa, por otra parte, es tan-
to mas viva, cuanto que semejantes acontecimientos se
presentan rara vez en la Naturaleza. Desde el siglo XVI
al XIX, los habitantes del hemisferio boreal han apercibido
á simple vista 42 cometas, es decir, 14 cometas por térmi-
no medio cada siglo; mientras que solo han presenciado
8 apariciones de estrellas nuevas en el mismo espacio de
tiempo. Su rareza es mucho mas palpable si se cuentan
períodos mas largos. Desde la época importante de la his-
toria de la Astronomía, en que las tablas Alfonsinas fueron
terminadas, hasta la de G.Herschell, de 1252 á 1800, hán-
se contado próximamente 63 cometas no telescópicos j so-
lamente 9 estrellas nuevas. En este período, pues, en que

— 138 —

la civilización europea permite una atención científi-
ca suficientemente sostenida, la relación de las estre-
llas nuevas con los cometas visibles es la de 1 á 7. Hare-
mos ver bien pronto, que si se distinguen con cuidado en el
catálogo cbino de Ma-tuan-lin, las estrellas nuevas de los
cometas desprovistos de cola, j si se remonta, con ajuda
de esta preciosa colección basta el año 150 antes de nues-
tra era, apenas se bailan en 2^000 años, 20 á 22 aparicio-
nes de estrellas cuja realidad pueda garantirse.

Antes de pasar á las consideraciones generales, con-
viene que nos detengamos un momento on un caso parti-
cular, estudiando en los escritos de un testigo presencial^ la
viva impresión que puede causar el inesperado aspecto de
un fenómeno de este género. «Cuando abandone la Alema-
nia para volver de nuevo á las islas danesas, dice Ticbo-
Brabe, me detuve (ut aulicaB vitse fastidium lenirem) en el
antiguo convento admirablemente situado de Herritz waldt,
perteneciente á mi tio Stenon Bille, j allí adquirí la cos-
tumbre de permanecer en mi laboratorio químico basta el
caer de la nocbe. Una tarde que consideraba, como de or-
dinario, la bóveda celeste cu jo aspecto me es tan familiar,
vi con asombro indecible cerca del zenit, en Casiopea, una
radiante estrella de magnitud estraordinaria. Para con-
vencerme de que no era ilusión de mis sentidos j para
recoger el testimonio de otras personas, bice salir á los obre-
ros ocupados en mi laboratorio j les pregunté^ como á to-
dos los transeúntes, si veian como jo la estrella que acaba-
ba de aparecer de repente. Supe después que en Alemania
los cocberos j otras gentes del pueblo babian advertido á
los astrónomos de una gran aparición en el Cielo, lo que ba
suministrado la ocasión de renovar las burlas acostumbra-
das contra los bombres de ciencia (como para los cometas
cuja venida no babia sido predicba).

«La estrella nueva , continúa Ticbo, estaba desprovista

— 139 —

de cola, no la rodeaba nebulosidad alguna; parecíase en
todo á las demás estrellas, j únicamente centelleaba aun
mas que las de primera magnitud. Su brillo escedia al de
Sirio, la Lira j Júpiter. Solo podia compararse al de Ve-
nus, cuando mas cerca está de la Tierra (entonces un cuarto
de su superficie está únicamente iluminado para nosotros.)
Las personas dotadas de buena vista podian distinguir esta
estrella durante el dia^ aun al medio dia, cuando el Cielo
estaba sereno. Durante la noche j cerrado el Cielo, ocultas
todas las demás estrellas, la nueva era visible muchas ve-
ces á través de nubes muj densas (nubes non admodum
densas). Las distancias de esta estrella á otras de Casio-
pea, que he medido al año siguiente con especial cui-
dado, me han convencido de su completa inmovilidad. A
partir del mes de Diciembre de 1572 empezó á disminuir
su brillo; entonces era igual á Júpiter. En enero de 1573
llegó á ser menos brillante que Júpiter. Los resultados de
mis comparaciones fotométricas son los siguientes: en Fe-
brero j Marzo, igualdad con las estrellas de primer orden
(stellarum affixarum primi honoris; Ticho no ha querido
emplear jamás la espresion deManilio, stellae fixse); en Abril
jMajo, brillo de las estrellas de 2.^ magnitud; en Julio y
Agosto de 3.^; en Octubre y Noviembre de 4/ Hacia el mes
de Noviembre, la estrella nueva no escedia á la ll."" estre-
lla en lo bajo del dosel del trono de Casiopea. El paso de la
5.^ á la QJ" magnitud tuvo lugar desde Diciembre de 1573
á Febrero de 1574. El mes siguiente, la estrella nueva
desapareció sin dejar rastro perceptible á simple vista, des-
pués de haber brillado 17 meses.» El telescopio fué inven-
tado 37 años después.

Así, la estrella perdió su brillo de una manera sucesi-
va j perfectamente regular, sin presentar períodos de re-
crudescencia, como ha sucedido en nuestros dias con la ,, de
Argos, estrella que no puede llamarse nueva seguramente.

— i40 —

El color cambiaba al mismo tiempo que el brillo, lo que dio
lugar pasado algún tiempo, á una multitud de congeturas
equivocadas acerca de la velocidad de propagación de los
diferentes rajos colorados. En los primeros tiempos de su
aparición, cuando igualaba en brillo á Venus j á Júpiter,
permaneció durante dos meses blanca; pasó enseguida á,
amarilla j después á roja. Durante el invierno de 1573,
Ticho la compara á Marte; luego la halla casi semejante á la
espalda derecha de Orion (Beteigeuze). Sobre todo encon-
traba en ella cierta analogía con el color rojo de Aldébaran.
En la primavera de 1573, principalmente hacia el mes de
Majo, reapareció el color blanquecino: «albedinem quam-
dam sublividam induebat, qualis Saturni stelke subesse vi-
detur». En Enero de 1574, continuó así de 5."* magnitud j
blanca, pero de una blancura menos pura_, j centelleaba
con una vivacidad estraordinaria dada su magnitud; por
último, conservó las mismas apariencias hasta su total des-
aparición ocurrida en Marzo de 1574.

Esos detalles circunstanciados (67) ponen de manifies-
to la influencia que un fenómeno semejante debia ejercer
en los espíritus de una época tan brillante para la Astrono-
mía, j la importancia que se otorgaba ja á las problemas
á que daba lugar. Como á pesar de la escasez de estrellas
nuevas, se reprodujeron fenómenos de ese género 3 ve-
ces en 32 años, á los ojos de los astrónomos europeos, esos
acontecimientos estraordinarios j reiterados escitaron en
sumo grado el interés universal. Reconocióse mas j mas
la importancia de los catálogos estelares, únicos que pue-
den dar el medio de examinar la novedad de la estrella.
Discutióse su periodicidad posible (68), es decir su reapari-
ción después de muchos siglos. Ticho adelantó de un modo
atrevido una teoría acerca de la manera como se forman las
estrellas á espensas de la materia cósmica, j su teoría es
análoga á la de G. Herschell. Cree que esta materia celeste

— Mi —

está desde su principio en el estado de nebulosidad, j que
llega á ser luminosa por su condensación ; j por último
que se aglomera formando estrellas: «Coeli materiam te-
nuissimam, ubique nostro visui et Planetarum circuitibu»
perviam, in unum globum coudensatum, stellam effinge-
re». Esta materia cósmica estendida universalmente habria
adquirido ja en este caso, cierto grado de condensación en
la Via láctea donde brilla con un dulce resplandor plateado.
Esta es la causa por la que la estrella nueva se hallaba, co-
mo las que aparecieron en 945 j 1264, al borde mismo de
la Via láctea «quo factum est quod nova stella in ipso Ga-
laxise margine constiterit» ; j aun se reconoce el sitio (hia-
to) que la materia de la Via láctea ha dejado vacío al con-
densarse (69). Esos cálculos recuerdan teorías que se des-
envolvieron á principios del siglo XIX; la transformación
de la materia nebulosa en grupos estelares; la fuerza de
concentración que condensa poco á poco esta materia, dan-
do vida á una estrella central, j todas esas hipótesis acerca
de la marcha que sigue la materia nebulosa . para formar
globos sólidos. Esas ideas han reinado solo un instante:
hoj son desechadas como dudosas. Tal es la suerte de las
hipótesis en la eterna fluctuación de las opiniones j de los
sistemas.

Reúno aquí todas las apariciones de estrellas nuevas-
temporales sobre cuja certeza puede tenerse seguridad has-
ta cierto punto.

(a) 134 antes de J.-C. en el Escorpión.

(b) 123 después de J.-C. en Ofiuco.

(c) 173 en el Centauro.

(d) 369 ?

(e) 386 en Sag-itario.

(f) 389 en el Águila.

(g) 393 en el Escorpión.
(h) 827 ? en el Escorpión,

(i) 94.Í entre Cefea y Casiopea,

— 142 —

(k) 1012 en Aries.

(1) 120B en Escorpión.

(m) 1230 en Ofiueo.

(n) 1264 entre Cefea y Casiopea.

(o) 1372 en Casiopea.

(p) 1378.

(q) 1384 en el Escorpión.

(r) 1600 en el Cisne.

(s) 1604 en Ofiueo.

(t) 1609.

(u) 1670 en el Zorro.

fu; 1848 en Ofiueo.

ACLAKACIONES.

(a) Primera aparición, entre /3 y p del Escorpión, en Julio del año 134
antes de J.-C; estracto de la Colección china de Ma-tuan-lin , traducida
y arreglada por el sabio ling-üista Eduardo Biot (Conocimiento de los tiem-
2)0s, año 1846, p. 61). Hállase en este cátalog"o la descripción de las es-
trellas estraor (linarias de un aspecto estraño, llamadas por los Chinos estre-
llas huéspedes (Ke-sing-, estranjeros de una fisonomía particular). Estas
estrellas se disting-uen por los observadores mismos , de los cometas pro-
vistos de cola ; pero las estrellas nuevas inmóviles están mezcladas con
un cierto número de cometas sin cola y erráticos. No obstante, puede en-
contrarse un criterio importante, si no infalible, para disting-uirlos, en la
indicación de un movimiento (Ke-sing-, de 1092, 1181 y 1438) ó en la
ausencia de toda indicación de ese g-énero, como en la fórmula: «el Ke-
sing' se ha disuelto» y ha desaparecido. Puede tenerse presente también
que la cabeza de los cometas, con ó sin cola, brilla siempre con una luz
débil y dulce y no centellea jamás; mientras que el brillo de las estrellas
estraordinarias señaladas por los Chinos se compara al de Venus, lo que
no podria convenir en general á los cometas , y menos aun á los cometas
sin cola. La estrella que apareció en el año 134 antes de J.-C. bajo la anti-
gua dinastía de los Han, podia ser, según Juan Herschell, la estrella
nueva de que habla Plinio, la que indujo indudablemente á Hiparco á co-
menzar su catálogo. El dicho de Plinio ha sido tomado como fábula poi'
Celambre (Hist. de laAstr. ant., t. í, p. 290, é Hist. de la Astr. mod., t. I,
p. 186). Pero como Tolomeo afirma espresamente ((Almag. VII, 2, p. 13,
ed. Halma) que el catálogo de Hiparco corresponde al año 128 antes de
nuestra era, y como Hiparco hacia sus observaciones en Rodas y quizás
también en Alejandría por los años 162 y 127 antes de J.-C, como ya
he dicho en otro sitio, no puede oponerse nada á la aserción de Plinio ó

— 143 —

á la conjetura de Herschell. Puede muy bien creerse, con cfeclo, que el
gran astrónomo de Nicea ha observado larg-o tiempo antes de la época en
que se determinó a construir un catálogo de estrellas. La espresion de
Plinio í'suo íevo genita» se refiere evidentemente á la vida entera de Hi-
parco. Cuando la estrella de 1372 apareció (la de Ticlio), disputóse largo
tiempo acerca de si la estrella de Hiparco era también una estrella nueva
ó un cometa sin cola. Ticho era déla primera opinión (Progymn., p. 319-
o2o). Las palabras «ejusque motuad. dubitationem adductus» podrían ha-
cer pensar que se trataba de un cometa débil ó sin cola: pero el lenguaje
algo falso de Plinio dá motivo á toda ambigüedad en la espresion.

(b) Aparición scíialada por los Chinos, en Diciembre del año 123 des-
pués de nuestra era, entre a de Hércules y « de Ofiuco ; colección de
]Ma-tuan-lin según Ed. Biot. (Parece que debió haber todavía otra apa-
rición de una estrella nueva bajo Adriano, hacia el año 130).

(c) Estrella singular y muy grande, tomada de Ma-tuan-lin, así como
las tres siguientes. Apareció el 10 de Diciembre de 173, entre « y ^ del
Centauro, y desapareció ocho meses después, luego de haber enseñado
los cinco colores uno en pos del otro. Eduardo Biot dice sucesivamente en su
traducción ; podría deducirse de esta espresion que esta estrella ha pre-
sentado en diferentes épocas una serie de colores análogos á los de la
estrella de Ticho ; pero Juan Herschell cree que se trata solamente de un
centelleo colorado (Ouflines, p. 363): igual interpretación á la que Arago
ha dado á una espresion casi i léntica de Keplero respecto á la estrella
nueva de 1604 en el Serpentario. (Arago, Astr. fop., t. I, p. 426).

(d) Brilló desde el mes de Marzo hasta el de Agosto del año 369.

fe) Entre /I y «f del Sagitario. El catálogo chino indica también aquí
€spresamente el lugar «donde permanecía la estrella desde el mes de
Abril hasta el de Julio de 386.»» Estaba, pues, inmóvil.

(f) Estrella nueva cerca de <* del Águila; según la relación de Cuspi-
niano, testigo ocular, l)rJUaba con el resplandor de Yénus, en tiempo del
emperador Honorio; desapareció tres semanas después sin dejar señal
alguna (70).

(g) Marzo 393: también en el Escorpión, pero esta vez en la cola; to-
mada del catálogo de Ma-tuan-lín.

(h) El año 827 dudoso : es mas seguro decir en la primera mitad del
siglo IX. Con efecto, hacia esta época, y bajo el reinado del califa Al-
Mamun, dos célebres astrónomos árabes, Haly y Giafar Ben-Mohammcd
Aibumazar, observaron en Babilonia una estrella nueva «cuya luz igua-
laba á la de la Luna en su primer cuadrante!'» Este acontecimiento tuvo
lugar también en el Escorpión : la estrella se desvaneció después de un
intervalo de cuatro meses.

(i) La aparición de esta estrella en 943, bajo el emperador Otón el
Grande, así como la del año 1264, se fundan únicamente en el testimonio

— 144 —

del astrónomo bohemio Cipriano Leovilio, que asegura haber tomado
sus apuntes de una Crónica manuscrita. Este astrónomo hizo notar al
propio tiempo que las dos apariciones de 943 y de 1264 tuvieron lugar
entre Cefea y Casiopea muy cerca de la Via láctea, precisamente en el si-
lio donde la estrella de Ticho apareció en lol2. En los Progymnasmata
(p. 331 y 709), Ticho es déla misma opinión de Cipriano Leovitio en con-
tra de Pontano y Camerario que le atribulan el haber confundido cometas
de larg-as colas con estrellas nuevas.

(Ji) Seg-un el testimonio de Hepidanno, monje de Saint Gall, muerto
en 1088, y cuyos anales se estienden de 709 á 1044, apareció hacia fines
de Mayo de 1012 una estrella nueva de una magnitud estraordinaria y
de un brillo sorprendente (oculos verberans), en Aries, en el punto mas
meridional del Cielo, y permaneció alH visible durante tres meses. Fué
en su aparición unas veces mayor, otras menor, llegando á desaparecer
algún momento. «Novastella apparuit insolitre magnitudinis, aspectuful-
gurans, et oculus verberans non sine terrorc. Quse miruní in modum ali-
quando contractior, aliquando diffusior, etiam extinguebatur interdum.
Yisa est autem per tres menses in intimis finibus Austri , ultra omnia
signa qu£e videntur in coelo.» Hepidatmi Anuales breves en Duchesne , His-
toriíB Francorum Scríptores, t. III, 1641, p. 477; (V. también Schnurrer,
Chronik der Senchen, i .^ parto, p. 201). El manuscrito consultado por Du-
chesne y por Goldast coloca esta aparición en 1012; pero según recientes
críticas históricas, es necesario preferir las indicaciones de otro manus-
crito que está en desacuerdo frecuente con el primero y que retrasa, por
ejemplo, todas las fechas en seis años. Coloca la aparición de la estrella
nueva en el año 1006 (V. Anuales Sangallenses madores en Pertz, Monumenta
Germanice histórica, Scriptorum, t. I, 1826, p. 81), Nuevas investigaciones
ponen en duda que haya escrito nunca Hepidanno. El singular fenómeno
de la pariaMlidad ha sido llamado por Chladni la combustión y la destruc-
ción de una estrella. Ilind cree que la estrella de Hepidanno es idéntica á
otra estrella nueva de Ma-tuan-lin , que debió ser vista en China en el
mes de Febrero de 1011, entre <t j <{> de Sagitario (Notices of the R. Astr.
Soc.,t. Yin, 1848, p. io6). Pero entonces seria preciso que Ma-tuan-lin
se hubiera equivocado á la vez en el año y en la constelación donde
hizo su aparición la estrella.

(1) A fines de Julio de 1203, en la cola de Escorpión, «Estrella nueva
de color azulado sin nebulosidad luminosa y semejante á Saturno,» se-
gún los catálogos chinos. (Eduardo Biot, en el Conocimiento de los tiem-
pos, 1846, p. 68.)

(??i) Una observación china tomada de Ma-tuan-lin , cuyo catálogo
astronómico que contiene las posiciones bastante exactas de los cometas
y délas estrellas, se remonta á 613 años antes de J. C. , es decir, á la
época de Thales y de la espedicion de Coleo do Samos. La nueva estre-

— 145 —

lia apareció hacia mediados de Diciembre de 1230 , entre Ofmco y la
Serpiente. Se desvaneció á fines de Marzo de 1231.

(n) Estrella de que habla el astrónomo de Bohemia, Cypriano Leo-
vitio (véase mas arriba (í) la estrella del año 945). En la misma época
(Julio de 1264), apareció un g-ran cometa cuya cola abarcaba la mitad del
Cielo, y que no pudo por consig-uiente ser confundido con la estrella nue-
va que se presentó entre Cefea y Casiopea.

(o) La estrella de Ticho de 11 de Noviembre de 1572, en el trono de
Casiopea ; Ase. rec. = 3° 26' Decli; = 63° 3' (para 1800).

(p) En Febrero de 1578 seg-un Ma-tuan-lin. La constelación no se
ha indicado. Es necesario que el brillo de esta estrella haya sido muy
estraordinario pues el catálog'o chino, añade: «¡una estrella g-rande como
el Sol !'^

((/) El 1° de Julio de 1584 , cerca de ti- de Escorpión : observación
china.

(r) La estrella 34 del Cisne según Bayer. Guillermo Janson, g-eógrafo
notable que hizo alg-un tiempo sus observaciones bajo la dirección de
Ticho, es el primero que fijó su atención sobre esta nueva estrella, situada
■en el pecho del Cisne al principio del cuello; esto es al menos lo que
prueba una inscripción de su globo celeste. Keplero, falto de instrumen-
tos desde la muerte de Ticho, é impedido ademas por sus viajes, no em-
pezó á observarla hasta dos años después , ni tuvo noticia de su existen-
cia hasta esta época; circunstancia sing-ular, porque la estrella era de 3.^
mag'nitud. «Cum mense Maio anni 1602, dice, primum iitteris monerer
de novo Cyg-ni phcenomeno...»» (Keplero , de Stclla nova tertii honoris iii
Cygno, 1606, adición a la obra de Slella Nova in Serpent. , p. 152, 154,
164 y 167). En ninguna parte del tratado de Keplero se halla que la es-
trella nueva del Cisne haya empezado por ser de l.^*^ magnitud , por mas
que así se tenga dicho con frecuencia en recientes escritos. Keplero la
llama parva Cygni stellu, y la clasifica siempre en la 3.^ magnitud. Coló-
cala á los 300° 46 ' de Ase. rec, y a- 36° 52/ de Decl.; lo que da para 1800:
302° 36^ y -4- 37°27''. La estrella disminuyó de brillo especialmente á par-
tir de 1619, y acabó por desaparecer en 1621, Domingo Cassini la vol-
vió á ver en 1655; llegó a la 3.* magnitud y desapareció de nuevo.
(V. Jacobo Cassini, Elem. de Astr., p. 69). Hevelio la observó otra vez ca
Noviembre de 1665 ; era entonces muy pequeña ; aumentó después, pero
sin llegar en esta ocasión á la 3.^ magnitud. Entré 1677 y 1682 descendió
a la 6.^ magnitud , y ha permanecido en el Cielo en este orden de brillo.
Juan Herschell la cita en la lista de las estrellas cambiantes , pero no así
Argelander.

(s) Después déla estrella que se vio en 1572 en Casiopea, la mas cé-
lebre es la que apareció en 1604 en el Serpentario, á los 259" 42' de
Ase. rec, , y 21° 15' de Declin, austral (para 1800), A una como á otra
TOMO ni 10

— 146 —

se une lia gran nombre. La estrella nueva del pié derecho del Ser-
pentario no fue descubierta en verdad por Keplero mismo, sino por su
discípulo Juan Brunowski, de Bohemia, el 10 de Octubre de 1604. «Esce-
dia á las estrellas de l.^ mag-nitud, y también á Júpiter y Saturno ; pero
era menos brillante que Yenus.» Herlicio pretende haberla observado
desde el 27 de Setiembre. Sii brillo era menor que el de la estrella de TichO'
en 1372 ; tampoco era tan visible en pleno dia como aquella; pero su
centelleo era mucho mas vivo , y por esto especialmente escitaba la ad-
miración de los observadores. Como el centelleo va unido siempre al
fenómeno de la dispersión de los colores , no sorprende que se haya ha-
blado tanto de su hiz coloreada y de sus continuas variaciones. Arago
{Astronomía foipular, t. I, p. 4lí), ha hecho observar que la estrella de
Keplero no ha presentado en modo aÍg"üno como la de Ticho variaciones
permanentes de color, pasando sucesivamente y por un tiempo conside-
rable del blanco al amarillo, del amarillo al rojo y del rojo al blanco.
Keplero dice muy claramente que esta estrella parecía blanca cuando se
elevaba sóbrelos vapores del horizonte. Si habla de los colores del Iris
lo hace únicamente para pintar mejor el fenómeno de su centelleo colo-
reado. «Exemplo adamantis mulíanguli, qui Solis radios intcr converten-
dum ad spectantium oculos variabili fulg-ore revibraret, colores Iridis
(stella nova in Ophiucho) succesive vibratu continuo recipracabat." (De
Nova Stella Serpent., ]). 3 y 12o). A principios del mes de Enero de l60o^
la estrella era mas brillante que Antarés, pero un poco menos que Artu-
ro. A fines de Marzo del mismo año se hace de 3.^ mag^nitud. La proxi-
midad al Sol interrumpió las observaciones durante cuatro meses. Des-
apareció sin dejar señal entre Febrero y Marzo de 1606. Ciertas obser-
vaciones bastante inexactas de Escipion Claramonti y del geógrafo Blaeu
(Blaew) acerca de los cambios de posición de la estrella nueva, apenas
si merecen mención, como consigna ya J. Cassini en sus Elem. de
Astron., p. 65; por otra parte, estaban en contradicción con el trabajo de
Keplero, mucho mas seguro. El catálogo chino de Ma-tuan-lin contiene
una aparición que por la fecha y posición presenta alguna analogía con
la de la estrella nueva del Serpentario. El 30 de Setiembre de 1604 se
vio en China cerca de -m de Escorpión una estrella de color naranjado
«(¿del grosor de una bola?)». Brilló al Sud-oeste hasta el mes de Noviem-
bre del mismo año . y entonces llegó á hacerse invisible. Reapareció
en 14 de Enero de 1605, al Sud-este; pero llegó á oscurecerse mucho en
Marzo de 1606. (Conocimiento de los tiempos para 1864, p. .59). El lugar
designado aquí para jc de Escorpión puede ser confundido fácilmente
con el pié del Serpentario; pero las espresiones Sud-oeste y Sud-este, la
reaparición, y sobre todo la circunstancia de que no esta indicada nin-
guna desaparición final, dan lugar á ciertas /.ludas sobre la identidad de
los dos astros.

— 147 —

(t) Una nueva estrella de Ma-tuan-lin: magnitud considerable: vista
al Sud-Oeste. No hay mas indicios. ^

(u) Estrella nueva descubierta el 20 de Junio de 1670 por el cartujo
Anthelmo, en la cabeza del Zorro, muy cerca de ^ del Cisne. Ase. rec.=
29.JO 27 /. Declin. = -i- 26^ íl L En un principio era de 3.^ magaitud úni-
camente; luego bajó hasta la 5.^ hacia el 10 de Agosto. Desapareció al fin
de 3 meses para aparecer de nuevo el 17 de Marzo de 1671 con el brillo
de una estrella de 4.^^ magnitud. Domingo Cassini la observó asiduamen-
te en Abril de 1671, y la encontraba de luz muy variable. Creyóse que
se presentarla con el mismo brillo al cabo de un período de 10 meses; pero
no fue así. Buscósela infructuosamente en Febrero de 1672. Hasta el 29
lie Marzo del mismo año no apareció de nuevo , pero como de 6.^ mag-
nitud; desde esa época no se la ha vuelto á ver. (Jacobo Cassini, Elemen-
ios de Astronomía , p. 69-71). Esta aparición indujo á Domingo Cassini á
rebuscar las estrellas que no habían todavía sido vistas (¡por él!). Cree
haber encontrado 14 de í.''^, o.* y 6.^^ magnitud (8 en Casiopea, 2 en el
Eridan y 4 cerca del polo boreal). Como no tenemos dato alguno acerca
de esas estrellas, así como tampoco de las que ocuparon á Maraldi des-
de 1694 á 1709, debe considerárselas como mas que dudosas, y nos es
imposible por lo tanto mencionarlas. (Jacobo Cassini, Elementos d Astro-
nomia, p. 73-77); Delambre, Uist. de la Astr. mod., t. lí, p. 780).

(v ) Desde la aparición de la estrella nueva del Zorro, se pasaron 178
años sin que se presentase fenómeno alguno semejante; sin embargo, el
Cielo había sido esplorado cuidadosamente durante esto intervalo , mer-
ced al continuo empleo de los anteojos y á la construcción de catálogos
estelares cada vez mas exactos. Por último, en 28 de Abril de 1848, des-
cubrió Hind una estrella nueva en el observatorio particular de Bishop
(South Villa, Regent's Park). Su estrella era de 3.^ magnitud, de colo-
rojizo y situada en el Serpentario, á 16h oOm o9s de Ase, rect,; y 12°r
39/ 16/'' de Declin, austral (para 1848). Nunca para ninguna otra es-
trella nueva se comprobaron con tanto cuidado y exactitud la novedad
de la aparición ó la invariabilídad de posición. Hoy es (1830) de 11^
magnitud escasamente, y según las asiduas observaciones de Lichten-
berger', es probable que desaparezca totalmente dentro de muy poco.
(Notices of the Astr. Soc, t. VJIÍ , p. 146 y 153-i:i8;.

Este cuadro de las estrellas nuevas que han aparecido
j desaparecido durante 2,000 años, es quizás algo mas
completo que los cuadros del mismo género publicados
hasta el dia. De él se desprenden las observaciones siguien-
tes. Tres clases de fenómenos deben distinguirse: las estre-

— 148 —

lias que aparecen súbitamente j desaparecen después de
un tiempo mas ó menos largo; aquellas cu jo brillo está
sometido á variaciones periódicas determinadas desde lue-
go, j las que como r¡ de Argos aumentan de brillo, y pre-
sentan en seguida variaciones cuja luz desconocemos. La
estrella nueva del año 1,600 (en el Cisne), que desapa-
reció del todo, pero únicamente sin duda á simple vista^
reapareciendo en seguida j quedando definitivamente como
estrella de 6/ magnitud, demuestra perfectamente la afi-
nidad de los fenómenos de las dos primeras clases. Creíase
ja en tiempo de Ticho que la estrella nueva de 1572 (en
Casiopea) podria ser la misma que las de 945 j de 1264.
Como los intervalos un poco inciertos quizás son de 319 j
de 308 años, Goodricke supone un período de tres siglos;
Keill j Pigott le redujeron á la mitad j formaron un pe-
ríodo de 150 años. Pero Arago ha demostrado que la estre-
lla de 1572 no podia ser colocada con certeza en el número
de las estrellas periódicamente variables (71). Nada basta
aquí autoriza á considerar todas las estrellas nuevas como
simples estrellas variables de largo período, que nos hu-
bieran sido desconocidas por la longitud misma de éste.
Si, por ejemplo, la luz propia de todos los soles del firma-
mento resulta del juego de las acciones electro-magnéticas
en sus fotosferas , no es necesario recurrir á una condensa-
ción local j temporal del éter, ni á la interposición momen-
tánea de las pretendidas nubes cósmicas, para esplicar las
variaciones de esta luz , que esas variaciones sean por otra
parte regulares ó no, que se reproduzcan en épocas deter-
minadas ó que tengan lugar mas de una vez. Los fenóme-
nos de luz que nacen de las acciones eléctricas en la super-
ficie de nuestro propio globo, los relámpagos por ejemplo,,
<> las auroras boreales, ¿no enseñan en medio de numerosas
irregularidades aparentes una cierta periodicidad depen-
diente de las estaciones, ó también de las horas del dia?

— 149 —

Otro tanto puede decirse de las pequeñas nubes que se for-
man con frecuencia muchos dias seguidos en un cielo se-
reno j siempre en los mismos sitios; prueba de esto las ano-
malías persistentes que se hallan en seguida en las obser-
vaciones astronómicas hechas en semejantes circunstancias.

Una de las particularidades mas interesantes á mi modo
de ver en esos fenómenos, es que casi todas las estrellas
nuevas aparecen con el major brillo , esceden desde luego
á las estrellas de primera magnitud por la vivacidad de la
luz j por la de centelleo; en una palabra^ no se observa á
simple vista llegar por grados al máximum de brillantez.
Keplero daba tanta importancia á esta especie de crite-
rio (72), que hacia de él argumento contra las aserciones
de Policiano. Pretendía este último haber descubierto la
estrella nueva del Serpentario (en 1604) mucho tiempo
antes que Brunowski , j Keplero rebatía su reclamación
en los siguientes términos: «Apparuit nova stella parva, et
postea de die in diem crescendo apparuit lumine non multo
inferior Venere, superior Jove.» Esceptúanse solo de la re-
gla tres estrellas, que han presentado un aumento de luz
progresivo; son estas: la estrella de 3." magnitud de 1600
(en el Cisne), la de 1670 (en el Zorro), jla estrella nueva
de Hind, en el Serpentario (en 1848).

Es muj de sentir que estos fenómenos ha jan llegado á
ser tan raros desde hace 178 años. Con efecto, solamente
dos veces se han presentado durante este largo intervalo, á
diferencia de la sucesión con que se hablan concentrado, por
decirlo así, en los siglos precedentes: 4 en 24 anos, hacia
fines del siglo iv; 3 en 61 años, en el xiii, j 6 en 37 años,
hacia la época de Ticho j de Keplero, á fines del siglo xvi j
principios del xvii. Entiéndase bien que cuento aquí las
estrellas estraordinarias observadas por los chinos , porque
ai decir de los jueces competentes, la major parte de esas
observaciones es digna de confianza. Verdad es que las

— 150 —

estrellas vistas en Europa no lian sido siempre consignadas
en la colección de Ma-tuan-lin; la de Ticho (157*2) no está;
y quizá tampoco la de Keplero (1604) podria identifi-
carse con ninguna de las estrellas observadas en la China.
No acierto á comprender la razón de esas discordancias; v
es muj difícil también hacerse cargo de ellas, como espli-
car el por qué el gran fenómeno luminoso observado en
China en el mes de febrero de 1570, no ha sido visto ni
mencionado por los Europeos. En todos los casos no es la
diferencia de las longitudes denlos dos paises (114°) lo que
podria esplicar esas contradicciones. Pero las personas
acostumbradas a este género de investigaciones saben que
la carencia de toda mención histórica respecto de los acon-
tecimientos políticos ó celestes, no prueba nada en contra
de su existencia. Compárense, por otra parte, entre sí los
tres catálogos comprendidos en la colección de Ma-tuan-lin,
j se encontrarán en uno de ellos apariciones de cometas,
por ejemplo los de 1385 j 1495, que no están trasladadas
á los otros ó á uno de los otros.

x^ntiguos j modernos, Ticho v Keplero, como Juan
Herschell é Hind, han hecho notar que la major parte de
las estrellas nuevas aparecieron en el interior ó en los lados
déla Via láctea. Los ^/.j de esas estrellas observadas en Euro-
pa ó en China están en ese caso. ¿Es la Via láctea una senci-
lla agregación de estrellas telescópicas, cuja reunión en es-
tratos anulares le da la apariencia de una luz dulce v ne-
bulosa? Entonces la idea de Ticho es falsa en un todo; no es
posible representar las estrellas nuevas como simples for-
maciones llevadas á efecto ante nuestra vista a espensas de
la materia cósmica. Indudablemente la gravitación general
se ejerce tambion en esas capas estelares , en ese grupo de
estrellas mas ó menos condensadas, ó puede también figu-
rarse un movimiento de rotación alrededor de un centro
común; pero no se podria ir mas lejos sin caer en el domi-

— 151 —

üio de la indeterminación v de los mitos astroo-nósicos. En-
tre las 21 estrellas nuevas citadas en la lista precedente,
5 pertenecen á Escorpión (134, 393, 827, 1,203, 1,584);
3 á Casiopea j á Cefea (945, 1,264^ 1,572); 4 al Serpen-
tario (123, 1,230, 1,604, 1,848). La de 1,012, la estrella
del monje de Saint-Gall^ apareció en una región mu j apar-
tada de la Via láctea, en Aries. Keplero ha citado también
€omo una segunda escepcion de la regla general la estrella
de la Ballena, que pasaba entonces por nueva, porque Fa-
bricio, después de haberla descubierto en 1,596, la habia
visto desaparecer en el mes de octubre del mismo año (Ke-
plero, de Stella nova Sev]).^ p. 112). Sucede generalmente
que la frecuencia de esas apariciones en las mismas conste-
laciones, es decir, en ciertas direcciones determinadas por
las estrellas de Escorpión por ejemplo, ó las de Casiopea,
induce á creer que la producción de esos fenómenos está
favorecida por causas esencialmente locales.

La duración mas corta de la incandescendencia de las
estrellas nuevas se presentó en las apariciones de los años
389, 827 j 1012. La primera brilló 3 semanas, la segun-
da 1 mes, j la tercera se estinguió después de 3 meses. Por
el contrario, la estrella de Ticho duró 17 meses; la de Ke-
plero (en 1600, en el Cisne) fué visible durante 21 años
enteros. Reapareció en 1615 de 3.^ magnitud, como la pri-
mera vez, pero para fijarse siempre en la 6.^ magnitud. Sin
embargo, Argelander no ha creido conveniente colocarlas
en la clase de las estrellas periódicamente variables.

Estrellas que han desaparecido . — El estudio y la enu-
meración exacta de esas estrellas, son de importancia para
la investigación de los pequeños planetas que existen pro-
bablemente en tan Gfran número en ciertas reo-iones de
nuestro sistema planetario; pero á pesar de la exactitud con
que se han registrado las posiciones de una multitud de
estrellas telescópicas en los catálogos j mapas modernos,

€S casi siempre difícil comprobar de un modo irrecusable
que falta del Cielo una estrella desde una época determina-
da. Los mejores catálogos están plagados con frecuencia de
faltas que provienen de la observación, de los cálculos de
reducción j sobre todo de la impresión (73). Por otra par-
te , el hecho de que un astro desaparece del sitio en donde
se le vio por primera vez, puede obedecer también lo mis-
mo á un movimiento propio que a una debilitación real de
su luz. Aquellas cosas que no vemos no es que necesaria-
mente desaparecen. La idea de una destrucción, de una
combustión real en las estrellas, hechas invisibles, perte-
nece á la época de Ticho. Plmio mismo fija esta cuestión en
iin bello pasaje sobre Hiparco: «stell^E an obirent nasceren-
turve.» El juego eterno de las creaciones y de las destruc-
ciones aparentes no conduce á un aniquilamiento de la ma-
teria; es solo una pura transición hacia nuevas formas de-
terminadas por la acción de fuerzas nuevas. Astros que han
llegado á oscurecerse pueden llegar de repente á ser otra vez
luminosos, por el juego renovado de las mismas acciones
que hablan desarrollado en ellos primitivamente la luz.

E strellas periódicamente xariahhs. — Puesto que todo
está en movimiento en la bóveda celeste; puesto que todo
cambia en el tiempo j en el espacio , la analogía nos lleva
á admitir que si las estrellas consideradas en su conjunto
poseen movimientos reales j de ninguna manera simples
movimientos aparentes, del mismo modo sus superficies ó
sus fotosferas pueden ser la base de variaciones reales de
luz. Para el major número de estrellas, esas variaciones
se reproducen periódicamente , pero en períodos escesiva-
mente largos, indeterminados aun j quizá para siempre.
Para el mas pequeño número, se producen esas variaciones
no periódicas durante un tiempo mas ó menos corto, como
por una súbita revolución. No voj á ocuparme aquí de es-
ta última clase de fenómenos, del que nos ha dado recien-

— 153 —

temente un ejemplo notable la estrella de la Nave; quiero
hablar solo de las estrellas erráticas, cu vos períodos han sido
reconocidos j medidos ja. Era esencial ante todo distinguir
cuidadosamente tres grandes fenómenos de la naturaleza
sideral, cuja conexión no ha podido todavía ser conocida,
á saber: la periodicidad comprobada de ciertas estrellas va-
riables; la aparición de las estrellas nuevas; los cambios
repentinos del brillo que presentan otras estrellas conocidas
desde largo tiempo por haber conservado hasta entonces el
mismo brillo uniforme. Esta es únicamente, según he di-
cho, la primera clase de variaciones, de las que tenemos
que ocuparnos aquí. MiraCeti, estrella situada en el cuello
de la Ballena, es la que ha ofrecido el primer ejemplo de
esto exactamente observado (1638). Un pastor protestante
de la Frisa oriental, David Fabricio, padre del astrónomo, al
que se debe el descubrimiento de las manchas del Sol, ha-
hia ja notado esta estrella en 1596; el 13 de agosto le pare-
ció que era de 3.^ magnitud, jla vio desaparecer en el mes
de octubre del mismo año. Pero Juan Phocjlides Holwar-
da, profesor de Franeker, fué el que descubrió 42 anos des-
pués las alternativas de brillo j de estincion, en una pala-
bra, la variabilidad de esta estrella. Este descubrimiento
fué seguido en el mismo siglo del de otras dos variables:
P de Perseo (1669), descrita por Montanari, j z del Cisne
(1687), por Kirch.

Las irregularidades singulares que no se tardó en notar
en los períodos, j el número creciente de las estrellas va-
riables_, dieron un gran interés á este estudio desda princi-
pios del siglo XIX. Considerando la dificultad del asunto;
animado además de presentar en esta parte de mi obra los
elementos numéricos de la variabilidad con toda la exacti-
tud que requiere el estado actual de la ciencia, me he de-
terminado á invocar la amistosa ajuda del astrónomo que
mas ha tratado esta cuestión , j cujos brillantes trabajos

-- 154 —

Kan impulsado tanto el progreso en el estudio de las estre-
llas periódicamente variables. Los problemas y las dudas á
que La jan podido dar lugar mis trabajos han sido someti-
das con confianza á mi escelente amigo Argelander, direc-
tor del observatorio de Bonn ; á sus comunicaciones, com-
pletamente inéditas todavía, debo todo lo que sigue.

Las estrellas variables son rojas en su mayoría ó rojizas,
pero no lo son todas. Por ejemplo, ^ de Perseo (Algol en la
cabeza de Medusa), ^ de la Lira y £ del Cochero, son estre-
llas blancas; >? del Águila es un poco amarilla; c, de Géminis
lo es también, pero menos. Háse afirmado otras veces sin
pruebas reales que ciertas estrellas variables, particularmen-
te Mira de Ballena, son mas rojas cuando su brillo va de-
creciendo, que en el sentido inverso. En la estrella doble <x
de Hércules, la componente principal, roja según G. Hers
chell, amarilla según Struve, es una estrella variable: tie-
ne por compañera una estrella de un azul subido que se ha
creido igualmente variable, porque las evaluaciones de su
magnitud presentaban notables divergencias (de la 5." á
la T.'' magnitud); pero esta opinión es muj problemática.
Struve mismo dice únicamente: Susnicor minorem esse va-
riabilem (74). La variabilidad no está unida en manera al-
guna al tinte rojo. Hav muchas estrellas rojizas, v también
fuertemente rojas, como Arturo y Aldebaran, en las que
no se ha podido descubrir el menor cambio de brillo. To-
davía es muj dudoso el que se deba colocar entre las va-
riables una estrella de Cefea, á la cual G. Herschell daba
en 178*2 el nombre de estrella de granate, por su color
rojo, en estremo vivo. Es el número 7,582 del Catálogo de
la Asociación Británica.

Es difícil asignar exactamente el número de las estre-
llas periódicas_, porque los períodos actualmente determina-
dos no merecen todos igual confianza. Por ejemplo, las dos
variables de Pegaso, « de la Hidra, i del Cochero, * de

— 155 —

Casoipea no ofrecen la misma certeza que Mira de la Balle-
na, Algol j s de Cefea. Si se trata, pues, de formar un cua-
dro de las estrellas periódicas_, lo primero que se debe hacer
es fijar el grado de exactitud que se cree necesario. Arge-
lander hace subir solamente á 24 el número de los períodos
actualmente conocidos, con una precisión satisfactoria (75).
Tal es también el número de estrellas inscritas en la lista
que se verá mas adelante.

Así como el fenómeno de la variabilidad se encuentra
á la vez en las estrellas rojas v en las blancas, así también
parece afectar indistintamente diferentes órdenes de mag-
nitud. Por ejemplo a de Orion es de 1.^ magnitud; Mira
de la Ballena es de 2.\ como a de la Hidra, a de Casiopea
j /S del Pegaso; [i de Perseo es de 2.^ á 3.'' magnitud; n del
Águila j ^ de la Lira de 3.^ á 4.'' Haj también variables
en las estrellas comprendidas entre la 6^ y 9.'' magnitud
j aun son allí mucho mas numerosas, como las variables
de la Corona, de Virgo^ Cáncer j Acuario. La estre-
lla X ¿6^ Cisne presenta además grandes oscilaciones de
Tjrillo en su máximum.

Que los períodos de las estrellas variables sean muj ir-
reí>-ulares cosa es oue habíase reconocido hace mucho tiem-
po; pero que esas mismas irregularidades estén sometidas á
ciertas leves fijas, esto es lo que estableci(5 Argelander de
la manera mas irrecusable, j se propone probarlo en una
detallada Memoria que prepara en estos momentos. Para z
del Cisne, admite hoj dos perturbaciones en el período:
una de 100 j la otra de 8 ^/^ períodos elementales ; es-
tas dos perturbaciones le parecen mas probables que una
sola de 108 períodos. ¿A qué causa deben atribuirse esas
perturbaciones? ¿Es preciso buscarla en la atmósfera pro-
pia de las estrellas mismas, ó en la revolución de un satélite
circulando alrededor de z de Cisne como alrededor de un
Sol V obrando por atracción sobre su fotosfera? Cuestio-

— 156 —

nes son estas á las cuales no es posible responder todavía.

La estrella que presenta las majores irregularidades
en sus cambios de brillo es seguramente la variable del
Escudo de Sobieski, porque esta estrella desciende á veces
de la 5.4/ magnitud á la Q.'' Según Pigott desapareció
también completamente hacia ^ fines del siglo último. En
otras épocas sus oscilaciones quedaron limitadas entre la
Í5.5/ j la 6/ magnitud. El máximum de brillo de v del
Cisne varia entre la 6.7.^ y la 4.^ magnitud; el de Mira_,
entre la é."" j la 2.1 / magnitud.

La variable <^ de Cefea presenta en sus períodos una sor-
prendente regularidad, j escede bajo este respecto á todas
las demás estrellas cambiantes, como lo prueban las obser-
vaciones de 87 mínima que tuvieron lugar el 10 de Octu-
bre de 1840 j el 8 de Enero de 1848. Para s del Cochero
un infatigable observador, Heis, en Aquisgran, halla que
las variaciones del máximum de brillo están comprendidas
entre la 3.4." magnitud j la 4.2.^*

Mira^ ú o de la Ballena presenta grandes diferencias
en las épocas del movimiento de brillo. El 6 de Noviembre
de 1779, por ejemplo, Mira era inferior apenas á Aldeba-
ran; j mas de una vez ha escedido de la 2.'' magnitud. Pero
en otras épocas no ha llegado á tener el brillo de 5 de la
Ballena (4." mag.). Su magnitud media es igual á la de
7 de la Ballena (^.'^ mag.). Si se designa por O el brillo
de las últimas estrellas perceptibles á simple vista, j el de
Aldebaran por 50, puede decirse que Mira, oscila hacia su
máximum entre 20 j 47. Su brillo probable puede estar
representado por 30; pero generalmente es inferior á este
límite. Las últimas separaciones son por lo demás las mas
sorprendentes. Hasta el presente no se han podido referir
las oscilaciones de Mira á ningún período bien claro, solo
puede sospecharse con razón un período de 40 años j un
segundo período de 160 años.

— 157 —

De una á otra estrella, las duraciones de los cambios de
brillo varian mucho; los estremos están en la relación de
1 á 250. El período mas corto es sin duda alg-una el de ^
de Perseo^ cuja duración es de 68¿lioras 49 minutos; á no
ser que se confirme un período mas corto (menos de 2 dias)
atribuido á la Polar. Después de /3 de Perseo, vienen s de
Cefeo (5^1 8'^ 49'"), , del Águila (7'' 4^ 14'"), j % de Gé-
minis (10^^ 3'^ 35'"). Los periodos mas largos son los de 30
de la Hidra de Hevelio (495^), de ;í del Cisne (406*1), de
la variable de Acuario ( 388 ^ ) , de S de la Serpiente ( 367 ^ )
j- en fin, de Mira, ú o de la Ballena (332^^). Para muchas
variables está perfectamente establecido que el brillo au-
menta con mas rapidez que decrece; fenómeno del cual
presenta el mas notable ejemplo § de Cefea. Para otras es-
trellas, por ejemplo ^ de la Lira, esas dos fases son de igual
duración. Esas relaciones presentan en sí mismas algunas
veces anomalías en la misma estrella, pero en épocas dis-
tintas á la de sus variaciones. En general Mira aumenta,
como s de Cefea con mas rapidez que decrece; pero tam-
bién se ha observado la inversa en la misma estrella.

En cuanto á \o% períodos de periodos pueden citarse Al-
gol, Mira, ^ de la Lira j probablemente x ^^ Cisne que
presentan muchos de aquellos con gran claridad. Hoj no
cabe duda alguna acerca del decrecimiento progresivo de
los períodos de Algol. Goodricke no se habia apercibido de
ello; pero no podia escapar á Argelander que habia recopi-
lado en 1842 mas de 100 buenas observaciones cujos estre-
mos abrazaban 58 años, es decir, 7,600 períodos (Schuma-
cher's Astron. Nachr.^ n.^^ 472 j 624). El descenso de la
duración es cada vez mas sensible en la actualidad (76). En
cuanto al período de los máximos de brillo de Mira, Arge-
lander ha discutido todas las observaciones, j comprende
el máximum observado en 1596 por Fabricio, y ha deduci-
do una fórmula por la cual todos los máximos están repre-

-~ 158 —

sentados con un error probable de 7 días (en un largo pe-
ríodo de 331^^ 8^). Este error probable seria de 15 dias si
se adoptase un período constante (77).

El doble máximum y el doble mínimum que tienen lu-
gar en cada período de /S de la Lira (cerca de 13'^), habian
sido ja señalados por Goodricke, á quien debemos el descu-
brimiento de esta estrella variable. Observaciones recientes
han hecbo desaparecer todas las dudas respecto de este
asunto (78). Es muj notable el hecho de que la estrella en
sus dos máxima tiene igual brillo, mientras que hacia el
mínimum principal es de una magnitud mitad mas pe-
queña que en el segundo mínimo. Desde el descubri-
miento de la variabilidad de /3 de la Lira, q\ periodo en el
mrlodo^ ha llegado á ser probablemente cada vez major.
En un principio eran mas rápidos los cambios; después
fueron disminu jendo mas j mas hasta la época compren-
dida entre 1840 j 1844; entonces cesó el crecimiento de
la duración que llegó á ser sensiblemente constante. Hoj
empieza con seguridad a decrecer. La variable § de Cefea
presenta alguna analogía con el doble máximum de la ¿s de
la Lira; porque el decrecimiento del brillo no sigue una
marcha uniforme. Después de una velocidad estremada se
detiene un momento ó adquiere una velocidad mucho me-
nor hasta un cierto instante á partir del cual el decreci-
miento recobra su marcha con rapidez. Para ciertas estre-
llas, los fenómenos se presentan, con efecto, como si alguna
causa impidiese á la luz elevarse con libertad á un segun-
do máximum de intensidad. En la -/, del Cisne haj proba-
blemente dos períodos de variabilidad: uno largo formado
de 100 períodos secundarios, jotro de 8 ^/.^ períodos.

Es difícil de decir, aun de un modo general_, si las es-
trellas variables en cortos períodos presentan mas regulari-
dad que las estrellas de variaciones lentas. Las desviaciones
relativas á un período constante no pueden ser presentadas

— 159 —

razonablemente en números absolutos: es necesario eva-
luarlas en partes del período mismo. Empecemos por las
estrellas de períodos larg-os, tales como la -/^ del Cisne, Mi-
ra de la Ballena v 30 de la Hidra. Para la y del Cisne el
período mas probable es de 406^0634 dias, siguiendo la
hipótesis de una variación uniforme; las separaciones serán
entonces de 39,4 dias. Descartando los errores de las obser-
vaciones, las separaciones serán entonces de 29. ó 30 dias,
es decir '/^^ del período entero. Con respecto á la Mira de
la Ballena (79), un período constante de 331,340 dias, dá
separaciones de 55^', 5 aun dejando á un lado la observa-
ción de David Fabricio. Si se redujeran estas separaciones
á [40 dias, á fin de tener en cuenta los errores inevitables
de la observación, estos ascenderian entonces á ^/^ del pe-
ríodo, es decir al doble, en proporción, de las separaciones
relativas á la ;¡; del Cisne. En fin, con respecto á la 30 de
ia Hidra, cu jo período es de 495 dias, las separaciones son
aun mas considerables; llegan casi al ' / ..^, Solo desde 1840
han sido observadas las estrellas variables de períodos mu v
cortos de una manera continua j con toda la exactitud
necesaria. El problema de que nos ocupamos es mas difícil
cuando se trata de esta clase de estrellas en que sin em-
bargo las separaciones parecen ser realmente menos consi-
derables. Con respecto á la y? del Águila, cu jo período es
de 7 dias j 4 horas, son solo de ^/j,. ó de ^/|- del período
entero; en la ^ de la Lira (período = 12 dias 2.1 horas),
descienden á ^ / ^_- J á V'so- Pero estas investigaciones están
aun espuestas á muchos errores. Hánse observado de 1,700
á 1,800 períodos de § de la Lira, 279 de Mira_, 145 solo de
la X del Cisne.

Pudiérase preguntar ahora si las estrellas que han pro-
cedido largo tiempo por períodos regula^^es en sus variacio-
nes pueden dejar de ser variables : la respuesta parece que
debe ser negativa. Así como existen estrellas, cujas varia-

— 160 —

ciónos son va débiles, ja mas marcadas, por ejemplo, la
variable del Escudo de Sobieski , del mismo modo parece
que existen estrellas cujas variaciones son por momentos
tan débiles, que se escapan á nuestros limitados medios
de investigación. Puede contarse entre estas últimas, la
variable de la Corona boreal (número 5,236 del Catálogo
de la Asociacmi Británica)^ que descubrió Pigott j obser-
vó algún tiempo. Durante el invierno de 1795 á 1796 esta
estrella habia quedado completamente invisible; mas tarde
reapareció ; sus variaciones fueron entonces observadas por
Koch. En 1817 Harding j Westpbal la encontraron una
luz casi constante; en 1824 Olbers pudo observar de nue-
vo sus cambios de brillo. Las variaciones han cesado v
esta última fase ha sido estudiada con cuidado por Arge-
lander , desde el mes de agosto de 1843 hasta Setiembre
de 1845. A fines de Setiembre la estrella volvió á empe-
zar á disminuir. En Octubre va no era visible en un in-

t/

vestigador de cometas; reapareció en Febrero de 1846 j
alcanzó su magnitud ordinaria (6.'' magnitud) hacia pri-
meros de Junio. Desde esta época ha conservado el mismo
brillo, hecha escepcion de pequeñas oscilaciones de que no
existe gran certeza. La variable de Acuario pertenece á
esta clase misteriosa de estrellas variables: quizá suceda lo
mismo con la estrella de Janson v de Keplero (en el CisnC;,
en 1600), de que ja hemos hablado al tratar de las estre-
llas nuevas.

— 161 —

LISTA DS LAS ESTRELLAS VARIABLES

POR F. R. ARGELANDER.

id

9
10
11
12
13
14
lo
16
17
IS
19
20
21
22
23
24

NOMBRES

DE
LAS ESTRELLAS.

o Ballena

/3 Perseo

Z Cisne

30 Hidra (Hcv.)-

Leo R. 420 M

n Águila

/SLira

SCefea

a Hércules

Corona R

Escudo R

Yirg-o R

Acuario R....

Serpiente R...

Serpiente S...

Cangrejo R —

a Casiopea

o. Orion

a Hidra

£ Cochero ,

C Gémiuis

(3 Pegaso ,

Pegaso R

Cangrejo S

DURACIÓN

DEL
PERÍODO.

ilias
331
2
406
49o
312
7

12
5

6í3
323

71
14o
388
359
307
380

79
196

5o

10
40

3o0

lis. ra.
SO-
SO 49
1 30

18 —

4 14

21 4o

8 49

17 —
21 —
13 —

3 —
O —

3 35
23 —

BRILLO

^

^

EN EL
MÁXIMUM.

magnitud.

raag.

4á2.1

0

2.3

4

6.7 á 4

0

5 á 4

0

o

0

3.4

0.4

3.4

4.5

4.3

0.4

3

3.4

6

0

6.5. a 0.4

9á 6

7á6.7

0

9á6.7

0

6.7

0

8á7.8

0

7

0

2

3.2

1

1.2

2

2.3

3.4

4.0

4.3

0.4

2

2.3

8

0

7.8

0

1

NOMBRE

DEL AUTOR

Y FECHA

DEL DESCUBRIMIENTO.

Holwarda 1 639
3Iontaijari 16G9
God. Kirch i 667

1704
1782
1784
17S4

1784

Maraldi
Koch
E. Pigott
Goodricke
Goodricke

G. Herschell 179o

E. Pigott 170o

E. Pigott 179o

Harding 1809

Harding 1810

Harding 1826

Harding 1828

Scwherd 1829

Birt 1831

J. Herschell 1836

J. Herschell 1837

Heis 1846

Schmidt 1847

Schmidt
Hind

Hint

184S
1848
1848

TOMO IIT.

11

162 —

NOTAS ACERCA DEL CUADRO PRECEDENTE.

El O colocado en la columna del mínimum sig-nifica que la estrella es
«n esta época inferior á la 10.^ mag-nitud. Para espresar de una manera
mas cómoda y á la vez mas sencilla las pequeñas estrellas variables que
no han recibido aun nombre ni signo , me valgo de letras sacadas del
;gran alfabeto, ag-otadas como están en su mayor parte las letras grieg-as
y las minúsculas latinas por Bayer.

Ademas de las variables inscritas en el cuadro, hay todavía casi otras
tantas cuya variabilidad se presume , porque diversos observadores
les han asig"nado mag^nitudes diferentes. Pero como esas estimacio-
nes puramente ocasionales no pueden afectar una g-ran exactitud, y como
los astrónomos tienen cada uno su manera de apreciar las mag-nitudes,
he creído mas seg"uro no tener en cuenta esta clase de estrellas , hasta
tanto que un mismo observador no haya comprobado las variaciones por
un estudio directo y en distintas épocas. Todas las estrellas del cuadro
están en este último caso ; la existencia de sus variaciones periódicas es
cierta, aun cuando no haya podido ser determinado el período. Los perío-
dos indicados en el cuadro descansan casi todos en investig^aciones, á las
que he sometido el conjunto délas antig^uas observaciones y las todavía
inéditas que he hecho durante los últimos diez años. Las escepciones se
indicarán en las notas sig-uientes , en las cuales cada estrella está consi-
derada aisladamente.

Las posiciones dadas en esas notas están espresadas en ascensiones
rectas y en declinaciones para 1850. La espresion frecuentemente em-
pleada de grado espresa las diferencias de brillo todavía sensibles , con
■alg-una certeza, ya á simple vista, ya por medio de un anteojo de Frauen-
hofer, cuya long"itud focal es de 65 centímetros, cuando se trata de es-
trellas imperceptibles á simple vista. Para las estrellas que esceden de
la 6.^ magnitud, un grado forma próximamente un décimo de la diferen-
cia de brillo entre dos órdenes de mag-nitud consecutivos ; pero para las
-estrellas mas débiles, los intervalos de las mag-nitudes ordinarias son
«ensiblemente mas pequeñas.

(1) o de la Ballena, AR. 32° 57' Decl. — S*^ 40^ llamada también
Mira á causa de las singulares variaciones de su luz , primeras que han
sido notadas. La periodicidad de esta estrella ha sido reconocida duran-
te la segunda mitad del sig-lo XVll; Boulliaud elevaba á 333 días la du-
ración de su periodo. Hállase al mismo tiempo que esta duración es ya
mas larg-a, ya mas corta, y que la estrella no tiene siempre el mismo
lírillo en el momento de su máximum de intensidad. Estas observaciones
han sido confirmadas completamente por las hechas después de esta épo-

— 163 ^

'ca , pero no se ha podido decidir si la estrella Ueg-a á ser perfeclamenle
imperceptible en su máximum de brillo. Rásela visto alg-una vez descen-
der á la IP, ó 12^ magnitud ; otras también no ha sido posible verla
con anteojos de Im á Im 'i. Lo cierto es que permanece mucho tiem-
po inferior á la 10^ magnitud . Nada se ha observado fuera de este
límite; cuando mas, todo lo que se ha hecho ha sido esperar á que la
estrella llegase á hacerse perceptible á simple vista (6.^ magnitud), para
empezar de nuevo las observaciones. A partir de la 6.* magnitud su luz
aumenta rápidamente al principio ; en seguida con mas lentitud , y
después de una manera apenas sensible. Decrece en seguida lentamente
al principio; después con rapidez. Por término medio el brillo aumenta
á partir de la 6.'' magnitud durante oO dias; disminuye hasta la 6.* mag-
nitud durante 69 dias ; lo queda 4 meses próximamente para la dura-
ción total de la perceptibilidad á simple vista, Pero esta duración es so-
lamente media; la duración efectiva ha sido alguna vez de 5 meses; en
otras épocas no ha escedido de 3 meses. Así también las duraciones del
crecimiento y déla disminución del brillo presentan grandes oscilaciones,
y la primera ha sido alguna vez mas larga que la otra. Esto tuvo lugar
en 1840, en que la estrella empleó 62 dias en llegar á su máximum de
brillo, y 49 dias en volver á descender al punto de imperceptibilidad á
simple vista. El período ascendente mas corto ha sido de 30 dias, en 1679;
el mas largo, de 67 dias, en 1709. El período descendente maslargo tuvo
Jugaren 1839, y duró 91 dias; el mas corto en 1660, cuya duración
fue de o2. Alguna vez la estrella en el espacio de un mes no cambia
apenas, hacia la época de su mayor brillo; otras veces un intervalo de
pocos dias basta para hacer sensibles sus variaciones. En 1678 y en 1847
se notó un momento de parada en medio del período descendente, ó
cuando menos un tiempo durante el cual la luz disminuyó de una mane-
ra apenas perceptible.

Ya hemos dicho que el brillo no es siempre igual en la época del
máximum. Designando por O el brillo de las mas débiles estrellas percep-
tibles todavía asimple vista, y por 50 el de Aldebaran (1.^ mag.), puede
decirse que Mira oscila entre 20 y 47 hacia su máximum, es decir, entre
la 4.^ y la 1 — 2.* magnitud ; su brillo medio está representado por 28,
es decir, igual al de la estrella y de la Ballena. No parece menos irregu-
lar la duración del período. Es por término medio de 331 dias 20 horas,
pero sus oscilaciones llegan á un mes completo , porque el período mas
Corto comprendido entre dos máximos consecutivos ha sido de 306 dias,
y el mas largo de 367 dias. Esas irregularidades llegan á ser mas sor-
prendentes todavía, cuando se comparan las épocas de los máximos obser-
vados con las épocas calculadas en la hipótesis de un período invaria-
hle. Las diferencias entre el cálculo y la observación llegan entonces
á SO dias, y aun esas separaciones conservan casi la misma magnitud y

— 164 —

el mismo sentido durante muchos años seguidos. Esto prueba evidente-
mente que existe una perturbación de larg^o período en los cambios de
luz de esta estrella ; solamente un cálculo mas exacto enseña que una
perturbación única no basta, y que es preciso admitir muchas produci-
das sin duda por la misma causa. Una de esas perturbaciones se repro-
duce en cada intervalo de ll períodos elementales; la duración de la 2.*
comprende 88 de esos períodos; la de la 3.^, 176, y la de la 4.^, 26Í. El
conjunto de estas desigualdades periódicas representa la fórmula de se-
nos referida en la nota 78, fórmula con la cual están de acuerdo las ob-
servaciones de los máximos , por mas que deje todavía subsistir separa-
ciones que no pueden dar á conocer los errores de observación.

(2) /3 de Perseo, Agol; AR. 44° 36', Declin. -+- 40° 22 /. Geminiano
Montanari fue el primero que notó en 1667 la variabilidad de esta estre-
lla, de la cual se ha ocupado también Maraldi; pero el conocimiento do
la periodicidad de sus variaciones se debe á Goodricke , que la recono-
ció en 1782. La razón de esto consiste indudablemente en que esta es-
trella no cambia de brillo poco á poco, como la mayor parte de las
variables, sino que permanece constantemente de 2 — '3.^ magnitud,
durante 2 dias 13 horas, mientras que emplea únicamente 7 ú 8 horas
para decrecer y bajar á la 4.^ magnitud. Los cambios de brillo no son
del todo regulares; son mas rápidos en la época del mínimum; puede de-
terminarse también el instante con 10 ó 13 minutos de anterioridad. Es
asi mismo muy digno de observarse el que esta estrella después de
haber empezado a crecer en luz durante una hora próximamente , se de-
tiene y consérvala misma claridad durante la hora siguiente, á partir de
la cual vuelve á tomar su movimiento ascendente de una manera nota-
ble. Hasta aquí habíase considerado la duración del período como abso-
lutamente constante, y Wurm representaba las observaciones por un pe-
ríodo de 2 dias, 21 horas, 48 minutos, 58 segundos y medio. Pero
cálculos mas exactos, fundados en un intervalo de tiempo dos veces ma-
yor del que habia podido servirse Wurm, han demostrado que el período
se abrevia cada vez mas. En 1784 era de 2 dias , 20 horas, 48 minu_
tos, o9 segundos, 4, y en 1842 de 2 dias, 20 horas, 48 minutos. So se-
gundos, 2 solamente. Uesultatambiencon verosimilitud de las mas recien-
tes observaciones, que la disminución del periodo es mas rápida hoy que
en otro tiempo, de suerte que será preciso mas tarde ó mas temprano una
fórmula de senos para representar esas perturbaciones del período prin-
cipal. Por lo demás, la disminución actual del período se esplicaria, su.
poniendo que Algol se aproxima á nosotros en razón de 371 miriámetros
por año, ó lo que es lo mismo, que se separa de nosotros con una velo-
cidad decreciente, en la misma razón. En uno ú olro caso la luz llegaría
ú nosotros cada año un poco antes que en la hipótesis de una posición
constante, y este adelanto, de cerca de 12 milésimas desegim b, bastaría

— 165 —

para hacer presente la disminución observada. Si tal es la esplica-
cion verdadera, Ueg-ará á ser necesaria con el tiempo una fórmula de
senos.

(3) X del Cisne, AR. 296'' 12',Decliu. -+-32° 32'. Esta estrella presen-
ta casi las mismas ¡rreg"ularidades que Mira; las separaciones de los máxi-
mos que se han observado en ella, comparadas con las que resultan del
cálculo hecho en la hipótesis de un período uniforme , lleg-an á 40 dias,
pero se reducen considerablemente cuando se introduce una perturba-
ción de 8 ^/g períodos elementales y otra de 100 períodos. En su máxi-
mum la estrella adquiere el brillo de las estrellas débiles de o.^ magni-
tud, es decir, un grado mas que la 17^ del Cisne. Las oscilaciones del
máximum de brillo son también muy notables, pues varían desde 13 g-rados
menos á 10 grados mas del brillo medio. Cuando la estrella tenia su bri-
llo máximo mas débil, era totalmente imperceptible á simple vista; en
1847 , por el contrario, se la pudo ver sin anteojo por espacio de 97 dias
enteros. La duración media de su visibilidad es de 52 dias, de los cuales
20 pertenecen, por término medio, a la fase ascendente, y 32 á la fase des-
cendente.

(4) 30 de la Hidra de Hevelio, AR. 200° 23 ^ Dccl. —22° 30 ^ Esta es-
trella no es visible mas que por algún tiempo en cada año, á causa de
su posición estromadamentc austral ; todo lo que puede decirse es que
su período y su 1)rillo máximo presentan grandes irregularidades.

(o) R. de Leo , ó 420 de Mayer ; AR. 144° ol\ Decl. -+- 12 ' 1 ' . Con-
fúndese generalmente con las estrellas próximas (18 y 19 de Leo); ha
sido también muy poco observada. Lo ha sido sin embargo bastante para
enseñar que su período no es muy regular. Su brillo máximo parece va-
riar también algunos grados.

(8) ,, del Águila ó r, de Anlinoo ; AR. 296° 12 ' Decl. H- 0° 37' Ei
período bastante constante de esta estrella es de 7 dias 4 horas 13 minu-
tos o3 segundos. Sin embargo , las observaciones descubren pequeñas
oscilaciones de 20 segundos, que se manifiestan al fin de un tiempo muy
largo. Sus variaciones de brillo son muy regulares ; las separaciones no
csceden de los límites que pueden atribuirse á los errores de obser-
vación. En su mínimum es inferior en un grado á la t del Águila.
Su brillo aumenta al principio lentamente , des"[)ues con rapjidez, en se-
guida con mas lentitud, y 2 dias 9 horas después del instante del míni-
mum, adquiere su brillo mayor. Entonces so acerca á 3° sobre /5 y 2° bajo
la S del Águila. A partir del máximuii la luz no decrece con tanta regu-
laridad, porque cerca del momento en el cual adquiere el brillo de /3 (I dia
10 horas después del máximum), varía con mas lentitud que en las ho-
ras precedentes ó siguientes.

(7) /3 de la Lira, AR. 281° 8'. Dccl. h- 33° 11'. Esta estrella es nota,
ble por sus dos máximos y sus dos mínimos. Después de haber sido infe.

— 166 —

T¡or en un tercio de grado á la C de la Lira , en la época de brillo mas dé-
bil, emplea 3cl y 5li en llegar á su primer máximo y entonces es ^ 4 de-
grado mas débil que 7 de la Lira. 3 dias y 3 horas después toca en
su segundo mínimo que escede en 0'^ á ? de la Lira. Después do un nuevo
intervalo de 3^1 y 2h , alcanza en su segundo máximo el mismo brillo que-
en el primero; y por último larda 3d y 12h en llegar á su brillo mas dé-
bil. La suma de esas fases comprende, pues, 12(1 21h 46ni 40s. Pero esta
duración del período solo puede contarse para los años de 1840-1844;
en 1"84 era 2 horas y '/j mas corto, en 1817 y 181S una hora y hoy
parece que esperimenta de nuevo una disminución. No puede, pues, du-
darse de que la fórmula de su período deba ser también una función
de seno.

(8) S de Cefea, AR. 335° W, Decl. -f- o7° 39'. De todas las estre-
llas conocidas es la mas regular, bajo todos respectos. Un período de-
5tl 8I1 47ni 39s, o representa todas las observaciones desde 1784 hasta
este instante; con la precisión de las observaciones mismas; las pequeñas
diferencias que se presentan en la marcha de las variaciones de luz
pueden ser atribuidas á los errores ordinarios de la observación. £n su
mínimum la estrella es superior en ^ 4 de grado á la « de Cefea ; iguala
en su máximum á la estrella t de la misma constelación. Para pasar del
mínimum al máximum emplea Id loli , y mas del doble de este tiempo, es-
decir, 3d I8I1 para volver al mínimum. Pero en esta úllima fase perma-
nece 8h casi sin variar; durante un dia entero sus cambios son muy poco
notables.

(9) ft de Hércules, AR. 2o6° ol', Decl. -h Í4° 34'. Estrella doble muy
roja, cuyas variaciones son muy irregulares en cuanto al período y en
cuanto al brillo. Su luz queda con frecuencia invariable meses enteros.
En otras épocas su máximum escode á su mínimum en o grados; su pe-
ríodo es también muy incierto. G. Herschcll la atribuía una duración de
63 dias ; yo la elevaba á 9o dias hasta que la discusión de mis propias
observaciones, continuadas durante 7 años, me llevó al período con-
signado en el cuadro piecedente. Heis cree poder representar las obser-
vaciones por un período de 184,9 dias comprendiendo dos máximos y
dos mínimos.

(10) R de la Corona, AR. 23o° 36', Decl. -+■ 28° 37'. Esta estrella
no es variable mas que de una manera temporal. El período ha sido cal-
culado por Koch según sus propias observaciones^ que desgraciadamentfe
se han perdido.

(li) R del Escudo de Sobieski, AR. 279° 52 /, Decl.— 5° 51 /. Las os-
cilaciones de brillodeesta estrella están limitadas con frecuencia á un pe-
queño número de grados; pero también en oirás ocasiones desciende de la
o.^ á la 9.^ magnitud. Todavía ha sido muy poco observada hasta aqu{
paraquepueda decidirse si esas alternativas siguen ó no una marcha regu-'

— 167 —

lar. Así también la duración del período presenta notables fluctuaciones.
(12) R do Virgo, AR. 1S:° 43 /, Decl. +7° 49/ El período y el brillo
máximo son muy constantes; hay, sin embarg-o, separaciones muy con-
siderables en mi opinión para que puedan ser atribuMas á los errores
de observación iinicamente.

(13) R de Acuario, AR. 3o4o 11/, Decl. — 16° 6'
(lí) R de la Serpiente, AR. 235° 57', Decl. + 15° 36'
(liJ) S de la Serpiente, AR. 228° 40', Decl. -f- 14° 52/
(16) R del Cangrejo, AR. 122° 6/, Decl. ^- lá° 9/
Nada mas hay que decir acerca de estas cuatro estrellas , que lo que
espresa el cuadro.

(17) a de Casiopea, AR. 8° O', Decl. -4- S5° 43'. Estrella de obser-
vación muy difícil: la diferencia entre el máximum y el mínimum es
solo de un pequeño número de grados; por otra parte , esta diferencia es
tan variable como la duración del período. Esas dificultades esplican la
poca concordancia de los resultados obtenidos. El período indicado en el
cuadro representa de una manera satisfactoria las observaciones de 1782
á 1849; en mi juicio creo que es el mas verosímil.

(18) a de Orion, AR. 86° 46', Decl. -+- 7° 22'. Estrella cuya varia-
ción de brillo es de 4 grados del mínimum al máximum. Aumenta de
brillo durante 91 ^/j dias ; decrece durante 104 7^ , de los cuales perma-
nece oO sin variar (desde el dia 20 al 70). Alguna vez son mas débiles
y apenas sensibles sus variaciones. Es muy roja.

(19) a de la Hidra, AR. 140° 3 /, Decl. — 8° 1^. Es la mas difícil de
observar y su período es todavía incierto del todo. Juan Herschel lo es-
tuna de 29 á 30 dias.

(20) í del Cochero, AR. 72° 48/, Decl. + 43° 36'. Los cambios de
brillo de esta estrella son muy variables ó bien hay muchos máximos y
mínimos durante un período de algunos años. Es necesario que transcur-
ran todavía muchos antes de poder resolver la cuestión.

(21) K de Géminis, AR. 103« 48', Decl. -^ 20° 4?/. Esta estrella se
ha manifestado hasta aquí muy regular en sus cambios de brillo. En su
mínimum es media entre * y v de Géminis ; en su máximum no llega á
adquirir el brillo de ^. La fase ascendente dura 4il 211i y la fase descen-
dente od 6.1j

(22) ¿3 de Pegaso, AR. 344° 1', Decl.-^-f-27° 16'. El período está
bastante bien determinado; pero nada puede decirse todavía acerca de la
marcha de sus variaciones de brillo.

(23) R de Pegaso, AR. 344o 47 /^ Decl. n- 9° 43 '.

(24) s de Cangrejo, AR. 128° oO', Decl. -+- 19° 34/.

Nada hay aun que decir acerca de estas dos últimas estrellas.
Bonn, Agosto I80O. ,

Fr. Argelander.

168

Variaciones cuyos j¡evíQílos 'per ¡nanecen aun desconocidos .
•

Cuando se trata de someter al análisis científico hechos
importantes por el papel que representan en el Cosmos, v
estos hechos pertenecen además al reino telúrico ó á la es-
fera sideral, es de rig-or una condición, la de no intentar
relacionar prematuramente entre sí fenómenos cujas cau-
sas inmediatas no están perfectamente determinadas. Tam-
bién nos detenemos á establecer una línea divisoria entro
las estrellas nuevas que han desaparecido por completo (la
de 1572 en Casiopea) v las estrellas nuevas que han per-
manecido en el Cielo (en el Cisne en 1600). Así mismo dis~
ting-uiremoslas estrellas variables de períodos determinados
(Mira^ Algol), de aquellas cu jo brillo cambia, sin quehaja
podido descubrirse la lej de sus variaciones (>? de Argos") .
No es inverosímil, pero tampoco es absolutamente necesario,
que esas cuatro clases de fenómenos (80) tengan igual orí-
gen; quizá dependen de la naturaleza de las superficies , ó
de las fotosferas de esos soles apartados.

Para describir las estrellas nuevas hemos empezado por
el fenómeno de este orden mas sorprendente, la repentina
aparición de la estrella de Ticho ; por iguales razones pre-
sentaremos aquí como tipo de las variaciones no periódicas
de la luz estelar, la de una estrella notable, >? de Argos, cu-
vas fases duran aun . Está situada esta estrella en la grande
j brillante constelación de la Nave, «la alegría del cielo aus-
tral.» Desde 1677, Halle j, a su regreso de la isla de Santa
Elena^ manifestaba numerosas dudas acerca de la constan-
cia de brillo de las estrellas de la Nave Arijos: tenia muv
presentes sobre todo las que existen sobre el broquel de
la proa j sobre el combés (áaTrtSiVxj? j xará<Trpr.Yxa), cujas mag-
nitudes indicó Tolomeo (81). Pero la poca seguridad de las
denominaciones antiguas, las numerosas variantes de los

— 169 —

manuscritos del Almagestas, j sobre todo, la dificultad de
obtener evaluaciones exactas acerca del brillo de las estre-
llas, no permitieron á Hallej transformar sus sospechas en
realidades. En 1677, Hallej colocaba á *? de Argos entre
las estrellas de 4/ magnitud; en 1751, Lacaillela considera
ja de 2/ magnitud. Mas tarde recobró su débil brillo pri-
mitivo, puesto queBurchell la vio de 4."* magnitud, durante
su permanencia en el Sud del África (desde 1811 á 1815).
Desde 1822 basta 1826, fué de 2.^ magnitud para Fallo ws
j Brisbane; Burcbell, que se encontraba en 1827 en San
Pablo, en el Brasil, la bailó de 1."* magnitud j casi igual á
o. de la Cruz. Un año después volvió nuevamente á la 2.
magnitud. A esta clase pertenecia cuando Burcbell la ob-
servó en Gojaz, el 29 de Febrero de 1828; j bajoesta mag-
nitud la inscribieron Johnson j Tajlor en los catálogos
de 1829 á 1833; j cuando Juan Herschell hizo sus obser-
vaciones en el cabo de Buena Esperanza, la colocó constan-
temente desde 1834 á 1837, entre la 2."* j la 1."* magnitud.
Pero el 16 de Diciembre de 1837, mientras que este
astrónomo ilustre se aprestaba á medir la intensidad de la
luz emitida por la innumerable cantidad de pequeñas es-
trellas de la 11.^ á la 16.* magnitud que forman alrededor
de >? de Argos una magnífica nebulosa , fué sorprendido por
un fenómeno estraño; ti de Argos observada por él antes
con mucha frecuencia, habia aumentado de brillo con tanta
rapidez que llegaba á ser igual á la a del Centauro ; esce-
diendo también á todas las demás estrellas de I."" magni-
tud, escepto á Canopea j á Sirio. Esta vez llegó ásu máxi-
mum hacia el 2 de Enero de 1838. Debilitóse bien pronto;
V llegó á ser inferior á Arturo, permaneciendo todavía ha-
cia mediados de Abril de 1838 mas brillante que x\ldeba-
ran. Continuó decreciendo hasta Marzo de 1843, sin llegar,
sin embargo, á lal.'* magnitud; después aumentó de nuevo>
especialmente en Abril de 1843, j con una rapidez tal,

— 170 —

que según las observaciones de Mackaj en Calcutta j las
de Maclear en el Cabo, r, de Argos escedia á Cauopea j
llegó casi á igualarse con Sirio 82). La estrella ha con-
servado su brillo estraordinario hasta el principio del año
precedente. Un observador distinguido, el teniente Gilliss,
jefe de la espedicion astronómica que los Estados-Unidos
enviaron á Chile ^ escribia desde Santiago en Febrero
de 1850: «Hoj >? de Argos, con su color de un rojo pajizo^
mas oscuro que el de Marte, se aproxima estraordinariamente
á Canopeapor su resplandor; es mas brillante que la sumade
la luz de lasdos componentes de « del Centauro (83).» Des-
de la aparición de 1604 en el Serpentario, no se haproduci-
do fenómeno estelar alguno con tanta intensidad : ninguno
tampoco ha presentado tan larga duración, porque la de
este fué de 7 años. En los 173 (1677-1850) en que he-
mos tenido noticias mas ó menos continuadas acerca
del brillo de la bella estrella de la Nave, sus variaciones de
luz han ofrecido 8 ó 9 alternativas de disminución ó de re-
crudescencia. Por una feliz casualidad que sirvió á los as-
trónomos de nuevo motivo para no dejar de perseverar en
investigaciones tan delicadas, la aparición de esos brillan-
tes fenómenos coincidió con la época de la célebre espedi-
cion de Juan flerschell al Cabo de Buena Esperanza.

Hánse notado variaciones análogas, cuja periodicidad
ignoramos igualmente^ en otras estrellas aisladas j en las
parejas estelares observadas por Struve {Stellarmncomfos.
Menmrcc- microm., pógs. lxxi-lxxiii). Los ejemplos que
aquí citamos están fundados en las evaluaciones fotométri-
cas que ha hecho el mismo astrónomo en épocas diferentes^
j no en el orden de las letras de la Uranometría de Bajer.
En un pequeño tratado de fide Uranomeiria Bayeria-
w<? (1842 p. 15), ha probado Argelander, sin refutación,
que Bajer no se limitó solamente á designar las mas be-
llas estrellas por las primeras letras del alfabeto, sino que

~ 171 —

se dejó guiar Kabitualmente por la posición de las mismas,
asignándolas las letras sucesivas del alfabeto, siguiendo la
figura de la constelación desde la cabeza á los pies. Sin em-
bargo, á la distribución de las letras en la Uranometría de
Bajer se ha debido durante mucho tiempo la creencia de
que habia tenido lugar un cambio de brillo en muchas be-
llas estrellas, tales como a del Águila, Castor j Alfard, 6 «.
de la Hidra.

Struve, en 1838, j Juanlíerschell, vieron aumentar de
brillo ala Cabra. El último encuentra en la actualidad á la
Cabra un poco mas brillante que á Vega, á diferencia de
otras veces que la encontraba mas débil (84). Galle j Heis
han comparado recientemente esas dos estrellas j partici-
pan de esta opinión. Heis halla á Vega mas débil en
5 ó Q grados ^ que es mas de una semi-magnitud de di-
ferencia.

Las variaciones de luz de las estrellas que forman la
Osa major j la Osa menor, son dignas de una atención
particular. «La estrella ,, de la Osa major, dice Juan
Herschell, es ciertamente hoj la mas brillante de las 7 be-
llas estrellas de esta constelación, mientras que en 1837 «
ocupaba el primer lugar.» Esta observación me decidió á
consultar á Heis, á su vez observador cuidadoso j entu-
siasta de las variaciones de la luz estelar. «Según el térmi-
no medio de todas las investigaciones que he hecho en
Aquisgran, desde 1842 hasta 1850, escribe Heis, encuén-
trela serie siguiente: 1.° « de la Osa major, ó Alioth; 2.° «
ó Dubhé; 3.'% ó Benetnasch; 4.° ^ ó Mizar; 5.° ¿s ; 6.° y;
7."s. Lastres estrellas «, a J >j son casi tan iguales, que la
menor alteración en la atmósfera podria dificultar el cono-
cimiento del orden de las magnitudes; e, es desde luego
inferior á las tres precedentes. Las estrellas ^ y y, ambas
notablemente mas débiles que c? son casi idénticas entre sí;
j por último, §y que los mapas antiguos igualan á ^ j y,

- 172 —

€s inferior en mas de una magnitud á esas estrellas. La es-
trella £ es positivamente variable. Aunque s sea ordina-
riamente mas brillante que a , la lie visto, sin embargo,
5 veces en 3 años, decididamente mas débil que «• Consi-
dero también la ^ de la Osa Ma jor como variable , sin que
pueda asignar su período. Juan Herscbell encontraba la ¡3
de la Osa menor mucbo mas brillante que laPolar^ en 1840
v 1841; en 1846 observó todo lo contrario. Cree que exis-
te variabilidad para ^(85). Desde 1843, he hallado or-
dinariamente la Polar inferior á la ¿3 de la Osa menor; pero
desde Octubre de 1843 hasta Julio de 1849, la Polar ha
sido, según mis observaciones , 1,4 veces mas brillante
que ^. He tenido, por otra parte, frecuentes ocasiones de
asegurarme de. que el color rojizo de esta última no es siem-
pre constante; tiende alguna vez mas ó menos hacia el ama-
rillo; otras es de un rojo vivo (86).» Este laborioso es-
tudio del brillo relativo de los astros está condenado á per-
manecer algo dudoso, mientras que la estimación pura y
sencilla, verificada á simple vista, no haja dejado el puesto
á los procedimientos de medida fundados en los recientes
progresos de la Óptica (87). La posibilidad de llegar á se-
mejante resultado no deberla ser puesta en duda por los as-
trónomos j los físicos.

Debe existir probablemente una gran analogía, en
cuanto al modo de generación de la luz, entre todos los
astros que brillan con su propio resplandor, j por consi-
guiente , entre el cuerpo central de nuestro sistema plane-
tario j los soles etraños, es decir, las estrellas. Esta ana-
logía hace presentir desde largo tiempo que haj también
relación entre las variaciones periódicas ó no periódicas,
de la luz estelar ó solar jla historia meteorológica de nues-
tro planeta (88). Com];f^éndese toda la importancia de esos
fenómenos^ cuando se considera que las variaciones de la
cantidad de calor que nuestro planeta recibe del Sol, en la

— i73 —

sucesión de los siglos, han debido regular el desarrollo de
la vida orgánica j su distribución según los diferentes
grados de latitud. La estrella variable del cuello de la Ba-
llena (Mira Ceti), varía desde la 2/ á la 11/ magnitud^ j
basta llega á desaparecer; y, de la Nave Argos oscila entre
la 4/ j la I.'' magnitud, j adquiere también el brillo de
Canopea j casi el de Sirio. Si nuestro Sol ba esperimen-
tado variaciones semejantes, ó solamente una pequeña par-
te de los cambios de intensidad cu jo cuadro acabamos de
dar (¿por qué había de ser diferente de los demás soles?) al-
ternativas análogas de enervamiento ó de recrudescencia
en la emisión de la luz j del calor, pueden haber tenido las
mas graves j formidables consecuencias para nuestro pla-
neta, que servirían sobradamente para esplicarlas antig-uas
revoluciones del globo j los mas grandes fenómenos geoló-
gicos. G. Herschell j Laplace son los que han tratado pri-
meramente esta cuestión. Si espongo aquí tales considera-
ciones, no es porque pretenda encontrar en ellas la solución
completa del problema de las variaciones de calor en la su-
perficie del globo. No : la elevada temperatura primitiva de*
nuestro planeta ha resultado de su misma formación, j de la
condensación progresiva de su materia; las capas profundas
han irradiado su calor á través de las hendiduras del suelo
j las grietas que han quedado abiertas; el juego de las cor-
rientes eléctricas , la desigual distribución de los mares y
de los continentes pueden haber hecho, en los tiempos pri-
mitivos, independiente totalmente de la latitud la distribu-
ción del calor, es decir, independiente de la posición relati-
va de un cuerpo central. Las consideraciones cósmicas no
deben mirarse solo bajo un aspecto; es preciso no restrin-
girlas á puras especulaciones astrognósticas.

V.

^MOVIMIENTOS PROPIOS DE LAS ESTRELLAS. — EXISTENCIA PROBLE-
MÁTICA DE ASTROS OSCUROS. — PARALAJES. — DISTANCIAS DE AL-
GUNAS ESTRELLAS. — DUDAS ACERCA DE LA EXISTENCIA DE UxN
CUERPO CENTRAL EN EL UNIVERSO ESTELAR.

No es solamente el color ó el brillo lo que varia en las
estrellas; apesar de su antigua denominación áefjas^ cam-
biante posición en el espacio absoluto, j cada estrella está,
aisladamente animada de un perpetuo movimiento de pro-
gresión. ¿Dónde hallar, en el Universo, un punto absolu-
tamente fijo? j si nos elevamos á la concepción de un sis-
tema general ¿cómo separar las condiciones de estabilidad
en medio de la infinita variedad de movimientos j de velo-
cidades? De todas las estrellas brillantes que han observado
los antiguos, ninguna ocupa hov el mismo sitio en el fir-
mamento. He dicho en otra parte que Arturo, (x. de Ca-
siopea j la 61.* del Cisne, se habian apartado de su
primitivo lugar desde hace 20 siglos, en cantidades an-
gularmente equivalentes á 2 ^/o , 3 ^/^ v 6 veces el
diámetro del disco de la Luna. Otra estrella cu jo bri-
llo toca casi el límite estremo de la perceptibilidad á
simple vista, la 1,830, del catálogo de Groombridge ((5.-
7.* ó 7."" mag.), se dirige, con mucha mas velocidad,
recta hacia el conjunto de estrellas de 5.^ j de 6.* mag-
nitud que constituje la Cabellera de Berenice. Si esta

— 176 —

estrella conserva durante 71 siglos la velocidad j la di-
rección actual de su movimiento, se separará de la Osa
major, describirá un arco casi igual á 27 veces el diáme-
tro de la Luna, j se proyectará precisamente en medio del
conjunto tan disgregado de la Cabellera. En el mismo es-
pacio de tiempo habrán cambiado en mas de dos grados,
20 estrellas (89) . Ahora bien: como los movimientos pro-
pios, va conocidos j medidos, varian en O'', 05 á 7", 7,
es decir en la relación de 1 á 154, es evidente que las dis-
tancias mutuas de las estrellas deben alterarse con el tiem-
po, j que la figura actual de las constelaciones no puede sub-
sistir siempre. La Cruz del Sud, por ejemplo, no conservará
perpetuamente su forma característica, porque sus cuatro es-
trellas marchan en sentido diferente y con velocidades des-
■J \ iguales. No podria calcularse hoj, cuantos miles de años
deben trascurrir hasta su completa dislocación; pero ¿qué im-
porta? ni para el esj^acio ni para el tiempo existen términos
í^ absolutos de magnitud ó de pequenez.

Si se quieren abarcar de un modo general los cambios
que se verifican en el Cielo j que deben imprimir en el
transcurso de los siglos otra fisonomía al aspecto del firma-
mento , entonces es preciso proceder por enumeración v
distinguir, éntrelas causas que presiden á esas variaciones:
1 .° la precesión de los equinoccios, cu jo efecto es hacer
ascender nuevas estrellas hacia el horizonte j hacer otras
invisibles por mucho tiempo; 2.*^ el cambio de brillo, perió-
dico ó no periódico, de un gran número de estrellas; 3.° la
aparición súbita de estrellas nuezas de las cuales la major
parte han permanecido en el Cielo; 4.° la revolución de las
estrellas binarias alrededor de su centro de gravedad co-
mún. En medio de esas estrellas tenidas como fijas , que
cambian á la vez de brillo, de color j de posición, pode-
mos seguir los movimientos muj diferentemente rápidos de
los 20 planetas principales de nuestro mundo solar j de

«-

— 177 —

sus 20 satélites (40 son los astros secundarios de nuestro
sistema en la actualidad; en la época deCopérnico j Ticho,
el restaurador de la astronomía práctica, no se conocian
mas que 7). Podríanse colocar todavía entre los cuerpos
planetarios cerca de 200 cometas calculados , de los cua-
les 5 son de corto período. Estos deben ser llamados come-
tas interiores , puesto que sus trajectorias están compren-
didas en las órbitas de los planetas. Cuando esos astros lle-
gan á ser perceptibles asimple vista, durante el tiempo casi
siempre reducido de sus apariciones, contribu jen como los
planetas propiamente dichos, j como las estrellas nuevas
que aparecen súbitamente con un vivo brillo, á aumentar
el atractivo del cuadro ja tan esplendente, tan pintoresco,
de la bóveda celeste.

El estudio de los movimientos propios de las estrellas
va unido de una manera íntima en la historia de las cien-
cias astronómicas , á los progresos de los instrumentos
j de los métodos de observación. Por otra parte, este
estudio no podia intentarse con fruto, sino á partir de
la época en que se aplicaron los anteojos á los instrumentos
destinados á medir los ángulos; paso decisivo que era pre-
ciso franquear, antes de poder sustituir la precisión de
un segundo ó aun de una fracción de segundo de arco, á
la precisión de un minuto, que á costa de grandes esfuerzos,
supo dar á sus observaciones antes que nadie^ Ticho. Sin
este inmenso progreso, no tendríamos hoj mas que un me-
dio de resolver la cuestión de los movimientos propios; el
de comparar entre sí observaciones separadas por una lar-
ga serie de siglos. Tal fué, con efecto, la marcha seguida
por Halle j en 1717. Eelacionó las posiciones modernas con
las posiciones del catálogo de Hiparco, j en las diferencias
que encontró de esta manera, fundó la creencia que le lle-
vó á atribuir movimientos propios á tres estrellas principa-
les, Sirio, Arturo j Aldebaran. El intervalo de tiempo

TOl'O III. J2

-- 178 -^

comprendido entre esas observaciones fué de 1844 años
(90). Pero mas adelante, la precisión de los trabajos de Roe-
mer j la alta idea que se tenia del valor de las ascensio-
nes rectas conservadas en el Triduum del astrónomo danés
determinaron sucesivamente á Tobías Majeren 1756, á
Maskeljne en 1770 j á Piazzi en 1800, á darse por sa-
tisfechos con el pequeño intervalo comprendido entre su
época j la de Roemer, j á comparar las observaciones
de este, con las su jas (91). Asi es como el fenómeno de
los movimientos propios de las estrellas ha podido ser reco-
nocido en su generalidad, desde la mitad del último siglo.
Pero las primeras determinaciones numéricamente exac-
tas datan solamente de 1783, j son debidas á G. Hers-
cbell , que tomó por base las observaciones de Flamsteed
(92), j principalmente á los admirables trabajos de Bes-
sel j de Argelander , que compararon sus mismos ca-
tálogos con las posiciones observadas por Bradlej, bá-
cia 1755.

Este descubrimiento de los movimientos propios de las
estrellas es de la major importancia para la astronomía fí-
sica, j ba becbo conocer el movimiento que arrastra á
nuestro sistema solar á través de los espacios celestes, j la
dirección también en que se verifica esta traslación . Nun-
ca hubiéramos sabido nada de semejante fenómeno , si
el movimiento progresivo de las estrellas hubiera escapado
á nuestras medidas en virtud de su misma pequenez. Haj
mas : los inauditos esfuerzos que se han intentado para
determinar ese movimiento, en dirección j en magnitud,
para medir el ¡jccralaje de las estrellas ó sus distancias, die-
ron como consecuencia inmediata la de elevar ciarte de ob-
servar almajor grado de perfección, sosteniéndose en él, es-
pecialmente desde 1830, ja por los progresos incesantemen-
te estimulados de los aparatos micrométricos, ja por el em-
pleo cada vez mas intelijente de los grandes círculos me-

— 179 —

ridianos, de los grandes lieliómetros j de los grandes an-
teojos montados paralácticamente.

Hemos visto al comienzo de este capítulo, que los movi-
mientos propios de las estrellas varian, de una á otra, des-
de ^/oQ de segundo hasta cerca de 8". Pero no son las es-
trellas que brillan mas las que tienen los movimientos mas
fuertes; sino las de 5/, 6/ j aun 7/ magnitud (93). Las
mas notables bajo esta relación son las siguientes: Arturo,
l.'^mag., movimiento propio =2", 25; „, del Centauro, 1.^
mag., 3'^, 58 (94); /, de Casiopea, 6.' mag., 3", 74; la es-
trella doble § delEridan, 5-4/ mag., 4", 08; la estrella do-
ble 61 del Cisne, 5-6.^ niag., 5", 123 (su movimiento fué
reconocido por Bessel en 1812, por las observaciones de Brad-
lej comparadas con las de Piazzi; una estrella colocada sobre
el límite que separa los Perros de Caza de la Osa Major
(95), j que lleva el número 1830 en el Catálogo de las es-
trellas circumpolares de Groombridge, 7." mag., 6", 974,
según Argelander; s del Indiano 7"74, según D'Arrest
(96); 215f de la Popa de la Nave, 6." mag., T ',871. Opon-
gamos á esos resultados escepcionales un dato mas general:
tomando el término medio aritmético de los movimientos
propios estelares, para todas las regiones del Cielo donde
estos movimientos están perfectamente comprobados, Moed-
1er bailó solo O", 102 (97).

En virtud de sus investigaciones acerca de «la varia-
bilidad de los movimientos propios de Sirio j de Procion,»
Bessel, el astrónomo mas grande de nuestra época, llegó en
1844 á consecuencias bien notables. Tenia la convicción,
poco tiempo antes de la dolorosa enfermedad que causó su
muerte, de «que las estrellas cu jos movimientos propios
presentan variaciones sensibles, pertenecen á sistemas que
ocupan espacios bastante pequeños con relación á las enor-
mes distancias mutuas de las estrellas.» La creencia de
Bessel en la existencia de pares estelares en los que uno de

— 180 —

los astros componentes carece de luz era tan firme, como lo
probaria en caso de necesidad, la larga correspondencia que
sostuvo conmigo, que bastó para despertar la atención uni-
versal, independientemente del interés que vá unido natu-
ralmente á toda concepción capaz de ensanchar el círculo
de nuestros conocimientos respecto del universo sideral.
«El cuerpo atractivo, dice el célebre observador, debe estar
ó mu j cerca de la estrella cujo movimiento propio presen-
ta variaciones sensibles, ómuj cerca de nuestro propio Sol.
Ahora bien: como la presencia de un cuerpo atractivo^ do-
tado de una masa considerable j colocado á muj corta dis-
tancia del Sol, no está en manera alguna acusada por los
movimientos de nuestro sistema planetario, llegamos á la
otra alternativa; es preciso admitir que el cuerpo atrac-
tivo está situado muj cerca de la estrella misma. Esta es
la única esplicacion aceptable de las variaciones que el movi-
miento propio de Sirio ha esperimentado en el trascurso de
im siglo (98).» Bessel me escribia en julio de 1844: «...In-
sisto en la creencia de que Sirio j Procion son verdade-
ras estrellas dobles, compuestas de una estrella visible y de
nna invisible.» Y como jo habia manifestado, en son de
broma, algunos escrúpulos con respecto &l mundo fantástico
que se iba á poblar de astros oscuros, anadia: «No haj ra-
zón alguna para considerar la facultad de emitir la luz co-
mo una propiedad esencial de los cuerpos. De que sean vi-
sibles innumerables estrellas , no resulta evidentemente
prueba ninguna contra la existencia de estrellas invisibles,
también innumerables. La dificultad principal, la de es-
plicar físicamente la variabilidad de un movimiento propio,
será vencida de una manera satisfactoria , suponiendo que
existen astros oscuros. La siguiente hipótesis, no tiene ob-
jeción posible: las variaciones de velocidad no pueden re-
sultar mas que de la acción de ciertas fuerzas^ j estas fuer-
zas deben obrar según las le jes de Newton.»

— i81 —

Un año después de la muerte de Bessell, Fuss acometió
la empresa, invitado por Struve, de buscar por su parte la
causa de las anomalías presentadas por Sirio j Procion.
Con este fin llevó á efecto nuevas observaciones en Pul-
kova, con el anteojo meridiano de Ertel, j comparó los re-
sultados así obtenidos con antiguas observaciones conve-
nientemente reducidas. La conclusión de Struve j de Fuss
es contraria al pensamiento de Bessell (99). Pero un gran
trabajo que acaba determinar Peters en Kcenigsberg, j aná-
logas investigaciones emprendidas por Scbubert^ calcula-
dor del Nautícal Almanach de los Estados-Unidos, han dado
alguna razón á esta hipótesis.

La creencia en las estrellas que carecen de luz se babia
estendido ja en la antigüedad griega, j especialmente en
los primeros tiempos del cristianismo. Admitíase «que en
medio de las estrellas brillantes, cu jos vapores alimentan la
combustión, se mueven también otros cuerpos de naturaleza
terrestre, que permanecen invisibles para nosotros (100). >
Mas adelante se rebusteció esta conjetura con la estincion
completa de las estrellas nuevas, sobre todo de las que Ti-
cbo j Keplero observaron tan cuidadosamente en Casiopea
j en el Serpentario. Como se creia desde esta época, que la
primera estrella babia aparecido ja dos veces con un inter-
valo de 300 años, no podia imaginarse un aniquilamiento
real, una completa destrucción. El inmortal autor de la
Mecánica celeste aceptaba también la existencia de masas no
luminosas en el Universo, j fundaba su conjetura en las
aparicionesdel572 j de 1601. «Esos astros que han llegado
áser invisibles, después de haber eseedido en brillo al mis-
mo Júpiter, no han cambiado de lugar durante su aparición
(solo han dejado de emitir luz). Existen, pues, en el espa-
cio celeste cuerpos opacos tan considerables j quizás en tan
gran número como las estrellas (1).» Míedler dice también
an sus Investigaciones solre el sistema sideral (2): «Un cuer-

— 182 —

po oscuro podría ser cuerpo central ; podría estar rodeado
de cuerpos oscuros, así como el Sol está rodeado única é
inmediatamente de planetas que carecen de luz propia. Los
movimientos de Sirio jProcion, señalados por Bessel, con-
ducen además necesariamente (?) á admitir casos en los que
ciertos astros brillantes serian simples satélites, subordina*
dos á masas oscuras.» Algunos partidarios de la teoría de
la emisión suponen que tales masas pueden irradiar la luz
permaneciendo completamente invisibles para nosotros;
basta que sus dimensiones ó sus masas sean tales, que los
átomos de luz que emiten estén retenidos ó dirigidos bácia
el centro por la fuerza de atracción de la masa, j esto á
partir de un cierto límite que no podrian esceder las molé-
culas luminosas (3). Si existen, como puede creerse, cuer-
pos oscuros ó invisibles en el Universo, cuerpos donde la luz
no se desarrolla nunca_, en todo caso no podrian encontrarse
cerca de nuestro sistema de planetas j cometas, á menos
que su masa no fuese estremadamente débil, sin que su pre-
sencia se bubiera ja conocido por perturbaciones sensi-
bles.

La investigación de los movimientos estelares, ja sean
reales ó aparentes j producidos por el simple desarrollo del
observador; la medida de la distancia de las estrellas por la
de sus paralajes; la determinación del sentido j de la velo-
cidad del movimiento de traslación de nuestro sistema pla-
netario, son tres problemas muj importantes, intimamente
unidos por su naturaleza misma j por los medios que ban
podido emplearse para su solución mas ó menos completa.
Ningún progreso en los métodos, ningún perfeccionamiento
en los aparatos de medida ba sido realizado con objeto de
abordar uno de esos difíciles problemas, que no baja produ-
cido en seguida inestimables resultados para la solución de
los otros dos. Empezaré con preferencia a toda otra cuestión
por la de los paralajes ó distancias de ciertas estrellas ele-

— 183 —

gidas, con el fin de completar la esposicion de las nociones
adquiridas sobre las estrellas consideradas aisladamente.

Galileo proponia desde principios del siglo XVII, «me-
dir las distancias, muj desiguales sin duda, que separan á
las estrellas de nuestro sistema solar.» Presintió igualmen-
te con admirable sagacidad que se bailaría el medio, mejor
de determinar el paralaje, no en la medida de las distan-
cias angulares al polo ó al zenit, sino «en la compara-
ción cuidadosa de las posiciones respectivas de dos es-
trellas muj próximas.» Esta era, en términos generales^ la
indicación formal de los métodos micrométricos que fueron
aplicados mas tarde por G. Herscbell en 1781, después por
Struve V por Bessel. «Percbé io non credo^ dice Galileo (4),
en su Qiornata terza^ cbe tutte le stelle siano sparse in una
sferica superficie eguahnente (listante da un centro; ma stimo
cbe le loro lontananze da noi siano talmente varié , que al-
cune ve ne possano esser 2 e 3 volte piíí remote di alcune
altre ; talcbé qiiando si trovasse col Telescopio qualche fie-
ciolissima stella vicimssima ad aJcuna deUe maggiori^ e cbe
pero quella fusse ú.úsúm.2i,poirehJ)e accadere, clie aiialclie sen-
sihil mutazione succedesse tra di loro.» El sistema de Copér-
nico presentaba con efecto este problema; adoptándolo, era
absolutamente necesario buscar en los cambios de posición
de las estrellas la demostración del movimiento anual de la
Tierra alrededor del Sol. Así también^ cuando Keplero bubo
demostrado, por las observaciones de Ticbo, que las posi-
ciones aparentes de las estrellas no manifestaban señal al-
guna sensible de cambio paraláctico, por lo menos dentro
de la precisión de un minuto de arco (tal era el grado de
exactitud que el mismo Ticbo atribula á sus medidas de
distancia), los copernicanos debieron deducir que el diáme-
tro de la órbita terrestre, á pesar de sus 306 millones de ki-
lómetros, es una base geométrica mucbo mas pequeña con
relación á la enorme distancia de las estrellas fijas.

— 184 —

La esperanza de llegar á determinar esas distancias de-
bía , pues , únicamente descansar en el futuro progreso de
los aparatos ópticos j de los instrumentos de medida, es de-
cir, en la posibilidad de evaluar con precisión ángulos muy
pequeños. Así que en tanto que no pudo obtenerse esta
precisión mas que para un minuto próximamente, la falta
de paralaje sensible probaba únicamente que la distancia de
las estrellas fijas escede de 3,438 radios de la órbita terres-
tre, es decir, 3,438 veces la distancia de la Tierra al Sol (5).
A medida que ba ido aumentando la exactitud de las ob-
servaciones, ba ido creciendo también este límite en la mis-
ma relación. Las observaciones de Bradlej, exactas en 1"
próximamente , colocaban las estrellas mas próximas á
206^265 veces la distancia de la Tierra al Sol. Desde la bri-
llante época en que Frauenbofer construyó sus admirables
instrumentos, la precisión de las medidas ba llegado á 0",1;
el radio de la órbita terrestre no es insuficiente ja mas
que para estrellas cuja distancia escediera de 2.062,648
veces la longitud de esta base geométrica.

El ingenioso aparato zenital construido en 1669 por Ro-
berto Hooke^ contemporáneo de Ne^rton, no bastó para el
objeto propuesto. Picard, Horrebow (el calculador délas
únicas observaciones de Rffimer que se ban salvado), j
Flamsteed creian baber encontrado paralajes de mucbos
segundos , porque confandian ciertos cambios aparentes de
las estrellas con el efecto paraláctico del movimiento anual.
Juan Micbell, por el contrario (Philos. Trans.^ 1767, t. lvii,
p. 234-264), atribuía á las estrellas mas próximas un pa-
ralaje por lo menos de O ",02, «imposible de reconocer á
menos de emplear un aumento de 12,000 veces.» La opi-
nión muj generalizada de que la superioridad de brillo de
una estrella es un seguro indicio de su aproximación, empe-
ñó á Calandrelli j al célebre Piazzi (1805) en una serie de
investigaciones poco felices acerca de los paralajes de Vega,

— 185 —

de Aldebaran, de Sirio j de Procion. Otro tanto es preciso
decir de las investigaciones de Brinklej (1815): PoQd pri-
mero j Air j después las han combatido victoriosamente.
Las primeras nociones satisfactorias acerca de los paralajes
se Kan obtenido por el camino de las medidas micrométri-
cas; pero no empezaron á producirse hasta 1832.

En una importante memoria acerca de la distancia de
las estrellas (6), Peters evalúa en 33 el número de Jos para-
lajes ja determinados. Citaremos únicamente 9; son los que
mas confianza merecen, aunque no todos la misma. Segui-
remos, no obstante, el orden cronológico.

La estrella que ha llegado á ser tan célebre, merced á
los trabajos de Bessel, la Gl.Mel Cisne, debe ocupar aquí el
primer lugar. Desde 1812 el astrónomo de Kffinigsberg ha-
bía descubierto el movimiento propio considerable de esta
estrella doble, cujas componentes son inferiores ala 6.''
magnitud; pero hasta 1838 no determinó el paralaje mer-
ced á su eliómetro. Mis amigos Arago j Mathieu habían
observado la distancia zenital de la 61.'' del Cisne, desde el
mes de Agosto de 1812 hasta el mes de Noviembre del año
siguiente, con el fin de medir su paralaje absoluto. Dedu-
jeron de sus observaciones la consecuencia muj exacta de
que el paralaje de esta estrella es inferior á la mitad de un
segundo (7).

En 1815 j en 1816, Bessel no había podido obtener aun
resultado alguno admisible (son sus propias palabras) (8);
pero las observaciones hechas con el gran eliómetro de
Frahuenhofer desde el mes de Agosto de 1837 hasta Octu-
bre de 1838, le dieron por último un paralaje de 0'',3,483,
es decir, una distancia igual á 592,200 veces la de la Tier-
ra al Sol. La luz emplea 9 años j ^/j en recorrer este es-
pacio. Las observaciones hechas en 1842 por Peters han
confirmado este resultado, puesto que dan O", 3,490. El
mismo astrónomo ha modificado después el resultado de

— 186 —

Bessel, introduciendo en él una pequeña corrección relativa
á las variaciones de temperatura ; de este modo ha halla-
do 0^',3,744 (9).

El paralaje de la estrella doble mas hermosa del cielo
austral, * del Centauro, fué determinado en 1832 por las
observaciones de Henderson en el cabo de Buena Esperanza,
j por las de Maclear en 1839. El resultado es 0",9,128 (10).
Es, pues, la estrella mas cercana á nosotros entre aquellas
cuja distancia se ha medido, j está tres veces mas apro-
ximada que la 61 ." del Cisne.

Struve se ocupó durante mucho tiempo del paralaje
de o. de la Lira. Sus primeras observaciones datan de 1836,
V daban un resultado comprendido entre O'', 07 j O", 18
(11). Mas adelante obtuvo, como valor definitivo, el núm.
O", 2, 613, que corresponde á 771,400 radios de la órbita
terrestre, distancia recorrida en 12 años por la luz (12).
Peters ha hallado solamente O'', 103. Así la estrella mas bri-
llante del cielo boreal estarla mas apartada que una peque-
ña estrella de 6.'' mag-nitud, la 61.* del Cisne, que se dis-
ting-ue apenas en la bóveda celeste.

El paralaje de la estrella polar ha sido deducido por Pe-
ters, de observaciones contÍDuadas durante 20 años en Dor-
pat, desde 1818 á 1838. Peters ha encontrado O'', 108, re-
sultado tanto mas satisfactorio, cuanto que las observaciones
de que procede asignan al propio tiempo á la constante de
la aberración un valor 20", 455, casi idéntico al de Stru-
ve (13).

La estrella 1830 del Catálogo de Groombridge, en la
cual ha reconocido Argelander el movimiento propio mas
fuerte de todo el cielo boreal, tiene por paralaje 0",226,
según una serie de 48 distancias zenitales muj exactas que
observó Peters en Pulkova en 1842 y 1843. Faje asignó
á esta estrella un paralaje 5 veces major (1",08)5 superior
por consiguiente al de « del Centauro. Con el fin de despe-

— 187 —

jar las dudas que aun podía haber acerca de la distancia de
la 1830 de Groombridge, Otto Struve trató de determinar
su paralaje por medio del gran ecuatorial de Pulkova. Sus
investigaciones dieron un resultado inesperado : llegó por
la discusión de una de las series mas bellas de observacio-
nes que pueden imaginarse, á afirmar que el paralaje de esta
estrella debia ser inferior á un décimo de segundo. Bessel
babia decidido en 1842, aplicar á esta estrella el método j
el instrumento que tan buen resultado babia dado para la
(51 /del Cisne. Las observaciones becbas por Scblüter, j
calculadas por Wicbmann, en Kcenigsberg, dieron un para-
laje intermedio entre las de Peters jde O. Struve. Las tres
medidas concuerdan, pues, en establecer que el paralaje de
la 1830 de Groombridge no podria esceder de una muj pe-
queña fracción de segundo de arco (14).

ESTRELLAS.

-<

es "^

NOMBRES

DE LOS

1

-

Pi

OBSERVADORES.

!
a del Centauro.

0'

,913

0",070

Henderson yMaclear.

61 del Cisne.

0

,3744

0 ,020

Bessel.

Sirio.

0

,'230

n

Henderson.

1830 Groombridge.

0

,22G

0 ,141

Peters.

V

0

,1825

0 ,018i>

Sehliitcr y Wichmann.

7)

0

,034

0 ,029

Otto Struve.

V de la Osa Mayor.

'0

,133

0 ,106

Peters.

Arturo.

0

,127

0 ,073

Peters.

a de la Lira.

0

,207

0 ,038

Struve y Peters.

La Polar.

0

,106

0 ,012

Peters.

La Cabra.

0

,046

0 ,200

Peters.

En general, los resultados obtenidos basta aquí no esta-
blecen en modo alguno que las estrellas mas brillantes sean

18

también las mas próximas. Si el paralaje de « del Centauro
es el mavor de todos, se observa al mismo tiempo que los
de CL de la Lira^, de Arturo, j de la Cabra especialmente,-
son muj inferiores al paralaje de una estrella de 6/ mag-
nitud, la GFdel Cisne. Lo mismo sucede con los movimien-
tos propios. Después de la 215F de la Popa j « del Indiano,
las estrellas dotadas de movimiento mas rápido son la 61* del
Cisne (5", 123 por año), j el núm. 1830 de Groombridge.
llamada también en Francia estrella de Argelander (6", 974
por año). Esas estrellas están 3 ó 4 veces mas apartadas
que a del Centauro, cujo movimiento propio no escede de
3", 58. El volumen, la masa, el brillo, el movimiento pro-
pio y la distancia, tienen sin duda entre sí relaciones mu y
complejas (15); J sí puede presumirse que las estrellas mas
brillantes son también en tesis general las mas próximas á
nosotros, de la misma manera pueden existir estrellas muj
apartadas, cuja fotosfera ó superficie sea capaz de emi-
tir una luz muj viva. Las estrellas clasificadas en el primer
orden de magnitud, efecto de su brillo, podrian, pues, es-
tar colocadas á major distancia que las estrellas de 4."" j
aun de 6.'' magnitud. Si abandonamos la inmensa capa es-
telar de la cual forma parte nuestro sistema, para descender
grado por grado hasta nuestro mundo planetario, ó aun mas
abajo, basta los mundos inferiores de Saturno y de Júpiter,
vemos constantemente un cuerpo central rodeado de masas
subordinadas, cuja magnitud j brillo parece que apenas
dependen de las distancias. Nada podrid dar tanto atractivo
al estudio todavía tan atrasado de las distancias estelares,
como la íntima relación que tiene necesariamente el cono-
cimiento de los paralajes con el de la estructura general del
Universo.

El genio humano ha sabido sacar partido para este género
de investigaciones, de la propagación sucesiva de la luz, en-
contrando en ella un nuevo manantial, en un todo diferente

— 180 —

de los medios de que ja he hablado. Esta ingeniosa concep-
ción merece seguramente un lugar aquí. Savarj, que tan
•pronto ha sido arrebatado á las ciencias, ha demostrado
cómo ciertos efectos de la aberración, particulares de las es-
trellas dobles, podrian servirpara determinar sus paralajes.
Si el plano de la órbita descrita por el satélite alrededor de
la estrella central no es perpendicular al rajo visual diri-
o-ido de la Tierra á la estrella ; si dicho "plano está colocado
casi en la dirección del rajo visual, el satélite afectará
describir una órbita casi rectilínea. Ahora bien : su órbita
real puede entonces ser descompuesta idealmente en dos
partes, en el sentido del rajo visual: una donde el satélite
se aproxima constantemente á la Tierra ; la otra donde se
separa constantemente de ella. En el primer caso el espa-
cio que la luz debe recorrer para llegar hasta nosotros va
disminujendo: este espacio va creciendo en el segundo caso.
Kesulta de aquíque el satélite empleará tiempos diferentes,
no en realidad, sino en apariencia, en describir esas dos
mitades de su órbita que supondré circular para major
sencillez. Si pues la magnitud de esta órbita es tal, que la
luz necesite de muchos dias ó de muchas semanas para
atravesarla, la semi-diferencia de las duraciones aparentes
de las dos semi-revoluciones dará la medida del tiempo que
la luz emplea en recorrer la estensíon de la órbita en el sen-
tido de nuestro rajo visual; mientras que la suma de esas
duraciones aparentes indicará la duración real de la revolu-
ción entera. Ahora bien: la velocidad absoluta de la luz
nos es conocida; recorre 2,663 millones de miriámetros
en 24 horas. Sigúese de aquí que un-a de las dimensiones
absolutas de la órbita puede ser calculada en miriámetros,
según que la simple determinación micrométrica del án-
gulo bajo el que ve esta línea el observador, da inmedia-
tamente el paralaje ó la distancia de la estrella princi-
pal (16).

— 190 —

Así como la determinación de los paralajes nos muestra
las distancias mutuas de' las estrellas j su verdadero lugar
en el Universo; así el estudiode los movimientos propios, en
magnitud j en dirección, puede llevarnos á la solución de
dos nuevos problemas, á saber: el movimiento de traslación
del sistema solar en el espacio (17), j la posición del centro
de gravedad de todo el universo sideral. En semejante ma-
teria podemos decir que toda noción irreductible á simples
relaciones de números, es por esto mismo poco propia para
manifestar con la claridad necesaria la conexión de las cau-
sas j de los efectos. De les dos problemas enunciados, el
primero es, por consiguiente, el único que no ofrece carác-
ter alo-uno de indeterminación absoluta. Pueden citarse
como testimonio de ello las escelentes investigaciones de
Argelander. En cuanto al segundo problema, relativo á la
estructura misma del Universo , no puede llegar la inteli-
gencia humana á la concepción precisa j clara del juego
de las fuerzas innumerables que deberia comprender. La
solución evidente, indispensable á toda demostración real-
mente científica (18)^ falta por otra parte, según confiesa el
mismo Maídler, que tantos j tan ingeniosos esfuerzos ba
liecho para obtenerla.

Cuando se ha llevado cuenta exacta de los efectos debi-
dos á la precesión de los equinoccios, á la nutación del eje
terrestre, á la aberración de la luz j á los cambios paralác-
ticos engendrados por el movimiento anual de la Tierra al-
rededor del Sol, los movimientos aparentes de las estrellas
contienen todavía, además de los cambios que en realidad
les pertenecen, un rasgo cualquiera del movimiento de
traslación general del sistema solar. Eradle j ha entrevisto
primero que nadie, en su bella Memoria acerca de la nuta-
ción (1748), el movimiento propio del Sol, j hasta ha in-
dicado la mejor marcha que debe seguirse para compro-
bar esta hipótesis (19). «Si se reconoce, dice Bradlej, ^ue

— 191 —

nuestro sisiema jjlanetario camina de lugar en el espacio ab-
soluto, deberá poderse observar en el trascurso de los tiem-
pos, una variación aparente en las distancias aügulares de
las estrellas; j como las estrellas cercanas estarán mas afec-
tadas de esta variación que las estrellas apartadas, resulta
de aquí que las posiciones de esas dos clases de estrellas pa-
recerá como que cambian unas relativamente á las otras,
aun cuando realmente bajan permanecido inmóviles. Si,
por el contrario, nuestro Sol está en reposo j las estrellas
son las que se mueven, entonces cambiaran aun sus posi-
ciones aparentes; esas variaciones serán tanto mas sensibles,
cuanto mas próximas á la Tierra estén las estrellas, v colo-
cadas en el sentido mas favorable con relación á nosotros.
Los cambios de posición de las estrellas pueden , por otra
parte , depender de tan gran número de causas , que será
necesario quizás esperar bastantes siglos antes de poder re-
conocer sus le jes.»

Tobías Majer, Lambert j Lalande, después de Bradlej,
ban discutido en sus escritos, ja la posibilidad_, ja la ve-
rosimilitud del movimiento de traslación del sistema solar.
G. Herscbell es quien primero ba intentado en sus Memo-
rias de 1783, 1805 j 1806, establecer esta conjetura sobre
liecbos observados. Encontró ( j se ba confirmado después
por un gran número de trabajos mas exactos) que nuestro
sistema solar se dirige bácia un punto si*tuado en la cons-
telación de Hércules, á los 260°, 44' de ascensión recta v
26°, 16' de declinación boreal (para 1800). Comparando
las posiciones que un gran número de estrellas ban ocupa-
do en el Cielo en épocas distintas, Argelander ba bailado,
parala posición de este punto:

en Í800, AR. 257°. 54', 1. Decl. -h28o, 49', 2,
y para 1850, v 258°, 23', G. -u28«, 45', 6;

Otto Struve ba deducido de 392 estrellas:

109

en 1800, AR. 261°, 20', 9. Decl. -j- 37°, 35', 5.
y para 1830, » 261°, 52', 6 -f37°, 33', 0.

SegUR Gauss (20j, el punto buscado está en un cuadri-
látero cu JOS vértices tienen como posiciones:

AR.

238°,

40'

Decl.

-f- 30°,

40'

238°,

42

30°,

57'

259°,

13

31°,

9'

260°.

í

30°,

32'

Quedaba todavía por examinar lo que darian las es-
trellas del liemisferio austral, invisibles en nuestros cli-
mas. Gallowaj se ocupó de esos cálculos con un celo ver-
daderamente particular (21); comparó observaciones muy
recientes hechas por Johnson en Santa Elena, j por Hen-
derson en el cabo de Buena Esperanza (1830), con las an-
tiguas determinaciones de Lacaille j de Bradlej (1750 j
1757). El resultado ha sido:

para 1790, AR. 260°, O' Decl. + 34°, 2'
además para 1800, » 260°, 5' + 34°, 22'

y para 1850, v 260°, 33' + 34°, 23'

La conformidad de este resultado con el que habían da-
do ja las estrellas boreales es en estremo satisfactorio.

Determinada asi, con un cierto grado de aproximación,
la dirección del movimiento progresivo de nuestro sistema
solar, surge naturalmente una cuestión, á saber: ¿es el Uni-
verso sideral una simple j casual agregación de sistemas par-
ciales, independientes entre sí^ ó es un sistema mas vasto, en
el cual girarían todos los astros alrededor del centro de gra-
vedad general? Puede también preguntarse si el centro del
Universo cae en el vacío, ó sí debe estar materialmente re-
presentado por un cuerpo central de una masa preponde-
rante. Aquí entramos en el dominio de las puras conjetu-
ras; j si es cierto que puede dárselas apariencias científicas,
la insuficiencia radical de los datos suministrados por la

— 193 —

observación ó por la analogía no permitirá nunca elevar
esas hipótesis al grado de fuerza j^ de claridad que se en-
cuentra en otras ramas de la ciencia. Querer tratar á fon-
do semejante problema, pretender aplicar aquí los re-
sortes del análisis matemático , es olvidar que descono-
cemos los movimientos propios de un número infinito de pe-
queñas estrellas (de la 10.'^ á la 14/^ magnitud), y que
estas estrellas precisamente son las que constituyen la par-
te mas considerable de los anillos ó de las capas estelares
de la Via láctea. El estudio de nuestro propio mundo
planetario, donde se llega sucesivamente de los pe-
queños sistemas parciales de Júpiter, Saturno,, j de Ura-
no á la concepción del sistema solar que los comprende
á todos, ha podido ofrecer para el estudio del Universo la
tentación de una fácil analogía. De aquí la idea de un
mundo estelar donde numerosos grupos parciales situados
unos con respecto de los otros á inmensos intervalos, estu-
viesen coordinados mutuamente por un lazo de orden su-
perior, tal como la atracción preponderante de un gran
cuerpo central, especie de Sol del Universo (22). Pero los
hechos adquiridos contradicen esas conjeturas fundadas
únicamente en la vaga analogía que tienden á estable-
cer entre el universo sideral j nuestro sistema solar. En
las estrellas múltiples^ por ejemplo, astros lumino*so3 por
sí mismos , soles en una palabra ¿ no giran alrededor
de un centro de gravedad colocado á gran distancia de
ellos en el espacia? Y aun en nuestro propio mundo ¿es el
centro del Sol, el verdadero centro de los movimientos pla-
netarios? No; el centro de los moviniientos es el centro de
gravedad general de todas las masas que componen el sis-
tema. Unas veces el centro de gravedad cae, en virtud de
las posiciones respectivas de los planetas preponderantes
(Júpiter j Saturno) en el interior del Sol; j otras, j este
es el caso mas frecuente, cae fuera del Sol (23). En las es-

— 194 —

trelias dobles el centro de gravedad está colocado en el va-
cío. En nuestro sistema solar este punto se halla ya en el
vacío, ja en un espacio ocupado por la materia. Podríase
también imaginar para referir á la analogía las estrellas
binarias ó múltiples, que existe en el centro de sus movi-
mientos un cuerpo oscuro ó iluminado débilmente por una
luz estraña; pero esto seria entrar demasiado pronto en el
dominio de los mitos j de las hipótesis gratuitas.

Véase sin embargo una consideración mas digna de
atención. Silos movimientos propios de las estrellas diver-
samente apartadas j del Sol mismo , se verificasen en in-
mensos círculos concéntricos, el centro de esos movimientos
deberia hallarse á 90° del punto hacia el cual se dirige
nuestro sistema solar (24). En este orden de ideas, es im-
portante estudiar de qué manera se reparten en el Cielo los
movimientos propios, lentos ó rápidos de las estrellas. Ar-
gelander ha examinado, con su reserva j sagacidad habi-
tuales, hasta qué grado de verosimilitud podia buscarse el
centro general de las gravitaciones de nuestro estrato este-
lar en la constelación de Perseo (25). Moedler se inclina
hacia el grupo de las Pléyades. Vá mas lejos: j siempre
rechazando la idea de un cuerpo central dotado de una
masa preponderante, coloca el centro de gravedad general
en Alción (>? de Tauro), la mas bella de 'las Pléyades (26).
No voj á discutir aquí semejante opinión, ni á examinar si
tiene fundamento, ó es solo verosímil (27). Puede recha-
zarse, pero cuando menos se concederá -al activo director
del Observatorio de Dorpart que no serán inútiles sus in-
vestigaciones para algunas partes de la astronomía física.
Sobre todo tendrá el mérito de haber reducido j discutido,
no sin trabajo, las posiciones v los movimientos propios de
mas de 800 estrellas.

VI.

ESTRELLAS DOBLES Y MÚLTIPLES. — SU NUMERO Y DISTANCIAS MU-
TUAS.— DURACIONES DE LA REVOLUCIÓN DE DOS SOLES ALRE-
DEDOR DE SU CENTRO DE GRAVEDAD COMÚN.

Puesto que el sistema general del Universo ha sido mas
bien supuesto que entrevisto, dejemos jalas consideraciones
de conjunto, para descender álos sistemas parciales. Aquí,
encontramos un suelo mas firme, fenómenos mas accesibles
al observador. Las estrellas dobles, ó mas generalmente aun,
las estrellas múltiples, son sistemas compuestos de un núme-
ro maj pequeño de astros luminosos por sí mismos, verda-
deros soles unidos por el lazo de una recíproca gravitacion_,
j que ejecutan sus movimientos en forma de curvas cerra-
das. Antes de que la observación hubiese revelado su exis-
tencia, no se conocian semejantes movimientos mas que en
nuestro sistema solar, donde los planetas verifican también
sus revoluciones en trajectorias limitadas (28). Pero esta
analogía, puramente aparente, ha conducido durante mu-
cho tiempo á ideas falsas. Aplicábase el nombre. de estrella
doble á todo par de estrellas, cuja aproximación no permi-
tia la separación á simple vista (Castor, a de la Lira /í de
Orion, c>. del Centauro); cuando hubiera sido preciso distin-
guir dos clases muj diversas de pares estelares; los que
aparecen como tales, á causa de la situación particular del

— 196 —

observador aunque las estrellas, en apariencia reunidas,
pertenezcan en realidad á regiones ó á capas en todo dife-
rentes; j los que están formados de estrellas realmente pró-
ximas, de estrellas colocadas por ello bajo la influencia de
su g-ravitacion recíproca. Estos últimos son verdaderos sis-
temas parciales. Dichas dos clases se denominan estrellas áo-
hles ópticas j estrellas áohlesj'ísicas. Cuando la distancia es
grande j el movimiento muj lento, las segundas pueden ser
confundidas fácilmente con los pares puramente óptico?.
Alcor, pequeña estrella déla cual han hablado con frecuen-
cia los astrónomos árabes, porque es perceptible á simple
vista-, cuando el aire es puro j la vista muj penetrante
constituje con ^ de la cola de la Osa Major un par óptico,
en toda la estension de la palabra, quiero decir, un par de
estrellas físicamente independientes. He hecho ver también
en otra parte cuántos obstáculos puede proporcionar una
gran proximidad aparente ó real, á la separación óptica de
las estrellas que forman par, sobre todo si una de las dos
posee un brillo preponderante. Las colas estelares j otras
ilusiones de origen orgánico que producen la visión indis-
tinta, han sido también discutidas en su lugar (29).

Sin haber hecho jamás de las estrellas dobles objeto es-
pecial de investigaciones telescópicas, Galileo, cu jos an-
teojos eran por otra parte demasiado débiles para un asunto
de esta especie , habia notado sin embargo la existencia de
los pares ójjticos. En un pasaje célebre de su Ciíornata
terza^ indica á los astrónomos el partido que podrían sacar
de esas estrellas, para determinar su paralaje (quando si
trovasse nel telescopio qualche picciolissima stella, vicinis-
sima ad alcuna delle maggiori) (30). Hacia la mitad del
siglo pasado apenas si se contaban 20 estrellas dobles , es-
clujendo aquellas cuja distancia escede de 32'^ Hoj, se
conocen 0.000 en ambos hemisferios, gracias á los inmen-
sos trabajos de Guillermo j Juan Herschell j de Struve.

— 197 —

Entre los pares mas antig-uos conocidos, pueden citarse:
í de la Osa ma vor , señalada en 1700 por Godofredo Kirch;
« del Centauro, en 1709, por el padre Feuillée; ;i de Virg-o,
en 1718; « de Géminis, en 1719; la Gl del Cisne, en 175.3;
(estas tres últimas fueron observadas por Bradlev que de-
terminó también sus áng-ulos de posición j sus distancias);
P de Ofiuco; C de Cáncer... (31) Su número fué au-
mentando poco á poco, desde Flamsteed que usaba ya un
micrdmetro, basta Tobias Majer, cujo catálogo apareció
en 175(5. Dos profundos pensadores, h^mhert (Fo tome Iria,
1760; Cartas cosmológicas sobre la estriícttíva del Uni-
verso, 1761) j Juan Micbell (1767) no observaron por sí
mismos las estrellas dobles; pero publicaron las primeras
nociones exactas acerca de las relaciones de atracción mu-
tua que deben existir entre las componentes de esos siste-
mas parciales. Lambert pensaba con Keplero, que los soles
lejanos deben estar rodeados, como nuestro propio Sol. de un
cortejo de astros oscuros semejantes á nuestros planetas j
á nuestros cometas. En cuanto á las estrellas muj próximas
unas de otras creia, pareciendo que se inclinaba siempre á
la hipótesis de un cuerpo central oscuro, que esas estrellas
debían girar alrededor de su centro común de gravedad,
j verificar su revolución en un espacio de tiempo muj li-
mitado (32). Michell_, que ignoraba completamente las ideas
emitidas por Kant j por Lambert, siguió otro camino.
Aplicó el cálculo de las probabilidades al estudio de ios
grupos estelares j sobre todo á las estrellas múltiples, bi-
narias ó cuaternarias (33). Demostró que habia 500.000
probabilidades contra una, de que la reunión de las 6 es-
trellas principales de las Pléjades no fuese efecto del
acaso, j que alguna causa habia debido determinar su
aproximación. Tan persuadido estaba de la existencia de
estrellas que giraban unas al rededor de las otras, que
propuso el estudio de esos sistemas parciales como un

-- 198 -^

medio de resolver ciertos problemas astronómicos (34).-
Cristian Majer, astrónomo de Manheim, tiene el gran
mérito de Laber observado seriamente las estrellas dobles
antes que nadie (en 1778). La denominación poco conve-
niente de satélites, j sobre todo la aplicación que creyó
deber bacer de ella á las estrellas que referia á Arturo,
aun cuando le estuviesen separadas en 2" 30' j 2° 55', le es-
pusieron á las burlas de sus contemporáneos y á la crítica
escesivamente amarga del célebre geómetra Nicolás Fuss.
¿Era verosímil, con efecto, que pudiesen sernos visi-
bles, cuerpos planetarios que recibían su luz de orígenes
tan apartados? Desecháronse, pues, las ideas sistemáticas
de Majer, j hasta se desecharon también sus observacio-
nes por creer que habia derecho para hacerlo. No obstante,
él decia_, son sus palabras, en su respuesta á las críticas del
padre Maximiliano Hell, director del observatorio imperial
de Viena: «O las pequeñas estrellas colocadas tan cerca de
las grandes, carecen de luz propia j están débilmente ilu-
minadas como planetas; ó la estrella central y su satélite
son dos soles brillantes por su luz propia que giran uno al-
rededor del otro.» Lo que haj de capital en los trabajos de
Cristian Majer^ fué reconocido mucho tiempo después de
su muerte por Struve j por Mípdler, que hicieron valer sus
derechos al reconocimiento de los astrónomos. Eq sus dos
tratados : Defensa de las mievas olservaciones sohre Jos saté-
lites de Estrellas (en alemán. 1778) j Bissert. Be novis in
Cíelo sidero Plicenomenis ;^1779\ se encuéntrala descripción
de 80 estrellas dobles observadas por él; entre esos pares, 67
están á una distancia menor de 32'\ La major parte ha-
bian sido descubiertas por C. Majer, con el escelente an-
teojo de 2™ , 6 de longitud focal de que estaba provisto el
círculo mural de Manheim. «Hoj cuéntanse todavía al-
gunas entre los objetos mas difíciles, que solamente pueden
distinguirse con poderosos instrumentos : tales son p jla71

— 199 —

de Hércules, la 5/ de la Lira j ^ de Piscis.» Verdade-
ramente Majer observaba solo, ayudado de los instru-
mentos meridianos (como se hizo también mucho tiempo
después de él) , las diferencias de ascensión recta ó de
declinación ; pero cuando quiso comparar sus resultados
con las observaciones antiguas para evidenciar los cambios
de posición, no supo siempre separar bien lo que era
solo consecuencia de ciertos movimientos propios (35) .

Estos pequeños pero memorables ensajos, fueron segui-
dos de los gigantescos trabajos de G. Herschell durante un
largo período de mas de 25 años. Aunque su primer catá-
logo de estrellas dobles sea posterior en cuatro años al tra-
tratado que C. Majer habia publicado respecto del mismo
asunto, no es menos cierto que sus observaciones se remon-
tan al año 1779 j aun al 1776, si se tienen en cuenta sus
investigaciones sobre el trapecio de la gran nebulosa de
Orion. Casi todo lo que hoj sabemos acerca de las estrellas
dobles tiene su origen en los trabajos de G. Herschell. No
solamente publicó catálogos en 1782, 1783 j 1804 que
contienen 84(5 pares estelares, casi todos descubiertos y
medidos por él (3(5^, sino que también, j esto importa mu-
cho mas que lo crecido del número, Herschell ocupó su ge-
nio observador j su sagacidad en todo lo que se relaciona
con las órbitas, duración presumible de las revoluciones,
brillo de la luz , contraste de los colores j clasificación d©
los diversos pares según las distancias mutuas de las estre-
llas componentes. Dotado de la imaginación mas viva j á
pesar de esto procediendo siempre con un estremado cui-
dado, solo en 1794 se atrevió Herschell á esponer sus ideas
acerca de la naturaleza de las relaciones que pueden exis-
tir entre la estrella principal j la compañera, y establecer
en fin una distinción profunda entre las estrellas dobles fí-
sicas jlas estrellas dobles ópticas. Nueve años después de-
terminó la conexión general de esos fenómenos, en el vo-^

— 200 —

lumen 93 de las Philoso2)hical Transackons. La ciencia po-
seía ja para en adelante una teoría completa de esos sistemas
parciales, donde vemos soles girando al rededor de su cen-
tro común de gravedad. Súpose entonces que la fuerza de
atracción que gobierna nuestro sistema, que se estiende
desde el Sol á Neptuno j Hasta 28 veces mas lejos , puesto
que la atracción solar obra aun á 131.000 millones de kilo-
metros, sobre el gran cometa de 1860^, le retiene en su ór-
bita j les obliga á volver de nuevo, súpose que esta fuerza
reina también en los otros mundos j gobierna los sistemas
estelares mas apartados. Pero aun cuando Gr. Herscbell
reconociera con una claridad perfecta, la conexión gene-
ral de esos fenómenos, preciso es, repito, confesar que las
observaciones eran aun bien incompletas á principios
del siglo XTX. Los ángulos de posición que babian sido
medidos por él , unidos á los que podian deducirse de las
observaciones mas antiguas, no comprendian un intervalo
bastante para permitir calcular con certeza la duración de
las revoluciones j los demás elementos de las órbitas este-
lares. Tales cálculos debian inducir á errores; el mismo
Juan Herscbell recuerda los períodos de 334 años que se
asignaban entonces á Castor, en vez de 520 años (37); de
708 años á la * de Virgo, en vez de 169, y el de 1200
años que se atribuía á " de Leo (la 1424 del gran catá-
logo de Struve, magnífica estrella doble cujos colores son
el amarillo de oro j el verde rojizo).

Después de G. Herscbell, G. Struve, de 1813 á 1842,
j Juan Herscbell, de 1819 á 1838, dieron, con respecto á
esta rama de la Astronomía, pruebas de una actividad no
menos admirable y la enriquecieron con instrumentos mas
perfectos^ sobre todo para los aparatos micrométrícos.
En 1820 publicó Struve en Dorpat su primer Catálogo^ que
contenia 796 estrellas dobles. Un segundo Catálogo apare-
ció en 1824, que comprendía 3112 estrellas dobles, todas

— :201 —

superiores á la 9/ magnitud j á menos de 32'^de dis-
tancia. Los •"'/,. de esta colección se componían de estrellas
dobles hasta entonces desconocidas; Struve las habia des-
cubierto, merced al gran anteojo de Frauenhofer, some-
tiendo mas de 120.000 estrellas á una minuciosa revisión.
El tercer Catálogo de Struve es de 1837, j constituje la
obra capital titulada: Síellarum comjpo sitar um Mensurce
micrometriccB (38)'. Este libro contiene solamente 2.787
estrellas dobles, teniendo presente que ciertos objetos ob-
servados de una manera incompleta han sido cuidadosa-
mente escluidos de él.

Este número ja tan considerable ha sido aun aumen-
tado, gracias á trabajos que formarán época en la historia
astronómica del hemisferio austral. Durante una estancia
de cuatro años en el cabo de Buena-Esperanza, enFeldhau-
sen, J. Herschell ha observado mas de 2.100 estrellas do-
bles, de las cuales solo algunas* eran ja conocidas (39).
Todas esas observaciones africanas han sid*o hechas con el
telescopio de 20 pies (6 metros) calculadas j reducidas
para 1830, j coordinadas de modo que fueran la conti-
nuación de seis catálogos anteriores que ja habia publi-
cado Juan Herschell en la 6."" j 9/ parte de la rica colec-
ción de las Memoirs qf the R. Astronomical /Socieé?/ (40).
Los seis catálogos europeos contenían ja 3.346 estrellas
dobles, de las que 380 han sido observadas en comandita
por Juan Herschell j South, en 1825.

La serie histórica de esos trabajos demuestra cómo ha
adelantado progresivamente la ciencia en el espacio de
medio siglo, para elevarse al conocimiento profundo de ios
sistemas estelares ^;¿?rc/¿?/^5 j sobre todo de los sistemas li-
oiarios. Hoj es posible, con alguna certeza, fijar en 6.000
el número de las estrellas dobles, teniendo en cuenta las
que han sido descubiertas por Bessel con su magnífico elió-
metro de Frauenhofer; por Argelander, en Abo, de 1827

— 202 —

á 1835 (41); por Encke j Galle, en Berlín, de 1836 á 1839;
por Preuss j Otto Struve, en Pulkova (después de el gran
catálogo de 1837); por Moedler en Dorpat, j por Mitchell
en Cincinnati^ donde empleó un anteojo de Munich de
5"^, 5 de longitud. Entre esos 6.000 pares cujas estrellas
componentes parecen tan próximas, aun para el ojo provisto
de los mas poderosos telescopios, ¿cuántas estrellas dobles
liaj puramente ópticas_, j cuantos pares en donde las dos
estrellas sometidas á las le jes de una atracción mutua,
circulen en curvas cerradas j constitujan un sistema ver-
dadero?

Esta es seguramente una cuestión capital pero difícil
de resolver hoj. De hecho, el número de los pares en don-
de puede probarse que el satélite se mueve alrededor de
la estrella central vá siempre aumentado. Movimientos
de una estremada lentitud , una posición desfavorable de
la órbita pueden hacer que se desconazca largo tiempo el
carácter de un par estelar, j colocarlo equivocadamente en-
tre las estrellas ópticamente dobles. Sin embargo, la com-
probación de los movimientos o'elathos no es el único cri-
terio. Si las dos estrellas de un mismo par están animadas
del propio movimiento de traslación^ si marchan juntas en
el espacio absoluto, como Júpiter, Saturno, Urano j Nep-
tuno arrastran tras sí sus cortejos de satélites j son á su vez
arrastradas con todo el sistema solar en una misma direc-
ción, entonces se puede afirmar algo acerca déla naturaleza
de ese par ; sus estrellas componentes están físicamente
relacionadas, j pertenecen á un mismo sistema. Los tra-
bajos de Bessel j de Argelander acerca de los movimien-
tos propios de las estrellas han llevado también á reconocer
un cierto número de verdaderos sistemas estelares. Debe-
mos á Moedler la siguiente observación: Hasta 1836 no se
conocian, ds 2,640 estrellas dobles inscritas en los catálogos,
mas que 58 pares en que se hubiesen comprobado cam-

— 203 —

bios de posición relativa; j 105 en que la existencia de
tales cambios podia aparecer mas ó menos verosímil. Hoy
la relación numérica de las estrellas físicamente dobles de
las que lo son ópticamente, se Ha modificado mucho. Se-
gún un cuadro publicado en 1849, enG.OOO pares se bán
encontrado 650 cujas componentes han cambiado ostensi-
blemente de posición relativa (42). Antiguamente se cono-
cia solo un par físico entre 1() estrellas dobles; hoj su re-
lación es de 1 á 9.

En cuanto á la distribución de las estrellas dobles, va
en el espacio absoluto, ja también, mas simplemente, en la
bóveda aparente, de los cielos, háse adelantado poco, j es
difícil fijarla en número exacto. Sábese, por ejemplo, en
qué región se encuentra la major parte de las estrellas do-
bles; esta es la de las constelaciones de Andrómeda, del
Vaquero, de la Osa Major^ del Lince j de Orion , para el
hemisferio boreal. Para el cielo austral, Juan Herscliell ha
observado «que en la parte extra-tropical de este hemisfe-
rio, el número de las estrellas múltiples es mucho menor
que en la parte correspondiente de la zona opuesta.» A pe-
sar de lo que este resultado puede tener de inesperado, no
por esto deja de ser digno de una gran confianza^ porque
las bellas regiones del cielo austral han sido esploradas ba-
jo las mas favorables condiciones atmosféricas, j por uno
de los mas hábiles observadores, por medio de un poderoso
telescopio de 6 metros de longitud focal que separaba pa-
res de estrellas de 8.^ magnitud, aun cuando las distancias
no escedi^ran de ^/^ de segundo (43).

Uno de los caracteres mas notables de las estrellas do-
bles, es el contraste de color que presentan en multitud de
casos. Struve ha examinado en su gran obra de 1837 (44)
los colores de 600 estrellas dobles, escogidas entre las mas
brillantes; hé aquí los resultados de su discusión : En 375
pares estelares, las dos estrellas tienen igual color, en el

— 204 —

el mismo grado de intensidad. En 101 pares, las estrellas
son también del propio color pero se nota cierta diferencia
en cuanto á la intensidad de sus coloraciones respectivas.
Struve lia encontrado 120, es decir, ^/.j del número totai,
en donde los colores difieren completamente. Los pares en
que la estrella principal j su compañera tienen el mismo
color son pues 4 veces mas numerosas. Las estrellas blan-
cas forman cerca de la mitad de esos 600 pares. Entre las
estrellas dobles de dos colores, encuéntrase con frecuencia
la mezcla del amarillo v del azul , como en la t de Can-
cer ó el naranjado j el verde, como en la estrella triple
y de Andrómeda (4o) .

Arago hizo observar en 1825, que las estrellas dobles bi-
colores presentan frecuentemente dos colores complemen-
tarios, es decir dos colores cuja reunión da el biancQ (46).
Sábese en Óptica, que un objeto débilmente iluminado pare-
cerá verde, por un efecto de contraste, si se le coloca al lado
de algún otro objeto de un rojo brillante; parecerá azul , si
el objeto próximo tiene un fuerte color amarillo. Pero al
notar festo Arago ha recordado prudentemente que si el
tinte verde ó azul de la compañera podia esplicarse por un
efecto de contraste , cuando la estrella central es también
roja ó amarilla, seria preciso no obstante cuidarse de ge-
neralizar este modo de esplicacion hasta el punto de negar
por ejemplo la existencia de estrellas realmente verdes ó
azules (47). Cita, con efecto, muchos pares en los cuales
una estrella brillante j blanca, tiene por compañera una
pequeña estrella azul (1,527 de Leo, 1,768 de los Perros
de Caza); cita también í de la Serpiente cujas componentes
son ambas azules (48)^ j propone, en fin, comprobar si las
tintas complementarias son realmente un efecto de contras-
te, cubriendo la estrella principal con un hilo ó un diafrag-
ma cuando la distancia de las dos estrellas lo permite. Or-
dinariamente, es azul únicamente la pequeña estrella; sin

— 205 —

embargo, sucede lo contrario en la 23 de Orion (696 del
catálogo de Struve, p. LXXX), cuja estrella principal es
azulada , mientras que la compañera es perfectamente
blanca. Si los soles de que se componen esos sistemas múl-
tiples, están rodeados de planetas invisibles para nosotros?
esos planetas deben tener sus dias Mancos , azules^ rojos v
Tercies (49).

Conviene, por mas de un motivo, no generalizar escesi-
vamente en semejantes materias. Hemos visto (50) que to-
das las estrellas coloradas no son necesariamente estrellas
variables; así también las estrellas dobles de uno ó de mu-
chos colores no son siempre estrellas físicamente dobles. De
la frecuente reproducción á nuestra vista de ciertas coinci-
dencias , no debe deducirse siempre que esas coinciden-
cias son hechos necesarios, sobre todo cuando se trata de
estrellas periódicamente variables ó de estrellas que giran en
los sistemas parciales alrededor de un centro de gravedad
común. Observando cuidadosamente los colores de las
estrellas dobles hasta la 9."* magnitud, es decir, hasta el lí-
mite donde la coloración cesa de ser perceptible, se han en-
contrado todas las gradaciones del espectro solar; pero esos
matices no se reparten indistintamente entre las dos com-
ponentes. Cuando la estrella principal no es blanca^ su co-
lor se aproxima, en general, ala estremidad roja del espec-
tro, es decir, la de los rajos menos refraug-ibles; mientras *
que el color del satélite se inclina hacia el violado* v corres-
ponde asi álos ravos mas refrangibles. Las estrellas rojizas
son doblemente numerosas que las estrellas azules ó azula-
das; las blancas son 2 ^/^ veces mas jiumerosas que las es-
trellas mas ó menos rojas. Es también digno de observarse
que generalmente á una gran diferencia de coloración vá
unida una gran desigualdad de brillo. Dos pares cu^'a viva
luz permite su observación en pleno dia, s, del Vaquero
j y de Leo, se componen_, la una, de dos estrellas blancas

— 206 —

de 3/ V 4/ mag-nitud, la otra, de una estrella principal de
2/ magnitud j de un satélite de 3, 5 magnitud. La 7 de
Leo es la mas hermosa de las estrellas dobles del cielo bo-
real, como la a del Centauro (51) j a de la Cruz son las
mas bellas del hemisferio austral. En cuanto á la C del Va-
quero, presenta con a del Centauro j 7 de Virgo una par-
ticularidad bastante rara, á saber, la reunión de dos gran-
des estrellas de un brillo poco diferente.

Respecto del problema de la variabilidad de brillo, con-
siderada con relación á las estrellas dobles, existen aun
bastantes dudas j contradicciones, especialmente cuando se
trata de la compañera. He dicho va (52) que la estrella
principal de a de Hércules ofrece muj poca reg-ularidad en
sus variaciones. Struve ha observado cambios de brillo en
las dos estrellas de y de Virgo que son casi del mismo color
amarillento j de igual brillo (3.'" mag.), j en la n.° 2,718
de su g-ran Catálogo. Quizá procedan esas variaciones del mo-
vimiento de rotación de esos soles alrededor de sus ejes (53).
Después de los cambios de brillo, hablemos algo de los
cambios de color. Hánse supuesto alteraciones de ese géne-
ro en y de Leo j 7 del Delfín; pero el problema perma-
nece aun indeciso. No se ha conseguido comprobar que
hajan tomado color estrellas blancas, ni que estrellas
dotadas de color llegaran á ser blancas, como parece haber
sucedido á una estrella aislada ;, Sirio (54). Si se trata
de simples variaciones de matices , en la discusión deben
tenerse en cuenta mnuerosas causas de error , entre
las cuales y en primer lugar, haj que poner la indivi-
dualidad orgánica de cada observador, j aun las pro-
piedades ópticas de cada instrumento. Sábese por ejem-
plo, que los espejos de los telescopios tienen por objeto
teñir üias ó menos de rojo todos los rajos luminosos que
reflejan.

Entre las estrellas múltiples, se encuentran estrellas

— 207 —

triples como I de Libra, ^ de Cáncer, la 12" del Lince, v la
IV del Unicornio; estrellas cuádruples, comolosn.^^ 1^2 J
"2,681 del catálogo de Struve, a de Andrómeda v « de la
Lira; j por último, una estrella séxtuple, e de Orion, que
forma el célebre trapecio de la g-ran nebulosa de Orion.
Esta estrella séxtuple, constituye muj probablemente un
verdadero sistema; porque las 5 pequeñas estrellas de 6.%3
de l.\ de 8/, de 11.^3 j de 12/ mag-nitud divi-
den el movimiento propio de la estrella principal (4/, 7
mag-.) Sin embargo, no se lia notado en ella todavía el
menor cambio relativo (55). En las estrellas triples i de
Libra v ^ de Cáncer por el contrario, los movimientos de
revolución de todos los satélites se han comprobado perfec-
tamente. La última se compone de 3 estrellas de 3." mag-
nitud, de un brillo poco diferente, j el satélite mas próxi-
mo de la estrella central parece tener un movimiento diez
veces mas rápido que el mas apartado.

El número de las estrellas dobles, cujas órbitas han
podido calcularse, asciende hoj á 4; haj todavía 10, ó 12,
cujos elementos serán probablemente conocidos muj lue-
go, con un grado de aproximación suficiente (5í5). Entre
esas estrellas, ^ de Hércules ha verificado ja ostensiblemen-
te dos revoluciones enteras, j ha proporcionado por dos
veces, en 1802 j 1831, el curioso espectáculo de una es-
trella oculta por otra estrella (57).

Los primeros cálculos relativos á la determinación de
los elementos de la órbita de una estrella doble, se deben en
primer lugar á Savar j, quien eligió h de la Osa Major co-
mo objeto de sus investigaciones. A este siguieron los mé-
todos j los cálculos de Encke j de Juan Herschell; mas
adelante, los trabajos de Bessel, de Struve^ de Moedler, de
Hind, de Smith, del capitán Jacob j de Ivon Villarceau.
Los métodos de Savarj j de Encke, exigen 4 observaciones
completas, correspondientes á épocas suficientemente apar-

~ 208 —

tadas entre sí. Los de Juan Herschell, j de Ivon Vi-
llarceau, están destinados á utilizar inmediatamente el con-
junto de las observaciones. Las duraciones mas cortas de
las revoluciones en las estrellas dobles, cuentan 36, 61, 66,.
j 77 años; son pues intermedias entre la de Saturno j la
de Urano. La revolución mas larga, entre aquellas cuja
duración ha podido ser determinada con alguna apariencia
de éxito, mide 500 años, es decir triple del tiempo de la
revolución del Neptuno de Le Yerrier. La escentricidad de
jas elipses estelares es muj considerable, á juzgar por los
lieclios conocidos en la actualidad. Por ejemplo, las de las
elipses de*'/ de Virgo (0,(S7) j de « del Centauro (0,95 ó
0,72} forman órbitas verdaderamente cometarias: j aun
el cometa interior de Faje, cuja órbita, á decir ver-
dad, se aparta muj poco de la forma circular, tiene una
escentricidad (0,55) mas pequeña que aquellas dos estrellas
dobles. Las órbitas de las demás estrellas son comparativa-
mente poco escéntricas.

Si en un par estelarse considera a una de las dos estre-
llas, la mas brillante^ por ejemplo, como en reposo, j sela
toma por centro del movimiento de la segunda estrella,
puede deducirse de las observaciones j' de los cálculos ac-
tuales, que la curva descrita por la compañera alrededor de
la estrella central, es una elipse , en la cual el radio vector
describe áreas iguales en tiempos iguales. De esta manera,
multiplicando las medidas de ángulo, de posición j de
distancia, se Ka podido afirmar que los soles de esos
diversos sistemas obedecen á las mismas lejes de gravi-
tación que los planetas de nuestro propio mundo. Ha sido
necesario medio siglo de esfuerzos para asentar por fin
ese gran resultado sobre bases sólidas; pero también se con-
tará este medio siglo como una gran época en la historia de
las ciencias que se elevan hasta el punto de vista cósmico.
Astros llamados, siguiendo una antigua costumbre, fjos

— 209 —

por mas que ni sean ///o^ ni inmóviles tampoco en la bóve-
da celeste, se han ocultado mutuamente á nuestra vista.
El conocimiento de esos sistemas parciales en donde se ve-
rifican los movimientos independientemente de toda agena
influencia, abre al pensamiento un campo tanto mas esten-
so, cuanto que esos sistemas aparecen j^a á su vez como sim-
ples detalles en el vasto conjunto de los movimientos que
animan los espacios celestes.

TOMO 11! 14

— 210 —

ELEMENTOS DE LAS ÓRBITAS DE LAS ESTRELLAS DOBLES.

N03IBRES

Y MAGNITUDES
DE LAS ESTRELLAS.

I Osa mayor
-5.^ y o.^ mag,

p. de Ofiuco
4/^ y 6.^ mag-.

<? de Hércules
3.^ y 6.^,0 mag.

i¡ Corona
5.%5 y 6.^ mag.

Castor
'," y 3/\7 mag.

y de Virgo

maí

<? áe. Cáncer
li.^ y 6.^ma£

a del Centauro
1.^ y 2.^ mag.

SEMI-

eje

mayor.

3.'

;,8o7

^

,278

2

,295

2

,439

4'

',328

4

,966

4

,8

i';,208

i

,25 i

0'

',902

1

,012

1

,111

8/,

',086

5

,692

()

,300

•^.',

,580

3

,863

3

,446

»

-4-

u: g

0'.

,934

0

,892

15.'

,500

12

,128

0,4164

0,3777
0,4037
0,4315

0,4300
0,4445

0,4781

0,4320
0,4íS2

0,2891
0,4744
0,4695

DURACIÓN

■de la
revolución.

0,7582
0,2194
0,2405

0,8795

0,8806

0,8699

—0,0016/"

-+-0,0426^

años
58,262
60,720
61,300
61,576

73,862
92,338
92

30,22
36,357

42,50

42,501

66,257

252,66
519,77
632,27

182,12
169,44

153,787
~ 0,081 /
4-69,4 g

NOMBRES

délos
calculadores.

Savary 1 830

J. Herschell (18 i9)
Maídler 1847

Y. Villarccau 1848*

Encke 1832

Y. Villarccau 1849
Míedler 1849

Maedlcr 1847

Y. Villarccau 1847

Msedler 1817

Y. Villarccau 1847

Id. 2.^ solución.

0,3662
0,4438

0,9300
0,7187

58,59

58,27

77,00

78.486

J. Herschell (1849)
Mcedler 1847

Hind 1849

J. Herschell (1849j
Mccdler 1847

Y. Villarccau 4848

/•>-ly<4-l
í?>-0,42y<-]-0,15

Y. Villarccau 1849
Míedler (1849)

Capit. Jacob 1848
Y. Villarccau 184s!

211

OBSERVACíOrsES ACERCA DEL CUADRO PRECEDENTE.

Las órbitas de las 4 primeras estrellas dobles parecen pcrfeclamente

determinadas lioy. No sucede lo mismo con las de las 4 i'iUimas: para

-estas, las observaciones actuales no suministran bastantes datos realmente

distintos para que puedan deducirse de ellos los 7 elementos de la órbita.

Era imposible dejar sin mención en este cuadro, los cálculos de Sava-
ry y de Encke acerca í de la Osa Mayor y p de Ofiuco. Esos cálculos
tienen con efecto un valor histórico, porque son las primeras aplicacio-
nes de los métodos de cálculo que propusieron los dos eminentes astró-
nomos. Pero como en 1830 y en 1832, los datos de la observación eran
todavía insuficientes, no deben estrañar las discordancias que no pueden
menos de notarse entre los elementos de Encke ó de Savary y los de.
J. Herschell, de Majdler ó de Yvon Villarceau. Las determinaciones re-
cientes relativas á las 4 primeras estrellas, concuerdan mucho mejor, y to-
do hace esperar que los elementos consig^nados en ese cuadro no habrán
de sufrir en adelante grandes modificaciones.

Sin embarg-o, »? de la Corona presenta una anomalía singular. Todos
los astrónomos que se han ocupado de esta estrella hasta 1S47, la asig-
nan una revolución de 43 años. Villarceau encontró en 1847, que el pro-
blema era susceptible de recibir dos soluciones enteramente distintas,
una de las cuales termina á los 43 años y la otra á los 66, de revolución.
En la época en que fueron hechos esos cálculos, no existia motivo algu-
no determinante para adoptar una de esas órbitas con preferencia á ía
otra; pero las recientes observaciones de 0. Struve parecen decidir en
favor de la segunda solución, la de .66 años, ignoradxi de los calculadores
precedentes.

Como los números del cuadro no darian una idea completa de esas
dos soluciones, presento- aqui para cada una de ellas, los 7 elemento
fundamentales de la órbita;

2.* solución
1.^ solución. mas probable.

Tiempo de la revolución ^. 42*°''', 501 66,r.''%'257

Semi-eje mayor V ,012 1" ,111

Escentricidad O" ,4741 O" ,4695

Inclinación 65"39',2 58° 3',3

Longitud del nudo 10°26',6 4°20',7

Longitud del perihelio 237036', I 19S°57',5

Tiempo del tránsito al perihelio verda- j 1805,666 1780,124

dero. ■ ) Í848.1G7 1846,381

— 212 —

La causa de esta anomalía siiig-ular es pov sí sola dig-na de interés.
En las medidas de las estrellas dobles se toma por centro á la mas her-
mosa de las dos de un mismo par ; se la considera como re-
lativamente fija, y se refieren á ella las posiciones ocupadas por la se-
g-unda estrella estimada desde entonces como satélite. Esto supuesto,
cuando las dos estrellas son casi iguales y del mismo color, y además
las observaciones están separadas por un g-ran número de años, como
sucedió en la época de los g'randes trabajos de Herschell, se corre pelig-ro
de equivocarse de estrella, y de tomar por fija la que se consideraba como
móvil en un principio. Por lo reg-ular la confusión no podia durar mu-
cho; por otra parte no tiene mas inconveniente que el decambiar en 180°,
los ángulos observados, error muy fácil de reparar. Pero para v de la Co-
rona un concurso fortuito de circunstancias deja subsistir enteramente
una ambig-üedad de ese g-énero, en la interpíetacion de los áng-ulos de
posición medidos por Guillermo Herschell. A pesar de la discusión mas
minuciosa de todas las circunstancias propias para g-uiar la elección del
calculador, Villarceau no ha podido mas que indicar probabilidades en
favor de la órbita de 66 años, y ha debido presentar la doble solución á
que le conducían los datos actuales, fijando ante todo para 18oo, la épo-
ca en que será imposible dudar entre las dos órbitas. Acabo de decir que
las últimas observaciones de Pulkova deciden ya en favor de la órbita
de 66 años (o8).

Las discordancias de los elementos que han sido asigrnados á las 4 ul-
timas estrellas, por diferentes calculadores, demuestran bastante la insu-
ficiencia de los datos actuales de la observación. Villarceau mismo, se
vio obligado á dejar subsistir dos indeterminadas, g y f. en la espresion
de los elementos de T de Virgo, una en la <? de Cáncer, y dos en las
de a, del Centauro (el cuadro solo contiene las indeterminadas de la pri-
mera). La incertidumbre aquí es de naturaleza distinta que para »? de la
Corona. No se trata ya de optar entro dos órbitas diferentes que únicas
pueden á satisfacer á las observaciones, sino de escog^er entre un nú-
mero infinito de órbitas, comprendidas entre límites dados. Así que úni-
camente se sabe para T de Virg-o que la duración de la revolución está
comprendida entre 12o y 164 años, según las indeterminadas del cuadro,
ó con mas exactitud, entre \%S y 166 años, siendo casi igualmente ad-
misibles todos los valores intermedios.

Los elementos de T de Virgo, de ^ de Cáncer, y de a del Centauro,
calculados por Y. Villarceau, no se han publicado todavía en parte algu-
na ; debo su conocimiento , ala deferencia de este escelenle astrónomo.

VIL

LAS NEBULOSAS. NElTULOSAS REDUGTIBLES Y NEBULOSAS IRREDUC-
TIBLES.— NUBES DE MAGALLANES. — MANCHAS NEGRAS Ó SACOS
DE CARBÓN.

Ademas de los mundos visibles que llenan los espacios
celestes entre los cuerpos brillantes de luz estelar^ j en-
tiendo por estOj los cuerpos que tienen luz propia j los que
reciben su luz del Sol, los que están aislados j los que, apa-
reados diferentemente, giran alrededor de un centro de gra-
vedad común; entre esos cuerpos, digo^ existen masas que
arrojan un resplandor pálido j dulce, semejante auna nebu-
losidad. (59). Algunas bacen el efecto de pequeñas nubes
luminosas de contornos redondeados j cortados; otras, sin
forma precisa, se estienden por vastos espacios. Todas, vis-
tas á través del telescopio_, parecen en un principio comple-
tamente diferentes de los cuerpos celestes de que bemos
tratado en los cuatro capítulos precedentes. De la misma
manera que bemos llegado á deducir del movimiento ob-
servado, pero no esplicado aun, de las estrellas visibles, la
existencia de las estrellas invisibles (00), asi también las es-
periencias recientes, que ban comprobado la posibilidad de
reducir un número considerable de nebulosas^ ban llevado
á negar la existencia de las nebulosas, j de un modo mas
absoluto, de toda la materia cósmica estendida en el mundo.

— 214 —

Por otra parte, que esas nebulosas do contornos determina-
dos sean una materia difusa j luminosa por sí misma, ó
que sean conjuntos esféricos de estrellas apretadas, no por
eso dejan de tener una gran importancia para el conoci-
miento de la estructura del mundo, en lo que concierne á
los espacios celestes.

El número de las nebulosas cu jo lugar Ka sido fijado
en ascensión recta j en declinación, escede ja de 3,600.
Algunas de las que no ostentan forma determinada tienen
una estension igual á ocbo veces el diéwnetro de la Luna.
Seo-un una evaluación de G. Herscbell , que data del
año 1811, las nebulosas cubren por lo menos ^-270 de todo
el firmamento visible.

La mirada que las contempla por medio del telescopio
penetra en regiones desde donde los rajos luminosos, se-
gún cálculos que no carecen de verosimilitud, tardan mi-
llones de años en llegar hasta nosotros, j atraviesa interva-
los de los que apenas se puede formar idea , tomando por
unidad las distancias que nos suministra la capa de estre-
llas mas próxima del sistema solar, es decir, las distancias
que nos separan de Sirio ó de las estrellas dobles del Cisne
j del Centauro. Si las nebulosas son grupos de estrellas de
forma elíptica ó globular, su conglomeración recuerda los
efectos misteriosos de las fuerzas de la gravitación; si son
masas de vapor con uno ó muchos núcleos, los diferentes
grados de su condensación probarian que la materia cósmica
puede, por una concentración sucesiva, llegar á formar es-
trellas. La Astronomía, hablo de la que es objeto de con-
templación mas biea que de cálculo, no procura otro es-
pectáculo tan á propósito para apoderarse de la imagina-
ción ; j no solo porque puedan ser tomadas las nebulosas
como símbolo de lo infinito , sino porque la investigación
de los diferentes estados por los cuales han pasado esos
cuerpos celestes j el lazo que es permitido suponer entre

— 215 —

sus trasformaciones sucesivas, puede darnos la esperanza
de separar, á través de los fenómenos, la lej de su desar-
rollo (61).

La historia de las nociones que poseemos actualmente
acerca de las nebulosas nos advierte que sobre este punto,
como en general en todo lo que pertenece á la historia de
las ciencias naturales, las mismas opiniones contrarias que
cuentan boj numerosos partidarios, han sido sostenidas
hace muchos años, aunque con razones menos conclujen-
tes. Desde que el telescopio ha llegado á ser de uso gene-
ral, vemos á Galileo, Domingo Cassini, j á otro observa-
dor penetrante, JuanMichell, considerar todas las nebulosas
como grupos de estrellas apartadas en el espacio, mientras
que Halle j, Derham, Lacaille, Kant j Lambert afirmaban
que carecían de estrellas. Keplero era celoso partidario
de la teoría según la cual las estrellas están formadas de
una nebulosidad cósmica, es decir de un vapor celeste que
se aglomera j toma cuerpo. Esta era también la opinión de
Ticho Brahe, antes de la invención del telescopio. Keplero
pensaba, valiéndome de sus propias frases: «Coeli materiam
tenuissimam in unum globum condensatam stellam effin-
gere;» entendía por esta materia tenue, el vapor que en la
Via láctea brilla con un resplandor semejante á la dulce luz
de las estrellas. Fundábase su opinión no en la condensación
que se observa en las nebulosas de forma redondeada, puesto
que no conocía esas nebulosas, sino en las estrellas que se
encienden repentinamente en los bordes de la Via láctea.

Propiamente hablando, con G. Herschell empieza la
historia de las nebulosas, como tam,bien la de las estrellas do-
bles, si es cierto que se debe considerar el número de los
objetos descubiertos, la exactitud j la solidez de las obser-
vaciones telescópicas, j la generalidad de las miras á las
cuales han servido de punto de partida. Hasta él, j tenien-
do en cuenta los laudables esfuerzos de Messier, solo se co-

— 216 —

nocían en los dos hemisferios 120 nebulosas irreductibles;
j en 1786, el gran astrónomo de SlougK publicaba un pri-
mer catálogo que contenia 1,000. Ya he recordado antes,
de una manera circunstanciada, que las masas designadas
bajo el nombre de estrellas nebulosas '^víay.XcsiSeí^'^ por Hiparco
jpor Gemino, en los Cataterismos del Pseudo-Eratóstenes y
en el Ahnagesias de Tolomeo, son grupos de estrellas que
ofrecen á simple vista el aspecto de una materia vapo-
rosa. (62) Esta denominación traducida en latin- por la pa-
labra NelmlosíB, llegó á la mitad del siglo XIII en las Tablas
Alfonsinas, gracias verdaderamente á la influencia prepon-
derante del astrónomo judio Isaac Aben-Sid-Hassan, presi-
dente de la rica sinagoga de Toledo. Sin embargo, en Ve-
necia fué donde se imprimieron las Tablas Alfonsinas,
en 1483.

Esos singulares agregados de verdaderas nebulosas,
reunidas en cantidad innumerable j mezcladas con enjam-
bres de estrellas, están mencionados por primera vez por el
astrónomo árabe de mediados del siglo X , Abdurrahman-
Sufi, oriundo del Irak persa. El Buej blanco, que vio
brillar con un resplandor pálido v blanquecino muj por
debajo de Canopea, era sin duda la ma vor de las dos Nubes
de Magallanes que, con una estension aparente casi igual
á 21 veces el diámetro de la Luna, cubre en realidad en el
Cielo un espacio de 42 grados cuadrados, J que los viajeros
europeos no empezaron a señalar hasta la primera parte
del siglo XVI, aun cuando ja, 200 años antes, se hubieran
adelantado los Normandos por las costas occidentales de
África hasta Sierra-Leona, á los 8^ ^/g de latitud septentrio-
nal (63). Parece que una masa nebulosa de tan grande
estension j claramente perceptible á simple vista debió
llamar mucho antes la atención (64).

La primera nebulosa aislada que fué señalada, merced
al telescopio , como completamente desprovista de estre-

Has. V en la cual reconocióse un objeto de naturaleza par-
ticular, fué la nebulosa colocada cerca de t Andrómeda, j
perceptible también á simple vista. Simón Mario, cu jo
verdadero nombre era Majer , de Guntzenhausen , en
Franconia, que después de haber sido músico fué llevado en
calidad de matemático á la corte de un margrave de Culm-
bach, el mismo que vio, nueve dias antes que Galileo, los
satélites de Júpiter (65), tiene también el mérito de haber
sido el primero en describir, v con gran exactitud, una ne-
bulosa. En el prefacio de su Aítmdiis Jovialis (QQ), cuenta
que el 15 de diciembre de 1612, reconoció una estrella fija
de aspecto tal, que nunca habia visto otra semejante. Es-
taba situada cerca de la S."* estrella, es decir_, cerca de la
estrella boreal del Cinturon de Andrómeda. Mirada á sim-
ple vista, tenia la apariencia de una nube, j por me-
dio del telescopio, Majer habia encontrado que ese fenó-
meno no tenia nada de estelar, lo que le distinguia de las
estrellas nebulosas, de Cáncer j de otros grupos nebulosos.
Todo lo que podia reconocerse en él, era una apariencia
blanquecina que, mas brillante en el centro, se debilitaba
hacia ios bordes. Ocupaba esta masa ^/^^ de grado j se-
mejaba en su conjunto á la luz de una bujía vista de le-
jos á través de una hoja córnea «similis fere splendor appa-
ret, si á longinquo candela ardens per cornu pellucidum de
noctu cernatur.» Simón Mario, se pregunta si esta singu-
lar estrella ha nacido recientemente, j no se atreve á con-
testar categóricamente; pero se sorprende mucho de que
Ticho que ha contado todas las estrellas del Cinturon de
Andrómeda, no ha ja hecho mención de esta. Asi, en el
Ihmdus Jomalis^ publicado por vez primera en 1614, se
estableció, como ja he tenido ocasión de advertirlo en otra
parte (67), la diferencia entre las nebulosas irreductibles á
los telescopios de que se disponia en aquella época, j los
grupos estelares llamados por los Alemanes Siernhaufen^

— 218 —

por los Ingleses Chtsters, á los cuales la aproximación de un
número infinito de pequeñas estrellas imperceptibles á sim-
ple vista dá una apariencia nebulosa. A pesar de la perfec-
ción considerable de los instrumentos de óptica, la nube de
Andrómeda ha sido considerada durante tres siglos j me-
dio por completamente vacía de estrellas, como en el tiem-
po en que fue descubierta. Hace solo tres años que del otro
lado del Océano Atlántico, en Cambridge, Jorge Bond re-
conoció 1,500 pequeñas estrellas «within tbe limits of the
nébula.» Aunque el núcleo de esta pretendida nebulosa no
haja podido ser reducido todavía, no he vacilado en colo-
carla entre los grupos estelares (68).

Solo á una casualidad sorprendente puede atribuirse el
hecho de que Galileo_, que ja antes del año 1610, época en
que apareció el Sidereus Nunciiis, se habia ocupado muchas-
veces de la constelación de Orion, mas tarde en su So.ggia-
iore, cuando desde mucho tiempo podia conocer por el Mun-
(¡US Jomalis el descubrimiento de una nebulosa sin estre-
llas en Andrómeda, no señala en todo el firmamento otras
nebulosidades que las que pueden resolverse en grupos es-
telares, merced á los pequeños instrumentos de que se va-
lia. Los objetos que llama «nebulose del Orione é del Pre-
sepe» no son para él mas que aglomeraciones (coacervazioni)
de pequeñas estrellas en cantidad innumerable (69). Repre-
senta sucesivamente bajo los nombres inexactos de Nebulo-
Síe Capitis, Cinguli et Ensis Orionis, grupos estelares en
los cuales se gloriaba de haber hallado_, sobre un espacio
de 1 ó 2 grados, 400 estrellas, que hasta entonces no se
hablan contado. En cuanto á las nebulosas irreductibles no
se ocupa de ellas en parte alguna. ¿Cómo pasó desaperci-
bida para él la gran nebulosa de la Espada de Orion, ó
si la ha observado , cómo no ha parado mientes en ella?
Pero segnn toda probabilidad, aun cuando este eminente
observador no haja visto jí^más ni los contornos irregu-

— 219 —

lares de la nube de Orion, ni la forma redondeada de las
nebulosidades reputadas irreductibles , sus consideracio-
nes o-enerales acerca de la naturaleza interior de las ne-
bulosas parecíanse mucho á aquellas hacia las cuales se
inclinan hoj la mayoría de los astrónomos (70). Asi como
Galileo, Hevelio que aunque se obstinó en determinar las
posiciones de las estrellas sin el auxilio del telescopio , fue
también un observador muj distinguido (71) , no hace
mención en sus escritos de la gran nube de Orion. Su ca-
tálogo no contiene apenas mas de 16 nebulosas cuja posi-
ción esté determinada.

En fin, en 1656, Hujghens descubrió la nebulosa de la
Espada de Orion (72), que debia llegar á tener tan gran-
de^importancia por su estension, por su forma, por el nú-
mero j la celebridad de los astrónomos que la observaron
después, y que suministró a Picard la ocasión de ocuparse
de ella activamente veinte años mas tarde. En 1677, Ed-
mundo Halle j, durante su permanencia en Santa Elena, de-
terminó las primeras nebulosas que se han observado en las
regiones del hemisferio austral, invisibles en Europa. El
amor que Juan Domingo Cassini tenia á todas las partes
de la astronomía contemplativa, le decidió hacia fines del
siglo XVII á estudiar mas detenidamente las nubes de An-
drómeda j de Orion . Pensaba que desde las observaciones de
Hujghens, la última de esas nubes habia cambiado de for-
ma, j creia haber reconocido en la de Andrómeda, estrellas
imposibles de percibir con anteojos comunes. En cuanto al
cambio de forma, era indudablemente una ilusión; pero no
es posible, después de las notables observaciones de Jorge
Bond, negar de una manera absoluta la existencia de estre-
llas en la nebulosa de Andrómeda. Cassini, guiado por con-
sideraciones teóricas, habria presentido ja ese resultado,
cuando al oponerse abiertamente á Hallej j Derham, de-
claraba que todas las nebulosas son enjambres de estrellas

— '220 —

muj apartadas (73). Convenia en que el resplandor dulce
j pálido que esparce la nube de Andrómeda, és análogo á
la luz zodiacal; pero pretendía que esta luz está formada
por un número infinito de pequeños cuerpos jjlaneta-
rios, apretados entre si (74). La estancia de Lacaille,
desde 1750 á 1752, en el hemisferio del Sud, en el cabo
de Buena-Esperanza, en la isla de Francia j en Borbon,
aumentó en tal proporción el número de las nebulosas que,
seg-un la observación de Struve, conociéronse mejor en
aquella época las nebulosas del cielo austral que las que son
visibles en Europa. Lacaille intentó también con éxito cla-
sificar las nebulosas según su forma aparente. Fué así mismo
el primero que trató de analizar la sustancia tan heterogé-
nea de las dos Nubes de Magallanes, (Nubécula major et
minor), pero sus esfuerzos en esto fueron menos felices. Si
de otras nebulosas aisladas que observó Lacaille en número
de 42, en el hemisferio austral, se restan 14 que fueron re-
conocidas también como verdaderos grupos estelares con
telescopios de un pequeño aumento, quedan 28 por resol-
ver, en tanto que Juan Herschell, provisto de instrumentos
mas poderosos j dando por otra parte á sus observaciones
mas esperiencia todavía j habilidad , llegó bajo la misma
zona V sin comprender en ella mas que los grupos de estre-
llas ó ChisterSy á descubrir 1,500 nebulosas.

Despojados de conocimientos suficientes j de observa-
ciones personales, pero guiados por su imaginación casi por
iguales caminos, sin haberse puesto de acuerdo para ello.
Lambert_, á partir del año 1749, j Kant, desde 1755, razo-
naron con maravillosa penetración acerca de las vias lácteas
distintas, sobre las nebulosas j los grupos estelares arrojados
como islas esporádicas en medio de los espacios celestes (75).
Ambos se inclinaban á la teoría de la materia difusa (nebu-
lar Hjpothesis), hacia la idea de un trabajo de producción in-
cesante en el mundo sideral, j la transformación de la ne-

221

bulosidad cósmica eu estrellas. De 1760 á 1769, el ingenioso
Le Gentil, mucho tiempo antes de ponerse en camino, en
la esperanza, fallida desgraciadamente dos veces seguidas,
de observar los pasos de Venus por el Sol , dio un impulsa
nuevo al estudio de las nebulosas , por sus observaciones
acerca de las constelaciones de Andrómeda, de Sagitario
j de Orion. Empleó un objetivo de Campani de 34 pies de
longitud focal ; este instrumento es uno de los que existen
en el Observatorio de París. Completamente opuesto á las
ideas de Halle j j de Lacaille , de Kant y de Lambert , el
ingenioso Juan Michell declaró, como Galileo j Domingo
Cassini, que todas las nebulosas son grupos estelares, agre-
gados de estrellas telescópicas muj pequeñas ó muj apar-
tadas, cuja existencia no podrá menos de ser demostrada
un dia con instrumentos mas perfectos (76). El conocimien-
to de las nebulosas debe á los trabajos pertinaces de Messier
un aumento rápido, si se le compara álos lentos progresos
que hemos puesto de manifiesto hasta aquí. Su Catálogo,
que data de 1771, contenia QQ nebulosas nuevas, omitien-
do las que ja hablan sido descubiertas por Lacaille j por
Mechain. Así, á fuerza de perseverancia, pudo en un ob-
servatorio montado con bastante pobreza, en el observatorio
de la Marina establecido en el hotel de Clunj, duplicar el
número de las nebulosas conocidas hasta entonces en ambos
hemisferios (77).

Esos insignificantes principios fueron seguidos de la
época brillante señalada por los descubrimientos de Gui-
llermo Herschell j de su hijo. G. Herschell fué el primero
que emprendió en el año 1779 el trabajo de revisar metó-
dicamente, por medio de un reflector de 7 piés_, todas las
partes del Cielo ricas en nebulosas. En 1787, su telescopio
gigantesco, de 40 pies de longitud, estaba concluido, j en
los tres Catálogos que publicó sucesivamente en 1786, 1789
y 1802^ comprobó la posición de 2,500 nebulosas reducti-

• 99-2

l)les ó irreductibles (78). Hasta 1785^ y casi hasta 1791,
ese gran observador parecia dispuesto, como lo babian esta-
do Micbel j Cassini, j boj Eosse, á ver, en las nebulo-
sas que no pudo lograr resolver, grupos de estrellas muy
apartadas. Pero á fuerza de ocuparse de este asunto, llegó,
entre 1799 j 1802, á participar de las ideas de Halle v v
de Lacaille^ es decir, á la teoría de la materia difusa^ v
admitió también, con Ticbo j Keplero, la hipótesis de
la formación de las estrellas por la condensación sucesiva
de la nebulosidad cósmica. Esas dos teorías no están, sin
embargo, necesariamente unidas (79). Las nebulosas j los
grupos de estrellas que habia observado G. Herschell,
han sido sometidas á un nuevo examen por su hijo,
de 1825 á 1833. Juan ha enriquecido las antiguas tablas
con 500 objetos nuevos, j ha publicado en las P/riloso-
jphical Transactions , para el año 1833 (p. 365-481), un
catálogo completo de nebulosas j de grupos estelares en
número de 2,307. Ese gran trabajo comprende todo lo que
habia podido ser descubierto en la Europa central ; j du-
rante los cinco años que siguen inmediatamente de 1834
á 1838, vemos a Juan_, en el cabo de Buena-Esperanza,
sondear con un reflector de 20 pies toda la parte del Cielo
que puede abarcar, j añadir al catálogo de su padre un
suplemento de 1,708 nebulosas (80). De las 629 nebulosas
j grupos estelares observados por Dunlop en Paramatta,
de 1825 á 1827 , con un reflector de 9 pies, cujo espejo
tenia 9 pulgadas de diámetro, un tercio solamente ha pa-
sado al trabajo de Juan Herschell (81).

Si quiere seguirse la historia de los descubrimientos de
que han sido objeto esos cuerpos misteriosos, puede decirse
que ha empezado una tercera época, con el admirable te-
lescopio de 50 pies, construido bajo la dirección del conde
de Rosse en Parsonstown (82). Todas las hipótesis que en
el estado de incertidumbre en que flotaron largo tiempo las

opiniones , habían podido anticiparse á cada una de las fa-
ses por que pasara la ciencia, ag-itáronse de nuevo y
con gran actividad , á propósito de la lucha entre la teo-
ría de la materia difusa j la de la resolución. Seg-un
todo lo que he podido recoger de relaciones proceden-
tes de astrónomos familiarizados desde mucho tiempo con
las nebulosas, es evidente que un gran número de ob-
jetos escogidos al acaso j entre las varias clases del catá-
lo.o-o de 1833., casi todos han sido completamente resuel-
tos (83). El doctor Robinson, director del Observatorio de
Armagh, ha resuelto él solo mas de 40. Juan Herschell se
espresa en este asunto del mismo modo en el discurso pro-
nunciado en Cambridge, en 1845, en la apertura de la
Britisli Associatíoii^ j en sus Outlínes of astronomij , publi-
cadas en 1839. «El reflector de j^ord Rosse, dice, ha redu-
cido un número considerable de nebulosas que hablan de-
safiado hasta aquí la fuerza penetrante de instrumentos mas
pequeños : háse probado al menos que eran reductibles. Si
existen todavía nebulosas que ha jan resistido por completo
áeste poderoso telescopio cu va abertura no es menor de 6
pies ingleses (1^",83), puede sin embargo deducirse por
analogía que no haj en realidad diferencia alguna entre
las nebulosas j los grupos de estrellas (84).»

El constructor del poderoso aparato de Parsonstown,
lord Rosse, distinguiendo cuidadosamente el resultado de
observaciones positivas de lo que todavía no es mas que
un motivo de legítima esperanza, se espresa con gran
confianza acerca de la nebulosa de Orion, en una carta
dirigida al profesor Nichol, de Glasgow, con fecha 19 de
Marzo de 1846 (85). «Según las observaciones á que nos
hemos entregado acerca de esta célebre nebulosa, pue-
do afirmaros con toda seguridad que si queda todavía al-
guna duda respecto de la reductibilidad , esta duda será
bien ligera. No nos ha sido posible, á causa del estado de

— 224 —

la atmósfera, aplicar mas que la mitad del aumento que
posee el espejo, j sin embargo, hemos reconocido que toda
la parte de la nube próxima al trapecio, se compone de una
masa de estrellas. La otra parte de nube es igualmente rica
en estrellas, j presenta todos los caracteres de la reducti-
bilidad.» Mas tarde, sin embargo, en 1848, lord Rosse no
estaba todavía en aptitud de anunciar la resolución com-
pleta j efectiva de la nebulosa de Orion, j se limitaba
siempre á atestiguar la esperanza de un pronto éxito.

Si en la discusión que se lia empeñado muj reciente-
mente con motivo de la no-existencia á través de los espa-
cios celestes de una materia nebulosa dotada de luz pro-
pia, quiere separarse lo que pertenece á la ciencia j lo
que no es aun mas que la consecuencia probable de una
inducción , puede adquirirse sin grandes esfuerzos la con-
vicción de que siempre creciendo la fuerza visual de los te-
lescopios, el número de las nebulosas irreductibles dismi-
nuje en una proporción rápida, sin que llegue por esta
disminución á desaparecer por completo. A medida que
aumenta la fuerza de los telescopios, el último construido
resolvía lo que no habia podido resolverse con el prece-
dente. Pero al mismo tiempo, baj que decirlo _, al menos
basta cierto punto , á medida que los telescopios pene-
tran mas en el espacio, reemplazan las nebulosas que
tenian reducidas anteriormente por otras á las cuales no se
babia podido llegar basta entonces (86). Así, resolución de
las antiguas nebulosas j descubrimiento de nebulosas nue-
vas que exigen á su vez un nuevo aumento de potencia
óptica, es el círculo en que se suceden las cosas de una
manera indefinida. ¿Podia ser de otra manera? Creo que
en el caso contrario se necesitarían dos cosas : ó represen-
tar como limitado el mundo lleno por los cuerpos celestes,
ó considerar las islas que lo adornan, una de las cuales nos
sirve de mansión^ como distantes entre si , de tal ma-

995

ñera, que ninguno de los telescopios por descubrir puedan
alcanzar la orilla opuesta, j que nuestras últimas nebulo-
sas se resuelvan en grupos de estrellas que, como las de la
Via láctea, se projecten sobre un fondo negro separado de
toda nebulosidad ((S7j. ¿Puede creerse quesea esta la estruc-
tura del mundo? ¿Y puede tenerse la seguridad de que los
instrumentos de óptica lleguen nunca á adquirir fuerza
bastante para no dejar sin descubrir ninguna nebulosa en
la inmensidad del firmamento?

La hipótesis de un fluido dotado de luz propia que se
presenta bajo la forma de nebulosas redondas ú ovala-
das, de contornos claramente dibujados, no debe confundir-
se en modo alguno con la suposición no menos hipotética de
un éter que llenara todo el espacio j que sin ser propia-
mente luminoso propagara por sus ondulaciones la luz, el
calor radiante j el electro-magnetismo (88). Las corrientes
que parten del foco de los cometas j que forman las colas,
llenan con frecuencia espacios inmensos, cortando las órbi-
tas de los planetas que componen nuestro sistema solar, j
estienden á través de esas órbitas su materia desconocida;
pero esta materia, separada del núcleo que la produce, deja
de ser perceptible para nosotros. Ya Newton admitía que
vapores emanados del Sol^ de las estrellas fijas j de la cola
de los cometas, podían mezclarse con la atmósfera terres-
tre (89). En el anillo plano j nebuloso_, que se conoce con
el nombre de luz zodiacal, ningún telescopio ba podido des-
cubrir nada que se parezca á estrellas. No se ha resuelto cosa
alguna tampoco hasta el dia , acerca de si las partículas de
que este anillo se compone reflejan la luz del Sol, ó si tie-
nen luz propia , como sucede alguna vez en las nieblas ter-
restres (90). Domingo Cassini creia que la luz zodiacal es-
taba formada de un número infinito de pequeños cuerpos
planetarios (91). Constituye una especie de necesidad del
hombre la investigación en todas las materias fluidas de las

TOtJÜ Til. 15

— 226 —

partes moleculares distintas, como las pequeñas burbujas
vacías ó llenas de que parecen estar formadas las nubes (92).
Siguiendo la progresión decreciente que representa en
nuestro sistema solar la densidad de los planetas , desde
Mercurio basta Saturno j Neptuno, j que , si se toma en
ella por unidad la densidad de la Tierra, baja de 1_,12
á 0,14, se llega a los cometas que dejan ver una estrella
de débil brillo á través de sus capas esteriores; j de
aquí también, por una pendiente insensible , á esas par-
tes distintas todavía j tan poco densas , sin embargo, que
casi es imposible determinar sus límites, cualesquiera que
sean sus dimensiones. Estas consideraciones sobre la apa-
riencia nebulosa de la luz zodiacal son precisamente las que
mucbo tiempo antes del descubrimiento de los pequeños
planetas telescópicos comprendidos entre Marte j Júpiter,
j antes también de las conjeturas acerca de los asteroides
metedricos, babian inspirado á Cassini la idea de que exis"-
ten cuerpos celestes de todas las dimensiones j de todas las
densidades. Tocamos aquí sin querer, por decirlo así, al
antiguo debate promovido por la filosofía naturalista acerca
de la existencia de un fluido primitivo j de moléculas dis-
tintas. Problema es este que pertenece mas bien al domi-
nio de las ciencias matemáticas; apresurémonos, pues, á
volver de nuevo al lado puramente objetivo de los fenó-
menos.

De las 3.926 posiciones determinadas, las 2.451 que
están indicadas en los tres Catálogos publicados por G. Hers-
cbell_, desde 1786 á 1802, y en el gran cuadro que insertó
su hijo en las PhiIoso2)kical Transactíons para el año 1833,
pertenecen á la parte del firmamento visible en Slough,
que para abreviar denominaremos Kemisferio septentrional;
las otras, en número de 1.475, corresponden ala parte del
hemisferio meridional visible en el cabo de Buena-Espe-
ranza, j están consignadas en los Catálogos redactados en

227

África por Juan Herscliell. En esos números, las nebulosas
j los conjuntos estelares están mezclados indistintamente.
Cualquiera que sea la analogía que exista entre esos obje-
tos, lie creido sin embargo deber distinguirlos con el fin de
precisar mejor el estado de nuestros conocimientos actuales.
Hallo en el Catálogo del hemisferio boreal 2.299 nebulosas
y 152 conjuntos estelares; en el Catálogo del Cabo, 1.239
nebulosas j 236 conjuntos estelares (93). Así que, según
esos Catálogos, la suma délas nebulosas, no resueltas aunen
estrellas, es de 3.538, número que puede elevarse a 4.000
si se cuentan de 300 á 400 nebulosas vistas por G. Hers-
choll V cuja posición no se Ka determinado nuevamen-
te (94), así' como también las que observó Dunlop en Su-
matra , con un reflector newtoniano de 9 pulgadas^ que no
constan en el Catálogo de Juan Herschell, j que son en
número de 423 (95). Últimamente, Bond j Moedler Kan
dado á conocer un resultado semejante. Puede decirse que
en el estado actual de la ciencia, el número de nebulosas
es al de las estrellas dobles como 2 es á 3, próximamente.
Pero conviene no olvidar que bajo la denominación de es-
trellas dobles, no están comprendidos los pares puramente
ópticos, V que hasta hoj, las estrellas dobles en las cuales
se ha observado un cambio de posición relativa son al nú-
mero total como 1 es á 9, ó quizás todo lo mas com.o I
es á 8 (96).

Los números indicados mas arriba, á saber: 2.299 ne-
bulosas j 152 conjuntos estelares en el Catálogo del Norte,
1.239 nebulosas j 236 conjuntos estelares en el Catálogo
del Sud, prueban que existe en el hemisferio austral un
número major de conjuntos estelares sobre un número me-
nor de nebulosas. Si se admite que presenten todas las ne-
bulosas naturaleza igualmente reductible^ es decir, que no
sean otra cosa mas que conjuntos estelares muj apartados
en el espacio, ó grupos formados de cuerpos celestes muj

— 228 —

pequeños, menos amontonados j dotados de una luz pro-
pia, esta oposición aparente cuja importancia debió señalar
Juan HerscKell, tanto mas cuanto que se sirvió en los dos
hemisferios de reflectores igualmente poderosos, esta opo-
sición prueba, en mi sentir, por lo menos una diferencia
sorprendente en la naturaleza de las nebulosas j en su
distribución á través de los espacios celestes, es decir, en
las direcciones según las cuales , las nebulosas de los dos
hemisferios se manifiestan á los habitantes del globo (97).
Las primeras noticias exactas, j los primeros cálculos
generales sobre la distribución de las nebulosas v de los
conjuntos estelares en toda la estension de la bóveda celes-
te, se deben también á Juan Herschell. Con el fin de exa-
minar mejor su situación, su abundancia relativa en los
diferentes lugares, la probabilidad ó no probabilidad de su
sucesión en ciertos grupos ó según líneas determinadas,
inscribió entre 3 ó 4 mil objetos, en una especie de ca-
ñamazo gráfico, en redes cuyos lados median 3° de de-
clinación j 15' de ascensión recta. La major acumulación
de nebulosas, se encuentra en el hemisferio boreal. Están
^ estendidas á través del grande j pequeño Leo; el cuerpo,
la cola j los pies de detrás de la Osa major ; la nariz de la
Girafa; la cola del Dragón ; los dos Perros de caza ; la cabe-
llera de Berenice, cerca de la cual está situado el polo bo-
real de la Via láctea ; el pié derecho del Vaquero, j sobre
todo, á través de la cabeza_, las alas j las espaldas de Virgo. ■
Esta zona, á la cual se ha llamado región nebulosa de
Virgo, contiene, como ja lo hemos observado, eu un es-
pacio que representa la octava parte de la esfera celeste,
un tercio de la suma total de las nebulosas (98). Escede en
poco al Ecuador; se estiende únicamente á partir del ala
meridional de Virgo, hasta la estremidad de la Hidra j la
cabeza del Centauro^ á cujos pies no llega, como tampoco
á la Cruz del Sud. El cielo boreal contiene también una agio-

— 229 ^

meracion de nebulosas, que mas (5 menos considerable, se
estiende mas allá que la precedente en el bemisferio austral;
Juan Herscbell le dio el nombre de reg-ion nebulosa de Pis-
cis, j forma una zona que partiendo de Andrómeda, la cual
ocupa casi enteramente, se dirige hacia el pecho j las alas
de Pegaso, hacia la banda que une ambos Piscis, hacia el
polo austral de la Via láctea, j Fomalhaut. Esas regiones
tan llenas, forman un contraste sorprendente con los espa-
cios completamente vacíos de nebulosas , j por decirlo así
desiertos, que comprenden: de una parte á Perseo, Aries,
Tauro, la cabeza j la parte inferior del cuerpo de Orion;
j de la otra, Hércules, el Águila, j toda la constelación
de la Lira (99). Si guiándonos por el cuadro general de
las nebulosas y de los conjuntos estelares del hemisferio
meridional, es decir, de la parte del cielo visible en Slough,
que redactó Juan Herschell según las horas de ascensión
recta , dividimos el total en seis grupos de cuatro horas
cada uno, se obtiene el resultado siguiente:

Ascensión recia Olí ú 4I1 311

4 á 8 ITí»

8 a 12 00(J

i2 ú 1(¡ 850

1í; á 20 121'

20 á O 23Í)

Si se quiere hacer una división mas exacta, fundada
en la declinación septentrional j meridional, hállase que
en las seis horas de ascensión recta, de 9'^ á 15'', el hemis-
ferio boreal contiene solo 1.111 nebulosas ó conjuntos de
estrellas, repartidas del modo siguiente (100):

De 911 á lOli 90

10 á 11 loO

11 á 12 , 2ril

12 á 13 309

13 á 14 181

14 á 15 130

— 230 —

Así el verdadero máximum para el hemisferio boreal,
está entre 12'^ j 13'', es decir, muj cercano del polo
Norte de la Via láctea. Mas lejos, entre 15'^ j 16'% frente
á Hércules, el decrecimiento es tan brusco que de 130 se cae
inmediatamente á 40.

En el hemisferio austral, el número délas nebulosas es
menos considerable j la distribución mucho mas uniforme.
Espacios en los cuales no se descubre señal alg-una de esos
fenómenos, alternan con frecuencia con nubes esporádicas.
Es preciso esceptuar una aglomeración local , mas apretada
aun que lo está en el cielo boreal la región nebulosa de
Virg-o: me refiero á las nubes de Mag-allanes, de las cuales
lamajor contiene por sí sola300 nebulosas. La región próxi-
ma á los polos está en los dos hemisferios vacía de nebulo-
sas, j hasta la distancia de 15°, el polo Sud está mas des-
provisto aun que el polo Norte, en la proporción de 7 á 4.
Existe cerca del polo Norte actual una pequeñu nebulosa
que dista de él únicamente 5'. Una nebulosa semejante
inscrita en el Catálogo del Cabo, de Juan Herschell con el
número 3.176, j denominada por él con razón Nébula po-
larissima australis, (ase. recta 9'^ 27' 56", dist. al polo
Norte 179° 34' 14"), está aun á 25' del polo Sud. Esto so-
ledad del polo austral , la ausencia misma de una estrella
polar pero perceptible á simple vista, era ja para Américo
Vespucio j V^icente Yauez Pinzón objeto de amargas quejas,
cuando hacia fines del siglo XV penetraron mucho mas
allá del Ecuador hasta el promontorio de San Agustín, j
Vespucio supuso falsamente que este bello pasaje del Dañ-
óte «lo mi volsí a man destra e posi mente...» j este otro
sobre las cuatro estrellas «Non viste mai fuor ch'alla pri-
ma gente,» se referian á las estrellas polares antarti-
cas (1).

Hemos considerado hasta aquí en las nebulosas, su nú-
mero j su distribución sobre lo que se llama el firmamento:

— 231 —

distribución puramente aparente que no debe confundirse
en modo alguno con su distribución real á través de los es-
pacios celestes. Terminado este examen^ pasemos á las dife-
rencias singulares que presentan sus formas individuales.
Unas veces esas formas son regulares , j en ese caso son
esféricas, elípticas en grados diferentes, anulares , planeta-
rias ó semejantes á la fotosfera que envuelve una estrella;
otras son irregulares j no menos difíciles de clasificar que
las de las nubes acuosas que vagan en nuestra atmósfera.
La forma normal de las nebulosas es la elíptica que puede
llamarse esferoidal (2). En igualdad de aumento, cuanto
mas se aproximan las nebulosas á la forma esférica, son
mas fácilmente resolubles en estrellas. Cuando por el con-
trario, están muj comprimidas en un sentido j alargadas
por el otro, la resolución es muclio mas difícil (3).
Haj frecuente ocasión de conocer que la forma redon-
da de las * nebulosas se cambia gradualmente en una
elipse prolongada (4). La condensación de la nebulosidad
lechosa se verifica siempre al rededor de un punto central,
también alguna vez haj muchos centros ó núcleos. Las ne-
bulosas dobles existen solamente entre las nebulosas re-
dondas ú ovales. Como no puede distinguirse cambio al-
guno relativo de posición entre los individuos que forman
esos pares, en atención á que ese cambio ó no existe ó es es-
traordinariamente lento, sigúese de aquí que no haj criterio
por medio del cual se pueda comprobar la realidad de esta
relación recíproca, como se distinguen las estrellas dobles
físicamente de las que lo son solo ópticamente. Haj repre-
sentaciones de estrellas dobles en las PhilosopJiical Tran^
sactions para el año 1833 (fig. 68-71). Pueden consultarse
también las obras de Herschell que tratan de este asunto,
Outlmes qf astronomij (§ 878), j Ohservaiions at the Cap&
of GoodJE[ope{%\2^).

Las nebulosas perforadas son una de las mas raras cu-

— 232 —

riosidades. Según lord Rosse coDÓcense en la actualidad 7
en el hemisferio boreal. La mas célebre de esas nebulosas
anulares, que lleva el número 57 en el Catálogo deMessier,
j el número 3,023 en el de Juan Herschell, está situada en-
tre ^ J í' de la Lira, j fue descubierta en Tolosa por d'Ar-
quier el año 1779, en el momento en que el cometa seña-
lado por Bode se aproximó á la región que ocupa. Tiene
próximamente la magnitud aparente del disco de Júpiter,
j forma una elipse cu jos dos diámetros están en la relación
de 4 á 5. El interior del anillo _, no es negro del todo, sino
débilmente iluminado. Ya G. Herschell habia distinguido
algunas estrellas en el anillo; lord Rosse j Bond lo resol-
vieron enteramente. (5). La parte vacía del anillo es, por
el contrario, de un negro mu v subido, en las bellas nebu-
losas perforadas del hemisferio austral que llevan los nú-
meros 3,680 j 3,686. Ademas, la última no presenta la for-
ma de una elipse sino la de un círculo perfecto.' (6). Todas
son probablemente conjuntos de estrellas en forma de ani-
llo. A medida que aumenta la fuerza de los instrumentos,
los contornos de las nebulosas elípticas, lo mismo que los de
las nebulosas anulares, parecen en general menos perfecta-
tamente determinados. En el telescopio gigantesco de lord
Rosse, el anillo de la nebulosa de la Lira presenta una elip-
se sencilla con apéndices nebulosos que semejan á hilos j
siguen direcciones muj divergentes. Un hecho particular-
mente notable , es el de la transformación de una nebulosa
que, vista á través de los instrumentos mas débiles, era
simplemente elíptica, jque cambió merced al telescopio de
lord Rosse , en una nebulosa en forma de cangrejo (Crab-
Nebula).

Las nebulosas planetarias, descubiertas por primera vez
por Herschell padre , y que deben estar colocadas entre los
mas maravillosos fenómenos celestes , son menos raras que
las nebulosas perforadas. Sin embargo , según Juan Hers-

— 233 —

cliell, no existen mas de 25 de las cuales los ^/j pertene-
cen al hemisferio austral. Ofrecen una semejanza sorpren-
dente con los discos de los planetas, j en su major parte
son redondas 6 un poco ovaladas. Unas veces los contornos
están determinados claramente , otras envueltos en una
niebla vaporosa. Los discos de muchas de ellas tieuen un
brillo dulce perfectamente uniforme; otras se hallan como
manchados ó jaspeados ligeramente (mottled or of á pecu-
liar texture; as if cardled); nunca se observa aumento al-
guno de intensidad hacia los centros. Lord Rosse ha com-
probado que cinco de esas nebulosas planetarias, son nebu-
losas perforadas con una ó dos estrellas en medio. La ma-
jor nebulosa planetaria, descubierta por Mechain en 1781,
está colocada cerca de ^ de la Osa major. Su disco tiene un
diámetro de 2' 40" (7) . La nebulosa planetaria de la Cruz
del Sud, que lleva en el Viaje al calo de Juan Herschell, el
número 3,3(35, tiene el brillo de una estrella de 6.^ ó de 7.^
magnitud, aunque su diámetro cuenta apenas 11". Su luz
es de color de añil, color que se encuentra, aunque en me-
nor intensidad, en otros tres objetos de la misma forma (8).
Esta apariencia de algunas nebulosas planetarias, no prueba
que no" estén compuestas de pequeñas estrellas; porque no
solamente conocemos sistemas binarios cuja estrella princi-
pal V la compañera son azules, sino que existen también
conjuntos estelares compuestos únicamente de estrellas
azules, ó en los cuales esas estrellas están mezcladas con es-
trellas rojas j amarillas (9) .

El problema de si las nebulosas planetarias son es-
trellas nebulosas muj apartadas, para las cuales la dife-
rencia de brillo entre la estrella central j la atmósfera que
la rodea, no podria ser percibida por los instrumentos de
que disponemos , ha sido resuelto ja en el primer tomo
de esta obra (10). Ojalá que pueda el telescopio gigan-
tesco de lord Rosse proporcionarnos los medios de profun-

— 234 —

dizar la naturaleza sorprendente de esas nebulosidades
planetarias. Si es de sujo difícil el formarse idea perfecta
de las condiciones dinámicas según las cuales , en un con-
junto de estrellas de forma esférica ó esferoidal , los soles
girando circularmente j apretados entre si de tal ma-
nera que los mas próximos al centro son también los
mas densos específicamente, pueden formar un sistema en
equilibrio (11), la dificultad aumenta todavía para esas ne-
bulosas planetarias de forma circular j perfectamente deli-
mitada, cujas partes todas ofrecen una claridad uniforme,
sin aumento alguno de intensidad hacia el centro. Tal es-
tado de cosas es menos factible de conciliar con la forma p-Io-
bular, que supone la aglomeración de muchos millares de
pequeñas estrellas, que con la hipótesis de una fotosfera ga-
seosa que se cree cubierta en nuestro Sol, por una capa de
vapor poco espesa , no transparente ó cuando menos débil-
mente iluminada. ¿Es imposible admitir que en las nebu-
losas planetarias la claridad no parezca estendida con tanta
uniformidad , solo porque la diferencia entre el centro j los
bordes se desvaneciese en razón del alejamiento?

Las estrellas nebulosas de G. Herschell (Nebulous
Stars) forman la cuarta j última clase de las nebulosas de
forma regular. Son estas verdaderas estrellas rodeadas de
una nebulosidad lechosa que seguramente se une al Sol
central j depende de él. Esta nebulosidad que según lord
Rosse j Stonej, presenta exactamente en ciertos casos la
apariencia de un anillo ¿tiene luz propia, j forma una fo-
tosfera como en nuestro Sol? ó lo que es menos verosímil,
¿recibe su luz del Sol central? Existen respecto de esto opi-
niones muj diferentes. Derham j también hasta cierto
punto Lacaille, que descubrió muchas nebulosas en el Cabo
de Buena-Esperanza, creian que las estrellas están á una
gran distancia de las nebulosas, sobre las cuales se projec-
tan. Mairan parece que fué el primero en emitir la opinión

- 235 —

de que las estrellas nebulosas están rodeadas de una at-
mósfera brillante que propiamente les pertenece (12). Há-
llanse también majores estrellas , por ejemplo estrellas
de 7/ magnitud, como el número 075 del Catálog-o de 1 ,333,
cuj^a fotosfera tiene un diámetro de 2 á 3 minutos (13).

Las grandes masas nebulosas de forma irregular deben
colocarse desde luego aparte de las nebulosas descritas bas-
ta aquí , todas de figuras regulares ó cuando menos de con-
tornos mas ó menos claramente indicados. Esas masas pre-
sentan las mas variadas formas j las menos simétricas; sus
contornos están poco determinados j confusos. Son estos
fenómenos misteriosos , á los cuales puede llamarse mi
(jeneris y que ban dado sobre todos, vida á la hipótesis,
según la cual los espacios celestes están llenos de una
materia cósmica brillante por sí misma j semejante al subs-
tratum de la luz zodiacal. Esas nebulosas informes que
cubren en la bóveda del Cielo espacios de muchos gra-
dos cuadrados, presentan un contraste sorprendente con una
nebulosa de forma oval, la mas pequeña de todas las ne-
bulosas aisladas, que tiene el brillo de una estrella telescó-
pica de 14.'^ magnitud, j se halla éntrelas constelaciones
del Altar jdel Pavo Real (14). No es posible encontrar dos
nebulosas irregulares que se parezcan (15). Sin embargo,
Juan Herschell, después de observaciones de muchos años),
las reconocía un carácter común , el de estar todas situadas
sobre los bordes ó á muj poca distancia de la Via láctea, j
poder ser consideradas como emanaciones ó como fragmen-
tos separados de ella. Por el contrario, las pequeñas nebulo-
sas que tienen una forma regular j contornos [generalmente
limitados, están ó estendidas por toda la superficie del Cie-
lo, ó reunidas á gran distancia de la Via láctea en regiones
particulares, como por ejemplo, en el hemisferio austral,
cerca de Virgo j de Piscis. Cierto es que no haj menos
de 15° de distancia entre la gran nebulosa irregular de la

~ 236 —

Espada de Orion v los bordes visibles de la Via láctea; pero
quizá esta masa difusa pertenezca á la prolongación de la
rama de la Via láctea que partiendo de » j de e de Perseo^
va á perderse bácia Aldebarán j las Hjadas , j de la cual
ja se ha hablado antes. Las estrellas mas bellas de la cons-
telación de Orion, á las cuales debe su antigua celebridad,
forman parte de la zona que comprende las mas grandes
estrellas, j probablemente las mas próximas también de
nosotros, j cuja prolongación puede indicar un arco del
círculo major pasado por de Orion j » de la Cruz en el
hemisferio austral (16).

La opinión muchomas antigua j muj esparcida, según
la cual una via láctea de nebulosas corta casi en ángulo recto
la Via láctea de las estrellas (17), no ha sido en manera al-
guna confirmada por observaciones nuevas j mas exactas
acerca de la distribución de las nebulosas regulares á través
del firmamento (18). Existen sin duda, como ja he se-
ñalado, aglomeraciones de nebulosas hacia el polo Norte
de la Via láctea; también se ve gran número de ellas
hacia el polo Sur, cerca de Piscis; pero numerosas interrup-
ciones no permiten decir que una zona de nebulosas for-
man un gran círculo de la esfera^ reúne estos dos polos.
En 1784, G. Herschell habia espuesto dicha conjetura al
final de su primer Tratado sobre la Estructura del Cielo;
pero tuvo cuidado de presentarla como dudosa, j con la re-
serva que convenia á tan grande observador.

Entre las nebulosas irregulares, las unas, tales como las
de la Espada de Orion, de »? de Argos, del Sagitario j del
Cisne, son notables por sus estraordinarias dimensiones;
otras, las que, por ejemplo, tienen los números 27 j 51 en
el Catálogo de Messier, lo son por lo raro de su forma.

En lo que concierne á la gran nebulosa de la Espada de
Orion ^ ja he hecho observar que Galileo, que se ocupó
largo tiempo de las estrellas comprendidas entre el Ta-

lialí y la Espada , j que hasta levantó un mapa de
esta región, no la menciona (19). La nebulosa que él llama
Nebulosa Orionis, j que ha representado con la Nebulosa
Príesepe, es, según su declaración espresa, un conjunto de
estrellitas amontonadas (stellarum constipatarum), situado
en la cabeza de Orion. En el dibujo que dio en su jS'i-
íiereiís mmcius (§ 20) j que abraza el espacio comprendido
entre el Tahalí j el principio del Hombro derecho ( « de
Orion), reconocí, encima de la estrella i, la estrella múl-
tiple e. La fuerza amplificativa de los instrumentos emplea-
dos por Galileo variaba de 8 á 30 veces. Como la nebulosa
de la Espada de Orion no está aislada, j como vista á tra-
vés de los telescopios insuficientes ó de una atmósfera muj
poco transparente, forma una especie de aureola alrededor
de la estrella e, no es de estrañar que su figura j su exis-
tencia individual hajan escapado al gran observador flo-
rentino, que, por lo demás, creia poco en las nebulosas (20\
En 1656^ 24 años después de la muerte de Galileo, fué
cuando Hujghens descubrió la nebulosa de Orion. Dio de
ella una imagen grosera en su Sjjstema Satiirnium^ publi-
cado en 1659: «Cuando jo observaba, dice este gran hom-
bre, á través de un refractor de 23 pies de longitud focal,
las bandas variables de Jiipiter , la mancha oscura que se
acerca al Ecuador de Marte, j algunos otros detalles poco
visibles, particulares á este planeta , noté en las estrellas
fijas un fenómeno que, á mi entender, nadie habia seña-
lado todavía, j no podia ser reconocido exactamente sino
con ausilio de los grandes telescopios de que jo me sirvo.
Los astrónomos han contado en la Espada de Orion tres es-
trellas muj cercanas entre sí. Cuando en 1656 observé
por casualidad aquella de entre estas estrellas que ocupa
el centro del grupo, en lugar de una descubrí 12
resultado que por lo demás no es raro obtener con
los telescopios. De estas estrellas habia tres que, como

— 238 ~

las primeras_, casi se tocaban, y otras cuatro parecían bri-
llar á través de una nube , de tal modo que el espacio
que las rodeaba semejaba mucho mas luminoso que el resto
del Cielo^ que estaba sereno j enteramente negro. Hubié-
rase creido fácilmente que existia allí una grieta en el Cielo,
que abría sobre una región mas brillante. Después^ j
hasta la fecha, he vuelto á ver el mismo fenómeno, sin
cambio alguno; de manera que este prodigio, cualquiera
que sea, parece estar fijado allí para siempre. Nunca ob-
servé nada parecido en las otras estrellas fijas.» De suerte,
que Huvghens no conocía tampoco la nebulosa de Andró-
meda^ descubierta 54 años antes por Simón Mario, ó le había
prestado poco interés. «Las pretendidas nebulosas, añade
aun Hujghens, j la misma Via láctea, no manifiestan nin-
guna señal de nebulosidad, j no son otra cosa que conjuntos
de estrellas amontonadas (21).» Esta primera descripción tan
viva, prueba la fuerza j lo reciente de la impresión que
había recibido Hujghens. ¡Pero qué diferencia entre la
representación gráfica que dio de este fenómeno á mediados
del siglo XVII, ó las figuras ja un poco menos imperfectas,
cierto, de Picard, de Le Gentil j de Messier, j los admira-
bles dibujos publicados en 1837 por Juan Herschell, j en
1848 por G. Cranch Bond, director del Observatorio de
Cambridge, en los Estados- Unidos (22)1

Juan Herschell tuvo la preciosa ventaja de observar
después del año 1834, provisto de un reflector de 20 pies,
la nebulosa de Orion, en el cabo de Buena-Esperanza , á
una altura de GO'' (23), j pudo corregir todavía el dibujo
que había hecho de 1824 á 1826 (24). Al mismo tiempo
determinó, cerca de e de Orion, la posición de 150 estre-
llas comprendidas en su majoría entre la l.^.'' j 18.^
magnitud. Forman el célebre trapecio que no está ro-
deado de ninguna nebulosidad, 4 estrellas de 4.% 6.%
7.* V 8.* mao-nitud. La cuarta estrella la descubrió

-^ 239 —

en Bolonia Domingo Cassini, en 1666, según la creen-
cia general (25); la quinta {y') lo fué en 1826 por Struve:
la sesta (a/)_, de 13/ magnitud^ en 1832 por Juan Hers-
chell. El director del Observatorio del CoUegio romano, de
Vico, ha declarado haber reconocido con ajuda de su gran
reflector de Cauchoix, otras 3 estrellas en el interior mis-
mo del trapecio, á principios de 1839. Estas estrellas no
han sido vistas ni por Herschell, hijo, ni por G. Bond. La
parte nebulosa mas cercana del trapecio que no ofrece por
sí misma casi ninguna señal de nebulosidad_, la Regio Huj-
geuiana, que forma la parte anterior de la cabeza, encima
de la boca, es tachonada, de testura granular, y ha sido
resuelta en conjuntos estelares por el telescopio de lord
Rosse_, j también por el gran refractor de Cambridge, en
los Estados-Unidos (26) . Entre los observadores modernos,
Lamont en Munich , Cooper j Lassell en Inglaterra, han
determinado también en esta nebulosa la posición de mu-
chas estrellitas. Lamont ha empleado para este uso un po-
der aumentativo de 1,200 veces. Gr. Herschell creia haber
adquirido la certeza, comparando entre sí las observaciones
que hizo de 1783 á 1811 , siempre con los mismos
instrumentos, de que el brillo j los contornos de la gran
nebulosa de Orion estaban sujetos á cambios (27). Bou-
lliaud j Le Gentil hablan espresado la misma opinión res-
pecto á la nebulosa de Andrómeda. Los profundos esperi-
mentos de Juan Herschell han hecho estremadamente du-
dosos por lo menos estos cambios cósmicos, que se te-
man por ciertos.

Gran nebulosa de n de Argos. — E^tá situada en esa re-
gión de la Via láctea, tan notable por su magnífico bri-
llo , que , partiendo de los pies del Centauro , atraviesa la
Cruz delSud, j se estiende hasta el centro de la Nave. El
esplendor de esta región celeste es de tal manera estraordina-
rio^ que el capitán Jacob , observador exacto, j naturaliza-

— 240 —

do con las comarcas tropicales de la India , liace la obser-
vación, perfectamente de acuerdo con los resultados á que
lie llegado yo mismo después de una esperiencia de cua-
tro años , de que sin levantar la vista hacia el Cielo,
adviértese por un acrecentamiento súbito de la luz que
la Cruz se eleva en el horizonte, j con ella la zona que
le acompaña (28). La nebulosa en medio de la cual se
baila y¡ de Argos^ que se ba becbo tan célebre por los cam-
bios de intensidad de su luz, cubre sobre la bóveda celeste
mas de ^/^ de un grado cuadrado (29). Dividida en varias
masas irregulares j despidiendo una luz desigual, la ne-
bulosa no presenta nunca esa apariencia tachonada v gra-
nular que pudiera hacerla creer reductible. Contiene un
espacio vacío de forma oval, sobre el cual está esparcida
una luz muj débil. Juan Herschell, después de dos meses
invertidos en mediciones, ha dado en su Viaje al Calo un
bello dibujo del fenómeno entero (30), j determinado en
la nebulosa de n de Argos hasta 1,216 posiciones de estre-
llas, comprendidas en su majoría entre la 14.^ J 1^ l^-
magnitud. Estas estrellas forman una serie que, escedien-
do en mucho la nebulosidad, va á juntarse con la Via lác-
tea, en la cual se proyectan j se destacan sobre el fondo
absolutamente negro del Cielo. No tienen, por consiguien-
te, ninguna relación con la nebulosa misma, j están indu-
dablemente muj alejadas de ella. Toda la parte cercana de
la Via láctea es por otra parte tan rica, no en conjuntoses-
telares, sino en estrellas, que entre 9'^ 50' J 1^*^ 34'
de ascensión recta, se halló, sondando el Cielo con auxiho
del telescopio (Star-gauges) , un término medio de 3,138
estrellas por cada grado cuadrado . Este número para 1 1 ^^ 34'
de ascensión recta, se eleva hasta 5,093. Suma que da, para
un solo grado, mas estrellas que las que se pueden perci-
bir á simple vista en el horizonte de París ó en el de Ale-
jandría (31).

Nehdosa del Sagitario. — Esta neoulosa, de una es-
tension considerable, parece formada de cuatro masas dis-
tintas (as. rect. 17^' 53% dist. al polo Norte 114° 21').
Una de esas masas se divide á su vez en tres partes. Todas
están interrumpidas por lugares desprovistos de nebulosi-
dad. El conjunto de la nebulosa babia ja sido visto, aun-
que de una manera imperfecta, por Messier (32).

Nebulosa del Cisne. — Se compone de mucbas masas ir-
reííulares, una de las cuales forma una banda muv estre-
cha, que atraviesa la estrella doble -n del Cisne. Masón fué
el primero que reconoció la conexión que establece entre
esas masas desiguales su trama singular, bastante parecida
á la de las celdas (33j.

Nelulosa del Zorro. — Messier la vio imperfectamente,
v la incluvó en su Catáloí>'0 con el núm. 27. Se descubrió

4/ »/ O

accidentalmente, mientras que se observaba el cometa de
Bode de 1779. La determinación exacta de la posición (ase.
rect. 19° 52', dist. al polo Norte 67° 43'% j los primeros
dibujos que de ella se hicieron se deben á Juan Herschell.
Esta nebulosa, de forma regular, recibió en un principio
el nombre de Z^?í;;¿^-(5í?// por razón del aspecto que presen-
taba vista con un reflector de 18 pulgadas de abertura.
Llámanse Dum-hell, en Inglaterra, masas de hierro em-
plomadas j revestidas de cuero, que se emplean para
dar mas fuerza j elasticidad a los músculos. Un reflec-
tor de 3 pies de lord Rosse ha destruido esta aparien-
cia (34). La nebulosa del Zorro ha sido resuelta por el mis-
mo instrumento en gran número dé estrellas ; pero esas
estrellas han permanecido siempre mezcladas de materia ne-
bulosa. Puede verse una reciente j muv curiosa reproduc-
ción de la nebulosa del Zorro en las PhilosopJiícal Tran-
saciions para el año 1850 (km. XXXVIII^ fig. 17).

Nelulosa en esjñral del Perro de caza septentrional . —
Esta nebulosa, señalada por Messier el 13 de Octubre de

TOMO II!. J^

242

1773, con motivo del cometa que habia descubierto, está
colocada en la oreja izquierda de Asterion , mu j cerca
de r, (Benetnasch) que forma parte de la cola de la Osa ma-
jor. Lleva el núm. 51 de la lista de Messier j el núm. 1,662
en el gran Catálogo de las Philosojúical Transaciions(lS3Sy
p. 496, fig. 25). Es uno de los fenómenos mas notables que
presenta el firmamento, en razón á su configuración parti-
cular, j de la metamorfosis que la hace sufrir el telescopio
de 6 pies ingleses de lord Rosse. En el reflector de 18 pul-
gadas de Juan Herscbell, esta nebulosa parecía de forma
esférica j rodeada á alguna distancia de un anillo aislado
á modo de nuestro conjunto lenticular de estrellas, j el
anillo formado por la Via láctea (35). El gran telescopio
de Parsonstown ka cambiado todo esto en una especie de
caracol, en una espiral brillante, de repliegues desiguales,
Y cujas dos estremidades, es decir, el centro j la parte
esterior, están terminadas por fuertes nudos granulares v
redondeados. El doctor Nicbol publicó un dibujo de esta
nebulosa que fué presentado por lord Rosse al Congreso
científico de Cambridge de 1845 (36); pero la pintura mas
exacta es la que dio Johnstone Stonej en las PhilosojjJiical
Transactions para el año 1850 (1.* parte, lam. XXXV,
fig. 1). El núm. 99 de Messier presenta también la imagen
de una espiral, con la única diferencia de que tiene un solo
nudo en el centro. La niisma forma se encuentra también
en otras nebulosas del hemisferio boreal.

Réstame tratar mas detalladamente que lo he podido
hacer al trazar el Cuadro de la naturaleza (37), de un ob-
jeto único en el mundo de los fenómenos celestes, j que
aumenta el encanto pintoresco del hemisferio austral , á
la gracia del paisaje. Las dos nubes de Magallanes, que
probablemente recibieron primero de pilotos Portugueses,
luego de los Holandeses j Daneses, el nombre de Nu-
bes del Cabo (38), cautivan la atención del viajero (ha-

— . 243 —

blo por esperienciay , por su brillo , por el aislamiento que
las hace resaltar mas j por la órbita que describen simul-
táneamente alrededor del polo Sud, aunque á distancias
desiguales. Su nombre actual , que tien'e evidentemen-
te por origen el viaje de Magallanes , no es el primero con
que se las ha designado, según lo que resulta de la especial
mención j de la descripción que hizo de la traslación cir-
cular de esas nubes luminosas, el Florentino Andrea Cor-
sali, en su Viaje á Cochinchina, j el secretario de Fernan-
do de Aragón, Pedro Martin de Anghiera, en su libro dff
Rehus oceanicis et Orle novo (dec. I, lib. IX, p. 96) (39).
Esas dos indicaciones pertenecen al 1515, j diez años des-
pués, ja el compañero de Magallanes, Pigafetta, habla
de las nebiette en su Diario de viaje, en el momento en que
el navio Victoria salia del estrecho de Patagonia para en-
trar en el mar del Sud. El antiguo nombre de Nubes del
-Cabo no puede proceder de la constelación del Monte de la
Tabla, que está cerca de esas nubes jmas próximo aun del
polo, puesto que la denominación de Monte déla Tabla fué ■
introducida por primera vez por Lacaille. Procederia mas
bien de la verdadera montaña de la Tabla j de la pequeña
nube que domina la cumbre,, y fué mirada con espanto du-
rante mucho tiempo por los marineros como anuncio de
tempestad. Bien pronto veremos que las dos Nubes de Ma-
gallanes, observadas mucho tiempo en el hemisferio del
Sud antes de recibir un nombre, obtuvieron sucesivamente
varios, tomados délas viasque habia adoptado el comercio,
á medida que la navegación se estendió j que reinó una
actividad major en estas vias.

El movimiento de la navegación en el mar de la India,
que baña las costas occidentales del África^ familiarizó muj
pronto á los marinos con las constelaciones próximas al polo
Antartico, particularmente á partir del reino de los Lagidas,
y desde que se aprendió á regularse por los monzones.

— 244 —

Desde mediados del siglo X, encuéntrase entre los Ara-
bes, como he dicho ja, un nombre que sirve para desig-
nar la major de las nubes magallánicas , cuja identidad
con el Buej Blanco (el-Bakar) del célebre derviche Abdur-
rahman Suíi, de Rai, ciudad del Irak persa, demostró
Ideler. En la introducción del libro titulado «Conoci-
miento del Cielo estrellado,» Abdurrahman se espresa en
estos términos : «A los pies de Suhel, existe una mancha
blanca que no se distingue ni en el Irak, es decir, en la
-comarca de Bagdad^ ni en Nedschs ¡Nedjed), parte la
mas septentrional j montañosa de la Arabia,* pero que es
visible en el Tchama meridional, entre la Meca j la punta
del Yemen, á lo largo de las costas del marEojo i^^40 .» Es-
plícitamente se habla en ese pasaje del Suhel de Tolomeo,
es decir, de Canopea, aunque los astrónomos árabes llaman
io-ualmente Stúel á muchas grandes estrellas de la Nave
(el-Sefina). La posición del Buej Blanco, relativamente á
Canopea, está indicada aquí con tanta exactitud como po-
dría serlo á simple vista, porque la ascensión de Canopea es
de 6'^ 20', j la del estremo oriental de la gran nube maga-
llánicade 6^^ O'. La visibilidad de la Nubécula major en las
latitudes septentrionales no ha podido ser modificada sen-
siblemente desde el siglo X, por la precesión de los equi-
nocios^ puesto que en los nueve siglos que han seguido ha
adquirido el máximum de su distancia al polo Norte. Si se
admite la nueva determinación del lugar de la gran Nube
de Magallanes, de Juan Herschell , es necesario deducir de
ella que en tiempo de Abdurramam Sufiera visible en su to-
talidad hasta los 17° de latitud Norte; hoj lo es hasta los 18°
próximamente. Las Nubes del Sud podian ser vistas, por
consiguiente, en toda la parte Sud-oeste de la Arabia j en
el Hadramaut, el país del incienso, así como en el Yemen,
donde florecía la civilización de Saba, j que recibió la an-
tigua inmigración de los Yoctanidas. La formación de mu-
chos establecimientos árabes en las costas orientales del

~ 245 —

África, en las regiones intertropicales, al Norte jal Sud del
Ecuador, debió servir también para estender nociones mas
exactas acerca de las constelaciones del cielo austral.

Los primeros pilotos civilizados que visitaron las costas
occidentales del África mas alia de la línea, fueron euro-
peos, particularmente Catalanes j Portugueses. Documen-
tos incontestables, tales como el planisferio de Marino Sa-
nuto Torsello (130(5) , la obra genovesa conocida con el
nombre de Portulano mediceo (1351), el Planisferio de la.
Palatina (1417) j el Ma¡)pamondo de fra Mauro Camaldo-
iese (desde 1457 á 1459) prueban que 178 años antes del
pretendido descubrimiento del Cabo de las Tormentas, ó
Cabo de Buena Esperanza, hecho por Bartolomé Diaz en el
mes de Majo de 1487, era ja conocida la configuración
triangular de la estremidad meridional del continente afri-
cano (41). Si se piensa en la importancia nueva j siempre
creciente que tomó este camino comercial á consecuencia
de la espedicion de Gama j del fin común de todos los via-
jes realizados á lo largo de las costas del África, parece
natural que los pilotos hajan dado el nombre de Nuiles del
Calo á las dos nebulosidades que en cada viaje al Cabo,
los sorprendieron como notables fenómenos.

Los perseverantes esfuerzos intentados para salvar el
ecuador á lo largo de las costas orientales de la América, j
penetrar bástala punta meridional del continente, desde la
espedicion de Alonso de Ojeda j de Américo Vespucio en
1455, hasta la de Magallanes j de Sebastian del Cano en
1521, j la de García de Loajsa j de Francisco de Hoces
en 1525 (42), habian llamado constantemente la atención
de los navegantes hacia las constelaciones del Sud. Según
los diarios de viajes que hoj tenemos j que están confir-
mados por los testimonios históricos de Anghiera, asi acon-
teció realmente, sobre todo en el viaje de Américo Vespucio,
j de Vicente Yañez Pinzón, que produjo el descubrimiento

— 246 —

del cabo de San Agustín, á 8^20' de latitud austral. Ves-
pucio se gloría de haber visto 3 Canopi, uno de ellos oscu-
ro, Canopo fosco, 2 Canopi risplendenti. El ingenioso au-
tor de las obras acerca de los nombres de las Estrellas j so-
bre la Cronología, Ideler, se esforzó en el esclarecimiento de
la confusa descripción hecha por Américo Vespucio en
su carta á Lorenzo Pierfrancesco de Mediéis : resulta de
ella que Vespucio empleó la palabra Canopus en un senti-
do tan indeterminado como el Sithel de los astrónomos ára-
bes. Ideler demuestra que el Canopo fosco nella via lattea,
no es otra cosa que la mancha negra ó el gran saco de Carhon
de la Cruz del Sud, j que la posición asignada por Vespu"
ció á 3 estrellas resplandecientes, en las que se ere jó reco-
nocer a.,e j y de la pequeña Hidra , hace muy verosímil la
opinión de que el Canopo risplendente di notabile grandezza
es la Nubécula major, j el otro Canopo risplendente,, la Nu-
bécula minor(43). Haj motivo para admirarse de que Vespu-
ciono ha ja comparado esos nuevos fenómenos celestes á
nubes, como lo hicieron á primera vista todos los demás obser-
vadores. Podría presumirse que esta comparación debió ofre-
cerse irremisiblemente al espíritu. Pedro Mártir Anghiera,
que conocía personalmente á todos los grandes navegantes de
esta época, j cujas cartas están escritas bajo la impresión
muj viva aun de sus narraciones , pinta de manera que no
deja lugar á duda el brillo dulce , pero desigual de las Nu-
beculse: « Assecuti sunt Portugalenses alte rius poli gradum
quinquagesimum amplius, ubi punctum (Polum?) circu-
meuntes quasdam mcóecicl as licet intueri veluti in láctea via
sparsos fulgores per universi coeli globum intra ejus spatii
latitudinem (44).» El brillante renombre j la duración de la
circumuavegacion de Magallanes, que empezada en el mes
de agosto de 1519, no fué concluida hasta el mes de setiem-
bre de 1522, la larga estancia de un numeroso equipaje bajo
el. cielo austral, oscureció el recuerdo de todas las observado-

— 247 —

nes anteriores,, y el nombre de las Nubes de Magallanes se
estendió entre todas las naciones marítimas que pueblan
las costas del mar Mediterráneo.

He demostrado con un solo ejemplo, como el ensanche
del horizonte geográfico hacia las regiones del Sud, habia
abierto un nuevo campo á la astronomía de observación.
Cuatro objetos sobre todo, debieron escitar bajo este nuevo
cielo la curiosidad de los pilotos: la investigación de una
estrella polar austral; la forma de la Cruz del Sud, que ocu-
pa una posición perpendicular cuando pasa por el meridia-
no del lugar donde está colocado el observador; los Sacos
de Carbón j las nubes luminosas que circulan alrededor del
polo. Leemos en el Ar¿e de navegar de Pedro de Medina
(lib. V, cap. 11), que, publicado por primera vez el año
1845, fué traducido á muchas lenguas^ que desde mediados
del siglo XVI, se usaban para la determinación de la lati-
tud, las alturas meridianas del Crucero. Después de satis-
fecha la observación de esos fenómenos se crejó deber
apresurarse á medirlos. El primer cálculo acerca de la
posición de las estrellas cercanas al polo antartico, fué hecho
por medio de las distancias angulares, tomadas á partir de
estrellas conocidas , cu jo sitio habia sido determinado por
Ticho, en las Tablas Rudolfinas. Pertenece este primer
trabajo , como ja he hecho notar (45) , á Petrus Theodori
de Emden j al Holandés Federico Houtman, que navega-
ba por el mar déla India hacia el año de 1594. Los resulta-
dos de sus medidas hallaron lugar bien pronto en los catá-
logos de estrellas j en los globos celestes de Blaeuw
(1601), de Bajer (1603) j de Pablo Mérula (1605). Tales
son hasta Hellej (1677) j hasta los grandes trabajos as-
tronómicos de los jesuítas Juan de Fontanej, Michaud j
Noel, los débiles principios que sirvieron de fundamen-
tos á la tipogTafía del cielo austral. Asi la historia de la
Astronomía j la historia de la Geografía, unidas entre si

— 248 —

por estrechos lazos, nos traen á la memoria juntamente las
éüocas memorables que, desde 250 años apenas, prepararon
el resultado de poder reproducir de una manera exacta v
completa la imagen cósmica del firmamento como también
los contornos de los continentes terrestres.

Las Nubes de Magallanes, de las cuales la major ocu-
pa 42 grados y la mas pequeña 10 grados cuadrados de la
bóveda celeste, producen á simple vista, j á su primer mo-
mento la misma impresión que producirían dos porciones
separadas j de igual magnitud de la Via láctea. En un ins-
tante de Luna despejada, la pequeña nube desaparece por
completo, la otra únicamente pierde parte aunque conside-
rable de su brillo. El dibujo que hizo de esas nubes Juan
Herschell es escebnte v se conforma de un modo maravi-
lloso con los recuerdos mas vivos que conservo de mi estan-
cia en el Perú. A las laboriosas observaciones hechas en 1837
por este observador, en el Cabo de Buena Esperanza, debe
la Astronomía el primer análisis exacto de esa agregación
sino-ular de los elementos mas diversos (46). Juan Hers-
chell ha reconocido allí gran número de estrellas aisladas,
en jambres de estrellas v grupos estelares de forma esfé-
rica, asi como también nebulosas regulares ó irregulares v
mas apretadas que lo están en la zona de Virgo j en la
cabellera de Berenice. La multiplicidad de esos elementos
no permite considerar las Nubéculas , según se ha hecho
con frecuencia, como nebulosas de una dimensión estraor-
dinaria, ni como partes separadas de la Via láctea. Los gru-
pos globulares j sobre todo las nebulosas ovales, están di-
seminadas con mucha claridad en la Via láctea, á escepcion
de una pequeña zona comprendida entre el Altar j la Cola
de Escorpión (47).

Las Nubes de Magallanes no están ligadas ni entre sí
ni con la Via láctea por ninguna nebulosidad perceptible.
Aparte de la proximidad del grupo estelar del Tucán (48),

— 249 —

la mas pequeña está colocada en una especie de desierto.
El espacio ocupado por la otra no se muestra tan completa-
mente desprovisto de estrellas. La estructura y la config-u-
racion interior de la Nubécula major son complicadas de tal
manera, que se encuentran en ella, como en el número
2,878 del catálogo de Herschell, masas que reproducen con
exactitu del estado de agregación y la forma de la nube en-
tera. La conjetura del sabio Horner respecto á que las nubes
de Magallanes habrían formado parte en otro tiempo, de la
Via láctea en donde le parece que aun puede reconocerse
todavía el lugar que ocupaban, es locura, como lo es otra
liipótesis según la cual esas nubes han cambiado de
posición desde la época de Lacaille, j hecho un movi-
miento de avance. Habíase fijado desde luego su situación
de una manera inexacta á causa de la poca precisión de sus
contornos vistos á través de los telescopios de pequeña aber-
tura. Juan Herschell hace notar que sobre todos los globos
celestes j sobre todos los mapas siderales, la Nubécula mi-
nor no está en su lugar j que el error es próximamente de
una hora de ase. recta. Según él, la Nubécula minor se ha-
lla situada entre los meridianos de 0'^ 28' j 1'^ 15'^ j entre
162° j 165 de distancia al polo Norte; la Nubécula major
entre 4'^ 40' j 6'^ O' de ascensión recta, v entre 156° j 162'^
de distancia al polo Norte. En la primera no ha determi-
nado en ascensión recta y en declinación menos de 919 ob-
jetos distintos, estrellas,, nebulosas j conjuntos estelares;
j 244 en la segunda. Esos objetos deben estar distribuidos
como sigue:

Nubec. maj. 582 estrellas, 291 nebulosas, 46 grupos estelares.
Nubec. miu. 200 — 37 — 7 — —

La inferioridad numérica de las nebulosas en la peque-
ña nube es sorprendente. Relativamente están con las ne-
bulosas de la gran nube en la relación de 1 á 8, mientras

— 250 —

que las estrellas aisladas se encuentran en la de 1 á 3. Esas
estrellas inscritas en los catálogos en número de cerca de 800,
son en su major parte de 7/ y 8/ magnitud; algunas de
la 9/ j aun de la 10/ En medio de la gran nube existe una
nebulosa señalada ja por Lacaille (n.° 30 de la Dorada, Bo-
de; n." 2,941 de Juan Herschell), y que no tiene igual en
toda la superficie del Cielo. Esta nebulosa ocupa apenas
'^/gQQ del área de la nube, y ja Juan Herscbell ba determi-
nado en este espacio la posición de 105 estrellas de 14/, de
15/ y de 16/ magnitud, proyectada sobre un fondo nebu-
loso cujo brillo uniforme no se altera por nada, y que ba
resistido basta aquí á los mas poderosos telescopios (49).

Cerca de las Nubes de Magallanes, pero á major dis-
tancia del polo Sud, están situadas las mancbas negras que
bácia fines del siglo XV y principios del XVI, llamaron
desde luego la atención de ios pilotos portugueses v espa-
ñoles; probablemente comprendidas, como ya se ba di-
cbo, entre los tres Canojñ de que babla Vespucio en la
Relación de su tercer viaje. El primer indicio de estas man-
cbas lo encuentro en la obra de Angbiera, de Relms oceani^
cis (Dec. 1, lib. 9, p. 20, b. ed. 1533): «Interrogati a me
nautíe qui Vicentium Aguem Pinzonum fuerant comitati
(1449) an antarcticum viderint polum: stellam se nullam
buic arcticíe similem, qunediscernicirca punctum (polum?)
possit, cognovisse inquiunt. Stellarum tamen aliam aiunt
se prospexisse faciem densamque quamdam ab borizonte
vaporosam caliginem, qufe oculos fere obtenebraret.» La
palabra Stella está tomada aquí en el sentido general de
fenómeno celeste, y por otra parte, es posible que los mari-
neros interrogados por Angbiera no se espresaran bien cla-
ramente respecto de esta oscuridad (caligo) que parecia
berir de ceguedad. El Padre José Acosta de Medina del
Campo ba marcado en términos mas satisfactorios las man-
cbas negras y la causa de tal fenómeno^, en su Historia na^

^ 251 —

tura! de Jas Indias \Y\h. 1, cap. 2.°), jlas compara con rela-
ción á su forma j color, con la parte oscura del disco de la
Luna. «Del mismo modo, dice, que la Via láctea es mas
brillante porque está compuesta de una materia celeste mas
densa, de donde por esta razón irradia mas luz; así tam-
bién las manchas negras que no pueden verse en Europa
están desprovistas de luz, porque forman en el Cielo una
región vacía, es decir, compuesta de una materia muj su-
til V muj trasparente.» Un célebre astrónomo ba creido
reconocer en esta descripción las mancbas solares (50^- cosa
ciertamente que no es menos estraña, que ver en 1689, al
misionero Ricbaud tomar las manchas negras de Acosta por
las nubes luminosas de Magallanes (51).

Por otra parte, Ricbaud, como los primeros pilotos que
bicieron mención de esos objetos, babla de los Sacos de Car-
Ion (coal-bags) en plural. Cita dos; el mayor en la Cruz v
otro en Robur Caroli, que ciertos observadores han dividido
en dos mancbas distintas. Feuillée, en los primeros años del
siglo XVIII, j Horner en 1804, en una carta dirigida
desde el Brasil á Olbers, representaron esas dos mancbas
del Robur Caroli , como de una forma indecisa j de con-
tornos mal precisados. (52). Yo no pude durante mi estan-
cia en el Perú llegar á fijar mis dudas acerca de los Sa-
cos de carbón del Robur Caroli , j como me sentia incli-
nado á atribuir esa falta de éxito á la poca altura de la
constelación , quise ilustrarme respecto de este punto de
Juan Herscbell j del director del observatorio de Hambur-
go, Rumker^ que babian estado l)ajo latitudes mucbo mas
meridionales que jo. A pesar de sus esfuerzos no pudieron
determinar mejor la forma de los contornos ni la intensi-
dad luminosa de esas dos mancbas. No lograron comparar
en este sentido los resultados obtenidos para los Sacos de
carbón de la Cruz. Juan Herscbell cree que no pueden dis^
tinguirse muchos Sacos de carbón, á menos que se cousi-

— 252 —

deren como tales todas las manchas oscuras del Cielo que
no están delimitadas, como las que se encuentran entre
a del Centauro de una parte , ^ J 7 del Triángulo de la
otra (53), entre >? j f de Argos, j sobre todo en el hemis-
ferio boreal^ en el sitio en donde la Via láctea deja un es-
pacio vacío entre £, a j 7 del Cisne (54).

La mancha negra de la Cruz del Sud , la mas sorpren-
dente j la primera que fué conocida, está colocada al Este
de la constelación, presenta la forma de una pera , v ocupa
8^ en longitud j 5 en latitud. En ese vasto espacio se
halla una sola estrella perceptible á simple vista , de 6.''
kl ^ magnitud, j unnúmero considerable de estrellas teles-
cópicas de 11/, 12.^ j 13.^ magnitud. Un pequeño grupo
de 40 estrellas está situado próximamente en el centro (55).
Háse supuesto que la ausencia de las estrellas y el con-
traste formado por el brillo del Cielo en que se encuentran,
son las causas que hacen aparecer tan sombrío ese espacio:
esplicacion que ha prevalecido generalmente desde Lacai-
lle (56), j está confirmada especialmente por los afora-
mientos de estrellas (gauges and sweeps) que se han prac-
ticado al rededor de la región en donde la Via láctea pa-
rece cubierta de una nube negra. En el coal-hag , estas ope-
raciones, sin dar un vacío completo , {hlanli fields) , no
han dado mas de 7 á 9 estrellas telescópicas , mientras
que con anteojos se han descubierto en el mismo campo
120 estrellas j hasta 200 sobre los estremos. En tanto que
permanecí en el hemisferio austral, bajo la impresión de
esta bóveda celeste que tan poderosamente se habia apode-
rado de mí, el efecto del contraste no me pareció que daba
suficiente razón de ese fenómeno : indudablemente padecía
una equivocación. Las consideraciones de Guillermo Hers-
chell sobre los espacios completamente vacíos de estrellas
en Escorpión j en Ofiuco , llamados por él aberturas en
los cielos (openings in the Heavens), me indujeron á pen-

— 253 —

sar que en esas regiones las capas de estrellas superpuestas
pueden ser menos espesas ó interrumpidas del todo ; que
las últimas escapan á nuestros instrumentos ópticos, j que
esas reg-iones vacías son verdaderos agujeros por los cuales
penetran nuestras miradas en los mas apartados espacios
del Universo. Ya en otra parte he mencionado esas abertu-
ras (57), esas brechas de las capas siderales, j los efectos
de perspectiva que nos descubren han llegado á ser última-
mente objeto de serias consideraciones (58).

Las mas lejanas capas de astros, la distancia délas
nebulosas, todos los objetos que hemos reunido en este capí-
tulo, escitan la curiosidad del hombre j llenan su espíritu
de imágenes del tiempo j del espacio, que esceden a su
facultad de concebir. Por maravillosos que sean los perfec-
cionamientos logrados en los instrumentos de óptica, desde
hace 60 años próximamente, se han hecho al mismo tiempo
bastante familiares las dificultades que presenta su cons-
trucción para apreciar mas exactamente los progresos que
quedan por realizar, v no dejarse llevar de las esperanzas
fantásticas que tan seriamente preocuparon al ingenioso
Hooke (1663 á 1665) (59). Aquí, como siempre, la cir-
cunspección j la mesura conducen con mas seguridad al
objeto. Cada una de las generaciones humanas que se han
sucedido, tiene derecho para vanagloriarse de las grandes
j nobles conquistas á que ha llegado por la libre fuerza de
su inteligencia, j que atestiguan los progresos dolarte. Sin
espresar en números exactos la fuerza con que penetran ja
los telescopios en el espacio ; sin -conceder tampoco gran
confianza á esas cifras, la verdad es, que debemos á los ins-
trumentos de óptica el conocimiento de la velocidad de la
luz, j también sabemos por ellos que la que hiere nuestra
vista procedente de la superficie de los astros mas apartados,
es el mas antiguo testimonio sensible de la existencia de
la materia (60).

SEGUNDA PARTE.

SISTEMA SOLAR.

LOS PLANETAS Y SUS SATÉLITES, LOS COMETAS, LA LUZ
ZODIACAL Y LOS ASTEKÓIDES METEORICOS.

Abandonar, en la parte celeste de esta descripción del
Universo, el firmamento j las estrellas fijas , para volver á
bajar al sistema cujo centro es el Sol, es pasar de lo ge-
neral á lo particular, de un objeto inmenso á un objeto
relativamente pequeño. El dominio del Sol es el de una
sola estrella fija, entre los millones de estrellas fijas que
descubrimos por medio del telescopio en el firmamento : es
la estension limitada en la cual obedecen á la atracción di-
recta de un cuerpo central mundos muj diferentes entre
sí; j ja sigan aislados su marcba solitaria , ja estén ro-
deados de cuerpos de la misma naturaleza, describen alre-
dedor de ese punto central órbitas de desigual magnitud.
Tratando de ordenar en la parte sideral de esta uranologia,
las principales clases de estrellas, tuve ocasión de señalar
entre las innumerables estrellas telescópicas , la clase de las
estrellas dobles, que forma por sí misma sistemas aislados,
binarios ó diferentemente compuestos ; pero á pesar de la
analogía de las fuerzas que los dirigen, esos sistemas difie-
ren esencialmente de nuestro sistema solar. Vénse en ellos
estrellas dotadas de un brillo propio moverse alrededor de
un centro de gravedad común que no está ocupado por la
materia visible ; en nuestro sistema, por el contrario, astros
oscuros circulan alrededor de un cuerpo luminoso ó para
bablar con mas exactitud^ alrededor de un centro de gra-

TOMO ni. -17

— 258 ~

vedad común colocado , ja en el interior , ja fuera del
cuerpo central. «La gran elipse que describe la Tierra al-
rededor del Sol, se refleja, por decirlo así, en otra pequeña
curva en un todo semejante, sobre la cual se mueve el cen-
tro del Sol, girando alrededor del centro de gravedad co-
mún del Sol j de la Tierra.» En cuanto á saber si los astros
planetarios, entre los cuales deben contarse los cometas in-
teriores j esteriores, son ó no capaces de producir en al-
gunas partes de su superficie, ademas de la luz que les en-
via el cuerpo central, una luz que les sea propia, cuestión
es que no cabe todavía dentro de los límites de estas con-
sideraciones generales.

Hasta aquí no ha podido establecerse por pruebas di-
rectas la existencia de cuerpos planetarios oscuros, gravi-
tando alrededor de una estrella fija. La escasa intensidad
de la luz reflejada no nos permitirla distinguir tales plane-
tas, de los cuales, mucho tiempo antes de Lambert, suponía
Keplero que debia ir acompañada cada estrella. Tomando
por distancia de la estrella mas próxima, <* del Centauro,
226.000 radios de la órbita terrestre, ó 7.523 veces la
distancia de Neptuno al Sol, un cometa de muj grande
excursión, el de 1680, al cual se atribuje, según datos
muj inciertos, en verdad, una revolución de 8.800 años,
apartado de nuestro Sol en 28 distancias de Neptuno, en su
afelio, la separación de la estrella « del Centauro será toda-
vía 270 veces mas grande que el radio de nuestro sistema
solar, medido hasta el afelio de dicho cometa. Vemos la luz
reflejada de Neptuno á 30 radios de la órbita terrestre. Aun
cuando en el porvenir, nuevos j mas poderosos telescopios
nos permitiesen reconocer otros tres planetas sucesivos,
hasta la distancia de 100 radios de la órbita terrestre,
tal distancia no llegarla á la 8.^ parte de la que existe del
cometa á su afelio, al V2200 ^® aquella, á la cual necesi-
taríamos percibir la luz reflejada de un satélite girando

— 259 —

alrededor de « del Centauro (61). ¿Es, sin embargo, absolu-
tamente necesario admitir la existencia de satélites alrededor
de las estrellas fijas? Si atendemos los sistemas á inferio-
res que entran en nuestro gran sistema planetario, encon-
tramos al lado de las analogías que pueden ofrecer los pla-
netas rodeados de numerosos satélites, otros planetas como
Mercurio, Venus, Marte que carecen de ellos. Haciendo,
pues, abstracción de lo que es simplemente posible, para li-
mitarnos á los bechos reales é indubitables , nos sentimos
vivamente penetrados de la idea de que el sistema solar,
sobre todo, con las complicaciones que los últimos tiempos
nos han revelado, ofrece la imagen mas rica de las relacio-
nes directas j de fácil conocimiento, que unen á gran nú-
mero de cuerpos celestes con uno solo de entre ellos.

Nuestro sistema planetario, en razón misma del espacio
tan limitado que ocupa, ofrece, para la seguridad y la evi-
dencia de los resultados que busca la astronomía matemá-
tica, ventajas incontestables sobre el conjunto del firmamen-
te. El estudio del mundo sideral , especialmente en lo que
concierne á los grupos estelares j las nebulosas,- como tam-
bién á la clasificación fotométrica de las estrellas , trabajo
por lo demás muj poco seguro, pertenece en mucbo al do-
minio de la astronomía contemplativa. La parte mas exacta
j la mas brillante de la Astronomía, la que ha recibido en
nuestros dias major incremento, es la que se refiere á la de-
terminación de las posiciones de las estrellas en ascensión
recta j en declinación. Trátese de estrellas aisladas ó dobles,
de grupos estelares 6 de nebulosas, el movimiento propio de
las estrellas^ los elementos de donde se deduce su para-
laje, la distribución de los mundos en el espacio, revelada
por los aforamientos telescópicos del Cielo, los períodos de
las estrellas de brillo cambiante ó la revolución lenta de las
estrellas dobles, son otros tantos objetos susceptibles de me-
dida con major ó menor exactitud, aun cuando no dejen

— 260 —

de ofrecer dificultades estas operaciones. Otras liaj_, al
contrario, que por su naturaleza escapan á toda especie de
cálculo; á este número pertenecen la posición relativa j la
forma de las capas estelares ó de las nebulosas perforadas,
el orden general del Universo, y la acción violenta de las
fuerzas naturales en cuja virtud aparecen 6 desaparecen
las estrellas; fenómenos que nos afectan tanto mas profun-
damente, cuanto que tocan á las regiones vaporosas de la
imaginación j de la fantasía (62).

De intento nos abstenemos en Jas páginas siguientes, de
toda consideración respecto de las relaciones de nuestro sis-
tema solar con los sistemas de las otras estrellas fijas; ja no
volveremos sobre estas cuestiones de la subordinación j de
la dependencia de los sistemas, que se imponen á nuestra
inteligencia. No tenemos ja para qué preguntarnos si el
Sol, nuestro astro central no se halla también en el es-
tado de planeta en otro sistema mas vasto, j no quizás en
el estado de planeta principal, sino en el de satélite de un
planeta, como las lunas de Júpiter. Limitados á un domi-
nio mas íntimo, al dominio mismo del Sol, podemos felici-
tarnos de la ventaja de que casi todos los resultados de la
observación, escepto los que se refieren al aspecto de las
superficies, á la atmósfera g-aseosa de los globos planetarios,
á la cola sencilla ó múltiple de los cometas, á la luz zodia-
cal ó á la aparición enigmática de las estrellas errantes,
pueden referirse á relaciones numéricas j se presentan como
consecuencias de hipótesis susceptibles de una demos-
tración rigorosa. Esta demostración no entra en el plan de
una descripción física del Universo : todo lo que aqui corres-
ponde, se reduce á recoger metódicamente los resulta-
dos numéricos; herencia que cada siglo trasmite aumen-
tada al siglo siguiente. Un cuadro que contenga la distan-
cia media que separa los planetas del Sol, la duración de su
revolución sideral, la escentricidad de su órbita, la inclina-

— 261 —

cion de esas órbitas sobre la eclíptica, el diámetro, la masa
ó la densidad, puede ofrecer boj bajo un espacio bien pe-
queño el estado de las conquistas intelectuales que son
un título bonroso de nuestra época. Trasladémonos por un
instante á la antigüedad: y representémonos al maestro de
Platón , el pitagórico Filolao , Aristarco de Samos ó bien
Hiparco, en posesión de esta boja de cifras ó de una descrip-
ción gráfica de las órbitas de todos los planetas , tales
€omo se bailan en nuestras obras elementales: seria im-
posible comparar el asombro j la admiración de esos
bombres, béroes de los albores de la ciencia, si no es
con la sorpresa que esperimentarian Eratóstenes^ Estra-
bon , Claudio Tolomeo, si se les presentara uno de nues-
tros mapa-mundi levantados sobre un mapa de algunas
pulgadas cuadradas , según las projecciones de Mer-
cator.

Los cometas obligados á volver sobre sí mismos por la
atracción central, describiendo una elipse cerrada, marcan
el límite del dominio solar. Pero como no puede asegurarse
que no se manifieste algún dia otro cometa cu jo eje major
esceda en longitud á los de los cometas conocidos basta boj
dia j cujos elementos ban sido calculados, las distancias
de los afelios de esos cometas nos dá un solo límite inferior
del espacio subordinado al Sol. Asi el dominio solar está
caracterizado por los efectos visibles j mensurables de las
fuerzas centrales que emanan del Sol_, j por los cuerpos
planetarios que describen órbitas cerradas á su alrededor sin
poder romper los lazos que á él los unen. La atracción que
ejerce este astro sobre otras estrellas fijas ó soles en espacios
mas estensos mas allá de las órbitas de esos cuerpos celestes,
no debe entrar en el género de consideraciones de que aqui
nos ocupamos.

Según el estado de nuestros conocimientos, á fines de la
primera mitad del siglo XIX (1851), el sistema solar com-

prende los elementos siguientes, colocando los planetas se-
gún la distancia que los separa del cuerpo central.

1.° 22 planetas principales: Mercurio, Venus, La
Tierra, Marte; Flora ^ Victoria^ Vesta, Iris. Métis,
Heóé, Partéiwpe^ Egeria^ Astrea^ Irene^ Juno^ Ceres^ Pa-
las^ Higia; Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno.

De esos 22 planetas, únicamente se conocían 6 el 17 de
marzo de 1781. Hemos distinguido por caracteres tipográ-
ficos diferentes^ los 8 grandes planetas de los 14 pequeños,
llamados también alguna vez asteroides, cujas órbitas en-
trelazadas, están comprendidas entre Marte j Júpiter.

2.° 21 satélites: 1 para la Tierra, 4 para Júpiter, 8 para
Saturno, 6 para Urano j 2 para Neptuno.

S.*' 197 cometas, cuja órbita está calculada. Entre esos
cometas, 6 son interiores, es decir, que su afelio está de la
parte de acá de la órbita planetaria mas alejada que es la
de Neptuno.

Probablemente el sistema solar contiene también la luz
zodiacal^ que se estiende mucho mas allá de la órbita de Ve-
nus j llega quizás á la de Marte.

Numerosos observadores opinan que deben añadirse á
esta clasificación, los enjambres de asteroides meteóricos que
cortan la órbita de la Tierra, sobre todo, en puntos determi-
nados.

Los acontecimientos últimos que merecen ser citados en
la historia de los descubrimientos planetarios son: el descu-
brimiento de Urano, primer planeta encontrado mas allá de
la elipse de Saturno, que fué señalado en Bath el 13 de mar-
zo de 1781 por Herschell; el de Ceres, primero de los peque-
ños planetas, observado por Piazzi en Palermo, el 1 .° de ene-
ro de 1801; el conocimiento del primer cometa interior, por
Encke en Gotha el mes de agosto de 1819; j por últi-
mo, el anuncio de la existencia de Neptuno , demostrada
por medio del cálculo de las perturbaciones planetarias por

— 263 —

Le Verrier, en París en el mes de ag-osto de 1846, j com-
probada por Galle el 23 de setiembre de 1846 en Berlín.
Esos considerables descubrimientos no solo dieron por re-
sultado el de estender j enriquecer grandemente nuestro
sistema solar, sino que cada uno de ellos, fué el principio
de infinito número de nuevos descubrimientos: á ellos se
debe el conocimiento de otros 5 cometas interiores señala-
dos por Biela, Faje^ de Vico, Brorsen j d'Arrest, desde
1826 á 1851; j el de 13 pequeños planetas, de los cuales
3 (PaJas, Juno j Vesta) fueron encontrados desde 1801 á
1807, j los otros 9 observados sucesivamente, después de
38 años de interrupción, por Encke, Hind_, Graham j de
Gasparis. A partir del descubrimiento de Astrea, debido á
las observaciones felices j k las hábiles combinaciones de
Encke, es decir, desde el 8 de diciembre de 1845 hasta la
mitad del año 1851, el mundo de los cometas ba sido objeto
de observaciones tan detenidas, que se ha llegado en los
últimos 1 1 años á calcular las órbitas de 33 nuevos come-
tas, que esto es próximamente , todo lo que habia podido
hacerse en 40 años, desde principios del siglo XIX.

I

EL SOL

CONSIDERADO COMO CUERPO CENTRAL.

La antorcha (Lucerna Mundi), como la llama Copérnico
(63), que reina en el centro del mundo, es el corazón del
Universo, según la espresion de Tliéon de Smirna, j todo lo
vivifica por sus latidos (64); es fuente de la luz j del calor
radiante, j con respecto á la Tierra, el principio de gran
número de fenómenos electro-magnéticos. A este centro dé-
te, sobre todo, referirse la actividad vital de los seres orga-
nizados que pueblan nuestro planeta, j particularmente la
de los vegetales. Para dar una idea mas general de las accio-
nes esteriores por que se manifiesta el poder del Sol, pueden
reducirse á dos causas principales los cambios que produce
en la superficie del globo. De una parte , obra por la
atracción inherente á su masa, como en el flujo j reflujo del
Océano, fenómeno para el cual conviene, sin embargo, reser-
var el resultado parcial, debido á la fuerza atractiva de la
Luna; de la otra, por las ondulaciones ó vibraciones trans-
versales del éter, principios del calor jde la luz, que, entre
otros fenómenos, determinan, evaporizando las aguas en los
mares, lagos j rios, la mezcla fertilizadora de las capas lí-
quidas j gaseosas de que está envuelto nuestro planeta. En

^ 265 —

la influencia del Sol ha de buscarse también el origen de las
corrientes aéreas producidas por diferencias de temperatu-
ra, j el de las corrientes pelágicas, debidas á la misma cau-
sa, j que no han cesado desde hace muchos miles de años,
aunque ' ho j en menor grado, de acumular ó de arrastrar
capas sedimentarias j cambiar asi la constitución superfi-
cial del suelo sumergido. El Sol da vida además j sostiene
la actividad electro-magnética de la costraterrestre j la del
oxígeno contenido en el aire. Ya_, en fin, se manifiesta tran-
quilamente j en silencio por afinidades químicas, j deter-
mina los diferentes fenómenos de la vida: entre los vejeta-
Íes en la endósmosis de las paredes celulares: en los anima-
les, en el tejido de las fibras musculares ó nerviosas: ja hace
estallar en la atmósfera, la tormenta , los huracanes j las
trombas de agua.

Hemos tratado de determinar aquí el cuadro de las in-
fluencias solares, á escepcion de las que obran sobre el eje
del globo ó sobre su. órbita. Esponiendo el lazo que une en-
tre sí dos grandes fenómenos cuja relación apenas se sospe-
charía á primera vista, nos hemos propuesto hacer resaltar
el hecho verdadero de que en un libro que se ocupe del Cos-
mos, es perfectamente legítimo representar la naturaleza fí-
sica como un cuerpo animado, viviente en virtud de fuerzas
interiores que frecuentemente se equilibran. Sin embargo,
las ondas luminosas no obran solamente sobre el mundo de
los cuerpos, ni se limitan á descomponer j á recomponer
las sustancias: no tienen por único objeto el de sacar fuera
del seno de la tierra' los gérmenes delicados de las plantas,
desarrollar en las hojas la materia verde ó clorofila, teñir
las flores odoríferas, ó repetir mil j mil veces la imagen del
Sol al gracioso batir de la^ olas^, j sobre los lijeros tallos de
la pradera ligeramente encorvados por el soplo del viento:
la luz del Cielo, según los diferentes grados de su duración
j de su brillo, está también en relaciones misteriosas con

— 266 —

el interior del hombre, con la escitacion mas ó menos viva
de sus facultades, con la disposición alegre ó melancólica
de su espíritu. Asi lo espresa Plinio el Viejo en estas pa-
labras (lib. 11, cap. 6): «Coeli tristitiam discutit Sol, et
humani nubila animi serenat.»

En la descripción de los planetas, colocaré los datos nu-
méricos antes de los detalles que me sea posible procurar
sobre su constitución física, á escepcion de la Tierra, que
reservo para mas tarde. El orden adoptado para esos nú-
meros será casi el mismo que siguió Hansen, en su escelente
Disertación sobre el sistema solar ( Uehersicht des Sonnen-
si/stems)^ con cambios j adiciones sin embarg-o, puesto
que desde 1837, época en que escribia aquel autor, se han
> descubierto once planetas j tres satélites (65).
T ^ La distancia media del centro del Sol á la Tierra es,

^ según la corrección adicional de Encke para el paralaje del
\ ^ Sol, que puede verse en las Memorias de la Academia de
I ^ Berlin (1835, p. 309), de 20.682,000 millas geográficas,
de 15 al grado del Ecuador terrestre, valiendo cada una de
estas millas exactamente, según las investigaciones he-
chas por Bessel, sobre diez medidas de grado, 3807^23 ó
7420^43 (Cosmos, t. i, p. 389, n. 30).

La luz, seo-un las observaciones de Struve acerca de la
constante de la aberración, emplea para llegar del Sol á la
Tierra, suponiendo el planeta á una distancia media del
cuerpo central, es decir, para recorrer el semi-diámetro de
la órbita terrestre, 8' 17'', 78 (Cosmos, t. iii, p. 72), de
donde se sigue que la posición verdadera del Sol es de
20", 445 antes de su posición aparente.

El diámetro aparente del Sol, á una distancia media de
la Tierra, es de 32' 1 '',8; por consiguiente, no escede mas
que en 54",8 al de la Luna, vista igualmente á una distan-
cia media. En el perihelio, es decir, en el momento del in-
vierno en que la Tierra está mas cerca del Sol, el diáme-

K

— 267 —

tro aparente de este astro aumenta hasta 32'34'',6; en el
afelio, en verano, cuando estamos, por el contrario, lo mas
lejos posible del Sol, ese diámetro es solo de 3r30'',l.

El verdadero diámetro del Sol es de 192.700 millas
geográficas, ó 146_,600 miriámetros, es decir, que es mas
de 112 veces major que el diámetro de la Tierra.

La masa del Sol, según los cálculos de Encke sobro la
fórmula que ha dado Sabino del péndulo, es igual á 359,551
veces la masa de la Tierra, ó á 355,499 veces las masas
reunidas de la Tierra j de la Luna (4.'' Memoria acerca del
cometa de Pons, en la colección de las Memorias de la Aca-
demia de Berlin, 1842, p. 5). Resulta, de aqui que la den-
sidad delSol es próximamente ^ / r^y ó mas exactamente 0,252
de lade la Tierra.

El volumen del Sol es 600 veces major, v su masa, se-
gún Galle, es 738 veces mavor que el volumen j la masa
de todos los planetas reunidos. Para dar una imagen sensi-
ble de la magnitud del globo solar , háse notado que si se
representa ese globo hueco v la Tierra colocada en el cen-
tro, quedaria aun espacio para la órbita lunar, suponiendo
el radio de esta órbita prolongado mas de 40,000 millas
geográficas.

El Sol gira alrededor de su eje en 25 dias j y o. El
ecuador está inclinado sobre la eclíptica 7° ^/o. Según las
exactísimas observaciones de lja,\igier ( Memorias de la Aca-
demia des Ciencias y t. xv, 1842, p. 941), la duración de
la rotación es de 25^ 8'* 9', j la inclinación del ecuador
de 7" 9'.

Las conjeturas á que ha llegado poco á poco la as-
tronomía moderna respecto á la constitución física de la su-
perficie del Sol, descansan sobre la observación atenta j
prolongada de las alteraciones que se verifican en su disco
luminoso. La manera como se siguen j ligan entre sí esas
modificaciones, tales como el nacimiento de las manchas,

— 268 —

el cambio relativo de los núcleos negros j del borde ceni-
ciento ó penumbra, ha dado origen á la opinión de que
el cuerpo del Sol mismo es casi enteramente oscuro,
pero rodeado á gran distancia de una atmósfera luminosa;
que corrientes ascendentes forman en esta atmósfera
aberturas de bordes dilatados , j que el centro negro de
las manchas no es otra cosa que una porción del cuerpo
oscuro del Sol, visto á través de esas aberturas. Para
que esta hipótesis, que indicamos aquí ligeramente j de una
manera general, pueda dar razón de todas las particularida-
dades que se producen en la superficie del Sol, admítese
alrededor de ese globo oscuro la existencia de tres envuel-
tas diferentes : ante todo , una primera envuelta interior,,
de materia vaporosa j semejante á nubes; después una
envuelta luminosa ó fotosfera , cubierta á su vez , como
parece que sucedió en el eclipse total de 8 de Julio de 1842,
de otra atmósfera exterior, en la cual flotan nubes (QQ)-

Sucede algunas veces que presentimientos favorables ó
entretenimientos de la imaginación contienen, mucho tiem-
po antes de toda observación real, el germen de opiniones
verdaderas. La antigüedad griega abunda mucho en seme-
jantes delirios, que han llegado á realizarse después. Asi
también, en el siglo XV, encontramos ja claramente espre-
sado en los escritos del cardenal Nicolás de Cusa, en el li-
bro lí del tratado de Docta Ifjyiorantia^ la conjetura de que
el cuerpo del Sol es en sí mismo un núcleo terreo, rodeado
de una ligera envuelta formada por una esfera luminosa; que
en el medio, es decir, probablemente entre el globo oscuro
V la atmósfera brillante, haj un aire transparente mezclado
de nubes húmedas j semejantes á nuestra atmósfera. Ana-
dia que lapropiedad de irradiar la luz que reviste la Tierra
de vegetales, no pertenece al núcleo terreo del Sol, sino á
la esfera luminosa que le envuelve. Esta consideración que
no se ha fijado bastante hasta hoj en la historia de la Astro-

— 269 —

nomía, ofrece gran semejanza con las ideas que dominan
en la actualidad (67).

Como ja lie dicho al ocuparme de las fases principales
en que se divide la historia de la Contemplación del Mundo
(68), las manchas del Sol no fueron reconocidas nipor Ga-
lileo, ni por Scheiner, ni por Harriot, sino por Juan Fabri-
cio, de la Frisia oriental^, que fué quien primero las observó
é hizo imprimir su descripción. Juan Fabricio, lo mismo que
Galileo, sabia ja que esas manchas pertenecen al mismo glo-
bo solar: puede asegurarse esto lejendo la carta de Galileo al
príncipe Cesi, fechada en 25 de Majo de 1612. Sin embargo,
diez años después, Juan Tarde, canónigo de Sarlat, j diez
años mas tarde aun , un jesuita belga , pretendieron casi al
mismo tiempo que las manchas eran producidas por el paso
de pequeños planetas, llamados por el primero Siclera Bor-
lonia, j jSidera Aiostriaca por el segundo (69). Scheiner
fué quien empleó primero para observar el Sol, los cristales
preservativos verdes ó azules , propuestos 70 años antes en
el Asironomicum Ccesareicm ^por Apiano , llamado también
Bienewitz, j de los que se servian los pilotos holandeses
hacia mucho tiempo ^70). La falta de uno de esos cristales
contribu JÓ en gran parte á que Galileo perdiera la vista.

A Domingo Cassini se debe el testimonio mas exacto
acerca de la necesidad de representarse el globo solar como
un cuerpo oscuro, rodeado de una fotosfera (70 bis). Esta
conclusión, apojada en observaciones positivas, data pró-
ximamente del año 1671; es decir, que es posterior en se-
senta años al descubrimiento de las manchas solares. Según
Domingo Cassini, la superficie visible del Sol es «un océa-
no de luz que envuelve el núcleo sólido j oscuro del Sol;
prodúcense en esta esfera luminosa grandes movimientos j
como ebulliciones, j de tiempo en tiempo, nos dejan ver los
vértices de las montañas de que está erizado el Sol; núcleos
negros que se distinguen en el centro de las manchas.»

~ 270 —

Las penumbras cenicientas que festonan esos núcleos no
tienen todavía esplicacion.

Una observación ingeniosa llevada á efecto frecuente-
mente desde que el astrónomo de Glasgow, Alejandro Wil-
son, la hizo sobre una gran mancha solar el 22 de Noviembre
de 1769, le llevó á esplicar la naturaleza de las penumbras.
VVilson notó que á medida que una mancha se aproxima
al borde del Sol , la penumbra mas aproximada al centro
del astro disminuye mas j mas en magnitud relativamente
á la penumbra opuesta. De aquí dedujo Wilson con gran
juicio, en 1774, que el centro de la mancha, es decir, la
porción de globo solar visible por el embudo abierto en
la envuelta luminosa, está situado en un plano mas lejano
que la penumbra, j que la penumbra está formada por los
taludes de la escavacion (70 ter). Esta esplicacion, sin em-
bargo, no satisfacía el problema de saber porque la
penumbra es mas brillante cerca del núcleo.

Ün astrónomo de Berlin, Bode, que ignoraba la Memo-
ria de Wilson, en su libro sobre la naturaleza del Sol j so-
bre el origen de las manchas (Gedanken ueler die Natur
der Sonne itiid die Entstehimg íkrer Flechen) ha desarrolla-
do ideas muj semejantes con la claridad que le hacia apto
para popularizar la ciencia. Además ha facilitado la espli-
cacion de las penumbras, admitiendo, casi como en la hi-
pótesis del cardenal Nicolás de Cusa, una capa nebulosa co-
locada entre la fotosfera j el globo oscuro del Sol. Esta
suposición de dos capas distintas da margen á las siguien-
tes deducciones: Si una abertura se forma, lo que acon-
tece rara vez, en la fotosfera sola, sin prolongarse á
la capa de vapores colocada debajo é iluminada imper-
fectamente por la atmósfera luminosa, esta capa intc-
.rior envia al habitante de la Tierra un resplandor pálido,
j se ve una penumbra gris, una mancha, -pero no
núcleo. Si, por el contrario, bajo la influencia de los fenó -

— 271 —

menos meteorológicos que se agitan violentamente en la
superficie del Sol, penetra la abertura á través de la en-
vuelta de luz j la envuelta de nubes, se destaca en medio
de la penumbra cenicienta un núcleo «que parece mas ó
menos sombrío, según que esta abertura corresponda, sobre
el globo solar, á tierras de roca ó arenosas, ó bien á ma-
res (71).» El espacio gris que rodea el núcleo es como en
la hipótesis precedente, una porción de la superficie este-
rior de la remon nebulosa: v como á causa de la forma di-
latada de la escavacion , la abertura es menor en esta capa
que en la fotosfera, la dirección de los ra vos que, partiendo
de los bordes de la abertura hiere la vista del observador,
esplica la diferencia que Wilson notó primero en la an-
chura de la penumbra á los dos lados opuestos, diferencia
que aumenta á medida que se aleja la mancha del disco so-
lar. Cuando se estiende la penumbra sobre toda la mancha,
j- hace desaparecer el núcleo, como observó Laugier mu-
chas veces, consiste esto en que no la fotosfera, sino la capa
inferior de nieblas se ha cerrado.

Una mancha perceptible á simple vista que apareció en
la superficie del Sol en 1779, reclamó felizmente para el
asunto que nos ocupa las facultades de observación j de in-
vención que distinguian de igual manera á G. Herschell.
Poseemos los resultados del gran trabajo, á que se entregó
en la colección de las Philoso2)hical Transaciíons ( 1795 j
1801); allí examinó en detalle los casos mas particulares, se-
gún una nomenclatura muj exacta que estableció él mis-
mo. Como de costumbre, aquel grande hombre siguió su
propio camino; solo una vez habló de Alejandro Wilson. El
conjunto de sus miras es idéntico al de las de Bode; la consr
truccion, merced á la cual esplica el aspecto del núcleo j
de la penumbra (PhilosopJiical Transactions ^ 1801, p. 270
j 318, c. XVIII, fig. 2). está fundada sóbrela hipótesis
del rompimiento de las dos envueltas. Pero, entre la capa

— 272 —

de nieblas j el globo oscuro del Sol, coloca una atmósfera,
clara j transparente (p. 302)^ en la cual nubes oscuras, ó
no brillando cuando menos sino con luz reflejada, están sus-
pendidas á una altura de 50 ó 60 miriámetros. A decir
verdad, Herscbell parece estar dispuesto á no considerar
tampoco la fotosfera sino como una capa de nubes lumino-
sas, independientes entre sí j ofreciendo superficies muy
desiguales. Parécele que un fluido elástico de natu-
raleza desconocida se eleva de la corteza ó de la superficie
del globo oscuro, j produce en las regiones superiores, si
obra débilmente, un picado negro sobre un fondo luminoso;
si , por el contrario , se desencadena con violencia , ancbas
aberturas que dejan ver núcleos rodeados de penumbras.
Rara vez redondeados j ofreciendo casi siempre líneas
quebradas j ángulos reentrantes, los núcleos oscuros están
frecuentemente rodeados de penumbras que repiten la mis-
ma figura sobre majores dimensiones. No se observa tran-
sición alguna de brillo entre el núcleo j la penumbra ó en-
tre la penumbra que alguna vez es filiforme, jla fotosfera.
Capocci, lo mismo que otro observador muj diligente, Pas-
torff, ban dibujado con mucha exactitud las formas angulosas
de las manchas (Schumacher 's Astronomische Nachrich-
ten, n.« 115, p. 316: n.^ 133, p. 291, y n.' 144, p. 471).
G. Herscbell y Schwabe vieron los núcleos atravesados por
venas, brillantes, ó por especies de puentes luminosos (lumi-
nous bridges). Esos fenómenos de naturaleza nebulosa
provienen de la segunda capa, que dá nacimiento á las pe-
numbras. Según el astrónomo de Slough_, esos aspectos sin-
gulares, debidos probablemente á corrientes ascendentes,
la formación tumultuosa de las manchas, fáculas, surcos, j
crestas^ producidas por las ondas luminosas, indicarian un
desprendimiento enorme de luz; j por el contrario, «la au-
sencia de manchas j de los fenómenos que las acompañan,
baria suponer una disminución en la combustión, j por

— 273 —

consiguiente una influencia menos poderosa y menos salu-
dable sobre la temperatura de nuestro planeta j el desar-
rollo de nuestra vegetación.» Esas hipótesis indujeron á
Herschell á estudiar el precio del grano y la naturaleza de
las recolecciones, en los años en que se notó la ausencia de
manchas en el Sol: desde 1676 á 1684 (según los datos de
Flamsteed), de 1686 á 1688 (según los de Domingo Cassi-
ni), de 1695 á 1700 j de 1795 á 1800. Desgraciadamente
faltarán siempre elementos numéricos únicos que podrían
llevar á una solución siquiera fuese dudosa de semejante
problema; no solamente, como observa el mismo Herschell
con su habitual prudencia, porque el curso de los cereales
en una parte de Europa no diera la medida de la vegeta-
ción sobre todo el continente, sino principalmente porque
aun cuando el descenso de la temperatura media se hiciera
sensible durante un año entero en toda Europa, no puede
en manera alguna deducirse de aquí que en el mismo espa-
cio de tiempo , el cuerpo terrestre ha recibido del Sol una
cantidad menor de calor. Resulta de las investigaciones
de Dove acerca de las variaciones no periódicas de la tem-
peratura, que existe siempre contraste entre las condiciones
climatológicas de regiones situadas casi bajo las mismas
latitudes, de los dos lados del Atlántico. Esta oposición pare-
ce producirse regularmente entre nuestro continente j la
parte media de la América del Norte. Cuando sufrimos
nosotros un invierno rigoroso es allí muj dulce j recípro-
camente. En razón de la influencia incontestable que la
cantidad media del calor estival ejerce sobre el ciclo de ve-
getación jpor consiguiente sobre la abundancia de cereales,
esas compensaciones en la distribución del calor tienen las
mas fayorables consecuencias para los pueblos entre los
cuales establece el mar comunicaciones rápidas.

G. Herschell atribuia á la actividad del cuerpo cen-
tral, manifestada por los fenómenos de los cuales las man-

TOMO IlU 18

^ 274 —

chas solares son consecuencia, un aumento de calor sobre
la tierra. Cerca de dos siglos j medio antes, Bautista Balia-
ni en una carta á Galileo, Kabia por el contrario conside-
rado las manchas como causas de enfriamiento (72). Esta
es también la conclusión á que parecía concurrir la ten-
tativa que hizo en Ginebra el sabio astrónomo Gautier, com-
parando cuatro períodos, notables por el gran número ó la
rareza de las manchas solares (de 1827 á 1848), con la tem-
peratura media de 33 estaciones europeas j de 27 estacio-
nes americanas bajo latitudes semejantes (72 bis) . Esta
comparación hace surgir de nuevo por diferencias posi-
tivas ó negativas , los contrastes que presentan las esta-
ciones en los lados opuestos al Atlántico. En cuanto á la
influencia refrigerante de las manchas solares , los resul-
tados definitivos de aproximación intentados por Gautier,
darian escasamente 0° 42 centígr., fracción que por otra
parte, puede muj bien ser atribuida, en razón á su poca
importancia, á errores de observación ó á la dirección de
ios vientos.

Queda por hablar de una tercera envuelta del Sol, de
que se ha hecho mención antes. Es la mas esterior de to-
das v recubre la fotosfera; es nebulosa é imperfectamente
transparente. Apercibiéronse apariencias estraordinarias,
de color rojo j semejando montañas ó llamas, durante el
eclipse total de 8 de julio de 1842, sino por vez primera,
cuando menos de una manera mucho mas clara; observa-
ción que fue hecha simultáneamente por muchos de los ob-
servadores mas esperimentados. Esto es lo que ha lleva-
do á reconocer la existencia de dicha tercera envuelta. Se-
gún una discusión mu j profunda de todas las observacio-
nes, Arago ha enumerado, con rara sagacidad en una Me-
moria especial (73) los motivos que hacen necesaria esta
hipótesis. Ha hecho ver al mismo tiempo que desde 1706
hánse descrito ocho veces, en eclipses de Sol ó totales ó anu-

— 275 —

lares, eminencias marginales rojizas, semejantes á las de
1842 (74).

El 8 de julio de 1842, cuando el disco de la Luna, ma-
yor en apariencia que el del Sol, lo hubo cubierto comple-
tamente, no solo se vio rodear álaLuna una luz blanquecina
en forma de aureola ó de corona luminosa (74 bis); viéron-
se además dos ó tres protuberancias que parecian arraiga-
das en los bordes, j que entre los astrónomos que las ob-
servaron, unos las comparaban á montañas rojizas j angu-
losas, otros á masas de hielos teñidos de rojo, j otros también
á lenguas de llamas inmóviles. A pesar de la gran diversi-
dad de anteojos que usaron Arago, Laugier j Mauvais, en
Perpignan; Petit, en Montpellier; j Airj, en las alturas de la
Superga, cerca de Turin; Schumacher, en Viena, jmuchos
otros astrónomos, estaban conformes completamente respec-
to de los rasgos principales que presentaba el conjunto del
fenómeno. Las protuberancias no fueron visibles simultá-
neamente en todos los puntos; en algunos sitios se las pudo
observar aun á simple vista. El ángulo sub-tendido por su
altura fué estimado diferentemente. La apreciación mas
cierta parece ser la de Petit, director del Observatorio de
Tolosa, j es de V 45"; lo que, en el caso deque dichas apa-
riencias fuesen realmente montañas, les daria una eleva-
ción de mas de7^000 miriámetros, casi siete veces el diámetro
de la Tierra que está contenido 112 veces en el del Sol. La
suma de todos los fenómenos observados ha llevado á conje-
turar con muchos grados de verosimilitud que estas apa-
riencias rojas son ondulaciones de latercera atmósfera, ma-
sas nebulosas iluminadas j dotadas de color por la fotosfe-
ra (75) . Al desarrollar Arago esta idea, espresa la conjeturado
que el azul oscuro del Cielo, que jo mismo he tenido oca-
sión de medir sobre los mas altos vértices de las Cordi-
lleras^ con instrumentos hoj todavía muv imperfectos^ po-
dría suministrar un medio fácil de observar las nubes

— 276 —

en forma de montañas de la tercera envuelta solar. (76).

Lo que sorprende en primer lugar, cuando se trata de
determinar en qué zona del Sol se presentan habitual-
mente las manchas, es que son muj raras Lacia el ecuador
solar, entre los 3° de latitud boreal j 3° de latitud austral,
j que faltan completamente en las regiones polares. Solo
en dos épocas del año, el 8 de junio j el 9 de diciembre, las
mancbas no describen curvas cóncavas ó convexas, sino que
trazan líneas rectas paralelas entre sí, j al ecuador. La zo-
na en donde las mancbas son mas frecuentes está compren-
dida entre 11 J 15° de latitud Norte. En general puede
afirmarse que se encuentran en major número en el be-
misferio septentrional, j, como dice Soemmering , que
se prolongan mas lejos apartándose del ecuador bácia el
Norte que bácia el Sud. (Outlines, § 393, Viaje al Calo,
p. 433). Galileo babia ja indicado 29° como límite estre-
mo en ambos bemisferios. Juan Herscbell llevó este límite
á 35"; esto mismo bizo Scbwabe (Scbumacber 's Astroii.
Nachr., n." 473). Laugier vio algunas mancbas aisiadas
bajo 41°. {^Memorias f t. XV, p. 944) , j Scbwabe basta
bajo 50° de latitud. Una mancba descrita por La Hire
bajo los 70° de latitud Norte, puede ser considerada como
uno de los casos mas estraordinarios.

La distribución de las mancbas en el disco del Sol, tal
como acabamos de indicarla, su rareza bajo el ecuador v
en las regiones polares, su disposrcion paralela al ecuador,
indujeron á Juan Herscbell á suponer que los obstáculos
que la tercera envuelta esterior puede .en ciertos sitios opo-
ner á la emisión del calor, dan por resultado en la atmósfe-
ra del Sol, corrientes dirigidas del polo bácia el ecuador,
corrientes análogas á las que, causadas en la Tierra por la
velocidad de la rotación, diferente bajo cada paralelo, pro-
ducen los vientos alíseos j las calmas que reinan especial-
mente en los puntos próximos al ecuador. Preséntanse al-

— 277 —

gunas manchas tan permanentes que se las vé reapare-
cer seis meses enteros , como sucedió con la gran mancha
de 1779. Schwabe encontró en 1840 un mismo grupo ocho
veces seguidas. Midiendo con exactitud un núcleo oscuro
representado en la obra de Herschell, de la cual he tomado
muchas cosas, el Viaje al Galo^ se puede asegurar, que es
de tal magnitud que lanzado el globo terrestre á través
de la abertura de la fotosfera , todavía hubiera dejado á
Tino j otro lado un espacio de mas de 170 miriámetros.
Soemmering hace notar que haj en el Sol ciertos meridia-
nos en los cuales, durante largos años, no vio aparecer
mancha alguna (Thilo, de Solis maciilis a Scemineringio oh-
servatis, 1828, p. 22). Los resultados tan distintos halla-
dos para la duración de la rotación del Sol no deben ser
atribuidos solamente á la inexactitud de las observaciones;
^sas diferencias proceden de la propiedad que tienen cier-
tas manchas de cambiar de lugar sobre la superficie del
Sol. Laugier ha consagrado á este objeto investigaciones
especiales, j observado manchas que tomadas aisladamen-
te darian para la rotación una duración unas veces de 24'',
-28, otras de 26^, 46. El único procedimiento propio para
dar á conocer la duración de la rotación solar, es pues, to-
mar el término medio entre un gran número de manchas
que, por la permanencia de su forma j la distancia que
las separa de otras manchas visibles al mismo tiempo, son
una garantía contra las probabilidades de error.

Aunque se distingan con claridad á simple vista man-
chas sobre la superficie del Sol, con mas frecuencia de lo
que generalmente se cree, siempre que las observaciones
se dirijan en ese sentido, apenas si, desde principios del si-
glo IX á primeros del XVll, puede encontrarse la indica-
ción de dos ó tres fenómenos dignos de ser estimados como
verdaderos. Tales son, la pretendida estación que, según
los Anales de los re jes francos atribuidos en un principio á

— 278 —

un astrónomo benedictino, después á Eginhard, hizo Mer-
curio durante ocho dias sobre el disco del Sol, en 807; el
paso de Venus por el Sol en 91 dias, bajo el reinado del ca-
lifa Al-Motassem en el año 840, j los signa in Solé obser-
Tados en 1096, según el ¡StaindelU ChTonico7i.'L^ cita que
hacen algunos historiadores de los oscurecimientos ocur-
ridos en el Sol, ó hablando con mas exactitud, de una
disminución mas ó menos grande de la luz solar^ me ha lle-
vado después de un gran número de años á hacer investi-
gaciones especiales acerca de la naturaleza meteorológica
j quizá cósmica de esos fenómenos (77). Como las grandes
acumulaciones de manchas, sirva de ejemplo, la que ob-
servó Hevelio el 20 de julio de 1643 j que cubrió un
tercio del Sol, van siempre acompañadas de multitud de
fáculas, he llegado á atribuir á los núcleos oscuros esos
momentos de sombra durante los cuales son invisibles las
estrellas por algún tiempo, como en los eclipses totales.
Un cálculo de Dusejour indica que un eclipse total no
puede durar en un punto del ecuador terrestre mas de 1'
hW , j en la latitud deParis mas de 6' \Q" . Los oscureci-
mientos referidos por los analistas tuvieron una duración
major, j fundado en esta razón me atrevo á atribuirlos á
tres causas diferentes : 1 .^ á una perturbación en el desar-
rollo de la luz del Sol ó á una intensidad menor de la fo-
tosfera; 2.° á obstáculos, tales como las capas de nubes
mas estensas j densas, opuestas á la iradiacion de la luz j
del calor, por la atmósfera exterior, imperfectamente tras-
parente, que envuelve la esfera luminosa; 3.° á mezclas
que oscurecen el aire que nos rodea, como las polvaredas,
generalmente de naturaleza orgánica, que transportan los
vientos alíseos, j las pretendidas lluvias de tinta, ó las llu-
vias de arena que según refiere Macgov^an , cae en China
muchos dias. Las dos últimas esplicaciones no exigen dis-
minución alguna en la producción quizás electromagné-

— 279 —

tica de la luz, hipótesis según la cual la luz es una aurora
boreal perpetua (78) ; pero la tercera escluje la yisibili-
dad de las estrellas en pleno dia , de la que tan frecuente-
mente se ha hablado al tratar de los oscurecimientos miste-
riosos descritos con gran escasez de detalles.

No solamente ha sido confirmada por el descubrimiento
de la polarización coloreada, de Arago, la hipótesis de una
tercera j última envuelta del Sol_, sino que lo han sido
también todas las conjeturas acerca de la constitución física
del cuerpo central de nuestro sistema planetario. Un rajo
de luz que partiendo de las mas lejanas regiones del Cielo,
hiere nuestra vista después de haber recorrido un gran
número de millones de leguas, indica como por si mismo,
en el polaríscopo de Arago, si es reflejado ó refractado,
si emana do un cuerpo sólido, líquido ó gaseoso. [Cosmos,
t. I, p. 34; t. II, p. 321). Es muj esencial distinguir la
luz natural que iradia directamente del Sol^ de las estrellas
j de las llamas, que no se polariza sino á condición de
ser reflejada por un plano de cristal, bajo un ángulo de
35*^ 25', j la luz polarizada que emana espontáneamente de
los cuerpos sólidos ó líquidos incandescentes. La luz polari-
zada viene casi con seguridad del interior de esos cuerpos.
Pasando de un medio mas denso á la capa de aire circun-
dante, se refracta en la superficie; una parte del rajo
vuelve hacia el interior j se convierte en luz polarizada
por reflexión, mientras que la otra ofrece los caracteres de
la luz polarizada por refracción. El polaríscopo cromá-
tico distingue una de otra esas xios luces, según las situa-
ciones opuestas que ocupan las imágenes coloreadas com-
plementarias. Merced á esperimentos muj delicados que
se remontan á 1820, Arago ha demostrado que un cuerpo
sólido incandescente, por ejemplo, una bala de cañón en-
rojecida por el fuego, ó bien un metal fundido en estado
líquido j luminoso , no emite en una dirección perpendi-

— 280 —

cular á su superficie mas que la luz natural; pero que
los rajos que partiendo de los estrenaos forman para lle-
gar hasta nosotros un ángulo de emergencia muj incli-
nado sobre la superficie, están polarizados. Si se quisiera
aplicar á llamas gaseosas ese mismo aparato que separa con
tanta limpieza las dos clases de luz, no se podrian descu-
brir señales de polarización, por pequeño que fuese el án-
gulo bajo el cual se emanasen los rajos. Aunque también
para los gases la luz toma vida en el interior del cuerpo
incandescente, en este caso, sin embargo, en razón á la dé-
bil densidad de los capas gaseosas, la longitud del camino
que los rajos tienen que atravesar, j la oblicuidad de su
dirección no parecen disminuir su intensidad ni su número,
V la emergencia de esos rajos, j su tránsito á otro medio
no producen polarización. Ahora bien; el Sol no da señal
alguna de polarización, cuando se estudia en el polaríscopo
la luz que parte de sus bordes bajo ángulos estremada-
mente pequeños; resulta de esta importante comparación
que lo que brilla en el Sol no procede del cuerpo solar, ni
de una sustancia líquida, sino de una envuelta gaseosa j
dotada de luz propia. Estas observaciones pueden consi-
derarsec omo un análisis físico de la fotosfera.

El mismo instrumento óptico ha probado también que
la intensidad de la luz no es major en el centro que en los
contornos del disco solar. Cuando dos imágenes comple-
mentarias del Sol, roja la una, la otra de un azul verdoso,
se projectan mutuamente de modo que el estremo de la
primera caiga sobre el centro de la segunda, la parte co-
mún llega á ser perfectamente blanca. Si la intensidad lu-
minosa del Sol fuese diferente en sus distintos puntos, por
ejemplo, major en el centro que en la circunferencia, ob-
tendríase en el estremo del segmento común, reuniendo
parcialmente las dos imágenes coloreadas, de un lado el
rojo, del otro el azul; j esto consiste en que del lado de la

— 281 —

imagen roja los rajos azules no podrían neutralizar sino en
parte los rajos rojos que proceden del centro j que son
mas numerosos. Tengamos presente ahora sin embargo, que
en una atmósfera gaseosa los estremos deben aparecer mas
luminosos que el centro, j que en un globo solidólos estre-
mos V el centro deben tener la misma intensidad : sí^-uese
de aquí que formando la fotosfera, según nosotros , el disco
aparente del Sol, deberla parecer mas brillante en la circun-
ferencia que en el centro; resultado negado por el polarís-
copo que índica una intensidad de luz igual en el centro j
en los bordes. Si esta oposición no se verifica^ debe atri-
buirse á la envuelta de vapores que rodea á la fotosfera, j
debilita menos la luz del centro que la de los rajos que
partiendo de los bordes tienen que salvar á través de esas
nubes una distancia major para llegar á la vista del ob-
servador (79). Célebres físicos j astrónomos, Bouguer j
Laplace, Airv j JuanHerschell, se oponen á estas ideas de
Arago, j aprecian la intensidad de los bordes como infe-
rior á la del centro; j el últimamente citado de esos sabios
ilustres, hace presente que «según las lejes del equilibrio,
esta atmósfera esterior deberla tener una forma esferoidal
mas aplanada que las envueltas que recubre, j que la den
sidad major que por esta razón resultarla báciael Ecuador,
deberla determinar una diferencia en la intensidad de la
luz radiante (80).» Arago se ocupa actualmente en some-
ter su opinión a nuevos esperimentos j referir el resultado
de sus observaciones á relaciones numéricas precisas.

La comparación de la luz solar coii las dos luces artifi-
ciales mas poderosas que han podido hasta ahora producirse
sobre la Tierra, dá, en el estado todavía tan imperfecto de la
fotometría, las relaciones siguientes: En los ingeniosos es-
perimentos de Fizeau j de Foucault, la luz de Drummond,
producida por la llama del hidrógeno j del oxígeno diri-
gida sobre creta está relativamente con el disco solar, en la

— 282 —

razón de 1 á 146. En el esperimento deDavj, se ha recono-
cido que la corriente luminosa obtenida entre dos carbones
por la acción de una pila de Bunsen , está con el Sol , bajo
la influencia de 46 elementos, en la relación de 1 á 4,2;
j empleando en ello muj grandes elementos, como 1 á 2_,o;
no es, pues, tres veces mas débil que la luz solar (81). Si
hoj todavía causa asombro saber que el brillo deslumbra-
dor de la luz de Drummond, proyectada sobre el disco solar,
tiene el aspecto de una mancha negra, debe admirarse do-
blemente la sagacidad de Galileo que desde el año 1612,
por una serie de deducciones acerca de la distancia á que
debe hallarse Venus del Sol , para ser visible sin necesidad
de instrumentos, dedujo que el núcleo mas oscuro de las
manchas solares es mas brillante que la mas resplandeciente
porción de la Luna llena (82).

G. Herschell, espresando por el número 1.000 la inten-
sidad general de la luz del Sol , estimaba por término
medio la de las penumbras de las manchas en 469, j en 7
la del núcleo oscuro. Según esos datos, bien hipotéti-
cos por cierto, si se estima con Bouguer que el Sol es
300.000 veces mas brillante que la Luna llena, esta ten-
dría 2.000 veces menos luz que el núcleo oscuro de las
manchas del Sol. Ciertos pasos de Mercurio han manifes-
tado de una manera notable la intensidad luminosa de esa
porción central de las manchas , que no es otra cosa que
el cuerpo oscuro del Sol, iluminado por el reflejo de las pa-
redes abiertas de la fotosfera, v el de la atmósfera nebu-
losa que forma las penumbras, como también por la luz de
las capas de aire terrestres, interpuestas entre el Sol j el
observador. Comparados con el planeta cujo hemisferio no
iluminado estaba entonces dirigido hacia la Tierra, los nú-
cleos oscuros de las manchas cercanas parecían de un gris
claro (83). El 5 de Majo del832, cuando tuvo lugar el paso
de Mercurio, un observador escelente, el consejero Schwabe»

— 283 —

de Dessau , examinó con gran atención la diferencia de os-
curidad entre los núcleos j el planeta. Desgraciadamente
perdí la ocasión de hacer por mí mismo la comparación
cuando el paso del 9 de Noviembre de 1802 que observé en
el Perú, aunque Mercurio casi tocase á muchos núcleos.
Preocupado g^randemente en determinar la porción del pla-
neta con relación á los hielos del telescopio , descuidé esta
comparación. El profesor Henry demostró en América el
año 1815 en Princeton, que las manchas del Sol emiten
mucho menos calor que las porciones del disco que no tienen
manchas. La imagen del Sol j la de una gran mancha fue-
ron proyectadas sobre una pantalla, j medidas por el
termo-multiplicador las diferencias de temperatura (84) .

Que los rajos caloríficos se distingan de los rajos lu-
minosos por longitudes diferentes en las ondulaciones trans-
versales del éter_, ó que ha ja identidad entre ellos, j que
los rajos caloríficos produzcan en nosotros la sensación de
la luz por una cierta velocidad de vibración , propia de las
altas temperaturas, resulta siempre que el Sol, fuente de
luz j calor puede dar vida j alimentar fuerzas, magnéticas
en nuestro planeta j sobre todo en la atmósfera que lo en-
vuelve. El conocimiento ja antiguo de fenómenos termo-
eléctricos en ciertos cristales, tales como la turmalina, la
boracita, el topacio, j por otra parte el gran descubrimiento
deCErsted (1820), según el cual, todo conductor atravesado
por la electricidad ejerce, mientras la duración de la cor-
riente, influencias determinadas sobre la aguja imantada,
hicieron perceptible la relación íntima que existe entre el
calor, la electricidad v el mao-netismo. Fundándose en
esta especie de conexión, el ingeniero Ampere , que atri-
buia toda clase de mag-netismo á corrientes eléctricas
obrando en un plano perpendicular al eje de la aguja iman-
tada, propuso la hipótesis de que la tensión magnética del
globo está producida por corrientes eléctricas, circulando

— 284 —

alrededor de nuestro planeta, de Este (i Oeste , y que. por
consig-uiente , las variaciones liorarias de la declinación
magnética dependen del calor, fuente de las corrientes,
que á suvez varia según la posición del Sol. Las inves-
tigaciones termo-magnéticas de Seebeck , de donde resulta
que las variaciones de temperatura en las soldaduras de un
circuito de bismuto j de cobre, ó de otros metales deseme-
jantes, determinan una desviación de la aguja imantada,
confirmaron las ideas de Ampére.

Un brillante descubrimiento de Faradaj, sometido por
el autor á un nuevo examen casi en el mismo momento en
que se imprimen estas bojas, presta una gran luz á esta
importante cuestión. Trabajos anteriores de ese gran físico
habían ja demostrado que todos los gases son diamagnéticos,
es decir, se colocan en dirección de Este á Oeste , como el
bismuto j el fósforo, con la circunstancia siempre de que
el oxígeno goza de esta propiedad en menos grado que to-
dos los demás gases. Sus últimas investigaciones, cu jo co-
mienzo data de 1847, prueban que el oxígeno solo entre
todos los gases, tiende como el bierro á una posición Norte-
Sud, pero que por la dilatación j la elevación de tempera-
tura pierde esta fuerza paramagnética. Como la tendencia
diamagnética de los demás elementos de la atmósfera^ el
ázoe V el ácido carbónico, no se modifica ni por el aumento
de volumen ni por la elevación de temperatura, solo baj
que considerar la envuelta de oxígeno que rodea elglobo
como una esfera de bierro batido inmensa;, j esperi-
menta su influencia magnética. El hemisferio dirigido bá-
cia el Sol, será, pues, menos paramagnético que el hemis-
ferio opuesto; j como los límites que separan las dos mita-
des cambian constantemente por la rotación del globo j su
revolución alrededor del Sol, Faradaj llegó á ver en esas
relaciones de temperatura la causa de una parte de las va-
riaciones del magnetism.o terrestre en la superficie del glo-

— 285 —

bo. La asimilación, fundada en una serie de'esperimentoSy
de un gas único, el oxígeno, con el hierro, es uno de los
descubrimientos considerables de nuestra época, tanto mas
cuanto que probablemente el oxígeno equivale próxima-
mente á la mitad de todas las sustancias ponderables re-
partidas en las partes accesibles del globo (85). Así_, sin
que sea necesario suponer polos magnéticos en el Sol, ni
fuerzas magnéticas particulares en los rajos que de él
emanan, el cuerpo central de nuestro sistema planetario
puede, en razón de su fuerza como fuente de calor, escitar
sobre el globo terrestre una actividad magnética.

Háse tratado de demostrar por medio de observaciones
meteorológicas que comprendiesen muchos años , aunque
limitadas á algunas estaciones, que una cara del Sol, por
ejemplo, la que estaba vuelta liácia la Tierra el 1." de ene-
ro de 1846, tiene mas fuerza calórica que la cara opuesta
{S6). Los resultados á que se ba llegado no dan mas cer-
tidumbre que las conclusiones, merced á las que se ba pre-
tendido deducir de las antiguas observaciones de Mas-
keljne en Greenwicb, una disminución del diámetro solar.
La periodicidad de las manchas del Sol, reducida por el
consejero Schwabe, de Dessau, á fórmulas numéricas, está
mejor fundada. Ningún otro astrónomo viviente ha podido
consagrar á este objeto atención tan perseverante. Durante
'24 años consecutivos Schwabe ha pasado frecuentemente
mas de 300 dias por año, esplorando el disco del Sol. No
publicadas todavía, sus observaciones de 1844 á 1850, he
tenido que recurrir á su amistad, para conocerlas; además
Schwabe ha contestado á un cierto número de cuestiones
que JO le tenia planteadas. Termino el capítulo de la cons-
titución física del Sol por el estracto con que este gran
hombre ha tenido la bondad de enriquecer mi libro.

«Los números contenidos en la tabla siguiente no dejan
duda alguna, por lo menos para la época comprendida en-

— 286 —

tre 1826 y 1850,_respecto á que las variaciones en el nú-
mero de las manchas solares se reproducen por períodos de
10 años próximamente, de suerte que el máximum cae por
los años 1828, 1837, 1848, j el mínimum en 1833 j 1843.
No he tenido ocasión (es preciso no olvidar que es Schwa-
be quien habla) de recog-er una serie continuada de obser-
vaciones mas antiguas; sin embargo, noest oj distante de
admitir que la duración de este período puede esperimen-
tar variaciones (87).

~ -^8/ —

GRUPOS

días

NUMERO

AÑOS.

(le

sin

de los dias

MANCII.VS.

MANCHAS VISIBLES.

DE OBSERVACIÓN.

182G

Ii8

22

277

1827

161

2

273

1828

225

0

282

1829

199

0

244

1830

190

1

217

1831

149

3

239

1832

84

49

270

1S33

33

139

267

183Í

51

120

273

1835

173

18

244

1S36

272

0

200

1837

333

0

168

1838

282

0

202

1839

162

0

. 205

1840

152

3

263

184 i

102

15

283

1842

68

64

307

1843

34

149

312

1844

52

111

321

1845

114

29

332

1846

157

1

314

1847

257

i)

276

1848

330 1

ü

278

1849

238 1

0

285

1850

186

2

308

...

«He podido observar grandes manchas, perceptibles á
simple vista, en casi todos los años en que no caia el míni-
mum; las principales aparecieron en 1828, 1829, 1831,
1836, 1837, 1838, 1839, 1847, 1848. Considero aquí co-
mo grandes manchas las que abrazan por lo menos 50'':
únicamente en este límite empiezan a ser perceptibles para
una vista buena, sin el auxilio del telescopio.

«No cabe duda alguna de que existen estrechas relacio-
nes entre las manchas j la formación de las fáculas. Fre-
cuentemente he visto aparecer fáculas ó lúculas en el sitio
mismo donde ha desaparecido una mancha, como también
desarrollarse nuevas manchas en las fáculas. Cada mancha
está rodeada de nubes mas ó menos luminosas. No creo
que las manchas tengan influencia alguna sobre la tem-
peratura anual. Noto tres veces por dia la altura del ba-
rómetro y la del termómetro; los términos medios anua-
les que resultan de esas observaciones no dan lugar á su-
poner hasta el presente relación sensible entre el clima- j
el número de las manchas. Admitiendo que en ciertos
casos se hubiera presentado esta coincidencia, no tendria
importancia sino á condición de reproducirse sobre otros
muchos puntos de la Tierra. Si realmente habia motivo
de atribuir á las manchas del Sol, la menor influencia
sobre el estado de nuestra atmósfera, seria preciso cuando
mas deducir de mis tablas que los años en que las manchas
abundan cuentan menos dias serenos que los años en que
son raras (Schumacher's Astron. Nachr.^ n.° 638, p. 221.)
«Guillermo Herschell daba el nombre de fáculas á los
surcos luminosos que aparecen solo en los bordes del Sol, j
el de lúculas á las arrugas visibles únicamente hacia el cen-
tro (Asiron. Nachr., n.° 350, p. 243). Tengo el convenci-
miento de que fáculas j lúculas provienen de las mismas
nubes luminosas amontonadas, que parecen mas brillantes
hacia los bordes del Sol j son por el contrario, hacia el cen-

— 289 —

tro, menos esplendentes que la superficie general. Prefiero,
pues, dar á todos los espacios, particularmente brillantes,
del disco solar, el nombre de nubes luminosas, dividiéndo-
las según su forma en nubes agrupadas ó cumuliformes, j
en nubes alargadas ó cirriformes. Esta materia luminosa
está irregularmente distribuida sobre el Sol , j da algunas
veces á su superficie un aspecto marmóreo. La misma apa-
riencia tienen frecuentemente sobre los bordes j en ocasio-
nes hasta en los polos. Sin embargo, donde con mas in-
tensidad se presenta es siempre en las dos zonas de man-
chas, en las mismas épocas en que no existen las manchas;
entonces las dos zonas, mas brillantes, se asemejan de una
manera asombrosa á las bandas de Júpiter.

Los surcos oscuros que se encuentran entre las nubes
luminosas de forma prolongada, son los espacios mates que
pertenecen á la superficie general del Sol^ cujo aspecto
parece á la arena formada de granos iguales. Sobre esta su-
perficie granulosa se ven algunas veces fuertes puntos gri-
ses, no negros, que son poros, surcados también de pequeñas
arrugas oscuras estremadamente finas (Astron. Nadir. ,
n,° 473, p. 286). Cuando esos poros están agrupados por
masas forman espacios grises j nebulosos, y en particular
las penumbras de las manchas solares. En esas penumbras
vénse poros j puntos negros que generalmente parecen
irradiar del núcleo hasta los límites de la penumbra; esto
es lo que produce la semejanza sorprendente las mas de
las veces, que se observa entre la forma de las penumbras
y la de los núcleos.»

La esplicacion é íntima relación de esos fenómenos tan
variables, no habrán adquirido para la observación de la na-
turaleza toda su importancia, hasta el momento en que bajo
los trópicos, en un Cielo puro y sin nubes, durante muchos
meses se haya podido, merced á un aparato fotográfico mo-
vido por un reloj , obtener una serie no interrumpida de

TOMO '.n ly

— 290 —

imágenes de manchas estelares (88). Los fenómenos meteo-
rológicos que se producen en las atmósferas de que está
envuelto el cuerpo oscuro del Sol, determinan las aparien-
cias llamadas por nosotros manchas ó fáculas. Prohahle-
mente allí, como en la meteorología terrestre, las pertur-
baciones son de naturaleza tan complicada j diferente, tan
general j tan local, á la vez, que solo podrán resolverse
una parte de los problemas acerca de los cuales todavía haj
una gran oscuridad, por observaciones detenidas j com-
pletas.

II.

LOS PLANETAS.

Es necesario que la descripción de cada cuerpo celeste
en particular, va ja precedida de algunas consideraciones
generales acerca de los cuerpos celestes. Esas consideracio-
nes, por otra parte, no abrazan mas que los 22 planetas
principales j las 21 lunas, planetas inferiores, ó satélites
descubiertos hasta el dia. No se estienden á todos los cuer-
pos celestes planetarios, entre los cuales, los cometas por sí
solos presentarían ja un total diez veces mas considerable.
En general, el centelleo de los planetas es débil, porque no
iiacen mas que reflejar la luz del Sol, j también á causa
de la magnitud aparente de su disco (véase Cosmos ^ t. III,
p. 68). En la luz cenicienta de la Luna, como en la luz
roja que presenta durante los eclipses v que parece mucbo
mas intensa bajo los trópicos, la luz del Sol ha esperimen-
tado para el observador colocado sobre la Tierra, un doble
cambio de dirección. Ya he tenido ocasión de notar que la
Tierra es susceptible de emitir una pequeña cantidad de
luz propia, facultad común, por otra parte, á varios plane-
tas, como lo prueban ciertos fenómenos notables, observados
de tiempo en tiempo, sobre la parte de Venus no iluminada
por el Sol (89).

Consideremos los planetas bajo la relación de su núme-

292

ro, del orden en el cual han sido descubiertos, de su volu-
men en sí mismo j relativamente á su distancia al Sol, de
su densidad, de su masa, de la duración de su rotación, de
la inclinación de su eje, de su escentricidad j de sus dife-
rencias características, según están colocados mas allá ó mas
acá de la zona de los pequeños planetas. Para todos esos ob-
jetos_, la naturaleza de esta obra nos obliga á fijar un cui-
dado particular en los resultados numéricos, j á elejir siem-
pre los que están considerados en el momento mismo de la
publicación de este tomo como procedentes de las investi-
gaciones mas recientes j que merecen mas confianza.

PLANETAS PRINCIPALES.

1.° Número de los flanetas 'pTinciimles y éj)oca de su des.
cubrimiento . — Entre los siete cuerpos celestes que, en razón
de los cambios continuos ocurridos en sus distancias relati-
vas, han sido, desde la mas remota antigüedad, distingui-
dos de las estrellas centellantes que conservan siempre en el
firmamento su sitio j sus distancias (orbis inerrans), cinco
solamente: Mercurio^ Venus, Marte, Júpiter j Saturno^
ofrecen la apariencia de estrellas (quinqué stellre errantes).
El Sol j la Luna se colocaron siempre aparte, en razón de
la magnitud de su disco, j por consecuencia de la impor-
tancia que les- era atribuida en las concepciones mitológicas
(90). Así, según Diodoro de Sicilia (lib. II, cap. 30), los
Caldeos no conocian mas que cinco planetas; j Platón, en
el único pasaje del Timeo en que se habla de esos cuerpos
errantes, dice estas palabras: «Alrededor de la Tierra, que
descansa en el centro del Mundo, se mueven la Luna, el
Sol, j otros cinco astros á los que se dá el nombre de Pla-
netas; lo que en total compone siete movimientos circula-
res» (91). En la estructura del Cielo imaginado en otro
tiempo por Pitágoras j descrito por Filolao, entre las diez

— 293 —

esferas celestes que verifican su revolución alrededor del
fuego central ó foco del Mundo («aWa), inmediatamente des-
pués del Cielo de las estrellas fijas, están los cinco planetas
(92), seguidos del Sol, de la Luna, de la Tierra j del an-
típoda de la Tierra (ci^rí^ea?* ). Tolomeo mismo no habla
nunca mas que de cinco planetas. Los siete planetas distri-
buidos por Julio Firmico, éntrelos genios (93), como se
puede ver en el zodiaco de Biancbini^ que data seguramen-
te del siglo III de nuestra era (94), j en los monumentos
egipcios contemporáneos de los Césares, no pertenece á la
historia de la astronomía antigua, sino á sus épocas mas
recientes, en las cuales se habian estendido por doquiera
los delirios astrológicos (95) . No ha j motivo para estrañar
que la Luna ha ja sido colocada entre los siete planetas,
pues los antiguos, á escepcion de algunas ideas nota-
bles de Anaxágoras sobre las fuerzas atractivas ( Cosmos,
t. 11, p. 300), casi nunca aluden á la dependencia mas
directa de la Luna frente á la Tierra. En cambio, según
una hipótesis citada por Vitrubio (96) y Marciano Ca-
pella (97), aunque sin indicación de autor, Venus j Mer-
curio, á los que llamamos planetas inferiores, son presenta-
dos como satélites del Sol, que gira alrededor de la Tierra.
Un sistema semejante no puede ser llamado egipcio, ni con-
fundirse con los epiciclos de Tolomeo^ ni con las ideas de
Ticho acerca de la estructura del Mundo (98).

Las denominaciones bajo las cuales se designan entre
los pueblos antiguos los cinco planetas estelares son ó nom-
bres de divinidades ó epítetos distintivos, escogidos según
su aspecto. Es tanto mas difícil, sin otras fuentes que aque-
llas donde hasta hoj hemos podido beber, determinar lo
que en esas denominaciones pertenece originariamente á la
Caldea ó al Egipto , cujos nombres primitivos usados por
otros pueblos, no nos han trasmitido los escritores griegos
con fidelidad, contentándose con traducirlos á su lengua ó

--^ 294 —

sirviéndose de equivalentes tomados al acaso, según sus
ideas^ ó miras particulares. En cuanto á resolver si los Cal-
deos fueron solo los afortunados discípulos de los Egipcios,
V determinar los descubrimientos en virtud de los cuales
se consideraron mas adelantados que ellos (99), puntos son
estos que pertenecen á los importantes, pero oscuros pro-
.blemas de la civilización naciente, al primer desarrollo
científico del pensamiento sobre las orillas del Nilo ó del
Eufrates. Conócense los nombres egipcios de los 36 genios;
pero en cuanto á los de los planetas, solo uno ó dos lian lle-
gado basta nosotros (100).

Sorprende verdaderamente que Platón j Aristóteles na
designen nunca los planetas sino bajo nombres mitológicos,
que son también de los que se sirve Diodoro, mientras que
mas adelante , es decir, en el tratado del Mundo , falsamen-
te atribuido á Aristóteles, hállase una mezcla de las dos
denominaciones : <i)amj»' para Saturno , izíie^v para Mercu-
rio, uvpóeiq para Marte (1). Pasajes de Simplicio, en su co-
mentario sobre el libro IV del tratado del Cielo por Aristó-
teles, otros escritos de Hjginio, de Diodoro_, de Theon de
Smjrna, prueban, caso singular, que Saturno, el mas
apartado de los planetas conocidos en aquella época, habia
recibido el nombre de Sol. Su situación j la estension de su
órbita fueron indudablemente las que le valieron el ser eri-
gido en dominador de los demás planetas. Las denominacio-
nes descriptivas, aunque mu j antiguas, j en parte de orí-
gen caldeo, no llegaron á usarse frecuentemente entre los
escritores griegos j romanos hasta el reinado de los Césares
j cuando la Astrologia empezó á ejercer su influencia. Los
signos de los planetas , si se exceptúa el disco del Sol j el
creciente de la Luna, grabados en los monumentos egipcios,
son de origen muj reciente. Según las investigaciones de
Letronne, no pasan mas allá del siglo X (2). Tampoco se los
halla en las piedras revestidas de inscripciones gnósticas.

— 295 —

Los copistas los han añadido mas tarde á los manuscritos
g-nósticos, que tratan de alquimia, pero es mu j raro que lia-
jan hecho esta adición en los manuscritos de los astróno-
mos g-riegos, de Tolomeo, de Theon ó de Cleómedes. Los
primeros signos planetarios que para Júpiter j Marte es-
taban formados de caracteres alfabéticos, como lo ha demos-
trado Saumaise con su ordinaria penetración, eran muj
diferentes de los nuestros. Las figuras actuales se remontan
apenas mas allá del siglo XV. Una cita tomada por Olim-
piodoro á Proclo (ad Twieum^ p. 14, edic. de Basilea), j
un pasaje del escoliador de Pindaro (Isthmica, carm. V,
V. 2), establecen de una manera incontestable que la cos-
tumbre de consagrar ciertos metales á los planetas formaba
ya parte del sistema de las representaciones simbólicas usa-
das en el siglo V entre los Neoplatónicos de Alejandría.
Puede leerse respecto de esto el comentario de Olimpiodoro
acerca de la Meteorología de Aristóteles (libro III^ cap. 7,
t. II, p. 163, en la edición de la Meteorología publicada por
Ideler. Pueden consultarse también dos pasajes del tomo i,
p. 199 j 251).

Si el número de los planetas conocidos de los antiguos
se limitó en un principio á cinco, j mas adelante á siete,
cuando se unieron los grandes discos del Sol j de la Luna,
presumióse desde entonces que fuera de esos planetas visi-
bles, habia otros menos luminosos que por esta razón no po-
dian ser apercibidos. Esta suposición la atribuve Simplicio
á Aristóteles. «Es probable, dice, que otros cuerpos oscuros,
moviéndose alrededor del centro común deben, así como la
Tierra, ocasionar eclipses de Luna.» Artemidoro de Efeso,
citado con frecuencia por Strabon como geógrafo , creia en
la existencia de una cantidad innumerable de esos cuerpos
oscuros girando alrededor del Sol. La antigua concepción
ideal de los Pitagóricos, los dr¡Tixeu^ no entra en estas supo-
siciones. La Tierra j el compañero de la Tierra tienen un

— 296 —

movimiento paralelo y concéntrico. Esta ¿.vzi/^day imaginado
para conservar á la Tierra su movimiento de rotación sobre
sí misma, no es , á decir verdad , mas que la mitad de la
Tierra, el hemisferio opuesto al que habitamos (3).

Si del número total de los planetas j de los satélites
conocidos hoj, número seis veces igual al de los cuerpos
planetarios conocidos en la antigüedad, se ponen separada-
mente los 36 objetos descubiertos desde la invención del te-
lescopio, para colocarlos según el orden de su descubrimien-
to, hallase que el siglo XVII ha producido 0; el siglo XVIII
9 también, j por sí sola la primera mitad del siglo XIX 18.

Tabla cronológica de los cuerpos planetarios descubiertos desde
la invención del telescopio, en 4608.

SIGLO XVII.

Cuatro satélites de Júpiter, descubiertos por Simón Mario, en Anspach,
el 29 de Diciembre de 1609; por Galileo , en Padua, el 7 de Enero
de 1610.

Triplicidad de Saturno , señalada por Galileo en Noviembre de4610; las
dos asas reconocidas por Hevelio en 16o6; descubrimiento definitivo
déla verdadera forma del Anillo , por Huyg-heus , el 7 de Diciembre
de 1657.

6."^ satélite de Saturno (Titán), Huyg^liens, 2o de Marzo de 1635.

8.° satélite de Saturno (Japhet), Domingo Ca'ssini, Octubre de 1671.

b.° satélite de Saturno (Rhéa), Cassini, 23 de Diciembre de 1672.

3.*^ y 4.° satélite de Saturno (Télliys y Dioné), Cassini, fmes de Marzo
de 1684.

SIGLO XVIII.

Ur.vno, G. Herscliell, en Bath, 13 de Marzo de 1781.

2.° y 4.° satélite de Urano, G. Herschell, 11 de Enero de 1787.

4.° satélite de Saturno (Mimas), G. Herschell, 28 de Agosto de 1789.

2.° satélite de Saturno (Encelada), G. Herschell, 17 de Setiembre

de 1789.
í." satélite de Urano, G. Herschell, 18 de Enero de 1790.

— 297 —

S." satélite de Urano, G. Herschell, 9 de Febrero de 1790.
6.° satélite de Urano, G. Herschell, 28 de Febrero de 1794.
3.° satélite de Urano, G. Herschell, 26 de Marzo de 1794.

SIGLO XIX.

Ceres*, Piazzi, en Palermo, 1.° de Enero de 1801.

Palas*, Olbers, en Brema, 28 de Marzo de 1802.

Juno*, Harding-, en Lilienthal, 1.'' de Setiembre de 1804.

Yesta*, Olbers, en Brema, 21 de Marzo de 1807.

(Durante un intervalo de 38 afios no se descubre planeta ni satélite
alguno.)

Astrea*, Enckc, en Driesen, 8 de Diciembre de 1843.

TÍEPTUNO*, Gall, en Berlín, por las indicaciones de Le Verrier, 23 de Se-
tiembre de 1846.

1." satélite de Neptuno, G. Lassell, en Starfield, cerca de Liverpool,
noviembre de 1846; Bond, en Cambridge (Estados-Unidos).

Hebe*, Enckc, en Driesen, 1.° de Julio de 1847.

Iris*, Hind, Londres, 18 Octubre de 1847.

Flora*, Hind, Londres, 18 de Octubre de 1847.

Metis*, Graham, en Markre-Castle, 25 de Abril de 1848.

7.° satélite de Saturno (Hyperion), Bond, en Cambridge (Estados-Uni-
dos), desde el 16 al 19 de Setiembre de 1848; Lassell, en Liverpool,
desde el 19 al 20 de Setiembre de 1848.

Higia*, de Gasparis, en Ñapóles, 14 de Abril de 1849.

Partenope", de Gasparis, en Ñapóles, 11 de Mayo de 18o0.

2.° satélite de Neptuno, Lassell, en Liverpool, 14 de Agosto de 1850.

Victoria*, Hind, en Londres, 13 de Setiembre de 18o0.

Egeria"", de Gasparis, en Ñapóles, 2 de Noviembre de 1850.

Irene*, Hiud, en Londres, 19 de Mayo de 1831; de Gasparis, en Ñapóles,
23 de Mayo de 18ol.

En este cuadro se han distinguido los planetas princi-
pales de los satélites por letras majúsculas (4). También
se han señalado con un asterisco los planetas comunmen-
te designados bajo el nombre de pequeños planetas, plane-
tas telescópicos ó asteroides, que forman un grupo particu-
lar j como una inmensa cadena de 25 millones de miriáme-
tros entre !Marte v Júpiter. De estos planetas, cuatro, han
sido descubiertos en los siete primeros años de este siglo;

— 298 —

diez, en los seis años que acaban de pasar; heclio que debe
atribuirse menos á la perfección de los instrumentos que á
la habilidad de los observadores, j sobre todo, á la escelen -
cia de los mapas celestes, enriquecidos con las estrellas fijas
de 9/ j 10/ magnitud. Todos los cuerpos inmóviles cujo
lugar está señalado, facilitan boj mucho el conocimiento
de los cuerpos móviles. (Véase, p. 106.) También el nú-
mero de los planetas se ha duplicado desde que apare-
ció el primer tomo del Cosmos (5); con tal rapidez se
han sucedido los descubrimientos, j tanto se ha aumenta-
do j perfeccionado la topografía de nuestro sistema plane-
tario.

2° Dimsion de ios lüanetas en dos grwpos. — Si se consi-
dera la región de los pequeños planetas , situados entre las
órbitas de Marte j Júpiter, aunque mas aproximados en
general á la de Marte que á la de Júpiter, como un grupo
intermedio j una zona de separación , los planetas mas cer-
canos al Sol j que pueden llamarse interiores, es decir.
Mercurio, Venus, la Tierra y Marte, ofrecen entre sí rela-
ciones de semejanza que forman otros, tantos contrastes con
los planetas esteriores, ó situados mas allá de la zona de se-
paración: Júpiter, Saturno, Urano j Neptuno. El grupo
intermedio de los pequeños planetas ocupa apenas la mitad
de la distancia entre la órbita de Marte j la de Júpiter. En
el espacio que separa esos dos planetas, la parte mas próxi-
ma á Marte es la que se ha encontrado mas llena hasta hoj.
Si, con efecto, se consideran los dos puntos estremos, Flora
é Higia, la distancia de Júpiter á Higia es mas que el tri-
ple de la que existe entre Marte j Flora. Este grupo inter-
medio se distingue claramente por la -escentricidad j la in-
clinación de sus órbitas, enlazadas entre sí, j por la
pequenez de los cuerpos planetarios que le componen. La
inclinación de la órbita sobre el plano de la eclíptica es en
Juno de 13° 3'; en Hebé, de 14° 47'; en Egeria, de 16° 33';

— 299 —

se eleva en Palas Hasta 34" 37', pero vuelve á bajar, en
Astrea á 5"^ 19', en Partenope, á 4" 37% y en Higia,
á 3*^47'. Los planetas en que la inclinación sobre la eclíp-
tica es menor de 7°, son por orden de magnitud, empezan-
do por los majore?, Flora, Metis, Iris, Astrea, Partenope é
Higia. No baj, sin embargo, ningún planeta de estos cuva
inclinación iguale en pequenez á la de Venus, Saturno,
Marte, Neptuno, Júpiter j Urano. En algunos pequeños
planetas la escentricidad de la elipse escede á la de Mercu-
rio en 0,20(5, tales son: Juno (0,255)), Palas (0,239),
Iris (0,232) j Victoria (0,218). En otros^ por el contrario,
la escentricidad es menor que la de Marte en 0,093^ sin
que por esto su órbita llegue al círculo casi imperfecto de
Júpiter, Saturno v Urano: á este número pertenecen Ce-
res (0,076), Egeril (0,036) j Vesta (0,089). El diámetro
de los Planetas telescópicos está fuera de toda medida por
su pequenez. Según las observaciones de Lamont, en Mu-
nicb, j las que M"«?d.l6r bizo con el refractor de Dorpat, es
verosímil que el major diámetro de entre ellos llegue esca-
sam^ente á 107 miriámetros, esto es, ^/^ del diámetro de
Mercurio j la mitad del de la Tierra.

Los cuatro planetas interiores, llamados así porque es-
tán situados mas cerca del Sol j antes de la zona de los.
asteroides , son todos de media magnitud j relativamente
mas densos; su movimiento de rotación es casi uniforme
j no dura menos de 24 boras; están menos aplanados, j
á escepcion de la Tierra, carecen de satélites. Por el con-
trario, los cuatro planetas esteriores, situados entre la
zona de los asteroides j las estremidades todavía desco-
nocidas del dominio solar , Júpiter , Saturno , Urano v
Neptuno, son mucbo majores j cinco veces menos densos;
su movimiento de rotación es mucbo mas rápido, su apla-
namiento mas sensible j tienen veinte satélites. Todos
los planetas interiores son mas pequeños que la Tierra:

— 300 —

el diámetro de Marte es igual á ^/o, el de Mercurio á -/g
del de la Tierra; mientras que en los planetas esteriores,-
la relación de sus diámetros con el de la Tierra se eleva
á 4,2 j á 11,2. La densidad de Venus j la de Marte
igualan á la de la Tierra, con menos de '/jq de diferencia;
la de Mercurio es algo major. Por el contrario, la densidad
de los planetas esteriores no escede en ^/,^ á la de la Tierra;
la de Saturno puede estar representada por ^/, ; la mitad
apenas de la densidad de los demás planetas esteriores j de
la del Sol. Además, los planetas esteriores presentan at-
mósferas que por el carácter particular de su condensación
aparecen como variables j producen también algunas ve-
ces bandas interrumpidas sobre la superficie de Saturno.
Por último, encuéntrase entre estos planetas el fenómeno,
único en todo el sistema solar, de un anillo sólido envol-
vente sin aderirse al mas considerable de entre ellos.

Aunque generalmente, en esta importante división de
los planetas esteriores j de los planetas interiores, la mag-
nitud absoluta, la densidad, el aplanamiento, la velocidad
de rotación, la existencia j la no existencia de los satélites
parecen depender de su distancia al Sol_, ó en otros térmi-
nos, del semi-eje major de su órbita, no puede afirmarse
con seguridad esta dependencia para cada uno de los miem-
bros particulares que componen esos' grupos. No conocemos
hasta aquí, como ja he indicado, ningun mecanismo inte-
rior, niguna lej natural, semejante, por ejemplo, ala
bella lej en cuja virtud los cuadrados, de las revolucio-
nes están entre sí como los cubos de los grandes ejes, que
haga depender para toda la serie de los planetas, su densi-
dad, volumen, etc., de su distancia al Sol. Verdad es que
el planeta mas próximo del Sol, Mercurio, es al propio
tiempo el mas denso, puesto que lo es ocho veces sobre
todos los demás esteriores, Júpiter, Saturno, Urano j
Neptuno ; pero Venus, la Tierra j Marte por una parte.

— 301 —

j por otra Júpiter, Saturno y Urano, están muj lejos de
sucederse regularmente en el orden de su densidad. En
general también, las magnitudes absolutas crecen con las
distancias, como observaba ja Keplero (harmonice mundi^
lib. V, cap. 4, p. 194; véase también el C osónos ^ 1. 1, p. 362);
esto, sin embargo, deja de ser cierto, desde que se considera
cada planeta en particular. Marte es mas pequeño que la
Tierra, Urano mas pequeño que Saturno, Saturno mas pe-
queño que Júpiter , y Júpiter mismo va precedido de un
enjambre de planetas cuja pequenez permite apenas me-
dirlos. La duración de la rotación crece igualmente, parad
major número de planetas, en razón de su distancia al Sol;
sin embargo, ese movimiento es mas rápido en la Tierra
que en Marte, en Júpiter que en Saturno.

Basta, repito, considerar la constitución j las formas
de los cuerpos determinando su situación relativa en el es-
pacio, como bechos que tienen una existencia real, no como
consecuencias de razonamientos abstractos ó como una serie
de efectos cujas causas fueran conocidas con anterioridad.
No ba llegado á descubrirse una lej general aplicable á los
espacios celestes , como tampoco se ha encontrado para de-
terminar en la Tierra la situación geográfica de los puntos
culminantes en las cadenas de montañas, ó los contornos de
cada continente. Son estos hechos del orden natural, pro-
ducidos por el conflicto de fuerzas tangenciales j atractivas,
que se ejercen bajo condiciones múltiples j desconocidas.
Entramos aquí, con una curiosidad mal satisfecha, en el
oscuro dominio de las cuestiones de formación j de desar-
rollo. Trátase, tomando en su verdadero sentido estas pala-
bras mal aplicadas por lo regular, de acontecimientos cós-
micos verificados durante periodos de tiempo de medida
desconocida. ¿Han sido formados los planetas por anillos
errantes de materia vaporosa? en este caso, aglomerándose
la materia alrededor de ciertos puntos en donde la atrae-

— 302 —

cion fuera mas poderosa, debió atravesar una serie indefi-
nida de estados diferentes, para llegar á formar órbitas sim-
ples j órbitas entrelazadas, á producir planetas tan diversos
por su volumen, su aplanamiento j su densidad, para dar á
los unos un gran número de satélites, en tanto que faltan á
los otros, j para unir también á esos satélites en un anillo
sólido. La forma actual de los objetos j la determinación
exacta de sus relaciones no han podido revelarnos basta aquí
los estados por que han debido pasar, como tampoco las con-
diciones bajo las cuales ban tomado vida. No es razón'
esta para llamar casuales esas condiciones, palabra que los
hombres prodigan de muj buen grado, respecto de todas
las cosas cujo origen no pueden esplicarse todavía con cla-
ridad.

3.° Magnitud al soluta y magnitud a^arente\ configura-
cion. — El diámetro del major de todos los planetas, de Jú-
piter, escede 30 veces el de Mercurio, el mas pequeño de
aquellos cu jo disco puede determinarse con seguridad.
Es igual casi en 11 veces al diámetro de la Tierra; rela-
ción que es próximamente la que existe entre el Sol j Jú-
piter, cu JOS dos diámetros son entre sí como 10 es á 1.
Según un cálculo, cuja exactitud no puedo garantizar,
la diferencia de volumen entre las piedras meteóricas que
ban querido tomarse como pequeños cuerpos planetarios, j
Vesta, cu JO diámetro, según las medidas de Míedler, es
de 49 miriámetros j tiene por consiguiente 59 menos que
el de Palas, según Lamont, no seria mas considerable que
la diferencia de volumen que existe entre Vesta j el Sol.
Precisaria, para que esta relación fuese verdadera que cier-
tas piedras meteóricas tuvieran 517 pies de diámetro. Cierto
es, que se ban visto meteoros ígneos cujo diámetro antes
de la esplosion no tenia menos de 2,600.

Si comparamos á la Tierra con los planetas esteriores,
Júpiter j Saturno, sorprende la dependencia que se mani-

— 303 —

fiesta entre el aplanamiento de los polos j la velocidad de
la rotación. El movimiento de rotación de la Tierra se veri-
fica en 23 56', el aplanamiento es de ^/^oo- La rotación de
Júpiter se verifica en 9^^ 55', el aplanamiento es de ^/j- se-
gún Arago, j de ^/^^ según Juan Herschell. La rotación
de Saturno se verifica en 10'^ 29', su aplanamiento es de ^/jq.
Pero aunque Marte emplee 41 minutos mas que la Tierra
en girar sobre sí mismo, su aplanamiento, aun adoptando
un resultado mucho mas pequeño que aquel al cual llegó
O.Herschell, subsiste probablemente de major considera-
ción. La razón de esta infracción de la lej en cuja virtud la
configuración superficial *de un esferoide elíptico depende
de la velocidad de la rotación, ¿está en la diferencia de la
lej que, en los dos planetas arregla el orden de las densida-
des, jendo de la superficie al centro, ó en la circunstancia de
solidificarse la superficie líquida de algunos planetas antes
que bajan podido tomar una forma en armonía con la velo-
cidad de su rotación? Del aplanamiento de nuestro planeta
dependen, como lo demuestra la astronomía teórica, la re-
trogradacion de los puntos equinocciales, la nutación ó li-
bración del eje terrestre j el cambio de oblicuidad de la
eclíptica.

La magnitud absoluta, es decir, la magnitud verdadera
de los planetas, j su distancia a la Tierra, determinan su
diámetro aparente. El cuadro que sigue presenta á los pla-
netas colocados según su magnitud verdadera, empezando
por los mas pequeños.

1.° Grapo de pequeños planeías de órbitas entrelazadas,
de los cuales los mayores parecen ser Palas y
Vesta.

2.*^ Mercurio.

3.« Marte.

4.*^ Venus.

S.° La Tierra.

6.0 TS'eptuno.

— 304 ~

7.° Urano.
8.^ Saturno.
9.° Júpiter.

A una distancia media de la Tierra, Júpiter tiene un
diámetro ecuatorial aparente de 38 '',4; en las mismas cir-
cunstancias, el diámetro de Venus, igual próximamente en
grosor al de la Tierra, es solo de 16'^9; el de Marte es
de 5'',8. Pero en la conjunción inferior, el diámetro apa-
rente de Venus aumenta hasta 62'', mientras que el de Jú-
piter no pasa mas allá de 46 '^ Es necesario recordar aquí
que el lugar de la órbita de Venus en que mas brillante
parece este planeta, cae entre la conjunción inferior
j la major digresión. Por término medio Venus pa-
rece el mas esplendente, hasta el punto de projectar sombra
en ausencia del Sol, cuando se halla á 40"" al Este ó al Oeste
del cuerpo central. En esta posición, su diámetro aparente
es solo de 4C, j la major estension de la fase ilumiDada
es apenas

de 10".

DIÁMETRO APARENTE DE LOS SIETE GRANDES PLATJETAS.

Mercurio á distancia media G'^7 (oscila de 4^,4 á 12/')

Venus — — 16' ^9 (oscila de 9'/, 5 á 62^^)

Marte ~ — o/> ,8 (oscila de 3'/,3 á 23'0

Júpiter — — 38 V, 4 (oscila de 30 '^ á 46/')

Saturno — — 17;' M (oscila de lo// á 20 ')

Urano — — 3 '^9

Neptuno — — 1,''"l

VOLUMEN DE LOS PLANETAS COMPARADO CON EL DE LA TIERRA.

Mercurio

como

1

16,7

Venus

—

1

1,03

La Tierra

—

1

Marte

—

1 :

7,14

Júpiter

—

1414 :

Saturno

—

735 :

Urano

—

82

ííeptuno

—

108

— 305 —

El volumen del Sol es al de la Tierra como 1.407,100: 1.

Todos los errores que pueden cometerse en la medida
de los diámetros se encuentran elevados al cubo en las cifras
que representan los volúmenes.

Los planetas, cujo movimiento comunica variedad j
vida al aspecto del cielo estrellado, obran al mismo tiempo
sobre nosotros por la magnitud de su disco j por su proxi-
midad, por el color de su luz, por el centelleo que, en cier-
tos casos, se observa en alg-unos de ellos , y por la ma-
nera particular con que reflejan la luz del Sol sus diferentes
superficies. Respecto de si la naturaleza jla intensidad de
esta luz pueden modificarse por el desprendimiento de una
pequeña cantidad de luz propia, nada puede decirse, pues
es un problema todavía por resolver.

4." Orden de los jjlanetas segí0i la distancia qtie los se-
para del Sol. — Con el fin de poder abarcar en su conjunto
todo lo que en la actualidad se conoce de nuestro sistema
planetario , y representar las distancias medias que sepa-
ran á los diferentes planetas del Sol , be trazado el cuadro
siguiente en el cual^ como es de rigor en Astronomía, be ^

tomado por unidad la distancia media de la Tierra al Sol, S^

que es de 15.347,000 miriámetros. Mas adelante, cuando - ■
trate en detalle de cada uno de los planetas, añadiré sus
distancias en el afelio y en el peribelio_, es decir, en los
dos momentos en que los planetas, describiendo la elipse
cujo foco ocupa el Sol, se encuentran sobre la línea de los
ápsides, en el punto mas lejano y en el punto mas próximo
del foco. Por distancia media, única de que actualmente nos
ocupamos, es preciso entender, el término, media entre la
major v menor distancia, es decir, el semi-eje major de la
órbita planetaria. Los resultados numéricos, aquí, como en
lo que precede y en loque sigue, están tomados en su major
parte del tratado publicado por Hansen , en el Anuario de
Schumacber para 1837. Cuando se trata de resultados sus-

TOMO lU. !20

— 306 —

ceptibles de variar con el tiempo, es preciso referirse, para
los grandes planetas, al año 1800, escepto para Neptiino,
en el cual es necesario volver al 1851. Yo mismo he anro-
vecKado el Amiario astronómico de Berlin para 1853.
Debo los detalles concernientes á los pequeños planetas, á
la amistad del doctor Galle; todos son relativos á épocas
muj recientes.

DISTANCIA DE LOS PLANETAS AL SOL.

Mercurio 0,38709

Venus 0,72333

La Tierra 1,00000

Marte 1,52369

PEQUEÑOS PLANETAS.

Flora 2,202

Victoria 2,333

Vesta 2,362

Iris 2,385

Métis 2,386

Hebe 2,525

Partenope 2,451

Egéria 2,576

Astrea 2,577

Irene 2,585

Juno 2,669

Céres 2,768

Palas 2,773

Hig-ia 3,151

Júpiter 5,20277

Saturno . 9,53885

Urano . 19,18239

Neptuno 30,03628

El solo hecho de la disminución rápida que, de Saturno
j de Júpiter á Marte j á Venus, se hace sensible en la du-
ración de las revoluciones , dio margen á presumir desde
luego, cuando se adoptó la hipótesis de las esferas móviles á

— 307 —

que estaban fijos los planetas, que esas esferas debían hallarse
colocadas entre si á alguna distancia. Pero como no podia
encontrarse entre los Griegos ninguna señal de obser-
vaciones ni de medidas metódicas, antes de Aristarco de
Samos, j el establecimiento del museo de Alejandría^
sigúese de aquí , que debió existir grande divergencia en
las hipótesis acerca del orden de los planetas, j sus distan-
cias relativas , va que se calculasen esas distancias á partir
de la Tierra inmóvil en medio de los planetas, según la opi-
nión dominante, ja se tomase con los Pitagóricos por punto
fijo el Sol, foco del Mundo (ícría). Habia especialmente
dudas acerca de la posición relativa del Sol frente á frente
délos planetas inferiores j de la Luna (6). Los Pitagóricos^
para quienes los nombres eran la fuente de todo conoci-
miento j la esencia misma de las cosas , aplicaban la teoría
universal de las proporciones numéricas á la consideración
geométrica de los cinco cuerpos regulares cujas propieda-
des hacia tiempo se hallaban descubiertas _, á los intervalos
musicales de los tonos que forman los acordes de donde nace
la armonía, j aun á la estructura del Universo. Pensaban
que los planetas ponen en movimiento^ por sus vibraciones,
las ondulaciones sonoras, según las relaciones armoniosas
de los intervalos que los separan, j producen loque ellos
llamaban la música de las esferas. «Esta música, anadian,
llegaria al oido del hombre , si no le escapase en razón de
su misma perpetuidad , j por estar habituado á ella desde
la infancia (7).» La parte armoniosa "de la teoría pitagórica
de los números se unia así á la representación figurada del
Cosmos, como puede verse, lejendo la fiel esposicion que
de estas relaciones hace Platón en el Timéo; porque la Cos-
mología es, en concepto de Platón, la obra de los principios
opuestos de la Naturaleza, reconciliados por la armonía (8).
Platón, en un cuadro lleno de gracia, intenta hacer sensible
el armonioso concierto del Mundo, colocando sobre los cír-

— C08 —

culos planetarios otras tantas Sirenas que , acompañadas de
las tres Parcas , hijas de la Necesidad , sostienen el eterno
movimiento del huso celeste (9). Esta representación de las
Sirenas, cu jo lugar en el concierto divino toman algunas
veces las Musas, se vuelve á hallar en muchos monumentos
antiguos, particularmente en grabados de piedra. En la
antigüedad cristiana, como en la edad media, desde San
Basilio hasta Santo Tomás de Aquino j hasta Pedro d'Aill j,
se alude con frecuencia á la armonía de las esferas, pero en
términos que señalan el disentimiento del escritor (10).

A fines del siglo XVI, las opiniones de Pitágoras j de
Platón, acerca de la estructura del Mundo se despertaron
en la viva imaginación de Keplero. Llamó como ellos en su
auxilio á la Geometría j la Música, j construjó el sistema
planetario, primero en su 3íysteriuni cosmogra^Jiicuní, to-
mando por base los cinco cuerpos regulares que pueden cir-
cunscribirse á las esferas de los planetas, j luego en el Har-
monice mundi, según los intervalos de las notas musica-
les (11). Convencido de que las distancias relativas de los
planetas están sometidas á una lej, esperaba resolver el
problema por la combinación de sus primeras miras con las
que mas tarde habia adoptado. Es singular que Ticho, á
quien por otra parte se ve siempre tan firmemente aficiona-
do al principio déla observación real, espresara ja la opinión
antes de Keplero, contra la cual protestó Rothmann, de
que el aire del Cielo, lo que llamamos el medio resistente,
quebrantado por el movimiento de los cuerpos celestes,
produce sonidos armoniosos (12). Por lo demás, las analo-
gías entre las relaciones de los sonidos j las distancias de
los planetas, cuja huella siguió Keplero durante tanto
tiempo j con tanta laboriosidad , no creo que nunca ha jan
sido para este gran entendimiento, otra cosa que abstraccio-
nes. En verdad, alegrábase _, para major gloria del Crea-
dor, de haber descubierto en las relaciones del espacio, re-

— 309 —

laciones numéricas; j como dejándose llevar de un entusias-
mo poético, hace jugar á Venus con la Tierra en major
(Dur) en el afelio, en menor (Mol) en el perihelio; j dice
que los tonos mas elevados de Júpiter y de Venus, deben,
uniéndose, formar un acorde en menor. Pero estas espre-
siones , á pesar de su frecuente repetición , no deben to-
marse mas que en sentido figurado, j permiten decir á
Keplero espresamente : «Jam soni in coelo nulli existunt,
nec tam turbulentus est motus, ut ex attritu aur¿e ccelestis
eliciatur stridor.» (Harmonice miincli^ lib. V, cap. 4). En
ese pasaje como en los otros á que antes hemos aludido,
trátase realmente del aire sutil j sereno que llena el Mun-
do (aura ccelestis).

La comparación de los intervalos que separan á los pla-
netas de los cuerpos regulares que deben llenar esos in-
tervalos, habia animado á Keplero á hacer estensivas sus
hipótesis al cielo de las estrellas fijas (13). Cuando el des-
cubrimiento de Céres j de los demás planetas, represen-
táronse vivamente á la memoria las combinaciones pita-
góricas de Keplero. Recordóse especialmenta el pasaje casi
olvidado hasta entonces, en el cual anuncia como verosímil
la existencia de un planeta desconocido en el vasto espacio
•que separa á Marte de Júpiter: «Motus semper distantiam
suam sequi videtur; atque ubi magnus hiatus erat inter
orbes, erat et inter motus.» «He llegado á major atrevi-
miento, dice Keplero en su Introducción al Mysterium cos-
mogra])hicum^ j coloco un nuevo planeta entre Júpiter v
Marte, como coloco otro entre Venus j Mercurio.» Esta
segunda suposición era menos feliz j pasó desapercibida
mucho tiempo (14). «Es verosímil, añade Keplero, que
ambos planetas hajan escapado á la observación , efecto
de su estremada pequenez (15).» Mas adelante, halló Ke-
plero que no habia necesidad de esos nuevos planetas para
componer el sistema solar según las propiedades de los cinco

— 310 —

poliedros regulares, j se limitó á exagerar las distancias
de los antiguos planetas: «Non reperies novos et incógnitos
Planetas, ut paulo antea interpositos, non ea mihi proba-
tur audacia; sed illos veteres parum admodum luxatos.»
(My sterium eosmograpMcum^ p. 10). Las tendencias espe-
culativas de Keplero tenian tanta analogía con las de Pitá-
goras, y todavía mas con las miras desarrolladas en el
T'iméo de Platón, que á semejanza de este filósofo, que ha-
llaba en las siete esferas planetarias las diferencias de los
colores, como también las de los sonidos (Crat¡/¡e, p. 409),
Keplero hizo también esperiencias para reproducir sobre
una madera diversamente iluminada los color es de los pla-
netas (Astron. Opt. , cap. 6, p. 26). Por lo demás, Newton,
ese gran espíritu siempre tan vigoroso en sus razonamien-
tos, no estaba muj lejos, como ja habia notado Prévost,
{Memorias de la Academia de Berlín para 1802, p. 77 j93),
de referir á la escala diatónica la dimensión de los siete
colores del espectro solar (16).

Estas hipótesis que pertenecen á partes aun desconoci-
das de nuestro sistema planetario^ me traen á la memoria
la opinión de la antigüedad griega «de que existian mas de
cinco planetas ; j que si no se habian observado sino cin-
co, muchos otros habian permanecido invisibles á causa de
su situación v del poco brillo de su luz.» Esta conjetura se
atribuia especialmente á Artemidoro de Efeso (17). Otra
creencia que nació en la antigua Grecia, quizá hasta en
Egipto, es la de que todos los cuerpos celestes visibles ac-

/ tualmente no lo han sido siempre. A esta lejenda física ó
mas bien histórica pertenece la forma particular bajo la cual

I ciertas razas tenian la pretensión de elevarse á una remo-
ta antigüedad. Así los Pelagios, que habitaban la Arcadia
antes que los Helenos, se llamaban Tí^oaix-nvot.^ porque se va-
nagloriaban de haber tomado posesión de su país antes que
la Luna escoltase á la Tierra. Ser anterior á los Helenos,

— 311 —

era ser anterior á la Luna. La aparición de im astro nuevo
se describia como un acontecimiento celeste , á la manera
que el diluvio de Deucalion era un acontecimiento terrestre.
Apulejo estendia esta inundación hasta las montañas de la
Getulia, en el Norte de África (Apología, t. II, p. 494.
Véase también el Cosmos^ t. II, p. 413, nota 53). En
Apolonio de Rodas (libro IV, v. 264), que, siguiendo la
moda de los Alejandrinos, se remontaba g-ustoso á las anti-
guas tradiciones, se habla del establecimiento de los Egip-
cios en el valle del Nilo : «Entonces , dice , todos las astros
no describian aun su órbita en el Cielo. Todavía no se habia
oido hablar de la raza sagrada de Danao (18).» Ese curioso
pasaje sirve para comprender mejor las pretensiones de los
Arcadios-Pelasgos. '^" ^

Doj fin á estas consideraciones acerca del orden y las
distancias de los planetas, enunciando una lej que en ver-
dad no merece tal nombre, á la que Lalande j Delambre
llaman juego de cifras, y otros, espediente mnemónico.
Sea como quiera,- ha ocupado mucho á nuestro sabio astró-
nomo Bode, sobre todo en la época en que Piazzi descubrió
el pequeño planeta Ceres, descubrimiento al cual por otra
parte no llegó Piazzi en modo alguno por esta lej, sino que
mas bien fué producido por una falta tipográfica en el ca-
tálogo de Estrellas de Wollaston. Si se quisiera considerar
este descubrimiento, como la realización de una profecía,
no debería olvidarse que la predicción, como se ha hecho
notar ja, se remonta hasta Keplero, es decir, siglo j medio
antes de Ticio v de Bode. Aunque í3ode en la segunda edi-
ción de la obra tan útil jtan popular titulada: Introducción
al conocimiento del cielo estrellado, ha declarado mu j espre-
samente que tomaba la lej de las distancias de una traduc-
ción de la Contemplación de la Naturaleza de Bonnet, pu-
blicada en Witemberg por el profesor Ticio , esta ley , sin
embaro-o, lleva las mas veces su nombre y no el de Bonnet.

— 312 —

Hállase formulada en una nota puesta por Ticio al capítulo
de Bonnet acerca de la estructura del Mundo. Después del
enunciado de dicha le j, se lee (19): «Si se supone dividida
en 100 partes la distancia del Sol á Saturno, 4 de esas par-
tes estarán contendidas entre Mercurio y el Sol, j la dis-
tancia de Venus al Sol comprenderá 4-f-3=7; la de la Tier-
ra 4-i-6=10; la de Marte 4+12=16. Pero esta progresión
tan exacta queda interrumpida de Marte á Júpiter. Si á par-
tir de Marte se cuentan 4-i-24==28 de esas partes, no se en-
cuentra ni planeta principal, ni satélite. ¿Habria dejado el
Creador un espacio vacío? No queda duda de que este espa-
cio pertenece á los satélites de Marte que todavía no se han
descubierto, á menos que él mismo Júpiter no tenga un nú-
mero major de satélites, no revelados hasta hoj por el teles-
copio. Franqueando este espacio desconocido, en cuanto á
los cuerpos que le llenan, se encuentra ¡progresión admi-
rable! que la distancia de Júpiter al Sol puede estar repre-
sentada por 4+48=52, j por último, la de Saturno por
4-1-96=100.» Así Ticio estaba dispuesto á llenar el espa-
cio que se estiende entre Marte j Júpiter, no con un solo
cuerpo celeste sino con muchos, como así es con efecto en
realidad ; solo que suponía que esos cuerpos eran satélites
j no planetas.

El traductor j comentarista de Bonnet, no se ha cuida-
do de decir en parte alguna lo que le ha llevado á la cifra 4
para la órbita de Mercurio. Quizá ha elegido esta con el
fin de tener exactamente para Saturno, reputado por en-
tonces como el mas lejano de todos los planetas, j cuja dis-
tancia es de 9,5, j por lo tanto muj próxima á 10,0, el
número 100, combinando la cifra 4 con los números 96,
48, 24, etc., que forman una progresión regular. Mas ve-
rosímil es esto, que suponer que ha ja establecido la serie
empezando por los planetas mas próximos. Ya en el si-
g-lo XVIII, no podia esperarse el conciliar con las distancias

— 313 —

conocidas una progresión semejante , tomando por punto
de partida no el Sol, sino Mercurio únicamente; las nocio-
nes eran ja demasiado precisas. Realmente las distancias
que separan á Júpiter, Saturno j Urano, están casi en des-
acuerdo con esta proporción; pero el descubrimiento de
Neptuno, estremadamente cercano de Urano, la desmintió
de nuevo de un modo completo (20).

La lej que lleva el nombre del vicario Wurm, de Leon-
berg, j que se distingue alguna vez de la lej de Ticio
j de Bode, es una simple corrección de la distancia solar
de Mercurio y de la diferencia de las distancias de Mer-
curio j Venus. Wurm, mas aproximado á la verdad en
esto , espresa la distancia solar de Mercurio por 387 , la
de Venus por 680 j la de la Tierra por 1,000 (21). Con
motivo del descubrimiento de Palas, Gauss, en una carta
dirigida á ZacK en el mes de Octubre de 1802, hace justi-
cia á la pretendida lej de las distancias. Véase en qué tér-
minos se espresa: «A diferencia de todas las verdades ab-
solutas, únicas que merecen el nombre de lej, la lej de Ti-
cio se aplica á la major parte de los planetas solo en un
concepto muj superficial é indeterminado, j en manera
alguna á Mercurio^ lo cual no se habia notado todavía. Es
claro que la serie de los números 4, 4 + 3, 4 + 6, 4 + 12,
4 + 24, 4 + 48, 4+96, 4 + 192, que determinan las distan-
cias solares, no forman ni remotamente una progresión con-
tinua. Para que así fuera se necesitarla que el término que
precede á 4 + 3 no fuera 4, es decir, 4-hO, sino 4-1-1 ^/o.
Por lo demás, no haj inconveniente alguno en buscar en la
naturaleza esas relaciones de aproximación. En todos los
tiempos se ban entregado á estos juegos de la fantasía los
grandes bombres.»

5.° Masa de los planetas. — Las masas de los planetas
ban sido determinadas por medio de sus satélites, cuando
los tienen, según sus relaciones recíprocas, ó según los

— 314 —

efectos sufridos ó producidos por los cometas de corto pe-
riodo. Así es como Encke determinó en 1841 , dejándose
guiar por las perturbaciones esperimentadas por el cometa
que lleva su nombre, la masa, basta entonces desconocida,
de Mercurio. El mismo cometa bace esperar para mas ade-
lante correcciones en la masa de Venus. De igual ma-
nera las perturbaciones de Vesta se ban aprovecbado
para Júpiter. El cuadro siguiente contiene las masas de los
planetas, según Encke, tomando por unidad la del Sol.
(Véase la 4.* Memoria de Pons sobre los cometas, en las
Memorias de la Academia de Ciencias de Berlin para el
año 1842, p. 5.)

Mercurio V48coToi

Venus V401S39

La Tierra V::o9oüí

La Tierra y la Luna juntas VüSu^sí'

Marte 'Umx.i

Júpiter con sus satélites Vio47-í!:9

Saturno Vsaoi-e

Urano U^ííí^-í

x^eptuno. . . •. . . . ,/,44io

La masa á que babia llegado Le Verrier para Neptuno>
antes de la comprobación de su descubrimiento por Galle,
(V93'>0j ®^^ todavía mas considerable, aunque notablemen-
te cerca de la verdad. Resulta de lo que precede, que los
planetas, á escepcion de los pequeños, deben estar coloca-
dos como sigue, según el orden de su masa, empezando por
el que tiene la masa menos considerable:

1." Mercurio. 5." Urano.

2.° Marte. 6.° xNeptuno.

3.° Venus. "7.° Saturno.

4.° La Tierra. 8." Júpiter.

Así el orden de las masas, como tampoco el de los volú-
menes j de las densidades, tiene nada de común con el
orden de las distancias solares.

— 315 —

6." Densidad de los i^anetas. — Combinando los resul-
tados indicados precedentemente para los volúmenes j las
masas, j tomando sucesivamente por unidad la densidad
de la Tierra y la del agua, se llega á las siguientes rela-
ciones numéricas:

PLANETAS.

I

liENSlDAD DE LOS PLANETAS DENSIDAD DE LOS PLANETAS

comparada comparada
con la de la Tierra. coa la rtei agua.

Mercurio

Venus

La Tierra

Marte

1,234

0,940
1,000
0,9ü8
0,243
0,140
0,178
0,íi30

6,71

o, 11

3,44
o. 21
1,3J
0,76
0.97
1,2'i
í

Júpiter

Saturno

Urano

Neptuno

Al comparar en el cuadro que precede, la densidad de
los diferentes planetas con la del agua^ háse tomado por
base la densidad de la Tierra. Los esperimentos hechos por
Reich_, en Freiberg_, con la balanza de torsión, han dado
5,4383. Cavendish, después de esperiencias análogas, ha-
bia llegado, según los cálculos exactísimos de Francisco
Bailj, á 5,448. Como se ve, esos dos resultados difieren
muj poco. El mismo Bailj por cuenta propia encontró
5,660. En el cuadro anterior se observa que. según las
determinaciones de Encke, Mercurio está, tocante á la den-
sidad, muj próximo de los planetas de media magnitud.

Este cuadro de las densidades, recuerda la división de
los planetas en dos grupos separados por la zona de los pe-
queños planetas. Marte, Venus, la Tierra j aun Mercu-
rio , presentan pocas diferencias de densidad ; así tam-

— 316 —

bien los planetas mas apartados del Sol, Júpiter, Neptuno,
Urano j Saturno, aunque de cuatro á siete veces menos
densos que el primer grupo, tienen bajo esta relación mu-
chas analogías entre sí. La densidad del Sol , tomando la
de la Tierra por unidad, es 0,252; está, por consiguiente,
con la del agua en la razón de 1,37 á 1, es decir, que es un
poco major que la densidad de Júpiter j la de Neptuno.
El Sol j los planetas pueden , pues , colocarse como sigue
según el orden de su densidad (22):

1." Saturno. 5.° El Sol.

2." Urano. 6.° Venus.

3." Neptuno. 7.° Marte.

4." Júpiter. 8.° La Tierra.

9.° Mercurio.

Adviértese que aun cuando generalmente los planetas
mas densos son los mas próximos al Sol , no puede decirse
con fundamento, considerándolos separadamente^ que su
densidad está en razop inversa de las distancias , como pa-
recia creer NeT\ton (23).

7,° Duración de la r evolución sideral de los jplanetas y
de su rotación. — Damos únicamente aquí las revoluciones
siderales, es decir, la duración verdadera de las revolucio-
nes, tomando por punto de partida las estrellas fijas ó cual-
quier otro punto determinado del Cielo. Durante el curso
de una revolución semejante^ los planetas recorren alrede-
dor del Sol una órbita completa de 360°. Es preciso guar-
darse mucho de confundir las revoluciones siderales con las
revoluciones trópicas ó las revoluciones sinódicas. La du-
ración de la revolución trópica es el intervalo que el Sol
tarda en volver al equinoccio de la primavera: la duración
de la revolución sinódica es el intervalo que separa dos con-
junciones ó dos oposiciones consecutivas.

— 317 —

PLANETAS.

!

DURACIÓN

(le ]a

REVOLUCIÓN SIDERAL.

i

ROTACIÓN.

Mercurio

Venus

La Tierra

Marte

Júpiter

Saturno

Urano

Neptuno

1

87tl ,96928

224 ,70078

365 ,25637

680 ,97964

4332 ,58580

10759 ,21981

30686 ,82051

60126 ,7

0(1 231' 56' 4'^
1 0 37' 20"
0 9 5o' 27"
0 10 29' 17"

Pueden presentarse esos diferentes períodos bajo nna
forma mas fácil de apreciar.

Mercurio

87d

23h 15'

46"

Venus

224

16 49^

7"

La Tierra

36j

6 9?

Wl

7496

(De donde se deduce que la revolución trópica de la Tierra ó la duración:
del afio solar es de 365d 24,222, es decir, 365d 5h 48' 47," 8091. En 100
años las irregularidades en la retrogradacion de los equinoccios abre-
vian el año solar en C",595.)

Marte

1^

321 a

ITh

30'

41"

Júpiter

11

314

20

2'

7"

Saturno

29

166

23

16'

32"

Urano

84

5

19

41'

36"

Neptuno

164

225

17

Los grandes planetas esteriores, que invierten major
tiempo en hacer su revolución, son los que giran con mas
rapidez sobre sí mismos. Los pequeños planetas interiores,
mas próximos al Sol, son por el contrario, los que verifi-
can su rotación mas lentamente. Los períodos de revolución
de los asteroides comprendidos entre Marte j Júpiter, pre-

~ 318 —

sentan grandes diferencias de las cuales hablaremos cuan-
do tratemos brevemente de cada uno de ellos en particular;
basta aquí consignar que la revolución major es la de Hi-
gia, j la mas corta la de Flora.

8.° Inclinación de las órhi tas planetarias y de los ejes de
rotación. — Después de las masas de los planetas, los ele-
mentos mas importantes de que dependen las pertur-
baciones, son, la inclinación y la escentricidad de sus ór-
bitas. La comparación de esos elementos en los tres grupos
sucesivos de Mercurio á Marte, de Flora á Higia, de Júpi-
ter á Neptuno, ofrece semejanzas y contrastes que llevan
á consideraciones interesantes acerca de la formación
de esos cuerpos celestes j los cambios que han podido es-
perimentar^ durante largos períodos de tiempo. Los plane-
tas que describen alrededor del Sol elipses tan diferentes,
están también situados en planos distintos. Con el fin de
bacer posible una comparación numérica, se los refiere á
todos á un plano fundamental fijo, ó se supone que se mué-,
ven según una lej determinada. El plano mas apropósito
para este uso es ó la eclíptica, es decir, el plano en el cual
se mueve la Tierra, ó el ecuador del esferoide terrestre. En
el cuadro siguiente unimos á las inclinaciones de las órbi-
tas de los planetas sobre la eclíptica j sobre el ecuador ter-
restre, las inclinaciones de sus ejes de rotación sobre el mis-
mo plano de sus órbitas, siempre que ban podido determi-
narse esas inclinaciones con alguna certeza.

319 —

•

INCLINACIÓN

INCLINACIÓN

do las

(t R B I T A S

INCLINACIÓN

de

del

PLANETAS.

de

LAS ÓRBITAS DE LOS

EJE DE LOS PLANETAS

LOS PLANETAS

PL A NET AS

sobre el

sobre la

sobre el

ECLÍPTIC A.

ECUADOR TERRESTRE.

PLANO DE sus ÓRBITAS.

Mercurio. . .

7° 0' o",9

28°45i S-'i

Venus. . . .

3°23'28",:í

24033» 21'/

....

La Tierra. . ,

0" 0' 0"

23027/54^,8

G6°32í

Marte

l°D\l 6'', 2

24044; 24"

61° 18'

Júpiter. . . .

i°i8':)i'/,6

23° 18' 28'/

86° 54'

Saturno. . .

'2°29'3:5",9

22038' 44"

....

Urano. . , .

0°í6'28",0

23°4r24"

Neptuno. . ,

10Í-;

22° 21'

1

Hemos despreciado los pequeños planetas, porque for-
man un grupo distinto del cual volveremos á ocuparnos
mas adelante. Si se esceptúa el planeta mas cercano al Sol,
Mercurio_, cuja órbita está inclinada sobre la eclíptica en
una cantidad (7°0'5",9) muj aproximada de la que mide
la inclinación del ecuador solar (7° 30'), se observa que
la inclinación de los otros siete planetas está compren-
dida entre O" ^/^ j S" ^/.^. Júpiter es el que se acerca mas
á la perpendicular, respecto de la inclinación del eje de ro-
tación sobre el plano déla órbita. En Urano, por el contra-
rio, el eje de rotación, á juzgar por la inclinación de las ór-
bitas de los satélites, coincide casi con el plano de la órbita.

Como de la inclinación del eje de la Tierra sobre el pla-
no de su órbita, es decir, de la oblicuidad de la eclíptica,
ó en otros términos aun, del ángulo que forma la órbita
aparente del Sol en el punto donde corta al ecuador, de-
penden la división j duración de las estaciones, las altu-
ras del Sol bajo diferentes latitudes j la longitud del dia.

— 320 —

este elemento es de gran importancia para determinar los
climas astronómicos , es decir , la temperatura de la Tier-
ra, en tanto que es producido por la altura meridiana del
Sol, j por la duración de su presencia sobre el horizonte.
Suponiendo considerable la oblicuidad de la eclíptica en el
caso, por ejemplo, en que el ecuador de la Tierra fuese
perpendicular al plano de su órbita, cada punto de la Tier-
ra, incluso los polos, tendria al Sol en el zenit una vez al
año, j no lo veria salir, durante un espacio de tiempo mas
ó menos largo. Bajo cada latitud, el contraste entre el in-
yierno j el verano llegaría al máximum para la tempera-
tura, como para la duración del dia. Los climas serian por
todas partes estremados, j no podrian templarse sino por
una complicación infinita de corrientes de aire que varia-
rían á cada instante. Si , por el contrario , suponemos
nula la oblicuidad de la eclíptica^ es decir, si se representa
la eclíptica coincidiendo con el ecuador terrestre,, cesarían
por doquiera las diferencias de estación, j la duración del
dia seria por todas partes la misma, porque el curso apa-
rente del Sol seguirla incesantemente al ecuador. Los ha-
bitantes de los polos verian siempre al Sol en el horizonte.
La temperatura media anual, sobre cada punto de la super-
ficie terrestre^ seria la de cada uno de los dias del año, en
el mismo lugar (24). Este estado se ha comparado al de
una primavera eterna; la comparación no estarla justificada
mas que por la igualdad constante que se establecería entre
la duración de los dias j la de las noches. Privados sin
embargo del calor estival que fecundiza la vegetación,
gran número de las regiones de que se compone la zona
templada, gozarían con efecto, de ese clima invariable j
nada deseado de la primavera, que reina bajo el ecuador
en la cadena de los Andes , j por el cual he sufrido per-
sonalmente sobre las mesetas desiertas ó Paramos, situadas
cerca de las nieves perpetuas , á 10,000 ó 12,000 píes

— 321 -

de altura (25). En esas regiones, la temperatura del aire
en que oscila el dia es de 4" ^/^ j 9* Reaumur.

Los Griegos trataron mucho de la oblicuidad de la eclíp-
tica, la midieron de un modo imperfecto y se entregaron á
diferentes conjeturas sobre las variaciones á que podia es-
tar sujeta, j sobre los efectos que debian' resultar de la in-
clinación del eje terrestre para los climas j el desarrollo de
la naturaleza orgánica. Esas especulaciones fueron sobre
todo notables en Anaxágoras, de la escuela pitagórica, j en
ffinopide de Cliio. Los pasajes que pueden ilustrarnos en
este asunto son insuficientes j muj poco decisivos, aun-
que permiten conocer que se hacia remontar el desarrollo
de la vida orgánica j la formación de los animales, á la
época en que comienzo la inclinación del eje terrestre. Se-
gún un testimonio de Plutarco (0¡)Í7iiones de Jos Filóso-
fos^ lib.II, cap. 8), Anaxágoras creia que el Mundo, en
su constitución y cuando hizo salir de su seno los seres
animados, se inclinó por sí mismo hacia el Mediodia. Dió-
genes Laércio (lib. II, cap. 3, § 9), también hace hablar á
Anaxágoras en el mismo sentido. «Según este filósofo, dice,
los astros todos se movian en el principio, como si hubieran
estado fijos en una bóveda , de suerte que el polo parecía
hallarse siempre sobre una línea vertical ; pero mas adelante
tomaron una posición inclinada.» Representábase la incli-
nación de la eclíptica como un hecho realizado en un prin-
cipio en la historia del Mundo, j sin que para nada se tra-
tara de cambio progresivo ni subsiguiente.

Las dos situaciones estremas en las que Júpiter j Ura-
no se acercan mas, hacen pensar naturalmente en la in-
fluencia que un aumento ó una disminución en la oblicui-
dad de la eclíptica, podrían tener sobre las relaciones me-
teorológicas de nuestro planeta j sobre el desarrollo de la
vida orgánica, si esta diferencia no estuviera restringida á
estrechos límites. El conocimiento de esos límites, objeto df

TO>je 111. 21

— 322 —

los grandes trabajos de Leonardo Euler, de Lagrange y de
Laplace puede considerarse como una de las mas brillan-
tes conquistas de la astronomía teórica j que mejor indica
«1 perfeccionamiento del alto análisis. Laplace afirma en su
^sposicíon del Sistema del Mundo (p. 303, edic. de 1824),
que la oblicuidad 'de la eclíptica no oscila mas de F ^/.^ de
los dos lados de su posición media. También la zona tropi-
cal ó el trópico de Cáncer, que es estremidad septentrio-
nal, puede aproximarse á las regiones que habitamos en
este límite de 3° (20). Sucede en esto^ como si prescindiendo
de otras causas de perturbaciones meteorológicas, se transpor -
tase insensiblemente Berlin desde la línea isoterma que hoj
ocupa á la de Praga: la temperatura media anual subiria
apenas un grado centígrado (27). Biot cree también que
las variaciones en la oblicuidad de la eclíptica permanecen
encerradas en límites muj estrechos, pero juzga mas pru-
dente no espresar esos límites en cifras. «La disminución
lenta j secular de la oblicuidad de la eclíptica, dice, pre-
senta estados alternativos que producen una oscilación eter-
na comprendida entre límites fijos. La teoría no ha podido
llegar todavía á determinar esos límites; pero según la
constitución del sistema planetario ha demostrado que exis-
ten j que están muj poco estendidos. Asi, considerando
solo el efecto de las causas constantes que obran actual-
mente sobre el sistema del Mundo, puede afirmarse que el
plano de la eclíptica no ha coincidido jamás j no coincidirá
nunca con el plano del ecuador, fenómeno que si acontecie-
se, produciria la primavera eterna» (Tratado de Astrono-
mía física^ t. IV, p. 91, edic. de 1847).

Mientras que la nutación del eje terrestre, descubierta
por Bradlej, depende solo de la influencia que ejercen el
Sol j la Luna sobre el aplanamiento polar de nuestro pla-
neta, las variaciones en la oblicuidad de la eclíptica,, resul-
tan del cambio de lugar de todas las órbitas planetarias.

— 323 —

Actualmente las órbitas están distribuidas de tal manera,
que su acción combinada produce una disminución en la
oblicuidad. Esta disminución es hoj, según Bessel, de
0"_,457 por año. En algunos miles de años^ la posición de
las órbitas planetarias, con relación al plano de la órbita
terrestre, habrá variado de tal suerte, que la parte de la
precesión debida á los planetas, cambiará de sentido, j re-
sultará de aquí un crecimiento en la oblicuidad de la eclíp-
tica. La teoría enseña que esos períodos crecientes ó decre-
cientes son de duración muj desigual. Las observaciones
astronómicas mas antiguas que han llegado hasta nosotros
con datos numéricos exactos, se remontan al año 1104 an-
tes de la era cristiana, j atestiguan la gran edad de la ci-
vilización china. Los monumentos literarios de esta nación
apenas son de un siglo mas acá ; existe una cronología
regular que data, según Eduardo Biot, del 2700 antes de
Jesucristo (28). Bajo el reinado de TscheuKung, her-
mano de Wu-Wang, la sombra del Sol al medio dia
fué medida en los dos solsticios de invierno j de verano con
un gnomon de ocho pies. Estos esperimentos que tuvieron
lugar en Lo-jang (hoj Ho-nan-fu, de la provincia de Ho-
nan, al sud del rio Amarillo), á los 34" 46' de latitud, die-
ron, para la oblicuidad de la eclíptica 23^54', es decir, 27'
mas que lo que se halló en 1850 (29). Las observaciones
de Pjtéas j de Eratóstenes, en Marsella j Alejandría, son
posteriores en seiscientos ó setecientos años. Tenemos los
resultados de cuatro esperimentos de este género anteriores
á la era cristiana, j los de otros siete hechos entre el naci-
miento de Jesucristo j las observaciones de Ulugh-Beg,
en el observatorio de Samarcanda. La teoría de Laplace es-
tá en perfecta consonancia con estos resultados, para un
espacio de tiempo de cerca de treinta siglos, salvo algu-
nas diferencias insignificantes, en mas, ó en menos. Hav
tanto major motivo para celebrar que la medida de longi-

tud de las sombras en tiempo de Tscheu-Kung- ha ja llegado
tasta nosotros, cuanto que se ignora por qué casualidad
el escrito que la contiene se salvó de la destrucción general
de los libros, mandada el año 246 antes de Jesucristo, por
el emperador Scbi^Hoang-Ti, de la dinastía de los Tsin.
Según las investigaciones de Lepsio^ la IV* dinastía egip-
cia empieza con los constructores de pirámides, Chufu,
Schafra j Menkera^ veinte j tres siglos antes que las ob-
servaciones hechas en Lo-jang. Es de creer, según esto, si
se considera el alto grado de civilización que ja gozaba la
nación egipcia j la antigüedad de su calendario, que antes
de las medidas de Lo-jang, debieron ejecutarse otras seme-
jantes en el valle del Nilo. Los mismos Peruanos, aunque
menos al tanto que los Mejicanos j los Mujscas, que
habitan las montañas de la Nueva-Granada, de las rectifi-
caciones del calendario é intercalaciones^, tenian algún
gnomon formado por un círculo trazado alrededor de una
aguja_, sobre una superficie mu j compacta. Estos gnomon
estaban en medio del gran templo del Sol en Cuzco, j en
otros muchos lugares. El de Quito, colocado casi cerca del
ecuador, era tenido en mas honor que los otros, j habia la
costumbre de coronarlo de flores en las fiestas de los equi-
noccios (30).

9." Escentricidacl de ¡as órMtas planetarias . — La forma
de una elipse está determinada por la longitud del eje ma-
jor j la distancia de los dos focos. Para las órbitas de los
planetas la distancia que se llama escentricidad, comparada
con el semi-eje major de la órbita^ varía desde 0,006, como
en la órbita de Venus que se acerca mucho á la forma cir-
cular, hasta 0,205 en la órbita de Mercurio, j 0,255 en la
de Juno. Los planetas de órbita menos escéntrica son,
después de Venus j Neptuno, la Tierra, cuja escentricidad
disminuje 0,00004299 en cien años, aumentando en la
misma proporción el eje menor; después, Urano, Júpiter,

— 325 —

Saturno, Ceres^ Eg-eria, Vesta y Marte. Las órbitas mas
escéntricas son las de Juno (0,255), Palas (0,239), Iris
(0,232), Victoria (0,217), Mercurio (0,205) jHebé (0,202).
Haj planetas cuja escentricidad va creciendo: á este nú-
mero pertenecen Mercurio, Marte y Júpiter. En otros por
el contrario decrece: tales son Venus, la Tierra, Saturno
y Urano. El cuadro siguiente indica las escentricidades de
los planetas majores según Hansen, para el año 1,800.
Mas adelante se hallarán las escentricidades de los peque-
ños planetas con los elementos restantes de sus órbitas.

Mercurio O.SOIJülO^ •

Yénus 0,006S618

La Tierra O,0!07922

Marte 0,0932168

Júpiter 0,0481621

Saturno 0,0:iGlo05

Urano 0,0466108

Neptuno.. , . . . . 0,008719.56

El movimiento del eje major, quo cambia el perihelio de
los planetas, se realiza progresivamente, de una manera in-
cesante y según dirección fija. Las líneas de los ápsides
así modificadas necesitarían mas de cien mil años para veri-
ficar su ciclo. Es muj esencial disting-uir esa alteración de
las que esperimenta la forma elíptica de las órbitas. Se ha
tratado de saber si la importancia creciente de esos elemen-
tos podria, después de un gran número de siglos, modificar
considerablemente la temperatura de la Tierra é influir so-
bre la suma total y la distribución del calor en las diferen-
tes partes del dia y del año; si esas causas astronómicas,
obrando regularmente según le jes eternas no facilitarían
la solución del gran problema geológico, relativo á las plan-
tas j á los animales de los trópicos que se han encontrado
enterrados en la zona glacial. Ciertos razonamientos mate-
máticos se han tomado como alarmantes para los espíritus

32(

tocante á la posición de los ápsides j la forma de las órbitas,
según que esas órbitas se aproximan mas á la forma circu-
lar ó á la escentricidad de los cometas, tocante á la incli-
nación de los ejes, el cambio en la oblicuidad de la eclípti-
ca jla influencia que la precesión de los equinoccios puede
ejercer en la duración del año; pero esos mismos razona-
mientos sometidos á un análisis mas severo proporcionan
también para el porvenir del mundo, motivos de seguridad.
Los grandes ejes j las masas no cambian. La lev de la
vuelta periódica^ acusa el crecimiento indefinido de ciertas
perturbaciones. Las escentricidades, poco sensibles ja por
sí mismas, de dos de los planetas mas poderosos, de Júpiter
j Saturno, reciben, gracias á influencias recíprocas cu jos
efectos se compensan, aumentos j disminuciones alternati-
vas contenidas en límites reducidos j determinados.

A consecuencia del cambio que esperimenta la línea de
los ápsides , el punto de la órbita terrestre mas cercano al
Sol llega gradualmente á caer en estaciones opuestas (31).
Si en la actualidad, el astro pasa al perihelio en los primeros
dias de enero j al afelio seis meses mas tarde^ en los pri-
meros dias de julio, el movimiento progresivo de la línea
de los ápsides ó gran eje de la órbita terrestre, puede bacer
que el máximun de la distancia caiga en invierno^ el míni-
mum en verano, de tal manera que la distancia de la Tierra-
ai Sol sea en el mes de enero 520,000 miriámetros major
que en el verano, es decir, ^/.j^ de la distancia media. -Al
primer golpe de vista podria creerse que el cambio del pe-
rihelio del invierno al verano deberia producir grandes cam-
bios en los climas, j sin embargo, todo quedaria reducido
á que el Sol, en esta hipótesis, no prolongaria mas de siete
dias su presencia en el hemisferio septentrional, es decir,
que no emplearla sino una semana mas, en recorrer la
mitad de su órbita desde el equinoccio de la primavera hasta
el del otoño, que en recorrer la otra mitad desde el equinoc-

*jZ i •

ció de otoño hasta el déla primavera. La diferencia de tem-
peratura, entendiendo por esto los climas astronómicos, j
sin considerar la relación del elemento líquido al elemento
sólido sobre la superficie de la Tierra, la diferencia de tem-
peratura, repito, que podria temerse como consecuencia del
movimiento de la línea que une los ápsides, se halla neutrali-
zada casi enteramente por la circunstancia de que el punto
en que nuestro planeta está mas próximo del Sol, es siempre
aquel en que su corriente es mas rápida (32). El bello teo-
rema de Lambert, según el cual la cantidad de calor
que la Tierra recibe del Sol en cada parte del año, es pro-
porcional al ángulo descrito durante el mismo espacio de
tiempo por el radio vector del Sol, contiene hasta cierto
punto la solución tranquilizadora de este problema (33).

Así el cambio de dirección en la línea de los ápsides no
ejercería mas que una débil influencia sobre la temperatura
de la Tierra; por otra parte, los límites de los cambios que
pueden realizarse con verosimilitud en la elipse de la órbita
terrestre^ son muv reducidos (34). Esta causa por sí sola,
según Arago j Poisson, no puede modificar los climas sino
de una manera muj poco sensible j tan lenta , que los cam-
bios no podrán ser apreciados antes de largos periodos de
tiempo. Aunque no se ha ja llegado todavía á determinar
por el análisis exactamente estos límites, haj cuando me-
nos la seguridad de que la escentricidad de la Tierra no
puede llegar jamás á la de Juno, Palas j Victoria.

lO*' Intensidad de ¡a luz solar sohre los diferentes 'pla-
netas.— Tomando por unidad la intensidad de la luz solar
sobre nuestro planeta, se llega á los resultados siguientes:

Mercurio . G,674

Venus 'J,9H

Marte. . • ' 0,431

Palas 0,130

Júpiter 0.03a

— 328 —

Saturno 0,011

Urano 0,003

IVeptuno 0,001

La escentricidad considerable de los tres planetas que
sig-uen, influye sobre la intensidad de la luz en el nerihelio
j en el afelio:

Mercurio en el pcrihclio 10,o8 en el afelio 4.o9

Marte — 0,52 — 0,36

Juno — 0,25 — 0,09

En razón de la poca escentricidad de la Tierra, la inten-
sidad de la lu.z no varía para este planeta, del perihelio al
afelio, mas que de 1,034 á 0,967. Si la luz es 7 veces mas
intensa en la superficie de Mercurio que en la superficie de
la Tierra, debe serlo 0,68 veces menos en la superficie de
Urano. No hablamos aquí del calor porque este es nn fenó-
meno complicado, que depende de la existencia ó de la no
existencia de las atmósferas, de su altura y de su composi-
ción especial. Eecordaré aquí solamente la conjetura de
Juan Herschell sobre la temperatura que debe reinar en la
superficie de la Luna; es posible, según él, que esceda en
mucho k la temperatura del agua en ebullición (35).

PLANETAS SECUNDARIOS Ó SATÉLITES.

Las consideraciones generales á que puede dar lugar la
comparación de los planetas secundarios han sido espuestas
bastante detalladamente en el cuadro de la Naturaleza que
ocupa el primer tomo del Cosmos. En la época en que apa-
reció no se conocian todavía mas que 11 principales v 18 se
cundarios. Entre los asteroides ó pequeños planetas telescópi-
cos habian sido señalados 4 únicamente: Céres, Palas, Juno j
Vesta. Hoj, en el mes de Agosto de 1851. conocemos 22
planetas principales j 21 satélites. Después de una inter-

— 329 —

rupciou de 38 años en los descubrimientos de los planetas,
desde el año 1807 hasta el mes de Diciembre de 1845, em-
pieza con la Astrea de Encke una serie de felices observa-
ciones que revelan la existencia de 10 pequeños planetas
hasta mediados del 1851. De este número, 2 fueron vistos
por primera vez en Driesen, por Encke (Astrea j He-
bé); 4 en Londres, por Hind (Iris_, Flora, Victoria é Irene);
1 en Markree Castle^ por Graham (Metis), j 3 en Ñapóles,
por de Gasparis (Higia, Parténope j Egeria). El mas le-
jano de todos los planetas, Neptuno, señalado por Le Ver-
rier en París v reconocido en Berlin por Galle, siguió á As-
trea con diez meses de intervalo. Desde este momento los
descubrimientos se multiplican con rapidez tal, que desde
algunos años, la topografía del sistema solar parece haber
envejecido tanto, como las estadísticas g-eográficas.

De los 21 satélites conocidos hoj, 1 pertenece á la Tier-
ra, 4 á Júpiter, 8 á Saturno, entre los cuales el última-
mente descubierto, Hiperion, es el 7." en el orden de las
distancias; Urano tiene 6, de los cuales el 2.*' j el 4.^ están
determinados sobre todo con una gran certeza; Neptuno
tiene 2.

Los satélites al girar alrededor de los planetas princi-
pales, forman sistemas subordinados, en los que estos plane-
tas desempeñan el papel de cuerpo central, j constituyen
sistemas particulares de dimensiones muj diferentes que
reproducen en pequeño la imagen del sistema solar. En el
estado actual de nuestros conocimien-tos, el dominio de Jú-
piter tiene de diámetro 380,000 miriámetros; el de Saturno
tiene 780,000. Esas analogías entre los sistemas subordi-
nados V el sistema solar han contribuido en tiempo de Gali-
leo, en que la espresion de Mundo de Jújñter (Mundus
Jovialis) se hizo de uso muj frecuente , á estender de
una manera mas general j mas rápida la teoría de Co-
pérnico , recordando esas semejanzas de forma j de po-

— 330 —

sicion que la naturaleza orgánica se complace también
en repetir frecuentemente en los grados inferiores de la
creación.

La distribución de los satélites en el sistema solar es tan
desigual, que aunque, los planetas principales acompañados
de satélites estén con los que carecen de ellos en la relación
de 5 á 3, los primeros, á escepcion de la Tierra, forman to-
dos parte del grupo esterior situado mas allá de los asteroi-
des de órbitas entrelazadas. El único satélite que se encuen-
tra en el grupo interior, la Luna, ofrece la particularidad
de que su diámetro es de una magnitud escesiva relativa-
mente al de la Tierra. Esta relación es de Vajs' niientras
que en el mayor de los satélites de Saturno, el 6.° por or-
den de posición, en Titán, el diámetro apenas es de ^/iv.-;
de el del planeta principal, j que en el major de los saté-
lites de Júpiter, que es el 3.° por orden de posición, esta re-
lación es solo de ^/o^^- Esta magnitud enteramente rela-
tiva debe por lo demás distinguirse con cuidado de la mag-
nitud absoluta. El diámetro proporcionalmente tan largo
de la Luna, no tiene en definitiva mas que 454 millas geo-
gráficas, V cede por consiguiente en magnitud absoluta á
los diámetros de los cuatro satélites de Júpiter, que tienen
respectivamente 776^ 664, 5*2Í^) j 475. Falta muj poco
para que el diámetro del 6.*" satélite de Saturno no alcance
al diámetro de Marte, que tiene 892 millas geográficas (36).
Si los resultados suministrados por el telescopio dependie-
sen únicamente del diámetro del satélite j no estuviesen
subordinados á la proximidad del planeta principal, á la
distancia j á la constitución de la superficie que reñeja la
luz , podrían considerarse con razón los dos primeros
satélites de Saturno, Mimas y Encelado, asi como el 2.^
j el 4.*^ de los satélites de Urano, como los menores de
todos los planetas secundarios. Pero es mas seguro de-
signarlos solamente como los mas pequeños puntos lumi-

— 331 —

nosos. ün hecho que parece adquirido para la ciencia es
el de que debe buscarse entre los pequeños planetas j no
entre los satélites, los menores de todos los cuerpos plane-
tarios (37).

No puede decirse con exactitud que la densidad de
los satélites sea siempre menor que la de los planetas
principales, como sucede para la Luna, cuja densidad esa
la de la Tierra como 0,619 es á 1; lo mismo sucede para
el 4." satélite de Júpiter. En el sistema de Júpiter el 3." sa-
télite que es el miajor, tiene la misma densidad que el pla-
neta; el 2.^ es mas denso. No es tampoco cierto que las masas
aumenten con las distancias. Si se supone que los planetas
fueron formados de anillos, moviéndose en círculo en el es-
pacio, es preciso que causas que permanecieron eterna-
mente en el misterio, ha jan determinado alrededor de tal ó
cual núcleo ag-lomeraciones de magnitudes diferentes, j
diversamente condensadas.

Las órbitas de satélites pertenecientes al mismo grupo
tienen escentricidades muj distintas. En el sistema de Jú-
piter, los dos primeros satélites describen casi círculos per-
fectos, la escentricidad en los dos siguientes se eleva
á 0,0013 j 0,0072. En el sistema de Saturno, la órbita del
satélite mas aproximado, Mimas, es ja mucho mas escén-
trica que la de Encelado j la de Titán, tan claramente de-
terminada por Besse]^ j que es á la vez el major j mas anti-
guo de los satélites de Saturno. La escentricidad de
Titán no es en verdad mas que de 0^02922. Según estos
datos que merecen confianza. Mimas solo es mas escén-
trico que la Luna, cuja escentricidad, igual á 0,05484^
tiene de particular que es la major escentricidad conocida^
relativamente á la del planeta principal alrededor del cual
verifica su revolución. Asi la escentricidad de Mimas, es íi
la de Saturno como 0,068 es á 0,056,- la de la Luna es á la
de la Tierra, como 0,054 es á 0,016. Acerca de las distan-

— 332 --

cías de los satélites á los planetas puede verse el primer tomo
del Cosmos (p. 85). La distancia de Mimas á Saturno no
está ja evaluada hoj en 14,857 miriámetros , sino en
18,995. partiendo del centro del planeta, ó en 12,946, á
partir de la superficie, de donde resulta que la distancia de
este satélite al anillo de Saturno es de mas de 5,000 miriá-
metros, restando 3,409 miriámetros para el intervalo entre
el planeta j el anillo, j 4,486 para la estension misma de
dicho anillo (38). El sistema de Júpiter presenta también
con cierta armonía g-eneral, anomalías singulares en las ór- |
bitas de sus satélites, que se mueven todos á una pequeña 1
distancia j en el plano del ecuador del planeta. Entre los *
satélites de Saturno, 7 verifican su revolución á muj corta
distancia del plano del anillo; el 8.° j último, Jafet, está
inclinado sobre este plano 12° 14'.

En estas consideraciones generales acerca de las órbitas
planetarias, hemos descendido del sistema solar, el mas es-
tenso de los sistemas conocidos, pero que ciertamente no es
aun la manifestación suprema de la atracción celeste, á los
sistemas parciales j subordinados de Júpiter, Saturno, Nep-
tuno j Urano (39). Sí, por una parte, existe en el pensa-
miento j en la imaginación del hombre una tendencia innata
ala generalización, un deseo insaciable de eng-randecer, aun
mas_, el Mundo por sus presentimientos, j á buscar en el mo
vimiento de traslación que tiene nuestro sistema solar , la
idea de una coordinación mas vasta y elevada (40), háse
supuesto también , que los satélites de Júpiter podían ser
otros tantos centros alrededor de los cuales girasen cuerpos
celestes cuja estremada pequenez los hiciera invisibles. Se-
gún esta hipótesis , á cada uno de los miembros de que se
componen los sistemas parciales que tienen su asiento prin-
cipal en el grupo de los planetas esteriores seguirían otros
sistemas análogos j subordinados. El espíritu simétrico
del hombre se complace en la reproducción sucesiva de las

mismas form as j aun cuando se ve obligado para satisfacerse
á inventar analogías; pero un serio examen no permite
confundir el mundo real con el mundo ideal, las hipótesis
simplemente probables con los resultados fundados sobre
observaciones ciertas.

— 334

i

NOCIONES PARTICULARES

SOBRE LOS PLANETAS Y LOS SATÉLITES.

Una descripción física del Universo tiene por objeto es-
pecial, como he dicho ja muchas veces, reunir los resulta-
dos numéricos mas importantes j mas seguros que han
podido obtenerse en el mundo sideral, como también en el
dominio terrestre, hasta la mitad del siglo XIX. Las formas
j los movimientos de los cuerpos deben estar trazados en
ella bajo el triple punto de vista de su creación , de su exis-
tencia j de su medida. Las bases sobre que descansan esos
resultados, las conjeturas cosmogónicas que, siguiendo los
progresos j las alternativas de nuestros conocimientos, se
han producido desde hace millones de años, en cuanto á la
formación j el desarrollo del mundo físico, no entran , á
decir verdad, en el círculo de esas investigaciones esperi-
mentales. Puede verse respecto de este asunto el tomo I del
Cosmos, p. 26-31 j43.

EL SOL.

En las páginas que preceden_, he indicado las dimensio-
nes del Sol y espuesto las opiniones generalmente admiti-
das hoj acerca de la constitución física del cuerpo que for-
ma el centro de nuestro sistema. Bastará añadir, según las
observaciones mas recientes, algunas consideraciones su-
plementarias con respecto á las formas rojizas de que he-
mos hablado en otro lugar Los importantes fenómenos que

— 335 ■ —

se ofrecieron en el Este de Europa, con ocasión del eclipse
total del 28 de Julio de 1851, han corroborado mas la opi-
nión espresada por Arago en 1846, de que las eminencias
rogizas semejantes á montañas ó á nubes que en los eclip-
ses se notan en los bordes del disco oscurecido del Sol,
pertenecen á la atmósfera gaseosa, es decir, á la mas este-
. rior de las atmósferas de que está rodeado el cuerpo central
41). Esas eminencias se hallaban descubiertas gradual-
mente al Oeste por la retirada de la Luna , y desapare-
cian del lado opuesto á medida que la Luna proseguía su
carrera hacia el Oriente., (Obras de Francisco Arago,
t. Vil, p. 277; t. IV de las Noticias cientíjicas .)

Esas projecciones marginales tenian una intensidad de
luz tal, que se las pudo reconocer con el telescopio á través
de las ligeras nubes que las ocultaban, j distinguirlas tam-
bién á simple vista en el interior de la corona.

Alguna de esas eminencias, que tenian el color del rubí
ó de la flor del albérchigo, esperimentaron en sus contornos
una rápida j sensible alteración durante el tiempo del
eclipse total. Una de ellas parecía encorvada en su estre-
midad, v muchos observadores creían ver como una colum-
nade humo redondeada, hacía el vértice de la cual flotaba
una nube libremente suspendida (42). La altura de las
protuberancias fué evaluada en general en 1 ó 2 minutos;
V aun haj un punto sobre el cual parecen haber esce-
dido de este límite. Independientemente de esos haces lu-
minosos, en número de 3 á 5, se ven también bandas rojas
estrechas j dentadas con frecuencia,^ que parecen adherirse
á los bordes de la Luna (43).

Ha podido verse de nuevo y muj distintamente, sobre-
todo á la entrada , la parte del borde de la Luna que no se
proyectaba sobre el disco del Sol (44).

A algunos minutos de los bordes del Sol, cerca de la ma-
jor de las eminencias rojas y encorvadas que acabamos de

— 336 —

indicar, se distinguia un grupo desmanchas solares. Cerca
del borde opuesto veíase igualmente otra mancha; la dis-
tancia que la separaba de él apenas permitia creer que la
materia roja j gaseosa de esas exhalaciones saliera de las
aberturas en forma de embudo que constitu jen las man-
chas. Pero como con un fuerte aumento se ven distintamen-
te poros en toda la superficie del Sol^ la conjetura mas pro-
bable es que esas emanaciones de gas y de vapores que,
elevándose del cuerpo solar_, forman los embudos, se estien-
den á través de esas aberturas ó á través de los poros mas
pequeños, j ofrecen á nuestras miradas, en la tercera en-
vuelta solar, las columnas de vapor rojo y las nubes diversa-
mente configuradas, cu va descripción hemos hecho (45).

MERCURIO.

Si se tiene presente cuánto se ocuparon los Egipcios
de Mercurio, desde los mas remotos tiempos bajo el nombre
de Set ó de Horus (46)^ j los Indios con el de Budha (47);
cómo los Aseditas^ acostumbrados á contemplar el cielo
trasparente de la Arabia occidental, hicieron de este planeta
objeto de su culto, con preferencia á todos (48); j cómo por
último Tolomeo pudo aprovechar en el libro IX de su libro
de Ahnagestas 14 observaciones de Mercurio, remontándose
hasta el año 261 antes de nuestra Era, j que proceden en
parte de los Caldeos (49), no pueden menos de sorprender
las quejas de Copérnico en su lecho de muerte y á los 70
años, porque no habia podido á pesar de su avanzada edad,
ver á Mercurio. Sin embargo, los Griegos, impresionados
por la intensidad tan viva algunas veces de su luz , ca-
racterizaban á este planeta por el epíteto de centellante
{ariUav^ (5^)- Como Véuus, Mercurio presenta fases, es de-
cir, que su parte iluminada esperimenta variaciones de

— 337 —

forma; apareciendo también algunas veces como estrella
matutina^ j otras como vespertina.

La distancia media de Mercurio al Sol es algo major que
8 millones de millas geográficas de 15 al grado, próxima-
mente 6 millones de miriámetros; esto hace 0,3870938
de la distancia media de la Tierra al Sol. En razón
á la escentricidad considerable de su órbita, que es de
0,2056163, la distancia de Mercurio al Sol cuenta en el
perihelio solo 6 millones ^/^ de millas geográficas, j
en el afelio 10 millones. Este planeta verifica su revo-
lución alrededor del Sol , en 87 de nuestros dias medios,
mas 23 boras, 15 minutos v 46 segundos. Observaciones
muj poco seguras acerca de la forma del cuerno meridio-
nal de su creciente, j el descubrimiento de una banda
oscura absolutamente negra bácia el Este , ban llevado á
Scbroeter j Harding á fijar como duración de su rotación
el espacio de 24 boras 5 minutos.

Según las determinaciones de Bessel, becbas con motivo
del paso de Mercurio el 5 de Majo de 1832, el verdadero
diámetro de este planeta es de 497 miriámetros^, es decir,
0,391 del diámetro terrestre (51).

La masa de Mercurio babia sido evaluada por Lagran-
ge, según suposiciones muj atrevidas acerca délas relacio-
nes recíprocas de las densidades j de las distancias. El
cometa de corto período de Encke suministró el primer
medio de corregir este cálculo. Según Encke, la masa de
Mercurio es ^/^ g^^ ^,^^ de la masa del Sol, lo que da pró-
ximamente ^/i3,7 de la masa terrestre. Laplace ba es-
timado, según Lagrange , la masa de Mercurio en ^/^ 02:>
810 {^^)j V^^^ ^^ escede apenas en realidad de los ^/^^ de
esa cifra. Esta corrección rebate la hipótesis del crecimien-
to rápido de las densidades, según que los planetas estén
mas ó menos cercanos al Sol. Si se admite con Hausen,
que el volumen de Mercurio iguala á los ^/^jo ¿el de la

TG?n iiT. 22

— 338 —

Tierra, resulta que la densidad de Mercurio es solo de 1,22.
«Por lo demás, dice Encke, esas deterrainaciones no deben
considerarse aun sino como un primer ensajo para llegar
á la verdad que no adquirió Laplace por completo.» Creíase,
no hace aun diez años, que la densidad de Mercurio era casi
triple de la de la Tierra : evaluándola entonces, tomando
por unidad la de la Tierra, en 2,56 ó 2,94.

VENUS.

La distancia media de Venus al Sol es igual á 0,723 331 7
de la de la Tierra _, es decir, igual á 15 millones de millas
geográficas ú 11 millones de miriámetros. La duración de
la revolución sideral de Venus es de 224 dias, 16 horas, 49
minutos j 7 segundos. Ningún otro planeta principal está
tan cerca de la Tierra. Con efecto, se aproxima á una dis-
tancia de 3.900,000 miriámetros, pero se aleja también
hasta 26.000,000 de miriámetros. De aquí las variaciones
considerables de su diámetro aparente que solo se podria
determinar según la intensidad de la luz (53). La escentri-
cidad de la órbita de Venus es únicamente de 0_,006 861 82,
tomando como siempre el semi-eje major por medida. El
diámetro de este planeta es de 1,694 millas geográficas ó
1,256 miriámetros^ su masa de ^/^ ^^g gg^ de la del Sol, su
volumen de 0,957, su densidad de 0,94 relativamente al
volumen j á la densidad de la Tierra.

De los dos pasos de los planetas inferiores que fueron
anunciados por primera vez por Keplero en sus Tablas Ru-
dolfinas, el de Venus es de esencial importancia para la
teoría de todo el sistema planetario , en cuanto puede ser-
vir para determinar el paralaje del Sol, v por consecuen-
cia la distancia de la Tierra al cuerpo central. Según las
profundas observaciones á que se entregó Encke acerca
del paso de Venus en 1769, j cujos resultados ha con-

— 339 —

signado en el Anuario de Berlin (Berliner JahrhucJi
para 1852, p. 323), el paralaje del Sol es de 8'', 571 16.
Desde el año 1847, el paralaje del Sol es objeto de un
nuevo trabajo, basado en la proposición de un célebre ma-
temático, el profesor Gerling, de Marburg, y por orden
del gobierno de loS Estados -Unidos. Trátase de determi-
nar este paralaje por medio de observaciones sobre Venus
cerca de su estension oriental j occidental, midiendo mi-
crométricamente las diferencias en ascensión recta y en
declinación, bajo latitudes j longitudes muj diferentes
de estrellas cuja posición esté perfectamente fijada. Esta
espedicion astronómica se La dirigido bajo las órdenes de un
oficial muj instruido,, el teniente Gilliss, hacia Santiago
de Chile. Véanse á este respecto las Noticias astronómicas
de Schumacher (Astronomische Nachrichten, núm. 599,
p. 363 j núm. 613, p. 193).

Durante mucho tiempo se han abrigado dudas acerca
de la duración de la rotación de Venus. Doming-o Cassini
en 1669, j Santiago Cassini en 1732, la evaluaron en 23'^
20', mientras que Bianchini en Roma, adoptaba el largo
período de 24 dias ^/g (54). Vico, después de una serie de
observaciones mas exactas, hechas desde 1840 á 1842, de-
dujo de un gran número de manchas de Venus la cifra de
23h 2r 2r',93.

Esas manchas que cuando Venus presenta la forma de
un creciente están cerca del límite de la sombra j de la
luz, son pequeñas, rara vez visibles j muj cambiantes; de
donde los dos Herschell han deducido que pertenecen auna
atmósfera de Venus mas bien que á la superficie sólida del
planeta (55). La Hire, Schroeter jMsedler han aprovechado
las formas cambiantes de los cuernos del creciente, sobre
todo del cuerno meridional , para evaluar la altura de las
montañas, j muj principalmente para determinar la du-
ración de la rotación. No es necesario para esplicar esos

— 340 —

cambios, admitir como pretendió Schroeter en Lilienthal,
picos de montañas de 5 millas geográficas de altura, ó de
mas de 3 miriámetros: bastan elevaciones como las qu»
ofrece nuestro planeta en los dos continentes (56). Según
lo poco que sabemos acerca de la superficie j constitución
física de los planetas mas próximos al Sol , Mercurio j Ve-
nus, el fenómeno de un resplandor ceniciento j de un des-
prendimiento de luz propia en estos planetas, fenómeno ob-
servado muchas veces en la parte oscura de Venus por
Cristian Majer, G. Herscbell v Harding, permanece siem-
pre mu j enigmático (57). No es verosímil que atan gran-
de distancia pueda la luz reflejada por la Tierra producir
un resplandor ceniciento sobre Venus, como sobre la Luna.
Hasta aquí no se ba observado aplanamiento alguno en los
dos planetas inferiores, Mercurio j Venus.

LA TIERRA.

La distancia media de la Tierra al Sol es 12,032 veces
major que el gran diámetro de nuestro globo. Es, pues,
de 20.682,000 millas geográficas ó de 15.346,000 miriá-
metros á 66,000 miriámetros, es decir, á ^/¿ao próxima-
mente.

La revolución sideral de la Tierra alrededor del Sol se
verifica en 365^^ 6'^ 9' 10^,7,496. La escentricidad de su
órbita-es de 0,01679226; su masa de Vsoo'o.u? ^^ densi-
dad con relación al agua de 5,44. Bessel, después de sus
investigaciones sobre diez medidas de grado, evaluó el
aplanamiento de la Tierra en V299M03 j ^^ diámetro ecuato-
rial es de 1718,9 millas geográficas ó 1,276 miriámetros,
el diámetro polar de 1713,1 millas geográficas, ó sean
1271,7 miriámetros (Cosmos^ t. I, p. 389, núm. 30). Ha-
cemos solo mención aquí de las evaluaciones numéricas
que se refieren á la forma j al movimiento de la Tierra;

— 341 —

todo lo que corresponde á la constitución física de este pla-
neta está reservado parala última parte del Cosmos^ consa-
grado enteramente al dominio terrestre.

I, A LUNA.

Distancia media de la Luna á la Tierra : 51,800 millas
geográficas ó 38,400 miriámetros; revolución sideral: 27'^
7'' 43' 11", 5; escentricidad de la órbita lunar: 0,054 844 2;
diámetro de la Luna: 336 miriámetros, próximamente ^/^
del diámetro de la Tierra; volumen: ^/^.^ del volumen ter-
restre; masa de la Luna, según Lindenau: V8"^"3- según
Peters j Schidloffskj: ^/gj de la masa de la Tierra; densi-
dad: 0,619, próximamente "^^ de la Tierra. La Luna no
tiene aplanamiento sensible; pero la teoría ha determinado
una prolongación muj pequeña en la dirección de la Tier-
ra. La rotación de 3a Luna sobre su eje tiene lugar exacta-
mente, j es probable que suceda así para todos los demás
satélites, en el mismo tiempo que emplea en verificar su
revolución alrededor de la Tierra.

La luz solar reflejada por la superficie de la Luna es
bajo todas las latitudes inferior á la que envia una nube
blanca durante el dia. Cuando para determinar longitudes
geográficas es preciso medir con frecuencia distancias de la
Luna al Sol , haj de ordinario dificultad en descubrir el dis-
co lunar rodeado de un conjunto de nubes mas brillantes.
Podia JO distinguir mas fácilmente la Luna sobre las órbitas '
de doce á diez j seis mil pies de altura, desde donde no se
vé en el Cielo á través de la límpida atmósfera de las mon-
tañas, mas que ligeros cirros cujas huellas ligeras envian
una luz muj débil; los rajos de la Luna, atravesando ca-
pas de aire menos densas, pierden entonces una parte me-
nor de su intensidad. La relación entre el brillo del Sol
j el de la Luna llena exige nuevas evaluaciones; puesto

— 342 —

que la medida dada por Bouguer, j generalmente admi-
tida (V:)00)ooo)> ^^^^ ®^ ^^^ V^^^ armonía con la de Wollas-
ton (Vsoo'Ooo)» ^^6 á decir verdad, es menos probable (58).

La luz amarilla de la Luna parece blanca de dia, porque
roba á las capas azules del aire que atraviesa el color com-
plementario del amarillo (59). Según las numerosas obser-
vaciones que ba becbo Arago con su polaríscopo, baj en
la luz de la Luna luz polarizada, sobre todo en los cuantos
j en las mancbas de color gris del disco lunar, por ejemplo,
en el gran círculo oscuro j alguna vez verdoso que lleva
el nombre de Mare Crisium. El tinte oscuro de la región
circundante añade un efecto de contraste que bace mas no-
table todavía el fenómeno. En cuanto á la montaña bri-
llante que ocupa el centro del grupo Aristarco j sobre la
cual se ba creido observar mucbas veces signos de activi-
dad volcánica no ba producido mas luz polarizada que las
otras partes del disco lunar. En la Luna llena no se vé mez-
cla alguna de luz polarizada; pero durante el eclipse total
de 31 de Majo de 1848, Arago encontró indicios ciertos de
polarización en el disco rogizo de la Luna. Puede verse
respecto de este fenómeno, del que nos ocuparemos mas
adelante^ el tomo VII de las Obras de Arago, p. 238 (t. IV
de las Noticias cientíjicas) .

La Luna emite calor: este descubrimiento que como
tantos otros bailó mi ilustre amigo Melloni, debe estar
colocado entre los mas importantes j mas estraordinarios
de este siglo. Después de bastantes ensajos infructuosos,
desde los de La Hire basta los del ingenioso Forbes (60),
Melloni ba encontrado el medio, con un lente graduado de
tres pies de diámetro, destinado al Instituto meteorológico
del Vesubio, de observar de la manera mas clara las eleva-
ciones de temperatura subordinadas á las diferentes fases
de la Luna. Mossotti j Belli, profesores de las universida-
des de Pissa j de Pavia, fueron testigos de esas esperiencias

— 343 —

cu JOS resultados variaron según la edad y la altura de la
Luna. Pero en esta época, verano del año 1846, no se ha-
bía determinado todavía á qué fracción de un termómetro
centígrado corresponde el ascenso de temperatura observa-
do en la pila telescópica de Melloni (61).

La luz cenicienta que se vé en una parte del disco lu-
nar, cuando pocos dias antes ó después de su renovación
presenta solo un estrecho creciente iluminado por el Sol,
no es otra cosa que la luz terrestre que vá á tocar á la Luna,
es decir, «el reflejo de un reflejo.» Cuando menos ilumi-
nada nos parece la Luna, tanto mas iluminado está el glo-
bo por ella. Por otra parte, la luz que la Tierra envia á la
Luna es 13 veces j media mas estensa que la que recibe
de ella; j es tal, que después de una segunda reflexión po-
demos todavía apreciarla. Esta luz cenicienta permite reco-
nocer por medio del telescopio las manchas principales j
los vértices de las montañas que brillan en los paisajes de
la Luna, como otros tantos puntos luminosos. También se
vé un resplandor gris cuando la Luna está fuera de la
sombra en mas de su mitad (62). Observados estos fenó-
menos en las regiones tropicales, sobre las altas mesetas de
Quito j de Méjico, producen una impresión particular.
Desde Lambert y Schroeter es general la opinión de que
las diferencias en la intensidad de la luz cenicienta depen-
den de la major ó menor fuerza con que es reflejada la luz
solar que hiere la superficie de nuestro globo, según que
sea enviada por masas continentales cubiertas de arenas,
praderas, bosques tropicales y rocas áridas, ó bien por las
estensas llanuras del Océano. El 14 de Febrero de 1774,
Lambert observó con un anteojo llamado investigador , que
la luz cenicienta se convertía en un tinte de aceituna ti-
rando á amarillo. «La Luna, dice Lambert refiriéndose á
esta notable observación, estaba entonces verticalmente so-
bre el Océano Atlántico_, y recibía sobre su hemisferio de

— 344 ^

sombra la luz verde de la Tierra, reflejada bajo un cielo
sereno por las regiones frondosas de la América meridio-
nal (63).

El estado meteorológico de nuestra atmósfera modifica
la intensidad de la luz terrestre que realiza el doble tra-
yecto de la Tierra á la Luna, j de la Luna á nuestra vista.
También será posible desde hov^ como dice Arago (64), mer-
ced á los instrumentos disponibles para ello, leer en cierto
modo en la Luna el estado medio de transparencia de
nuestra atmósfera. Képlero, en la obra titulada: acl ViteUio-
nem Paralijoomenay quilus Asir onomm par s óptica tradiiur
(1604, p. 254), atribuje las primeras nociones exactas
acerca de la naturaleza de la luz cenicienta á su venerado
maestro M?estlin, que presentó esta esplicacion en tesis sos-
tenidas públicamente en Tubinga, en 1596. Galileo habla-
ba en su Sidereus Nicncms (p. 26), de esta reflexión de la
luz terrestre, como de un hecho descubierto por él mismo
hacia mucho tiempo; pero ja 100 años antes de Mrestlin j
Galileo, la esplicacion del reflejo visible de la luz terrestre
sobre la Lúa no habia pasado desapercibida al genio uni-
versal de Leonardo de Vinci, como lo acreditan sus manus-
critos largo tiempo olvidados (65).

Rara vez acontece que en los eclipses totales de Luna
desaparezca esta por completo. Según la observación mas
antigua de Képlero {^^)i sucedió así el 9 de diciembre de
1601, j en época ja mas próxima el 10 de junio de 1816,
en Londres. No pudo verse la Luna ni con telescopio. La
causa de este fenómeno singular debe depender del estado
imperfectamente conocido en que se encontraban^ bajo la
relación de la diafanidad , algunas de las capas de nuestra
atmósfera. Hevelio dice espresamente que en el eclipse total
de 25 de abril de 1642, el cielo perfectamente puro estaba
cubierto de estrellas centelleantes, j sin embargo, aunque
empleó muj diversos aumentos, el disco lunar permaneció

— 345 —

invisible. En otros casos también muy raros, ciertas partes
de la Luna son las únicas visibles, pero lo son débilmente.
Lo ordinario en un eclipse total es ver enrojecer la Luna,
pasando por todos los grados de intensidad j llegar hasta
el rojo del fuego, cuando está apartada de la Tierra. Hace
medio siglo, el 29 de marzo de 1801, mientras que está-
bamos mojando en la isla de Baru, no lejos de Cartagena
de Indias^ me sorprendió vivamente, al observar un eclipse,
ver como bajo el cielo de los trópicos, el disco de la Luna
parecia mas rojo que en mi patria (67). Es sabido que dicho
fenómeno es un efecto de la refracción, por la inflexión de
los rajos solares á su paso por la atmósfera terrestre (68, j
su entrada en el cono de sombra, como dice perfectamente
Képlero en sus Paralij^omena ad ViteUmiem (pars óptica,
p. 893). Por lo demás, el disco rojo ó ardiente no está nun-
ca coloreado por igual; algunos sitios permanecen oscuros
j pasan por tintas mas ó menos sombrías. Los Griegos ha-
bian formado una teoría muj estraordinaria respecto de los
diferentes colores que debia presentar el disco lunar, según
la hora del dia en que se producia el eclipse (69)'.

La larga discusión sobre la existencia probable ó no
probable de una envuelta atmosférica en el globo lunar,
tuvo por resultado probar, por observaciones precisas, de
ocultaciones de estrellas, que no tienen refracción los ra-
jos luminosos en los bordes de la Luna. Así están destrui-
das las hipótesis de Schroeter acerca de una atmósfera j
un crepúsculo lunares (70). «La comparación de los dos
valores del diámetro de la Luna, uno de los cuales se ob-
tiene directamente , dice Bessel _, deduciéndose del tiempo
que dura la ocultación de una estrella, enseña que la luz es-
estelar cuando está rasante con el borde de la Luna , no se
esvía sensiblemente del camino recto. Si tuviese lugar una
refracción, el segundo valor del diámetro seria menor que el
primero, j medidas reiteradas han dado, por el contrario^

— 346 —

determinaciones tan concordantes que jamás ha sido posi-
ble encontrar en ellas una diferencia decisiva (71).» La in-
mersión de las estrellas, que se vé de una manera distinta,
sobre todo en el borde oscuro, se verifica instantáneamente
j sin disminución progresiva de brillo; lo mismo sucede
para la emersión ó reaparición.

Puesto que nuestro satélite está privado de envuelta
aeriforme, los astros, en la falta de toda luz difusa, se le-
vantan para él , sobre un cielo casi negro aun durante el
dia (72). Allí, ninguna onda aérea puede trasmitir el rui-
do, el canto ni la palabra. Para nuestra imaginación, que
gusta de penetrar en las regiones inaccesibles, el astro de
las noches no es mas que un desierto mudo j silencioso.

El fenómeno de la detención 6 adherencia, que algunas
veces presenta en el borde de la Luna la estrella inmergida,
no puede ser considerado apenas como un efecto de irradia-
ción, aunque en verdad, por razón de la diferencia de brillo
que distingue claramente por parte iluminada directamente
por el Sol V la luz cenicienta, la irradiación en un cre-
ciente estrecho haga aparecer la primera como encajada en
la segunda (73). Arago, en un eclipse total, vio distinta-
mente adherirse una estrella durante la conjunción, al disco
oscuro de la Luna. ¿Es preciso sobretodo atribuir esas apa-
riencias á algún efecto de sensación j á causas fisiológi-
cas (74), ó hiena las aberraciones de refrangibilidad j de
esferoicidad del ojo (75)? Este punto ha sido objeto de dis-
cusión entre Arago j Platean . Para los casos en que los ob-
servadores han afirmado haber visto reaparecer la estrella
despuesde su desaparición, j desaparecer luego de nuevo,
puede deducirse que la estrella habia encontrado acciden-
talmente un borde de la Luna erizado de montañas ó me-
llado por profundos precipicios.

La intensidad muv desigual de la luz reflejada, en las
diferentes regiones del disco lunar, j sobre todo la poca

— 347 —

claridad del borde interior, durante las fases, lian dado mo-
tivo desde los primeros tiempos á alg-unas conjeturas razo-
nables acerca de las asperezas que presenta la superficie de
nuestro satélite. En la pequeña pero curiosa obra de la Faz
que aparece en el disco de la Luna^ dice Plutarco, «que las
manchas podrian hacer sospechar gargantas ó valles, j pi-
cos de montañas que arrojan grandes, sombras, como el
monte Athos, cuja sombra llega hasta la isla de Lemnos
(76).» Las manchas cubren próximamente ^/^ del disco
entero. Cuando el astro está colocado favorablemente, pue-
den distinguirse á simple vista en una atmósfera serena, las
crestas de las regiones montañosas de los Apeninos, el re-
cinto oscuro llamado Grimaldi, el estanque conocido con el
nombre de Mare Crisium, j por último el grupo de Ticho,
encajado entre un gran número de montañas j de cráteres
(77). Según una suposición que parece fundada, el aspec-
to de la cadena de los Apeninos seria especialmente lo que
conduciria á los Griegos á esplicar las manchas de la Luna
por montañas, j les haria pensar en el monte Athos, cuja
sombra cubria la vaca de bronce de Lemnos, en los solsti-
cios. Otra opinión, puramente imaginaria, acerca de las
manches de la Luna^ era la de Agesianax^ que combatia
Plutarco, j según la cual el disco de la Luna nos enviaba
por reflexión, como un espejo, la imagen de nuestros pro-
pios continentes j del Atlántico. Una creencia muj seme-
jante parece haberse conservado aun en el estado de tradi-
ción popular, en algunas comarcas del Asia (78),

Empleando con cuidado grandes anteojos, se ha llega-
do insensiblemente á trazar una topografía de la Luna, fun-
dada en observaciones reales; jcomo, en oposición, uno de
sus hemisferios completo se ofrece á nuestras miradas, co-
nocemos la dependencia general de las montañas de la Lu-
na j su configuración superficial mucho mejor que la oro-
grafía del hemisferio terrestre que comprende el interior

— 348 —

del África j del Asia. Generalmente las partes mas oscuras
del disco lunar son las mas unidas j las mas bajas; las par-
tes brillantes son las regiones elevadas j montañosas. Pero
la antigua división que hacia Képlero en mares j conti-
nentes, se abandonó desde hace mucho tiempo; j ja Heve-
lio , por mas que propagó el uso de términos análogos,
dudaba de su exactitud y tenia escrúpulos acerca de esta
oposición de los dos elementos. Apójanse sobre todo los que
combaten la hipótesis de las llanuras líquidas, en la cir-
cunstancia comprobada por juiciosas observaciones j he-
chas á grados de luz muj diferentes, de que en los preten-
didos mares de la Luna no hav espacios unidos, por peque-
ños que sean , presentan todos pues gran número de su-
perficies que se cruzan. Arago ha robustecido los moti-
vos sacados de las desigualdades de superficie, haciendo
notar que, apesar de sus asperezas, algunas de esas llanu-
ras podrian formar todavía el lecho de mares poco profun-
dos, puesto que en nuestro globo el fondo accidentado j
cubierto de arrecifes del Océano , puede ser visto distinta-
mente á una gran altura, gracias á la superioridad de bri-
llo de la luz que se eleva de las profundidades sobre la que
refleja ]a superficie (t. IX, de las Oirás de Arago ^ p. 76 á
80). En el Tratado de Astronomía j de Fotometría que
aparecerá muj pronto, Arago se propone llegar por otras
razones tomadas de la Óptica y que no son de este lugar, á
la ausencia probable del agua en nuestro satélite. Las ma-
jores de esas llanuras bajas se encuentran en las regiones
del Norte j del Este. La cuenca mal delimitada del Océa-
nus Procellarum es de todas probablemente la de major
estension; no tiene menos de 50,000 miriámetros cuadra-
dos. Esta parte oscura de la Luna, situada en el hemisferio
oriental, que contiene montañas agrupadas en forma de is-
las, tales como los montes Rífeos, el monte Képlero, el
monte Copérnico j los Karpatos, j á la cual se unen el

— 349 —

Mare Imbrium que cubre una superficie de 9,000 miriá-
metros cuadrados, el MareNubium, j también en una cier-
ta medida, el Mare Humor um, forma el contraste mas sor-
prendente con la región luminosa del Sud-Oeste, en la cual
están acumuladas las montañas (79). Al Nor-Oeste, se vén
dos cuencas mas aisladas j mas herméticamente cerradas;
el Mare Crisium que se estiende por un espacio de mas de
1,600 miriámetros cuadrados, j el Mare Tranquillitatis
cuya superficie es de 3,100.

El color de esos pretendidos mares no es siempre gris.
El Mare Crisium es de un gris mezclado de verde oscuro.
El Mare Serenitatis j el Mare Humorum son igualmente
verdes. Por otra parte, cerca de los montes Hercinianos, el
recinto aislado designado con el nombre de Lichtenberg^
presenta un tinte rojizo. Lo mismo sucede con el Palus Som-
nii. Las llanuras circulares cu jo centro no está ocupado
por montañas, son en su major parte de un gris subido ti-
rando á azul j que asemeja al brillo del acero. Las causas
de esos tonos diferentes sobre un suelo formado de rocas ó
cubierto de sustancias movibles, son completamente desco-
nocidas. Lo mismo que en el Norte de la cadena de los Al-
pes^ el ancho circo de Platón, llamado por Hevelio Lacus
niger major, j todavía mas Grimaldi, hacia el ecuador, j
Endjmion, en la estremidad Nor-Oeste del disco, son los
tres sitios reputados como ios mas oscuros de la Luna; por
el contrario, el punto mas resplandeciente es Aristar-
co , cu JOS vértices lucen alguna vez , en la sombra, con
un brillo casi estelar. Todas esas gradaciones de sombra
j de luz afectan una placa barnizada de jodo, j merced
á fuertes aumentos, se fijan al dagarreotipo con una fide-
lidad maravillosa. Tengo en mi posesión una imagen
de la Luna, obtenida de esta manera por un artista distin-
guido, Whipple, de Boston ; j aunque solo tiene dos pul-
gadas de diámetro, reconócese en ella perfectamente lo que

— 350 —

ha dado en llamarse los mares, asi como la serie de mon-
tañas.

La forma circular que llama la atención en alguno de
los mares, en particular en el Mare Crisium, el Mare Sere-
nitatis j el Mare Humorum, se vuelve á hallar con mucha
mas frecuencia todavía, j de una manera general en las
partes montañosas de la Luna, sobre todo entre los mismos
grupos de montañas que cubren el hemisferio meridional
del polo al ecuador, donde terminan en punta. Un gran nú-
mero de esas eminencias anulares, j de esas circunvala-
ciones, de las cuales las majores tienen, según Lorhmann,
mas de 500 miriámetros cuadrados, forman cadenas conti-
nuas, paralelas al meridiano, entre 5° j 40° de latitud
austral (80) . La región polar boreal no contiene proporcio-
nalmente mas que un pequeño número de ese círculo de
montañas: forman por el contrario un grupo no interrum-
pido sobre el estremo occidental del hemisferio del Norte
entre 20° j 50° de latitud. Sin embargo, el Mare P'rigoris
está á algunos grados solamente del polo boreal, que no
ofreciendo como toda la región plana de Nor-Este^ mas
que algunos cráteres aislados, Platón, Mairan, Aristarco,
Copérnico y Képlero, forman un contraste completo con el
polo austral, todo erizado de montañas. Alrededor del polo
austral brillan picos elevados, penetrados durante lunacio-
nes enteras, de una luz perpetua; verdaderas islas de luz
que pueden reconocerse con anteojos de pequeño aumen-
to (81).

Como escepciones de este tipo_, tan estendido sobre la
superficie de la Luna, de recintos circulares, existen
también verdaderas cadenas de montañas situadas casi en
medio del hemisferio septentrional: tales son los Apeninos,
el Cáucaso j los Alpes. Esas cadenas se dirigen del Sud al
Norte, formando un arco un poco inclinado hacia el Oeste,
j cubren cerca de 32'' de latitud. En este espacio están

— 351 —

acumuladas las espaldas de montañas j picos, alguna
vez muj agudos, á los cuales se mezclan todavía un pe-
queño número de círculos y depresiones en forma de crá-
teres (Conon, Bradlej, Calippus), pero cu jo conjunto se
acerca mas á nuestras cadenas de montañas. Los Alpes lu-
nares que ceden en altura al Cáucaso j á los Apeninos,
entiéndase Cáucaso j Apeninos de la Luna, presentan un
valle transversal notablemente ancho, que corta la cadena
en la dirección del Sud-Este á Nor-Oeste. Este valle está
adornado de vértices que esceden en altura al pico de Te-
nerife.

Si en la Luna j sobre la Tierra se comparan las alturas
de las montañas á los diámetros de esos dos cuerpos celes-
tes, se llega al resultado notable, que las montañas lu-
nares de las cuales_, las mas grandes son inferiores solo en
600 toesas á las del globo terrestre, tienen ^/¡^^^ del diáme-
tro de la Luna, mientras que las de la Tierra, cuatro veces
majores no pasan de Vusí ^® ^^ diámetro (82). Entre las
1,095 latitudes medidas sobre la Luna, encuentro 39 supe-
riores á la del Mont Blancb, de 2,462 toesas, j 6 que tie-
nen mas de 3,000. Esas medidas se obtienen bien por los
rajos tangentes, determinando la distancia de los vértices
que parecen iluminados en la parte de sombra, en el límite
de sombra j de luz, bien según la longitud de las figuras
de las sombras projectadas. Galileo aplicaba ja el primero
de esos métodos, como se vé en su carta al Padre Grienber-
ger sobre la Montuositá della Luna.

Según Msedler, que ha medido cuidadosamente las
montañas de la Luna por las longitudes de las cumbres
projectadas , los puntos culminantes son por orden de
magnitud decreciente: en el estremo meridional muj cer-
ca del polo, Dcerfel j Leibnitz, á 3,800 toesas; la montaña
circular de Newton, cuja escavacion es tal que jamás está
iluminado el fondo ni por la Tierra ni por el Sol, á 3,727

— 352 —

toesas; Casatus en el Este de Newton, á 3,569 toesas; Ca-
lippus en la cadena del Cáucaso, á 3,190 toesas; los Ape-
ninos, de 2,800 á 3,000 toesas. Es preciso notar aquí que
en la carencia de una superficie general de nivel , como
la que nos suministra el mar, igualmente distante en todas
sus partes del centro del globo terrestre, las alturas ab-
solutas no son rigorosamente comparables entre sí, j que
los números anteriores indican solamente, á decir verdad,
las diferencias de elevación entre los vértices j las llanuras
ó las depresiones mas cercanas (83). Sorprende mucho que
Galileo ha ja asignado también á esas alturas < incirca mi-
glia quattro, » es decir, cerca de una milla geográfica ó
3_,800 toesas, lo que en el estado de sus conocimientos hip-
sométricos, las hacia tener como mas elevadas todas las mon-
tañas del globo terrestre.

La superficie de nuestro satélite presenta una aparien-
cia muj- singular j misteriosa, que proviene de un efecto
óptico de reflexión, j no de accidentes hipsométricos: es
esta la de las láñelas luminosas que desaparecen bajo un dia
oblicuo, j que, al contrario de las manchas, se hacen mas
visibles cuando la Luna llena , j parecen otros tantos
sistemas radiantes) Esas bandas no son contra-fuertes de
montañas; no arrojan sombra alguna j corren con igual
intensidad de luz sobre las llanuras j las eminencias hasta
alturas de 12,000 pies. El mas estenso de esos sistemas
radiantes parte del monte Ticho , sobre el cual pueden dis-
tinguirse mas de cien bandas luminosas, con una longitud
de muchas millas por lo general. Sistemas análogos rodean
los montes Aristarco, Képlero, Copérnico j los Karpatos,
V están casi todos ligados entre sí. Es difícil imaginar por
analogía ó por inducción, qué alteración particular del suelo
puede determinar la presencia de esas cintas luminosas,
radiando de ciertas montañas anulares.

El tipo redondeado de que hemos hablado muchas ve-

— 353 —

ees y que casi domina en todas partes del disco de la Lu-
na, ja en los valles, rodeados de circunvalaciones cu jo cen-
tro está ocupado frecuentemente por montañas, ja en las
grandes montañas circulares j en sus cráteres, de los que
se cuentan 22 en Bajer j 33 en Albategnius, debia desde
luego inducir á tan profundo pensador como Roberto Hoo-
ke, á buscarle su esplicacion en la reacción del interior
de la Luna contra su parte esterior. Atribujó^ pues, este
fenómeno al efecto de los fuegos subterráneos j á la irrup-
ción de los vapores elásticos, ó también á una ebullición
que se desprendiera de las burbujas que van á reventar en
la superficie. Esperiencias lieclias con sedimentos calcáreos
en ebullición confirmaron sus ideas; j desde entonces com-
paró las circunvalaciones j sus montañas centrales con las
formas del Etna , del pico de Tenerife , del Hécla j de los
volcanes de Méjico, descritos por Gage (84).

Viendo Galileo uno de los valles circulares de la Luna,
sorprendido sin duda de sus dimensiones, se le representó,
según él mismo cuenta, como una vasta estension de tierra
encerrada entre montañas. He bailado un pasaje (85) en el
cual compara eses estanques circulares, al gran estanque
cerrado de la Bohemia. Muchos de los valles circulares de
la Luna no son, en efecto, muj inferiores en. estension á di-
cha comarca ; porque tienen un diámetro de 25 á 30 millas
geográficas (86) . Por el contrario, las montañas anulares
propiamente dichas, no tienen mas de 2 ó 3 millas de diá-
metro. Conon en los Apeninos tiene 2; j un cráter que
pertenece á la región luminosa de Aristarco tiene solo 400
toesas de estension ; j es, la mitad del cráter ^de Rucu-
Pichincha, situado en las altas mesetas de Quito, j que jo
mismo he medido trigonométricamente.

Comparando, bajo la relación de su naturaleza j de sus
dimensiones, los fenómenos de la Luna j los fenómenos tan
conocidos de la Tierra, es necesario notar que la major

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-^ 354 —

parte de las circunvalaciones j de las montañas anulares
de la Luna deben estar consideradas como cráteres de le-
vantamiento de erupciones intermitentes^ en el sentido en
que lo toma Leopoldo de Buch, pero infinitamente mas vas-
tos que los nuestros. Los cráteres de levantamiento de Hoc-
ca Monfina, de Palma, de Tenerife j de Santorin, que lla-
mamos grandes relativamente á las dimensiones que nos
son familiares en Europa, desaparecen en presencia de Tolo-
meo, de Hiparco j de otros muchos cráteres de la Luna.
Palma tiene solo 3_,800 toesas de diámetro: Santorin; según
la nueva medida del capitán Graves, tiene 5,200; Tenerife,
7,600 todo lo mas; es decir ^/^ ó '/,. de los diámetros de
Tolomeo ó de Hiparco. A la distancia de la Luna, los pe-
queños cráteres del pico de Tenerife j del Vesubio que tie-
nen 300 ó 400 pies de diámetro, serian visibles á
penas con el telescopio. La gran majoría de los círculos de
la Luna no tienen montañas centrales, j allí donde se en-
cuentran, esas montañas se presentan, Hevelío y Macrovio
entre otras, bajo la forma de cúpula ó de meseta, no como
cono de erupción, provista de una abertura (87). De los
volcanes ígneos que se dice haber sido vistos el 4 de majo
de 1783 en el hemisferio oscuro de la Luna^ j de los pun-
tos luminosos observados sobre el monte de Platón por
Bianchini, el 16 de agosto de 17Í25, j por Short, el 22 de
abril de 1751, solo hablamos aquí bajo el punto de vista
puramente histórico. Desde hace mucho tiempo se han
determinado, con efecto, las causas de esas ilusiones pro-
ducidas por reflejos mas vivos de la luz terrestre, que vie-
nen á herir la parte oscura de la Luna desde ciertos puntos
de nuestro globo (88).

Ya se ha hecho muchas veces la observación juiciosa
de que en razón á la falta de agua en la superficie de la
Luna, porque las especies de grietas sin profundidad j ge-
neralmente en línea recta, á las cuales se dá el nombre de

->- 355 —

tajeas, no son en modo alguno rios(89), puede considerarse
nuestro satélite próximamente tal como debió ser la Tierra
en su estado primitivo antes de estar cubierta de capas se-
dimentarias ricas en concbas , en cascajos j terrenos de
trasporte, debidos á la acción continua de las mareas ó de
las corrientes. Apenas puede admitirse que existan en la
Luna algunas capas ligeras de conglomerados j de detri-
tos formados por el frotamiento. En nuestras cordilleras,
levantadas sobre las bendiduras de que está surcado el globo,
empiezan á reconocerse aquí j allá grupos parciales de
eminencias que representan especies de estanques ovala-
dos. ¡Cuan diferente nos pareceria la Tierra de sí misma,
si la viésemos despojada de las formaciones terciarias j se-
dimentarias, así como de los terrenos de trasporte!

Bajo todas las zonas j mas que todos los demás plane-
tas, la Luna anima j adorna el aspecto del firmamento por
la diversidad de sus fases j por su rápido paso á través de
las constelaciones. Su luz alegra el corazón del bombre j
hasta á los animales salvajes, sobre todo en los bosques pri-
mitivos de las regiones tropicales (90). La Luna, gracias á
la atracción que ejerce en común con el Sol, pone en movi-
miento el Océano, modifica el elemento líquido sobre la
Tierra, j por la hinchazón periódica de los mares j los efec-
tos destructivos de las mareas, cambia poco á poco los con-
tornos de las costas, favorece ó contraria el trabajo del hom-
bre, j suministra la major parte de los materiales de que
se forman los asperones j los congloipaerados, cubiertos á su
vez por los fragmentos redondeados j sin cohesión de los
terrenos de trasporte (91). Asi la Luna obra sin cesar co-
mo fuente de movimiento sobre las condiciones geológicas
de nuestro planeta.

La influencia incontestable de ese satélite sobre la pre-
sión atmosférica, sobre la formación de las nieblas j la dis-
persión de las nubes, será tratada en la cuarta j última

— 356 —

parte del Cosmos^ consagrado por completo al dominio ter-
restre (92).

MAKTE .

El diámetro de este planeta, á pesar de la distancia ja
considerable que lo separa del Sol, es solo 0,519 del diá-
metro de la Tierra, 6 de 641 miriámetros. La escentricidad
de su órbita es de 0,093 2168; asi que, después de Mercurio,
Marte es de todos los planetas antiguamente conocidos, el
que tiene major escentricidad. Esta razón j también la
proximidad á la Tierra liacian á Marte particularmente pro-
pio para poner á Képlero en el camino de sus inmortales
le jes de los movimientos elípticos. La rotación de Marte,
es según M^edler j Guillermo Beer, de 2# 37^23'^ (93). Su
revolución sideral se verifica en F321*^17'^30'41". La incli-
nación de su órbita sobre el ecuador terrestre es de 24''44'24";
su masa es de ^/2680 337J ^^ densidad, con relación á la de
la Tierra, de 0,958. Así como se ha sacado provecho de la
pequeña distancia á que se ha aproximado el cometa de
Encke á Mercurio, para conocer mejor la masa de este pla-
neta, así también llegará un dia en que la de Marte podrá
ser rectificada, por medio de perturbaciones que producirá
en los movimientos del cometa de Vico.

El aplanamiento de Marte, del que, cosa estraña, du-
daba con insistencia el astrónomo de Koenigsberg_, fué re-
conocido por primera vez por G. Herschell en 1784; pero
reinó una larga incertidumbre en cuanto al valor numérico
de la depresión. Era esta, según Guillermo Herschell,
de Vi6- ^J*^dO la midió con mas exactitud en dos veces
diferentes, con un anteojo prismático de Eochon; en la pri-
mera esperiencia no encontró mas que la relación de 189 á
194, es decir. Vas? 8? J ^^^ recientemente en 1847, ^32»
sin embargo estaba dispuesto á creer el aplanamiento de
Marte algo mas considerable (94).

— 357 —

Si la superficie de la Luna presenta con la Tierra
gran número de relaciones geológicas, Marte no ofrece con
nuestro planeta mas que analogías metereológicas. Inde-
pendientemente de las manchas oscuras,, de las cuales unas
son negras, j otras, en mucho menor número, de un rojo
amarillo (95) j se destacan sobre las regiones verdosas á
que se ha dado el nombre de mares (96), se observa también
alternativamente sobre el disco de Marte, ja en los polos de
rotación, ja en los polos de temperatura, dos manchas de un
blanco de nieve (97) que fueron comprobadas desde 1716?
por Felipe Maraldi; pero su relación con las variaciones del
clima no fué indicada hasta mas adelante por G. Herschell
en las Plúlosofical Transactions para 1784. Esas manchas
blancas se agrandan ó disminujen alternativamente, según
que el polo que cubren se aproxima á la estación de invierno
ó verano. Arago ha medido con el anteojo de Rochon la in-
tensidad de la luz reflejada por esas regiones niveas^ j la ha
encontrado doble de la que envian todas las demás partes
del disco. En la obra intitulada Pliysikalischastronoinische
BeÜTfBge de Míedler j de Beer, hállanse escelentes dibujos
del hemisferio boreal j del hemisferio austral de Marte
(98), j este fenómeno singular, único en todo el sistema
planetario, está determinado por medio de indicaciones nu-
méricas hechas sobre todos los cambios de temneratura de-
bidos á las diferentes estaciones, j sobre todos los grados
de fusión porque hace pasar el verano á las nieves polares.
Una serie de observaciones seguidas con cuidado durante
diez años, han demostrado también ^ue las manchas oscu-
ras de Marte conservan exactamente su forma j su posición
relativa. La aparición periódica de esos depósitos de nieve,
efecto meteorológico subordinado á los cambios de tempera-
tura, j algunos fenómenos ópticos que ofrecen las man-
chas oscuras, desde que por la rotación del planeta han sido
trasportadas hacia las estremidades del disco , hacen mas

— 358 —

que probable la existencia de una atmósfera envolvente
del planeta de Marte.

LOS PEQUEÑOS PLANETAS.

Hemos presentado ja en las consideraciones acerca de
los cuerpos planetarios (99), los pequeños planetas llama-
dos también asteroides, planetas telescópicos ó ultra-zodia-
cales, como un grupo intermedio, que forma una zona de
separación entre los cuatro planetas interiores, Mercurio,
Venus, la Tierra j Marte, j los cuatro planetas esteriores
Júpiter, Saturno, Urano j Neptuno. La considerable in-
clinación j la escentricidad escesiva de sus órbitas enlaza-
das, así como la pequenez estraordinaria de los astros que
lo componen, dan á ese grupo el mas singular carácter. El
diámetro de Vesta mismo no parece llegar á ^/^^ del de
Mercurio. Cuando en 1845 se publicó el primer tomo del
Cosmos, no se conocian todavía mas que cuatro de esos pe-
queños planetas: Céres, Palas", Juno j Vesta, descubiertos
por Piazzi, Olbers j Harding, desde el 1.° de enero de
1801 al 29 de marzo de 1807; actualmente en el mes de
julio de 1851 , acrecentó su número basta 14; tercera
parte de todos los cuerpos planetarios conocidos, inclusos
en él los satélites.

Si durante mucbo tiempo se dedicaron los astrónomos
á multiplicar los miembros de los sistemas subordinados_,
es decir, de los satélites que gravitan alrededor de los pla-
netas, ó ban encaminado sus observaciones bácia los plane-
tas situados en las regiones mas apartadas del otro lado de
Saturno j de Urano, boj desde el descubrimiento acciden-
tal de Céres por Piazzi, j el de Astrea debido á las inves-
tigacianes de Encke, aun puede decirse también, desde los
perfeccionamientos llevados á cabo en los mapas celestes
(100), particularmente en los de la Academia de Berlin

-> 359 — .

que contienen todas las estrellas de 9.'' magnitud j parte
de las de 10.% una zona mas próxima á nosotros nos ofre-
ce campo quizá inagotable para la actividad de los astró-
nomos. Mérito especial del Anuario Aslronómico^ publi-
cado por el director del observatorio de Berlin, Encke, j
por el doctor Wolfers, es el de dar con los mas circunstancia-
dos detalles, las efemérides del grupo siempre creciente de
los pequeños planetas. Hasta abora el espacio mas apro-
ximado á la órbita de Marte parece el mas rico en asteroi-
des; pero resulta va de las medidas tomadas, que la latitud
de esta zona, «abrazando la diferencia de los rajos vectores
entre la distancia peribelia mas pequeña, que es la de Vic-
toria j la distancia afelia major que es la de Higia, escede
á la distancia de Marte al Sol» (1).

Ya be dado antes á conocer la escentricidad de las ór-
bitas que alcanzan su máximum en Céres, Egeria j Vesta,
cu JO mínimum, por el contrario, corresponde á Juno, Pa-
las é Iris (2), asi como las inclinaciones sobre la eclíptica
que van decreciendo á partir de Palas (34° 37') j de Egeria
(16° 33'), basta Higia (3° 47'). Doj á continuación la tabla
general de los elementos concernientes á todos los pequeños
planetas, que debo á la atención de mi amigo el doctor
Galle.

— 360 —

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— 361 —

Las relaciones complejas de las órbitas descritas por
esos asteroides j la enumeración de sus grupos apareados,
lian dado materia á investigaciones ingeniosas^ primero á
Gould en 2848 (3), después j mu j recientemente á d'Ar-
rest. «Un hecho, dice d' Arrest, parece confirmar sobre todo
la idea de una íntima relación que ligarla entre sí á todos los
pequeños })lanetas; j es que si se consideran sus órbitas bajo
la forma material de aros, esos aros estarán enlazados de
tal manera, que por medio de uno cualquiera de ellos po-
drían levantarse todos los demás. Si el planeta Iris descu-
bierto por Hind en el mes de agosto de 1847, nos fuese to-
vía desconocido, como otros muchos cuerpos celestes que
quedan por descubrir indudablemente en esas regiones, el
grupo se compondría de dos partes separadas, circunstan-
cia tanto mas singular cuanto que la zona ocupada por esas
órbitas es estremadamente estensa (4).»

Puesto que nos hemos propuesto describir, aunque de
una manera muj incompleta, cada uno de los miembros
que componen el sistema solar, no podemos abandonar ese
maravilloso enjambre de planetas, sin recordar las atrevi-
das ideas de un sabio j profundo astrónomo acerca del orí-
gen de esos asteroides j de sus órbitas enlazadas. El hecho
comprobado por los cálculos de Gauss, de que Céres á su
paso ascendente á través del plano en que se mueve Palas,
se acerca estraordinariamente á este planeta, indujo á 01-
bers á suponer «que los dos astros Céres j Palas podrían
ser muj bien los fragmentos de un solo planeta destruido
por alguna fuerza natural, que habwa llenado en otro tiem-
po la gran laguna de Marte á Júpiter, j que debe esperar-
se que se encontrarán en la misma región nuevos restos
análogos , describiendo también órbitas elípticas alrededor
del Sol (5).»

Es mas que dudoso el que se pueda calcular, aun apro-
ximadamente, la época de este acontecimiento cósmico que

— 362 —

debe remontarse al instante en que aparecieron los peque-
ños planetas; tan grande es la complicación causada por el
gran número de restos ja conocidos, por los movimien-
tos seculares de los ápsides j por la línea de los nudos (6).
Olbers indicaba la línea de los nudos de las órbitas descri-
tas por Céres j Palas como correspondiendo al ala septen-
trional de Virgo j á la Ballena. Ciertamente que fué en
la Ballena donde Harding descubrió por casualidad á Juno,
construyendo un catálogo de estrellas casi dos años después
del descubrimiento de Palas; j Olbers mismo guiado por
su hipótesis , descubrió á Vesta después de cinco años
de investigaciones, en el ala septentrional de Virgo. ¿Son
suficientes estos resultados para poner fuera de duda la
hipótesis de Olbers? No es este lugar á propósito para
resolver semejante cuestión. Las nebulosidades cometa-,
rias á través de las cuales se creia en otro tiempo ver los
pequeños planetas, han desaparecido bajo la investigación
de instrumentos mas perfectos. Olbers esplicaba también
los cambios considerables de brillo, á que según él estaban
sujetos los pequeños planetas, por la forma irregular que
naturalmente debian tener los fragmentos de un planeta
imico, roto j reducido á pedazos (7).

JÚPITER.

La distancia media de Júpiter al Sol, puede espresarse,
tomando por unidad la distancia de la Tierra al Sol^ por
5,202767. El diámetro medio de este planeta, el major de
todos, es de 14,317 miriámetros, j está, por consiguiente
con el de la Tierra en la relación de 11,255 á 1; escediendo
en ^/;j próximamente al de Saturno. La revolución sideral
de Júpiter se verifica en ir314^'20t^2'7^'.

El aplanamiento de Júpiter es, según las medidas mi-
crométricas de Arago, publicadas en 1824 en la Usposicion
del ¡Sistema del Mundo (p. 38), como 167 es á 177, es de-

— 363 —

cir, que es de Vi75 7> resultado muj parecido al que obtu-
YÍeron en 1829, Beer v MíBdler_, según los cuales el apla-
namiento de dicho planeta está comprendido entre ^/is?: J
VsiJG (^)- Según Hansen j Juan Herschell es de ^j^. La
observación mas antigua de que fué objeto el aplanamiento
de Júpiter, la de Domingo Cassini , es como ja he dicho,
anterior al ano 1666. Este hecho tiene una importancia
histórica considerable_, á causa de la influencia que tuvo,
seo-un la observación del ing-enioso David Brewster, el
aplanamiento reconocido por Cassini, sobre las ideas de
Newton, respecto de la figura del globo terráqueo. Los
Pfincijyíci Philosoj)M(^ naturalis confirman esta hipótesis;
pero podian existir dudas sobre las fechas en que fueron
publicados respectivamente los Principia j las observa-
ciones de Cassini acerca del diámetro polar j el diámetro
ecuatorial de Júpiter (9).

Siendo la masa de Júpiter, después de la del Sol, el ele-
mento mas importante de todo el sistema planetario, debe
considerarse como uno de los mas fecundos resultados de
la astronomía matemática la exacta evaluación que hizo
de ella Airj en 1834, según las elongaciones de los satéli-
tes especialmente del 4'^' j merced á las perturbaciones de
Juno j de Vesta (10). El valor de la masa de Júpiter ha
aumentado relativamente á las antiguas evaluaciones; el de
Mercurio por el contrario, se ha reducido. Hoj la masa
de Júpiter, sumando con ella los cuatro satélites, está eva-
luada en Vi047í8-9? mientras que según Laplace éraselo

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La rotación de Júpiter se efectúa, según Airj, en

8'^ 55' 21'', 3, tiempo medio. Domingo Cassini fué quien la
determinó primero, en 1665, por medio de una mancha
que durante gran número de años j hasta 1691, se pre-
sentó siempre con el mismo color y los mismos contor-
nos (12); encontrando como resultado 9'^ 55' á 9'^ 56'. La.

— C64 —

major parte de las manchas del mismo género son mas os-
curas que la banda de Júpiter; pero no parecen pertenecer
á la superficie misma del planeta , puesto que frecuente-
mente alg'Unas de ellas, particularmente las mas próximas á
los poloSj tienen una velocidad angular distinta que las de
las regiones ecuatoriales. Según un observador mu j liábil,
Enrique Scbwabe, de Dessau, las manchas oscuras j bien
circunscritas se han visto alternativamente,, durante muchos
años, en una ú otra de las dos zonas ó bandas parduzcas que
limitan el ecuador en el Norte j Mediodia, nunca en otra
parte. Resulta siempre de aquí que esas manchas no se for-
man constantemente en los mismos lugares. Alguna vez
(me refiero también á las observaciones hechas por Schwabe
en noviembre de 1834), las manchas de Júpiter observadas
por medio de un anteojo de Frauenhofer, con un aumento
de 280 veces , se asemejaban á pequeñas manchas del Sol
con su penumbra; pero su oscuridad era todavía inferior á
la de las sombras de los satélites. El núcleo no es probable-
mente otra cosa que una parte del cuerpo mismo del planeta,
de suerte que, cuando la abertura practicada en la atmósfera
permanece siempre sobre el mismo punto, el movimiento de
la mancha nos dá la verdadera rotación de Júpiter. Sucede
también algunas veces que las manchas se ven como las
del Sol. Domingo Cassini reconoció este hecho desde el
año 1665.

En la región ecuatorial de Júpiter hállanse dos anchas
bandas ó cinturones de color gris ó amarillento, que son
mas pálidas hacia los bordes, van poco á poco debilitándose
j desaparecen por último completamente. Sus límites, muj
desiguales, son cambiantes; las dos bandas están separadas
entre sí por una zona ecuatorial muj brillante. La superficie
del planeta está cubierta también hacia los polos de gran nú-
mero de bandas estrechas, descoloridas é interrumpidas con
frecuencia, j á veces también ramificadas sutilmente, pero

— oIjO - —

siempre paralelas al ecuador. Estos diferentes aspectos se
esplican muj fácilmente, si se admite la existencia de una
atmósfera turbada en parte por capas de nubes, cuja zona
ecuatorial queda transparente j pura de todos los vapores_,
gracias probablemente á la influencia de los vientos alíseos.
Ahora bien: reflejando la superficie de las nubes una luz
mas intensa que la superficie del planeta, la parte del sue-
lo que distinguimos á través del aire diáfano, como ja ad-
mitia Guillermo Herschell en una memoria añadida en
1793, al volumen 83 de las Pliilosoj^lúcal Transactions^
debe parecemos mas oscura que las capas nebulosas de
donde iradia una gran cantidad de luz reflejada. Por esta
razón alternan entre sí bandas oscuras j bandas luminosas.
Las primeras parecen tanto menos oscuras cuanto mas cer-
ca de los bordes se las observa , porque entonces el rajo
visual dirigido oblicuamente sobre la superficie, no llega á
ella sino después de haber atravesado una capa atmosférica
mas espesa j, por consiguiente , reflejando una cantidad
major de luz (13).

SATÉLITES DE JÚPITEE.

Desde la época brillante de Galileo, habia tomado cuer-
po la razonable idea de que bajo muchas relaciones, j en
el tiempo j en el espacio, el sistema subordinado de Jú-
piter presenta en pequeño, la imagen del vasto sistema
cu JO centro es el Sol. Esta idea propagada con gran rapi-
dez, j casi inmediatamente después, la observación de las
fases de Vénus^ en el mes de febrero de 1610, no contribu-
jeron poco al éxito general de la teoría de Copérnico. El
grupo de las 4 lunas de Júpiter es entre los sistemas este-
riores el único grupo del mismo género que no ha tomado
incremento desde la época en que fué descubierto por Si-

— 366 —

mon Mario^ el 29 de diciembre de 1609^ es decir, en el
espacio de cerca de dos siglos j medio (14).

La tabla siguiente, debida á Hansen, contiene los tiem-
pos de las revoluciones siderales realizadas por los satélites
de Júpiter, su distancia media al planeta, espresada en ra-
dios de este planeta, su diámetro j su masa evaluada en
fraccionas de la masa de Júpiter:

>

H

f

H

W

*
1

2
3
4

DURACIÓN
de una

REVOLUC. SIDER.

DISTANCIA
á

JÚPITER.

DIÁMETRO,
en

MIRIAMETROS.

MASA.

1 ti. 18 h. 28/

G,049

393

0,0000173281

3 13 14

9,623

353

0,0000232355

i

7 13 43

la,3o0

576

0,000Q584972 i

16 16. 32

25,998

493

0,0000426591

Si, por consiguiente,, la fracción VioíT)8"r9 sspresa la
masa de Júpiter j de sus satélites reunidos, la masa del
planeta sin los satélites, será de Vio48?oü9) ®^ decir que
pierde por esta sustracción cerca de Vgooo-

Ya antes se han comparado los satélites de Júpiter
con los satélites de los otros sistemas, bajo la relación
de las magnitudes , de las distancias j de las escen-
tricidades. La intensidad de brillo de los satélites de
Júpiter no varia proporcionalmente á su volumen, puesto
que en general, el tercero j el primero, cu jos diámetros
son como 8 es á 5, parecen los mas brillantes, j el segundo,

— 367 —

el mas pequeño j el mas denso de todos, es ordinaria-
mente mas luminoso que el cuarto , designado de ordi-
nario como el menos resplandeciente. Hánse notado también
en el brillo luminoso de esos satélites, variaciones acci-
dentales atribuidas, ja á modificaciones de la superficie,
ja á oscurecimientos en la atmósfera que los envuelve
(15). Por lo demás, todos parecen reflejar una luz mas in-
tensa que el planeta mismo. Cuando la Tierra está entre
Júpiter j el Sol, j los satélites, moviéndose del Este al
Oeste, parecen entrar en el borde oriental del planeta, nos
ocultan poco á poco diferentes partes del disco planetario, j
se destacan como puntos luminosos sobre ese fondo mas os-
curo, pueden distinguirse á su paso, aun con medianos au-
mentos. Son cada vez mas difíciles de apercibir á medida
que se aproximan al centro del planeta. Pound, el amigo de
Newton j de Eradle j, liabia deducido de esta observación
ja antigua que el disco de Júpiter era menos brillante en
los bordes que en el centro. Según Arago, esta aserción,
renovada por Messier, está sujeta á objeciones que necesi-
tan esperiencias nuevas j mas delicadas. Júpiter fué visto
sin ninguno de sus satélites, por Molineux en el mes de
noviembre de 1681, por G. Herschell el 23 de majo de
1802, j por Griesback el 27 de setiembre de 1843. Esta
invisibilidad de los satélites debe entenderse únicamente en
el sentido de que correspondian al disco de Júpiter, j no
está en contradicción con el teorema de donde se ha de-
ducido que los cuatro satélites no pueden ser eclipsados á
la vez.

SATURNO.

La duración de la revolución sideral ó verdadera de
Saturno es de 29 años, 166 dias, 23 horas 16^ 32'^ Su
diámetro medio es de 11,507 miriámetros, es decir que

— 368 —

está con el de la Tierra en la relación de 9,022 á 1. La du-
ración de la rotación, deducida de la observación de algunas
manchas oscuras, que produce en la superficie el crecimien-
to de las bandas, es de 10'^ 29' 17" (16). A esta veloci-
dad corresponde un aplanamiento considerable. G. Hers-
chell, evaluaba este aplanamiento en 1776, en Vio?4'
Bessel , después de mas de tres años de observaciones en
nada discrepaban ba encontrado para magnitud aparente
del diámetro polar, á distancia media, 15'',381; para el
diámetro ecuatorial 17^,053; queda asi para el aplana-
miento Vio 5 2 i.^'^)' -^^ cuerpo del planeta presenta tam-
bién bandas aunque menos fáciles de distinguir que las de
Júpiter, si bien algo mas ancbas. La mas constante de
todas es una faja parduzca, situada en el ecuador, j seguida
de otras muchas cujas formas cambiantes indican un orí-
gen atmosférico. Guillermo Herschell no ha encontrado
siempre esas fajas paralelas al anillo que rodea al planeta, v
no se estienden tampoco hasta los polos. Es de notar que
las regiones polares están sometidas á cambios de brillo
que dependen de las estaciones que se suceden sobre el
planeta. En el invierno, el polo es siempre mas luminoso,
fenómeno que recuerda las variaciones alternativas produ-
cidas en las regiones nevadas de Marte, j que no habian
pasado desapercibidas á la sagacidad de G. Herschell. Bien
que deba atribuirse este crecimiento de intensidad á la for-
mación temporal de hielos j nieves, ó á la acumulación de
las nubes, siempre acredita efectos producidos sobre una
atmósfera por variaciones de temperatura (18).

Hemos dado ja como espresion de la masa de Saturno,
la fracción Vs^oncJ ^^ volumen de este planeta es relati-
vamente inmenso, puesto que su diámetro constituje los ^/,^
del diámetro de Júpiter, de donde se deduce que tiene una
densidad mu j pequeña, que debe decrecer todavía hacia la
superficie. Si la densidad fuera la misma por todas partes,

— 369 —

es decir, igual á 0j7() de la del agua, el aplanamiento seria
aun mas considerable.

El planeta está rodeado, en el plano de su ecuador, de
dos anillos por lo menos, ambos muj delgados j suspen-
des libremente, j tienen mas brillo que el planeta mismo;
siendo el anillo esterior el mas luminoso de los dos (19). La
división del anillo que Hujgens babia descubierto v seña-
lado como única en 1655 (20), fué bien observada desde
luego por Domingo Cassini en 1675, pero no descrita con
exactitud sino por G. Herscbell , de 1789 á 179*2. Desde
las observaciones de Scbort^ se ha probado muchas veces
que el anillo esterior estaba dividido por líneas ligeras, pe-
ro estas líneas no han sido nunca muj constantes. Bien
recientemente, el 11 de noviembre de 1850_, Bond, usando
en Cambridge, en los Estados-Unidos_, del gran anteojo de
Merz, dotado de un objetivo de 14 pulgadas, descubrió en-
tre el anillo llamado interior j el planeta, un tercer anillo
mas oscuro; y casi simultáneamente, el 25 de noviembre
del mismo año, Maidstone señalaba el mismo hecho en In-
glaterra. Este tercer anillo está separado del segundo por
una línea negra; ocupa un tercio del espacio que hasta el
presente creíase libre entre el segundo anillo j el cuerpo
del planeta, j á través del cual pretenden los astrónomos
haber visto pequeñas estrellas.

Las dimensiones del anillo múltiple de Saturno han
sido determinadas por Bessel j por Struve. Según Struve,
el diámetro esterior del anillo que envuelve á los otros
aparece, á distancia media del planeta, bajo un ángulo de
40'', 09, correspondiente á 38,300 millas geográficas, j el
diámetro interior, bajo un ángulo de 35", 29, que equivale
á 33,700 millas; el diámetro esterior del segundo anillo es
de 34",47; el diámetro interior de 26, "67. El intervalo
que separa el segundo anillo de la superficie del planeta
seria, según Struve, de 4", 34. La estension total de esos

TOMO II!. 'i4

— 370 —

dos anillos reunidos es de 3,700 millas g-eográficas, la dis-
tancia del anillo á la superficie de Saturno de cerca de
5,000. El vacío que separa el primer anillo del segundo y
que indica el trazo negro visto por Cassini, es solo de 390
millas. El espesor de esos anillos se cree que no pase de 20
millas; su masa es, según Bessel, ^/ns de la de Saturno.
Ofrecen algunas desigualdades de superficie j algunas
eminencias, por medio de las cuales se ha determinado, de
una manera aproximada^ la duración de su rotación, abso-
lutamente igual á la del planeta (21). Las irregularidades
de su forma se manifiestan con la desaparición del anillo.
una de cujas asas se hace por lo general invisible antes
que la otra.

Un fenómeno mu j notable es la posición escéntrica de
Saturno, descubierta por Schwabe en Dessau, en setiem-
bre de 1827. El globo del planeta no es concéntrico con el
anillo, pero se inclina un poco hacia el Oeste. Esta obser-
vación ha sido comprobada en parte, por medio de medidas
micrométricas, por Harding, Struve (22), Juan Herschell
j South. Pequeñas diferencias en el valor de la escen-
tricidad , á continuación de una serie de observaciones
hechas á la vez por Schwabe , Harding j Vico , dife-
rencias que parecen periódicas, tienen quizá por causa
una oscilación del centro de gravedad del anillo alrededor
del punto central de Saturno. Es un hecho curioso que,
desde fines del siglo XVII, un eclesiástico de Aviñon, lla-
mado Gallet, ha tratado en vano de fijar la atención de los
astrónomos acerca de la posición escéntrica de este plane-
ta (23). Es difícil por la densidad de Saturno , igual apenas
á los ^/,- de la del agua, j que decrece también hacia la
superficie, representarse su estado molecular j su consti-
tución material, ó solamente decidir si el cuerpo del pla-
neta se halla en el estado fluido que es cuando las moléculas
están menos adheridas entre sí, ó en el estado sólido, como

— 371 —

permiten creerlo las analogías citadas con frecuencia de la
madera de pino, del corcho, de la piedra pómez, ó de un
líquido solidificado, el hielo. Horner, astrónomo agregado
á la espedicion de Krusenstern, opina que el anillo de Sa-
turno es un cinturon de nuhes_, j pretende que las mon-
tañas del planeta están formadas por masas de vapores j
nieblas vesiculares (24). La astronomía hipotética tiene
aquí campo libre, pero las especulaciones de astrónomos
americanos , Bond j Peirce , acerca de las condicio-
nes de estabilidad del anillo, tienea otro alcance (25).
Partiendo de la observación j del análisis matemático es
como los dos admiten á la vez la fluidez del anillo, asi co-
mo las variaciones continuas en la forma j la divisibilidad
del anillo esterior. Si este coujunto se conserva tal como
es, esto depende, según Peirce, de la posición de los saté-
lites: sin esta influencia conservadora el equilibrio no po-
dria subsistir, á pesar de las desigualdades del anillo.

SATÉLITES DE SATUENO.

Los cinco satélites mas antiguos de Saturno fueron des-
cubiertos entre los años 1655 j 1684, á saber: Titán, el
6." en el orden de las distancias, por Hujghens; Jafet, el
mas esterior de todos, Rea, Tetjs j Dioné , por Cassini.
A estos descubrimientos sucedió otro en 1789, debido á
G. Herschell, que reveló la existencia de los dos satélites
mas próximos al planeta Mimas, y Encelado; en fin, el
séptimo satélite, el penúltimo en el orden de las distan-
cias, Hiperion, fué descubierto casi simultáneamente por
Bond en Cambridge, en los Estados-Unidos, v por Lassell
en Liverpool , en setiembre de 1848. Hemos ja indi-
cado (Cosmos, t. I, p. 84,) los volúmenes de esos satéli-
tes j sus distancias relativas al planeta principal. Uno aquí
el cuadro de sus revoluciones j de sus distancias medias

— 372 —

espresadas en fracciones del radio equatorial de Saturno,
según las observaciones hechas por Juan Herschell en el
cabo de Buena-Esperanza, desde 1835 á 1837 (26):

1 1

_1

3
4
S

6

7
8

SATÉLITES

en el orden
de sus distancias

AL PLANETA.

1

ORDEN

de su descu-
brimiento.

DURACIÓN

de su

REVOLUCIÓN.

DISTANCIA

MEDIA.

Mimas

6

Od

22 h 37/ 22',9

3,3607

Encelado

7

1

8 53 6,7

4,3123

Tetis

S

1

21 d8 23,7

3,3396

Dioné

4

2

17 41 8,9

6.8398

Rheá

3

4

12 23 10,8,

9,3328

Titán

1

lo

22 41 23 ,2

22,1430

Hyperion

8

22

■ i
12 ?

28,0000?
65,3390

Jafet

2

79

7 33 40 ,4

Existe una relación sing-ular entre las revoluciones de
los cuatro primeros satélites mas próximos á Saturno. La
duración de la revolución del tercer satélite (Tetis) es doble
de la del primero (Mimas); j la duración de la revolución
del cuarto (Dioné) es doble de la del segundo (Encelado).
Esos resultados están calculados casi á Vsoo ^^^ período
mas largo. Debo la noticia de esta aproximación curiosa á
una carta que me escribió Juan Herschell en el mes de no-
viembre de 1845. Las distancias respectivas de las cuatro
lunas de Júpiter presentan también una cierta regulari-
dad: formando con bastante exactitud la serie 3, 6, 12. La
distancia de la segunda á la primera, evaluada en diáme-

— 373 —

tros de Júpiter es de 3, 6; la de la tercera á la segunda,
de 5, 7; la de la cuarta á la tercera de 11, 6. Fríes j Cha-
llis fueron mas allá que Ticio, queriendo estender su lej á
todos los sistemas de satélites, aun á los de Urano (27).

UEAXO.

La gran conquista de Guillermo Herschell, el descu-
brimiento de Urano, no solamente ha aumentado el núme-
ro de los seis planetas principales conocidos desde miles de
años, j mas que doblado el diámetro del sistema solar, sino
que también 65 años mas tarde favoreció el descubrimiento
de Neptuno por las perturbaciones misteriosas á que Urano
estaba sometido. Ocupado el 13 de Marzo de 1781 en ob-
servar un pequeño grupo de estrellas situado en Géminis,
Herschell reconoció la naturaleza planetaria de Urano por
la pequenez de su disco, que aumentaba bajo amplificacio-
nes de 460 j 932 veces, mucho mas que las estrellas pró-
ximas. Familiarizado con todos los fenómenos ópticos, el
gran astrónomo observó que bajo un fuerte aumento, la in-
tensidad luminosa del nuevo astro disminuía de una ma-
nera sensible, mientras que permanecía la misma en las
estrellas fijas de igual brillo, es decir, comprendidas entre
la 6.^ j 7.^ magnitud.

Herschell, cuando anunció por primera vez la existen-
cia de Urano, le presentó como un cometa (28); y solo los
trabajos reunidos de Saron, de Lexell, de Laplace, j de
Mechain^ facilitados por otra parte en gran modo por el
descubrimiento que hizo Bode en 1784, de observaciones
mas antiguas debidas á Tobías Majer (1756) j á Flams-
teed (1690), fueron los que permitieron determinar con
una rapidez singular la órbita elíptica j todos los elemen-
tos planetarios de Urano. La distancia media de Urano al
Sol, es, según Hansen, 19,18239, tomando por unidad la

— 374 —

distancia de la Tierra al Sol, ó 294,200,000 miriámetros;
la inclinación de su órbita sobre la eclíptica es de 0'^46 ^28 "
su revolución sideral se verifica en 84^5'U9'^4r 36"; su
diámetro aparente, á distancia media de la Tierra, es de
3", 9. Su masa que babia sido evaluada, cuando empezaron
á observarse los satélites, en V17918) ^^ ^^^g"^? según La-
mont, mas que á ^/^^ gos? ^® donde resulta que su densidad
está comprendida entre la de Júpiter j la de Saturno (29).
Herscbell, cuando empleaba aumentos de 800 á 2,400 ve-
ces, babia ja sospechado el aplanamiento de Urano. Seg*un
las medidas de Mfedler, este aplanamiento parece caer en-
tre VioJi J ^/g) (^>'^^)- En un principio ere jó ver Hers-
cbell dos anillas alrededor del planeta, pero este eminente
observador, acostumbrado á someter todas sus hipótesis á
un examen rigoroso, reconoció que babia sido engañado
por un efecto óptico.

SATÉLITES DE UKAXO.

«Urano, dice Herscbell hijo, está rodeado de cuatro j
quizá cinco á seis satélites.» Esos satélites presentan una
singularidad de la que basta abora no se tenia ejemplo
en el sistema solar: la de que , mientras que todos los sa-
télites de la Tierra , de Júpiter j de Saturno, se mueven
como los planetas, de Oeste á Este, j que salvo algunos
planetas telescópicos _, las órbitas de todos esos cuerpos es-
tan poco inclinadas bácia la eclíptica, por el contrario,
los satélites de Urano se mueven de Este á Oeste j sus
órbitas , casi circulares , «forman con la eclíptica un án-
gulo de 78° 58', es decir que son casi perpendiculares á
ese plano. Para los satélites de Urano como para los de
Saturno, debe distinguirse bien el orden con el cual se su-
ceden, según que estén colocados con arreglo á su distan-
cia del planeta, ó según la fecha de su descubrimiento.

— 375 —

Todos los satélites de Urano han sido descubiertos por Gui-
llermo Herscbell: el 2." j el 4." en 1787, el 1.° j el 5.°
en 1790, el 6.° v el 3." en 1794 (/;). En los 56 años que
han pasado desde el descubrimiento del último satélite de
Urano, el S° en el orden de las distancias, se ha dudado
con frecuencia j sin razón, de que tuviera este planeta en
realidad seis satélites distintos. Las observaciones de los
últimos veinte años han probado sucesivamente que los
descubrimientos del gran observador de Sloug-h son tan
dignos de tenerse en consideración como los otros. Se han
revisado hasta hoj el 1.°, el 2.'*, el 4.° j el 6." satélite de
Urano. Quizá es preciso añadir también el 3." conforme á
la observación de Lassel, del 6 de noviembre de 1848. Gra-
cias á la g-ran abertura de su reflector v á la abundancia
de luz que obtenia de esta manera Herschell padre_, dotado
verdaderamente de una vista penetrante, juzgaba que un
aumento de 157 veces bastaba con circunstancias atmosfé-
ricas favorables; su hijo creé necesario en general, para
llegar á ver discos tan pequeños que no son apenas sino
simples puntos luminosos, emplear un poder amplificador
de 300 veces. El 2.* j 4." satélite son los primeros que se
revisaron, v los que fueron observados con mas frecuencia
j cuidadosamente por Juan Herschell, desde 1828 á 1834,
tanto en Europa como en el Cabo de Buena Esperanza; des-
pués han sido observados por Lamonten Munich, j por Las-
sel en Liverpool. Lassel, desde el 14 de setiembre al 9 de
noviembre de 1847 j Otto Struve desde el 8 de octubre al
10 de diciembre del mismo año, encontraron también el
primer satélite de Urano. El sexto y último fué hallado
por Lamont el 1.^ de octubre de 1837. Parece que el 5.*^ no
ha sido revisado ni el 3.*^ lo haja sido de una manera bas-
tante satisfactoria (30). Esos detalles no dejan de ser im-

(6) Véanse las observaciones complemenlarJas de este tomo.

o

76 —

portantes por su naturaleza á propósito para hacer descon-
fiar de las pretendidas pruebas, á que se ha convenido en

llamar negativas.

NEPTUNO.

El mérito de haber planteado j resuelto felizmente un
problema inverso de perturbaciones, que consiste en calcu-
lar, según las perturbaciones de un planeta, los elementos
del cuerpo perturbador desconocido, j por una inspira-
ción atrevida haber dado lugar á la primera observación
de Neptuno, hecha por Gallé el 21 de Setiembre de 1846,
ese mérito pertenece á las profundas combinaciones j al
trabajo perseverante de Le Verrier (31). Es^ como dice
Encke, el mas brillante de los descubrimientos planetarios,
es la primera vez que investigaciones puramente teóricas
han permitido predecir la existencia j señalar con el dedo
el lugar de un astro nuevo. Es justo decir también que la
investigación de ese cuerpo celeste coronado de éxito tan
pronto, ha sido favorecido por la perfección de los mapas
celestes de Bremiker, que posee la Academia de Berlin (3*2).

Mientras que en los planetas esteriores la distancia de
Saturno al Sol (9,53) es casi doble de la de Júpiter (5,20),
j la de Urano (19,18) mas del doble de la de Saturno, son
precisos 10 rajos de la órbita terrestre, es decir, ^/g de la
distancia de Neptuno al Sol, (30,04) para que esta distan-
cia sea doble de la de Urano. Así el límite conocido del sis-
tema solar es de 460 millones de miriámetros del cuerpo
central; es decir, que por el descubrimiento de Neptuno el
límite impuesto á nuestros conocimientos respecto de los
cuerpos planetarios, ha sido retrasado en 165 millones de
miriámetros, mas de 10,8 veces la distancia de la Tierra al
Sol. Será, pues^ siempre posible, á medida que se com-
prueben las perturbaciones esperimentadas por el último

— 377 —

de los planetas conocidos, descubrir sucesivamente otras
nuevas hasta las que por su distancia escapan al poder de
nuestros telescopios (33).

Según las determinaciones mas recientes, la revolución
de Neptuno se efectúa en 60.126,7 dias, ó sea 164 años
226 dias, j su semi-eje major es de 30,036,28. La escen-
tricidad de su órbita, la mas pequeña de todas después de
la de Venus es de 0,00871946; su masa es de Vi45 4465 ^^
diámetro aparente, que según Encke v Galle es de 2", 70,
se eleva, según Cliallis, á 3'', 07, lo que da una densidad
de 0,230 relativamente á la de la Tierra; la densidad de
Neptuno escede, por consiguiente,' á la de Urano, que es
solo de 0,178 (34).

Poco tiempo después del descubrimiento de Neptuno,
Lassell j Ghallis crejeron que este planeta estaba rodeado
de un anillo. Lassell Labia empleado un aumento de 567
veces; y babia tratado de determinar la inclinación de este
anillo sobre la eclíptica, inclinación que se creia considera-
ble; pero investigaciones posteriores han comprobado para
Neptuno como para Urano, que el anillo era puramente
imaginario.

No puedo en esta obra sino mencionar rápidamente los
trabajos de un geómetra muj distinguido, de J.-C. Adams,
del colegio de San Juan en Cambridge, trabajos anteriores
indudablemente á los de Le Verrier, pero que han quedado
inéditos, faltándoles la consagración del éxito público. Los
hechos históricos que se refieren á esta primera tentativa,
así como el feliz descubrimiento de Le Verrier j de Galles
han sido detallados con imparcialidad j según las fuentes
mas seguras, en dos publicaciones, una del astrónomo real
Airv, la otra de Bernardo de Lindenau (35). Esos esfuerzos
intelectuales, dirigidos casi al mismo tiempo hacia igual
objeto, atestiguan una emulación gloriosa j ofrecen tanto
major interés, cuanto que prueban por la elección de los

-~ 378 —

elementos que la astronomía lia tomado^ el estado brillante-
de la ciencia, que es la aplicación mas elevada de las ma-
temáticas.

SATÉLITES DE NEPTUXO.

La existencia de un anillo alrededor de un planeta no se
ha presentado masque una vez todavía. Esta rareza narece
indicar que la formación de esas especies de cinturas flotan-
tes obedecen al concurso de condiciones determinadas v di-
fíciles de reunir. La presencia de satélites alrededor de los
planetas esteriores, de Júpiter, de Saturno, de Urano, es
por el contrario un hecho general sin escepcion. Lassell,
desde principios del mes de Agosto de 1847 , reconoció
con certeza el primer satélite de Neptuno, en su gran re-
flector de 20 pies de foco j 24 pulgadas de abertura (36)
descubrimiento que ha sido confirmado por Otto Struve en
Poulkowa, desde el 11 de Setiembre al 20 de Diciembre
de 1847 (37), j por Bond^ director del observatorio de
Cambridge, en los Estados-Unidos, el. 16 de Setiembre
de 1847 (38). Según las observaciones de Otto Struve, la
revolución del satélite se verifica en 5^*, 21', 7", la incli-
nación de su órbita sobre la eclíptica es de 34°, 7', su dis-
tancia al centro del planeta de 40.000 miriámetros, su
masa de ViíjüOg- ^^^^^ ^"^^^ después, el 14 de Agosto
de 1850, Lassell descubrió un sesfundo satélite de Nen-
tuno, por medio de un aumento de 628 veces (39); pero
este último descubrimiento no se ha confirmado todavía,
que JO sepa, por otros observadores.

III.

LOS COMETAS.

Aunque sometidos á la influencia del cuerpo central,
los cometas, que Xenócrates v Tlieon de Alejandría llaman
nubes luminosas, jque, según las palabras de Apolonio
el Mindio, fiel en esto á una antigua tradición caldea , se
elevan periódicamente en los espacios celestes describiendo
una órbita inmensa j regular, forman en el sistema solar
un grupo de astros completamente independiente. Los come-
tas, con efecto, no se distinguen únicamente de los plane-
tas propiamente dicbos, por su inmensa escentricidad, sino
que presentan cambios de forma, alteraciones en los con-
tornos que á veces se verifican en algunas boras, como
aconteció en 1744 con el cometa de Klinkenberg, tan bien
descrito por Heinsio , j en 1835, cuando la segunda apa-
rición del cometa de Hallej. Antes que nuestro sistema so-
lar se hubiera enriquecido, gracias á los descubrimientos
de Encke, con cometas de corto período ó cometas interiores,
es decir_, envueltos en las órbitas planetarias, delirios en-
gendrados por la idea de las relaciones que se creia que
existían entre la distancia de los planetas al Sol, j su es-
centricidad, su volumen j su ligereza específica babian
llevado á la opinión de que mas allá de Saturno debian
descubrirse planetas escéntricos de un volumen enorme,

— 380 —

«que formasen grados intermedios entre los planetas j los
cometas; j que aun quizás el último planeta que corta la
órbita de Saturno, que la precede inmediatamente, mere-
ciese el nombre de cometa (40).» Esta idea del encadena-
miento de las formas en la estructura del Universo, que
recuerda la doctrina, frecuentemente mal aplicada, de la
g-radacion de los seres en la naturaleza orgánica, era tam-
bién la de Manuel Kant, uno de los mas grandes entendi-
mientos del siglo XVIII. Urano, j después Neptuno, fue-
ron vistos por Guillermo Herschell y por Galle ^ el primero
26 años, j el segundo 91 después que el filósofo de Koenigs-
berg hubiese dedicado al gran Federico s\i Historia natural
del Cielo; pero esos dos planeta, tienen una escentricidad
menor que la de Saturno; bailándose esta representada
por 0,056, la de Neptuno no es masque de 0,008, número
que difiere poco del que espresa la escentricidad de Venus,
tan próxima al Sol (0,006). Urano j Neptuno carecen,
por otra parte, de las propiedades cometarias que se les su^
ponian.

En una época reciente, después ,del año 1819, á los
descubrimientos de Encke han seguido sucesivamente los
de cinco cometas interiores. Parecen componer un grupo par-
ticular, en el cual la major parte de los semi-ejes majores
se parecen á los de los pequeños planetas; así que se ha pre-
guntado si ese grupo de cometas interiores no compondria en
su origen un solo cuerpo celeste, como imaginara Olbers
respecto de los pequeños planetas; si este gran cometa no
puede haberse dividido en muchos por la acción de Marte,
como sucedió con el cometa interior de Biela, que en su
última aparición en 1846, se separó en dos á la vista del
observador, por decirlo así. Ciertas semejanzas entre los
elementos de los pequeños planetas j los de los cometas,
llevaron al profesor Stephen Alexander, del colegio de
New-Jersej, á investigar la posibilidad de un origen común

._ 381 —

á dichos asteroides y á los cometas, ó cuando menos á al-
gunos de entre ellos (41). Según todas las últimas observa-
ciones, no hay razón para apojarse en la analogía sacada
de las atmósferas nebulosas de las asteroides. Si, por otra
parte, las órbitas de esos pequeños planetas están conteni-
das en planos diferentes , si la de Palas también ofrece el
ejemplo de una estremada inclinación, ninguna de ellas,
sin embargo, corta como los cometas, las órbitas de los otros
grandes planetas. Esta condición esencial , cualquiera que
sea la hipótesis que se adopte, sobre la dirección v la velo-
cidad primitiva de esos cuerpos celestes, no permite apenas
atribuirles un origen común, independientemente de la
diferencia de constitución que distingue á los cometas inte-
riores j á los pequeños planetas, completamente faltos de
nebulosidad. También Laplace, en su teoría déla formación
de los planetas por anillos de materia vaj)orosa circulando
alredor del Sol, ere jó deber separar completamente los co-
metas de los planetas : «En la hipótesis de las zonas de va-
pores, dice, j de un núcleo acrecentándose por la conden-
sación de la atmósfera que le rodea, los cometas son ágenos
al sistema planetario (42).»

Al trazar el Cuadro de la Naturaleza en el primer tomo
del Cosmos (43), hemos hecho ja notar que los cometas
son los cuerpos que con la menor cantidad de masa, ocupan
major espacio en el dominio solar, j esceden en número á
todos los demás planetas. Con efecto, el cálculo de las pro-
babilidades^ fundado en lo que hasta el dia se sabe de la
estension de sus órbitas, de sus distancias afelias ó perihe-
lias, j del tiempo durante el cual pueden esos astros per-
manecer invisibles, revela la existencia de muchos milla-
res de cometas. Es preciso sin embargo esceptuar de esta
comparación los aereolitos ó asteroides meteóricos. cuja na-
turaleza ha permanecido hasta aquí envuelta en muchas ti-
nieblas. Entre los cometas deben distinguirse , aquellos

— 382 —

cuja órbita se La calculado , j aquellos para quienes no
existen mas que observaciones imperfectas, ó únicamente
indicaciones recog-idas en las crónicas. Según la reciente
relación de Galle, el número exacto de los cometas deter-
minados, era en 1847, 178^ uniendo á estos, aquellos
cuja existencia ha sido indicada solamente, se eleva el
total lo menos á seis ó setecientos. Cuando el cometa
de 1682 volvió á aparecer en 1759, como había anunciado
Haliej, se juzgó como muj singular la aparición de tres
cometas en el mismo año. Pero hoj^, tal es la actividad con
(|ue es esplorada simultáneamente la bóveda celeste y so-
bre tan diversos puntos del globo terrestre, que en cada
uno de los años 1819, 1825 j 1840, se han visto j cal-
culado cuatro; habiánse observado ja cinco en 1826, j
este número se elevó hasta ocho , en 1846.

Los últimos tiempos han sido mas ricos que el fin del
siglo precedente en cometas perceptibles á simple vista ; sin
embargo, los que tienen la cabeza j la cola brillantes son
siempre un fenómeno raro j notable. No carece tampoco
de interés el investigar cuantos cometas perceptible,,á sim-
ple vista se han presentado en Europa durante los últimos
siglos (44). La época mas fecunda ha sido el siglo XVI,
que produjo 23. El siglo XVII cuenta 12, dos de los cua-
les únicamente pertenecían á los cincuenta primeros años.
En el siglo XVIII, no aparecieron mas que 8, mientras
que en la primera mitad del XIX, se cuentan ja 9, entre
los cuales, los mas bellos son los de 1807, 1811, 1819,
1835 j 1843. En los tiempos anteriores, trascurrian con
frecuencia intervalos de 40 á 50 años, sin que se presentara
€se espectáculo, una sola vez. Es posible por lo demás que
en los años que parecen pobres en cometas, baja habido
muchos grandes cometas de larga escursion, cu jo perihelio
está situado mas allá de las órbitas de Júpiter j de Saturno.
En cuanto á los cometas telescópicos^ descúbrense por tér-

— 383 ■^-

mino medio 2 ó 3 en cada año. En el de 1840, en tres me-
ses consecutivos^ Galle señaló tres nuevos cometas; Messier
halló 12; desde 1764 á 1798, Pons descubrió 27, en el in-
tervalo de 1801 á 1807. Asi parece comprobarse la compa-
ración de Keplero: lU jnsces in Océano.

La enumeración exacta de los cometas observados en
China , que Eduardo Biot ha sacado de la Colección de
Ma-tuan-lin, no tiene menor importancia. Esta lista es
anterior á la escuela Jónica de Tales, y al reinado de
Aljattes de Ljdia. Dividida en dos secciones comprende
en la primera, la posición de todos los cometas, desde el
año 613 antes de Jesucristo hasta el año 1222 de la era
cristiana, j, en la segunda, los cometas que aparecieron
desde 1222 hasta 1644, periodo ocupado por la dinastía de
los Ming. Eepito aquí como ja he hecho observar en el
primer tomo del Cosmos {^p. 362, nota 42), que, para los co-
metas comprendidos entre la mitad del siglo 111 y fines
del IV, los cálculos descansan únicamente en las noticias
de los Chinos, j que el cometa de 1456, una de las apari-
ciones del de Halle j, es el primero cujos elementos fueron
determinados según las únicas observaciones europeas.
A esas observaciones, debidas á Regiomontano siguieron
otras muj exactas que hizo Apiano en Ingolstad , en
el mes de agosto de 1531, cuando una délas reaparicio-
nes del cometa de^Hallej. En el intervalo, en el mes de
majo de 1500, se coloca un cometa de gran brillo, el
grande Asta, que el pueblo de Italia llamaba Sígnor Astone,
j cujo recuerdo va unido á viajes, de descubrimientos
en África j en el Brasil (45). Guiado por la semejanza de
los elementos, Laugier ha encontrado de nuevo en las indi-
caciones chinas una séptima aparición del cometa de Ha-
llej, que tuvo lugar en 1378 (46); asi como el tercer co-
meta de 1840, descubierto por Galle el 6 de marzo (47),
parecía idéntico al de 1097. Los Mejicanos tenian también

38

la costumbre de referir en sus anales^, los acontecimientos-
considerables á los cometas j á otros fenómenos celestes
Cosa estraña, en el catálogo chino en que está referida al
mes de diciembre , es donde be podido reconocer el cometa
de 1490, cuya indicación bé bailado en el manuscrito me-
jicano de Le Tellier , j cu vo dibujo be unido á mis Monu-
mentos de ¡osjniehlos mcligenas de América [48) . Los Mejica-
nos babian registrado este cometa 28 años antes del primer
desembarco de Cortés en las costas de Veracruz (Cbalcbiub-
cuecan).

fíe tratado detalladamente en el primer tomo del Cos-
mos (pág. 88 j 96) según la autoridad de Heinsio (1744),
de Bessel, de Struve j de G. Herscbell, todo lo que cor-
responde á la forma de los cometas, á sus variaciones de
brillo, de color j de figura, á los efluvios de su cabeza que
se encorvan bácia atrás para formar la cola (49). El magní-
fico^ cometa de 1843 (50) que Bowring pudo ver, semejante
á una pequeña nube blanca en Cbibuab.ua, desde las nueve
de la mañana basta la postura del Sol, j que fue observado
en pleno medio dia en Parma, por Amici, á 1° 23' al Este
del Sol (51), no es el único que se ba visto en esas cir-
cunstancias; todavía mas recientemente^ el primer cometa
de 1847^ descubierto por Hind cerca de la Cabra, fué
igualmente visible en Londres, cerca del Sol, en el mo-
mento mismo de su peribelio.

A fin de aclarar lo que bemos dicho antes de la observa-
ción hecha por los astrónomos chinos , con motivo del co-
meta que apareció en el mes de marzo de 837, bajo la di-
nastía Thang, inserto aquí la traducción de un pasaje to-
mado de Ma-tuan-lin, en el cual está espresada la lev que
regula la dirección de la cola de los cometas: «En general,
para un cometa colocado al Este del Sol, la cola, á partir
del núcleo, se dirige hacia el Este ; si por el contrario, el
cometa aparece al Oeste del Sol, la cola se dirige bácia el

— 385 —

Oeste» (52). Fracastor j Apiano dicen con mas precisión v
exactitud : «Que una línea dirigida según el eje de la cola, j
prolongada mas allá de la cabeza va á pasar por el centro del
Sol.» Las palabras de Séneca: «Las colas de los cometas hu-
yen delante de los rajos del Sol» ^Cuestiones naturales,
lib. VII, cap. 20) son igualmente características. Entre los
planetas j los cometas conocidos actualmente, los tiempos de
las revoluciones siderales que dependen del semi-eje major,
ofrecen las siguientes relaciones : para los planetas, las re-
voluciones mas cortas están con las mas largas en la rela-
ción de 1 á 683 ; j entre los cometas, en la de 1 á 2670.
Hánse comparado, para establecer este cálculo, de una parte,
Mercurio que efectúa su revolución en 87 dias ^Vioo> ^^"^
Neptuno que verifica la su ja en 60 126 dias Vio? ^® otra,
el cometa de Encke cujo periodo es de 3 años ^/lo? con el
de 1680, observado por Godofredo Kircn en Coburgo, por
Halle j j por Newton, j que no tarda menos de 8814 años
en describir su elipse. He indicado ja, según una escelen-
te Memoria de Encke [Cosmos, t. I, p. 99 j 100, j t. III,
página 329), la distancia entre la estrella fija mas próxima
á nosotros, a del Centauro, j el afelio del cometa de 1680.
He marcado la lentitud con que este cometa se mueve en
la porción límite de su órbita, recorriendo apenas 3 metros
por segundo ; he recordado la distancia igual apenas a 6
veces la distancia de la Luna, en la cual el cometa de Le-
xell se aproximó á la Tierra en 1770, j la distancia menos
considerable aun en que se encontraron relativamente al
Sol, el cometa de 1680 j sobre todo el de 1843. Según los
elementos del segundo cometa de 1819, cu jo enorme vo-
lumen apareció súbitamente en Europa desprendiéndose de
los rajos del Sol, se dedujo que pasó el 26 de junio delan-
te del disco solar (53) ; desgraciadamente fué desaperci-
bido. Lo mismo debió suceder con el cometa de 1823, que,
además de la cola ordinaria opuesta al Sol, presentaba otra

, TO.MO III. 25

-^ 386 —

dirigida hacia este astro. Si las colas de los dos cometas eran
largas, debieron mezclar á nuestra atmósfera algunas por-
ciones de su sustancia nebulosa , como ha tenido lug-ar cier-
tamente en mas de una vez. Háse preguntado también si las
singulares nieblas de 1783 j de 1831 , que cubrían una
gran parte del continente europeo, no eran consecuencia
de un accidente semejante (54).

Mientras que, de un lado, se compara la cantidad de ca-
lor recibida por los cometas de 1680 j de 1843^, en su peri-
helio, á la temperatura focal de un espejo ardiente de 32
pulgadas (5o), un astrónomo eminente^ al cual me liga
antigua amistad (56), Lindenau, pretende que, en razón á
su escesiva ligereza específica, todos los cometas sin núcleo
sólido no reciban calor alguno del Sol j se sostengan á la
temperatura de los espacios circundantes (57). Si se consi-
deran las numerosas j sorprendentes analogías de los fe-
nómenos que presentan, según Melloni j Forbes,las fuen-
tes oscuras ó brillantes del calor, parece difícil, teniendo en
cuenta el estado actual de nuestros conocimientos físicos j
el lazo que los une entre sí , no admitir la presencia en el
Sol de causas que produzcan simultáneamente, por las vi-
braciones del éter, es decir, por ondulaciones de longitu-
des diferentes, la irradiación de la luz j la del calórico. Du-
rante mucho tiempo se ha hablado en los escritos astronó-
micos de un pretendido eclipse de Luna por un cometa,
en 1454. El primer traductor del bizantino Jorge Phranza,
el jesuíta Pontano, crejó encontrar esta indicación en un
manuscrito, en Munich. Este paso de un cometa por entre
la Luna j la Tierra es tan poco verídico como el del co-
meta de 1770 , del cual salia garante Lichtenberg. La pri-
mera publicación completa de la Crónica de Phran.za tuvo
lugar en Viena en 1796: en ella se lee testualmente : Que
el año 6962 del mundo , durante un eclipse de Luna , apa-
reció V se aproximó al disco lunar , un cometa semejante

— 387 —

á una nube ligera , j que describía una órbita á modo de
los cuerpos celestes. La fecha indicada, que corresponde
al año 1450 de nuestra era, es inexacta, puesto que Phran-
za dice positivamente que el fenómeno es posterior á la
toma de Constantinopla , que tuvo lugar el 19 de Majo
de 1453; j con efecto, bubo un eclipse de Luna el 12 de
Majo de 1454. Puede verse, respecto de esto, á Jacobs
en la Correspondencia mensual de Zach , t. XXIII, 1811,
p. 196-222.

Le Verrier ha estudiado con detenimiento las relaciones
de distancia que pueden existir entre los satélites de Júpiter
j el cometa de Lexell, j las perturbaciones que este notable
cometa ha esperimentado por su influencia, sin obrar de
nuevo en la duración de su revolución. Cuando Messier lo
descubrió el 14 de Junio de 1770 , lo tomó por una pe-
queña nebulosidad en el Sagitario; j ocho dias después, el
núcleo brillaba ja como una estrella de segunda mag-ni-
tud. Antes que el cometa llegara al perihelio, no se veia
yestigio alguno de la cola; cuando habia pasado de este
punto, se le desarrollaba, j apenas si tenia un grado de
longitud. Lexell reconoció que este cometa describía una
órbita elíptica j efectuaba su revolución en 5 años ''^ Viooo?
lo que fué confirmado por Burckardt, en una escelente
Memoria publicada en 1806. Según Clausen, el cometa
de Lexell se acercó á la Tierra el 1 .° de julio de 1770, á una
distancia de 363 radios terrestres, es decir,, de 231^000
miriámetros, ó 6 veces la distancia de la Tierra á la Luna.
La razón por que no se vio este cometa^ ni antes, en el mes
de marzo de 1776, ni después, en el mes de octubre de 1781,
fué establecida por medio del análisis, por Laplace, en el
tomo IV de \2ü Mecánica celeste. Conforme alas hipótesis de
Lexell, Laplace ha demostrado que ese hecho era debido á
influencias perturbadoras que se ejercieron á la aproxima-
ción del cometa, en 1767 j en 1779, á las porciones del

— 388 — •

espacio ocupadas por el sistema de Júpiter. Le Verrier ha
hallado que , según una hipótesis acerca de la órbita del
cometa de Lexell, este cometa habia debido atravesar
en 1779 las órbitas de los satélites de Júpiter, j que, se-
gún otra hipótesis, debió permanecer apartado á gran dis-
tancia de la órbita del cuarto satélite (58).

Es estremadamente difícil determinar el estado mole-
cular de las diferentes partes de un cometa, de la cabeza ó
delnúcleo, que tan rara vez tienen contornos fijos, como
tampoco de la cola. Esto depende de que el núcleo mismo
no ocasiona refracción alguna de los rajos luminosos, jde
que, según el importante descubrimiento de Arago (^Cosmos y
t. I, p. 94 j 364, nota 51), existe en la luz de los come-
tas una porción de luz va polarizada, es decir, de luz solar
reflejada. Aunque las menores estrellas permanecen visi-
bles sin disminución de brillo, á través de las emanaciones
brumosas que forman la cola de los cometas v casi á través
del centro del núcleo ó cuando menos muv cerca del cen-
tro, como ja lo decia Séneca: (per cometem non aliter
quam per nubem ulteriora cernuntur. QncBst. Natur.y li-
bro VII_, cap. 18), sin embargo, Arago ha demostrado en
esperiencias que jo presencié , que esas envueltas ne-
bulosas, á pesar de su rareza, son susceptibles de reflejar
una luz estraña (59)^ de suerte que los cometas tienen solo
<<una diafanidad imperfecta (60), puesto que la luz no los
atraviesa sin obstáculo.» La intensidad de brillo que pre-
sentan alguna vez nebulosidades tan ligeras , como la que
ofreció el cometa de 1843, ó el aspecto estelar del núcleo
escita el asombro porque induce á referirlo todo á la refle-
xión de los rajos solares. Pero ¿no es posible que ade-
mas de esta luz adquirida arrojen los cometas una luz

)ia?

prop]

De la cola de los cometas, de muchos millones de le-
guas de longitud, j estendida en forma de abanico las mas

— 389 —

de las veces, se destacan , por la emanación ola evaporación,
partículas que se estienden en los espacios. x\llí, forman
quizá ellas mismas ese medio resistente que contrae poco á
poco la órbita del cometa de Encke (61); quizá también se
mezclan á la materia cósmica que no se ha condensado en
cuerpos celestes, j no ha servido para formar la luz zodia-
cal. Partes materiales desaparecen casi á nuestros ojos, j
adivinamos apenas la parte del espacio donde se agregan
de nuevo. Aunque hov parezca muj probable que la den-
sidad del fluido gaseoso esparcido á través de los espacios,
aumenta en la proximidad del Sol, no puede, sin embargo,
representarse ese fluido para esplicar el amenguamiento
que el núcleo de los cometas esperimenta, según Walz, cer-
ca del Sol, condensado como influyendo por la compre-
sión sobre una envuelta vesicular (62). 'Por lo general, los
contornos de los cometas son muj indecisos , j no puede
saberse positivamente donde acaba la nebulosidad que
refleja la luz. Mas notable j mas instructiva es, en
cuanto á la constitución de ciertos cometas , ver , en
algunas ocasiones , en la porción anterior parabólica del
astro, una precisión de contornos que casi tiene igual
en los grupos de nubes de nuestra atmósfera. Esto es lo
que sucedió en el cometa de Halle v, en el Cabo de
Bueua-Esperanza, hacia fines del mes de enero de 1836.
Juan Herschell comparaba esta apariencia inusitada, que
atestiguaba la intensidad de la atracción mutua ejercida
por las moléculas, con el aspecto de un vaso de alabastro
vivamente iluminado en el interior (63).

Después de la publicación del primer tomp del Cos-
ynos, se ha producido en el mundo de los cometas, un acon-
tecimiento cuja posibilidad ni aun se sospechaba antes. El
cometa interior j de corto período de Biela , que verifica
su elipse en 6 años ^/.¿^ se ha dividido en dos cometas de
la misma forma, pero de magnitud diferente , j provistos

— 390 —

ambos de cabeza j cola. En todo el tiempo que ba podido
observárselos, apenas si se ban llegado á reunir, v siempre
ban caminado casi paralelamente. El 19 de Diciembre
de 1845, Hind babia observado ja en el cometa todavía
intacto, una especie de protuberancia bácia el Norte; pero
el 21, según la observación de Encke en Berlin , no se dis-
tinguia indicio alguno de separación. La división^ ja efec-
tuada, fue reconocida por primera vez el 29 del mismo mes,
en la América septentrional, j en Europa bácia mitad j á
fines del mes de Enero de 1846. El nuevo astro, mas peque-
ño de los dos, precedia al maj'or en la dirección Norte. La
distancia del uno al otro fue en un principio de 3'; mas
adelante^ el 20 de febrero, era de 6% según el interesante
dibujo de Otto de Struve (64). El brillo de cada uno de
ellos era cambiante; de suerte que el segundo astro, au-
mentando poco á poco en intensidad, sobrepujó algún
tiempo en luz al cometa principal. Las envueltas nebulosas
que rodeaban cada núcleo notenian contorno alguno deter-
minado: laque envolvia el major cometa ofrecia un abul-
tamiento poco luminoso bácia el Sud-Sud-Oeste ; pero la
parte del Cielaque los separaba fue vista como libre de toda
nebulosidad, en Pulkowa (65\ Algunos dias después, el
teniente Maur j apercibió en Wasbington , con un instru-
mento dióptrico de Municb de 9 pulgadas de diámetro,
rajos que el antiguo cometa enviaba al nuevo, de suerte
que durante algún tiempo existió entre ambos una espe-
cie de puente. El 24 de Marzo, disminujendo de brillo
el pequeño cometa insensiblemente, no se reconocía ja
apenas. El major fue visto todavía el 16 ó el 20 de'Abril^
en que á su vez desapareció. He descrito el desarrollo de
ese fenómeno estraordinario con todos los detalles que be
podido comprobar (66). De sentir es que el becbo mismo
de la separación j el estado que le ba precedido baja pa-
sado desapercibido de los obserservadores. El cometa for-

— 3í)l —

mado á espensas del primero ¿ha llegado á ser invisible por
consecuencia del alejamiento ó de la debilidad de la luz,
ó se ha disuelto? ¿Reaparecerá acompañando al planeta
principal, j el cometa de Biela ofrecerá aun, en sus
Tueltas sucesivas, semejantes anomalías?

El nacimiento de un nuevo cuerpo planetario por via
de dis junción da lugar á pensar si en la multitud de co-
metas que circulan alrededor del Sol, haj ó no muchos que
hajan sido engendrados de esta manera; si ese fenómeno no
se reproduce aun todos los días; si, en fin, sea por la des-
igual velocidad de su revolución , sea porque no sienten
en el mismo grado la influencia de las perturbaciones, los
cometas asi descompuestos están ó no arrojados sobre órbitas
diferentes. Stephen Alexander , en una Memoria ja citada,
ha tratado de esplicar la generación de todos los cometas
interiores por una hipótesis semejante , pero sin pro-
ducir razones bastante conclujentes. Parece que tales
acontecimientos se han producido en la antigüedad; por
desgracia, no han sido descritos con bastantes detalles. Sé-,
ñeca, refiriendo, después de un testimonio que, según él,
no le merecía mucha confianza, que el cometa al cual se
atribujó la destrucción de las ciudades de Hélice j de Bura,
se dividió en dos partes^ añadió irónicamente. «¿Porqué no
ha visto nadie reunirse en uno solo dos cometas? (67).»
Los astrónomos chinos hablan de tres cometas pareados que
aparecieron en el año 896 j recorrieron su órbita en con-
serva ^68).

En el gran número de cometas^ cu vos elementos han
sido calculados hasta hoj, conocemos ocho cuja revolución
se efectúa en menos tiempo que la de Neptuno. Entre ellos,
seis son interiores, es decir, que su afelio está del lado de
acá de la órbita de este planeta ; y son : los cometas de
Encke (afelio 4,09), de Vico (5,02), de Brorsen (5,64),
de Faje (5,93), de Biela (6,19)^ j de Arrest (6,44). Estos

— 392 —

seis cometas interiores tienen todos su afelio comprendido
entre el de Higia (3,15)^ j un límite estremo situado mas
allá del afelio de Júpiter (5,20), á una vez j ^/^ déla dis-
tancia de la Tierra al Sol. Los otros dos cometas que veri-
fican su revolución en menos tiempo que Neptuno, son el
cometa de 74 años de Olbers, y el cometa de 76 años de
Hallej. Hasta 1819, época en la cual Encke reconoció pri ■
mero que nadie la existencia de un cometa interior, los
dos de Olbers j de Halle j quedaron entre todos los cometas
cu JOS elementos habíanse calculado, como los de mas pronto
regreso. El cometa de Olbers de 1815 j el de Halle j al-
canzan, en su afelio, una distancia que escede solamente
en 4 radios de la órbita terrestre para el uno, j en 5 radios
j ^/jj para el otro^ límite á partir del cual, después del
descubrimiento de Neptuno, serian considerados como in-
teriores. Aunque este límite sea variable^ j la denomina-
ción de cometa interior pueda recibir aplicaciones nuevas^
por el descubrimiento de planetas situados mas allá de
Neptuno, tiene, sin embargo, sobre la denominación de
astro de corto período, la ventaja de que depende por lo
menos de algo determinado durante cada fase de nuestros
conocimientos. Los períodos de los seis cometas interiores,
actualmente calculados con precisión, no varían, es cierto,
mas que de 3 años^/^Q á 7 años ^/joJ pei'o si el 6.° cometa
de 1846,, descubierto en Ñapóles por Peters el 26 de Junio,
cu JO semi-eje major es de 6,32, vuelve realmente después
de un intervalo de 16 años (69), puede preverse que poco
á poco se encontrarán cometas intermedios, en cuanto á la
duración de las revoluciones, entre el de Faje j el de Ol-
bers. En el porvenir será, pues, muj difícil determinar
una línea de demarcación entre los cometas de largo j de
corto período. Insertamos aquí el cuadro en que el doctor
Galle ha reunido los elementos de los seis cometas inte-
riores.

393 —

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— 394 —

Resulta del cálculo que precede que apenas han tras-
currido 32 años entre el momento en que el cometa de
Encke fue reconocido como interior, j aquel en que
se descubrió el cometa igualmente interior de d'Ar-
rest (70). Yvon Villarceau ha dado también en \2i'^ Noticias
astronómicas de Schumacher, los elementos elípticos del
cometa de d'Arrest. Juntamente con Valz, ha presentado
algunas hipótesis acerca de la identidad de este cometa con
el de 1678 observado por La Hire j calculado por Dou^Yes.
Otros dos cometas el 3.*' de 1819, descubierto por Pons j
calculado por Encke, y el 4.° del mismo año, descubierto
por Blanpain é idéntico , según Clausen , con el primero
de 1743, parece que verifican también su revolución en
cinco ó seis años; pero esos dos astros no pueden citarse to-
davía al lado de aquellos cuyos elementos, gracias á obser-
vaciones repetidas y precisas , han sido calculados con mas
certeza j perfección.

La inclinación de las órbitas de los cometas interiores
sobre la eclíptica es por lo general pequeña, j compreur
dida entro 3° j 13° ; la del cometa de Brorsen es la única
considerable j no pasa de 31°. Todos los cometas interiores
descubiertos hasta hoj tienen , como todos los planetas y
los satélites de nuestro sistema solar, un movimiento di-
recto de Oeste á Este. Juan Herschell ha llamado la aten-
ción sobre el fenómeno muj particular de una marcha re-
tróofrada entre los cometas débilmente inclinados sobre la
eclíptica (71). Este movimiento inverso, que solo se en-
cuentra en una clase especial de cuerpos planetarios , es de
una gran importancia, por lo que puede esclarecer la opi-
nión dominante acerca del orío-en de los miembros de un
sistema, sobre la fuerza j sobre la dirección del primer
impulso. Esto nos hace ver que el mundo de los cometas,
aunque las inmensas distancias que los separan no pueden
sustraerle ala influencia del cuerpo central, tiene, sin em-

_- 395 —

bargo, su individualidad propia, j goza de una inde-
pendencia relativa. Esta consideración ha llevado á la
hipótesis de que los cometas son los mas antiguos de
todos los cuerpos planetarios , j que forman , por decirlo
así, el tipo original de la materia difusa que llena los es-
cios celestes (72). Pregúntase subsidiariamente si á pesar
del inmenso intervalo que separa aun á la estrella mas
próxima, cu jo paralaje conocemos, j el afelio del cometa
de 1680, algunos de los astros cometarios que aparecen en
el firmamento no atravesarían nuestro sistema de una ma-
nera fugaz, viajando de sol en sol.

A continuación del grupo de los cometas coloco, como
íntimamente ligada al sistema solar, la luz zodiacal^ j llego
en último término á esos enjambres de asteroides meteorices
que caen de tiempo en tiempo sobre la superficie de nuestro
globo, j de cuja existencia, como cuerpos celestes, dudan
algunos astrónomos. Siguiendo el ejemplo de Chladni,
d'Olbers, de Laplace, de Arago, de Juan Herschell y de
Bessel, tengo positivamente á los aereolitos por cuerpos
estraños á la Tierra j de origen cósmico , asi .es que bien
puedo, al final de un capítulo, consagrado á los astros^ es-
presar la confianza que abrigo de que la opinión contraria
desaparecerá un dia, merced á observaciones mas precisas
sobre los aereolitos , los bólidos v las estrellas errantes,
cómo ha desaparecido, desde hace mucho, la opinión uni-
versal que hasta el siglo XVI atribula á los cometas un
origen meteórico. Ya, sin embargo, eran estos astros para
la corporación de sacerdotes Caldeos de Babilonia, para
una gran parte de la escuela pitagórica, j para Apolonio
el Mindio, cuerpos celestes que aparecían en épocas deter-
minadas, describiendo órbitas estraordiuarias ; por el con-
trario, la gran escuela antipitagórica de Aristóteles, j Epi-
genes, con quien en este punto esta conforme Séneca_, no
en los velan cometas sino fenómenos meteorológicos que no

— 396 —

lleg-aban ánuestra atmósfera (73). Felizmente esas fluc-
tuaciones délos espíritus entre hipótesis opuestas que traen
espacios infinitos á nuestra atmosfera terrestre deben con
el tiempo llegar á la verdadera interpretación de los fenó-
menos naturales.

IV.

LUZ ZODIACAL.

En dos siglos j medio, j á grandes intervalos, liase
reconocido la existencia, el lugar j la configuración de mu-
chos mundos distintos, que se han añadido sucesivamente á
la riqueza de nuestro sistema solar. Primeramente fijóse
la atención en los sistemas subordinados, análogos al siste-
ma principal, en los cuales cuerpos celestes de menores
dimensiones circulan alrededor de cuerpos mas estensos.
Hánse observado en seguida los anillos escéntricos que ro-
dean un planeta esterior, de los menos densos entre to-
dos los planetas j el mas abundantemente provisto de sa-
télites; háse comprobado después la existencia de la luz
zodiacal, resplandor dulce, aunque fácilmente perceptible
á simple vista , que se destaca en forma de pirámide j
ha sido referida á la causa material que verdaderamente la
produce. Mas adelante se han separado las órbitas entrela-
zadas de los pequeños planetas ó asteroides, encerradas en-
tre los límites de dos grandes planetas, j situadas fuera de
la zona zodiacal. Por último, se ha estudiado el maravilloso
grupo de los cometas interiores, cu jo afelio queda delante
del afelio de Saturno, de Urano ó de Neptuno. En una des-
cripción de los espacios celestes, es necesario hacer resaltar

— 398 —

Lien la diversidad de los mundos de que se compone el sis-
tema solar, diversidad que, por otra parte, no escluje en
modo alguno la comunidad de origen ni la dependencia
permanente de las fuerzas motrices.

Cualesquiera que sean las dudas que'subsistan aun so-
bre la causa material de la luz zodiacal, parece, partiendo
del lieclio matemáticamente demostrado, a saber, que la at-
mósfera solar no puede esceder de los ^/¿^ de la distancia
de Mercurio al Sol, parece, vuelvo á repetir, que en el es-
tado actual, j por desgracia muj incompleto de nuestros
conocimientos, la opinión mas satisfactoria debe ser la que
va autorizada con los nombres de Laplace, de Scbubert, de
Arago j de Biot, según la cual la luz zodiacal irradia de
un anillo nebuloso aplastado j que gira libremente en el
espacio comprendido entre las órbitas de Venus j de
Marte. El límite estremo de la atmósfera, respecto del Sol,
como para los planetas , centros de sistemas subordinados,
no puede estenderse mas allá del punto donde la atracción
del cuerpo central está en exacto equilibrio con la fuerza
centrífuga. Las porciones de atmósfera que ban escedido de
este límite , han debido escaparse por la tangente j dado
motivo, al aglomerarse, á planetas j satélites, ó si no se han
condensado en globos esféricos, continúan su marcha bajo
la forma de anillos vaporosos ó sólidos. Según estas opinio-
nes, la luz zodiacal entra en la categoría de los cuerpos
planetarios v debe someterse á las lejes generales de su
formación ,

Los progresos hechos en la senda de la observación por
esta parte abandonada de nuestros conocimientos astronó-
micos, se reducen atan poco, que no puedo añadir apenas á
lo que llevo dicho, sirviéndome de mi propia esperiencia
j de la esperiencia de los demás, en el cuadro de la Natu-
raleza colocado al frente de esta obra. Veintidós años antes del
nacimiento de Domingo Cassini, al cual pertenece la gloria de

— 399 —

haber descubierto el primero la luz zodiacal, según creen-
cia común, el capellán de Enrique Somerset, Childrej, en
su Brliannla Bacónica, publicada en 1661, habia lla-
mado la atención de los astrónomos acerca de la luz zodia-
cal como un fenómeno no descrito todavía j del cual fué
testig-o durante muchos años, en el mes de Febrero j
principios de Marzo. Debo también en justicia mencio-
nar una carta de Rothmann á Ticho, indicada por 01-
bers, de donde resulta que hacia fines del siglo XVI,
tenia vista Ticho la luz zodiacal, j la tomaba por la apa-
rición anómala de una aurora boreal en la primavera. La
intensidad luminosa mucho major que ese fenómeno pre-
senta en España, en las costas de Valencia como en las
llanuras de Castilla la Nueva, me decidió á observarla con
asiduidad antes de abandonar á Europa. El brillo de esta
luz, que bien pudiera llamar iluminación, aumentaba aun
mas de una manera sorprendente, á medida que me apro-
ximaba al Ecuador, en el continente americano ó en el mar
del Sud. A través de la atmósfera siempre seca j traspa-
rente de Cumana, en las llanuras herbóreas ó Llanos de Ca-
racas , sobre las mesetas de Quito j en los lag-os de Mé-
jico, particularmente á alturas de ocho á doce mil pies,
donde podia jo permanecer mucho mas tiempo, vi la luz
zodiacal esceder en brillo muchas veces á las mas hermosas
partes de la Via láctea, comprendidas entre la proa de la
Nave j el Sagitario, ó para citar regiones del Cielo visibles
en nuestro hemisferio, entre el Águila j el Cisne.

Sin embargo_, en general el brillo de la luz zodiacal no
aumenta en mi concepto sensiblemente con la altura del
lugar desde donde se observa; pero depende especialmente
de los cambios á que el fenómeno mismo está sometido,
j de su major ó menor intensidad luminosa: esto es por lo
menos lo que me autorizan á creer las observaciones que
he hecho en el mar del Sud, en las cuales noté un re-

-^ 400 —

flejo semejante al que produce la postura del Sol. He
cuidado de decir esjjecialmenie, porque no niego de una
manera absoluta que el estado de las altas capas de la at-
mósfera, su major ó menor diafaneidad, lia jan podido
también ejercer alguna influencia, aun cuando en las ca-
pas inferiores no acusaran mis instrumentos variación bi-
grométrica alguna, ó los cambios indicados pareciese como
que debian producir otro efecto. En las regiones tropicales
es sobre todo donde los fenómenos meteorológicos manifies-
tan en sus variaciones, la major uniformidad j regulari-
dad que puede esperarse de los momentos luminosos de la
luz zodiacal en la Naturaleza. La aparición es allí perpe-
tua, j comparando cuidadosamente las observaciones be-
cbas á difentes alturas j en circunstancias locales diferen-
tes, puede esperarse que merced al cálculo de las probabili-
dades se distinga lo que pertenece á la naturaleza misma
de ese fenómeno luminoso, j lo que debe referise á in-
fluencias meteorológicas.

Háse repetido con frecuencia que en Europa, durante
mucbos años consecutivos, no se tenia vista señal alguna
de luz zodiacal, ó que este fenómeno se babia limitado á
una muj débil apariencia. ¿Observábase una disminución
proporcional al mismo tiempo bajo la zona equinoccial?
Para entregarse con éxito á investigación semejante , no
basta considerar únicamente la configuración de la región
luminosa, ja según medidas directas, ja arreglándose á
la distancia de los fenómenos á las estrellas conocidas;
sino que debe tenerse también en cuenta la intensidad de
la luz, su uniformidad ó su intermitencia cuando palidece
V se reanima á veces alternativamente , j los resultados
del polaríscopo. Ya Arago, en 1836 (t. IX de las Oirás.
p. 39), ba marcado el siguiente resultado probable de las
observaciones comparadas de Domingo Cassini : «Que la
suposición de las intermitencias de la diafaneidad atmosfé-

— 401 —

rica no seria suficiente para esplicar las variaciones seña-
ladas por este astrónomo.»

Inmediatamente después de las primeras observaciones
hechas en Paris por Domingo Cassini j por su amig-o Fatio
de Duillier, los padres Nüel, de Béze j Duhalde , franceses
que viajaban por las Indias, se dirigieron hacia el mismo
objeto; pero Relaciones aisladas, en las cuales se dan por
satisfechos sus autores con describir el placer que les ha
causado ese espectáculo nuevo, no pueden servir de funda-
mento á una discusión profunda de las causas que produ-
cen las variaciones de la luz zodiacal. Como lo han acredi-
tado después los esfuerzos del laborioso Horner, no son las
escursiones rápidas, j lo que ha dado en llamarse viajes de
circunnavegación lo que puede llevar realmente á objeto
semejante. (Véase la Corresjjonclencia mensual de Zach,
t. XV, p. 337-340.) Solo después de una estancia de
muchos años en alguna región tropical, ha sido posible
llegar á resolver el problema de las variaciones que esperi-
menta la configuración j la intensidad de la luz zodiacal.
Para el objeto que nos ocupa en este momento, j en gene-
ral para toda la Meteorología, es preciso dar treguas á nues-
tras esperanzas hasta el instante en que la cultura científica
se ha ja estendido definitivamente por la zona equinoccial
de la América española, por esas regiones donde entre 10,700
j 12,500 pies sobre el nivel del mar existen grandes
j populosas ciudades, como Cuzco, la Paz j Potosí. Los
resultados numéricos á que ha llegado Houzeau_, resul-
tados que descansan , es cierto, en un ^pequeño número de
observaciones, son para hacer creer que el eje major de la
luz zodiacal no coincide con el plano del ecuador solar, de
igual manera que la masa vaporosa del anillo, cu jo estado
molecular ignoramos, no atraviesa la órbita terrestre «
(Véanse las Noticias astronómicas de Schumacher_, nú-
mero 492.)

TOMO I ir. 2í

ESTRELLAS ERRANTES, BÓEIDOS Y PIEDRAS METEÓRICAS.

A partir del año de 1845 en que apareció en el primer
tomo del Cosmos un cuadro general de los fenómenos ce-
lestes, los resultados de la observación, en lo que concierne
á la caida de los aereolitos j las lluvias periódicas de es-
trellas errantes, designadas en alemán bajo el nombre es-
presivo en demasía de Sternscbnuppen, desjMhiladuras de
estrellas, se aumentaron j rectificaron considerablemente.
Muchos heclios se ban sometido á una crítica mas dete-
nida j severa. Para hacer major luz respecto de este fenó-
meno misterioso, base creido deber estudiar la lej de con-
vergencia_, es decir, determinar los puntos de donde parten
las estrellas errantes, en las épocas en que reaparecen con
abundancia inusitada. Observaciones recientes, cujos re-
sultados han adquirido alto grado de verosimilitud, au-
mentan también el número de esas épocas, entre las que
solo se hablan señalado hasta aquí el mes de agosto j el
mes de noviembre. Los laudables esfuerzos de Brandes, de
Benzenberg, de Olbers j de Bessel , mas adelante los de
Erman, Boguslawski, Quételet, Feldt, Saigej, Eduardo
Heis j Julio Schmidt, introdujeron el uso de medidas
correspondientes mas exactas, j al mismo tiempo el senti-
miento mas general del rigor matemático ha prevenido el

— 403 —

peligro de acomodar observaciones dudosas á teoremas pre-
concebidos.

Los progresos en el estudio de los meteoros ígneos se-
rán tanto mas rápidos, cuanto mejor se los preserve de
toda determinación anticipada, cuanto mas cuidadosamen-
te se separen los hechos de las hipótesis, j cuando se sujete
á prueba cada fenómeno, sin rechazar por esto como falsas
ó dudosas, las cosas cuja esplicacion no se conozca todavía.
Sobre todo, me parece muj importante el no confundir con
las relaciones físicas las relaciones numéricas j geométri-
cas, mas fáciles de comprobar generalmente: tales son, la
altura, la velocidad, la unidad ó pluralidad de los puntos
de partida bien fijados, el número medio, en un tiempo
dado, meteoros aislados ó periódicos, j por último la mag-
nitud j la forma de las apariciones, según las estaciones ó
las horas de la noche en que se produzcan. Por otra parte,
con el tiempo, el estudio de esas dos clases de circunstan-
cias ó de relaciones físicas j geométricas debe necesaria-
mente conducir al mismo objeto; á consideraciones verda-
deras acerca de la generación j naturaleza de esos fenó-
menos.

Hé hecho ja ver en otra parte que no estamos en
comunicación con los espacios celestes j los cuerpos que
los ocupan solo por rajos luminosos j caloríficos, j por las
atracciones misteriosas que las masas lejanas ejercen en
razón de su masa sobre nuestro globo, sobre nuestros ma-
res, j sobre la Atmósfera que nos envuelve; los rajos lu-
minosos que partiendo de las estrellas telescópicas mas pe-
queñas de que se compone una nebulosa reductible, vienen
á herir nuestra vista, son como lo prueba matemáticamente
la noción exacta de la velocidad j de la aberración de la
materia, el testimonio mas antiguo de la existencia de la
luz (74). Una impresión luminosa salida de las profundi-
dades de la bóveda celeste, nos lleva de nuevo , por una

— 404 —

simple asociación de ideas á las profundidades del pasa-
do á muchos miles de siglos. Las mismas impresiones,
producidas por las lluvias de estrellas errantes, por los bó-
lides de donde son arrojados los aereolitos, j por los demás
meteoros ígneos, son de una naturaleza muj diferente. Si
es verdad que los aereolitos que caen sobre la superficie de
la Tierra no empiezan á inflamarse hasta que llegan á la at-
mósfera terrestre, no por ello dejan de ser para nosotros las
únicas ocasiones de un contacto material con cuerpos es-
traños á nuestro planeta. Cánsanos asombro el poder tocar,
pesar, descomponer químicamente esas masas de tierra j
de metales que llegan á nosotros de los espacios celestes v
pertenecen á un mundo diferente del nuestro, j de encon-
trar minerales nativos que hacen muj verosímil la suposi-
ción de Newton , de que las sustancias pertenecientes al
mismo grupo de cuerpos celestes, es decir, al mismo siste-
mo planetario son en gran parte idénticas (75) .

Debemos á la diligencia de los Chinos, que no han de-
jado pasar fenómeno alguno sin registrarlo, el conocimien-
to de los aereolitos mas antiguos cuja fecha naja sido de-
terminada con precisión. Sus antecedentes respecto de esto
se remontan hasta el año 644 antes de nuestra era^ es de-
cir hasta el tiempo de Tirteo j de la segunda guerra de
Mesenia. La inmensa masa meteórica que cajó en Tracia,
cerca de vEgos-Potamos, en el sitio que habia de hacerse
célebre una tarde con la victoria de Lissandro_, es posterior
en 176 años. Eduardo Biot ha hallado en la colección de
Ma-tuan-lin, que contiene pasajes tomados de la sección
astronómica de los anales mas antiguos del Imperio, 16 cai-
das de aereolitos en el intervalo comprendido entre media-
dos del siglo VII antes de J. C. j el año 333 de la era cris-
tiana, mientras que los escritores griegos j romanos no
citan en el mismo espacio de tiempo sino 4 fenómenos del
mismo género.

— 405 —

Es notable que la escuela jónica, en armonía con el
sentimiento de los modernos, ha ja admitido ya el origen
cósmico de las piedras meteóricas. La emoción que el im-
ponente fenómeno de ^íígos-Potamos produjo en todas las
poblaciones helénicas, debió ejercer sobre la dirección j
desarrollo de la física jónica, una influencia decisiva, que
no ha sido bastante apreciada (76). Anaxágoras de Clazo-
meno podia tener 32 años cuando ocurrió este aconteci-
miento. Su opinión es que las estrellas son fragmentos de
rocas separadas de la Tierra por la fuerza del movimien-
to giratorio, j que el Cielo está formado enteramente de
piedras. (Véase Plutarco, Opiniones de ¡os Filósofos^ lib.III,
c. 13, j Platón, Leyes, lib.. XII, p. 967.) Esos cuerpos pé-
treos, se vuelven incandescentes por el éter ambiente que
es de naturaleza ígnea, j hacen irradiar la luz que les co-
munica este éter. Anaxágoras dice además, con relación á
Teofrasto, que debajo de la Luna, entre este cuerpo j la
Tierra, se mueven otros cuerpos oscuros capaces de produ-
cir eclipses de Luna. (Véase Stobee, Églogas físicas^ lib. I,
p. 560; Diógenes Laercio, lib. II, cap. 12: Orígenes^ PJiilo-
sopJmmena^ c. 8.) Diógenes de Apolonia, que sin ser discí-
pulo de Anaximenes, pertenece probablemente á una época
intermedia entre Anaxágoras j Demócrito, espresa mas cla-
ramente aun su idea acerca de la estructura del Mundo, v
parece haber recibido una impresión mas viva del aconte-
miento natural que ocurrió en Tracia, en la Olimpiada
XX VIH (77). Seg-un él, como he dicho en otra parte [^Cos-
mos ^ 1. 1, p. 120), con las estrellas visibles se mueven tam-
bién masas de estrellas invisibles, á las cuales no ha sido
posible por consiguiente dar nombre alguno. Esas estrellas
caen también á veces sobre la Tierra j se apagan, como
aconteció con la estrella de piedra que cajó cerca de ^gos-
Potamos (Stobee, Églogas físicas^ lib. I, p. 508) (78).

La opinión de algunos filósofos naturalistas acerca de

— 406 — .

los meteoros ígneos, tales como las estrellas errantes y los
aereolitos, que Plutarco espone en detalle en la Vida de Li-
sandro (cap. 12), es exactamente la de Diógenes de Creta.
Dícese en ese pasaje «que las estrellas errantes no son par-
tes del fuego etéreo que emanan de él ó de él se separan,
apagándose inmediatamente después de haberse inflamado,
al entraren nuestra atmósfera; sino que sonmasbien cuerpos
celestes que sustraidos al movimiento de rotación general,
se precipitan Kácia la Tierra» (79). Desde Tales é Hipon
hasta Empédocles, no se encuentra entre los filósofos de la
escuela jónica la hipótesis de los cuerpos celestes oscuros,
ni nada que traiga a la memoria esas ideas cosmográficas
de sus antecesores (80). El efecto producido por el aereo-
lito de Jigos-Potamos entraba por mucho en las especula-
ciones á que da lugar la caida de los cuerpos oscuros. Un
escritor posterior,, el Pseudo-Plutarco , se limita á decir
(^Ojñniones de ¡os Filósofos ^ lib. II, c. 13) que Tales de
Mileto consideraba á todos los astros como cuerpos inflama-
dos, aunque terrestres {ji¿>^Kai. l'ii-mvpay La primera escuela
jónica se proponia descubrir el origen de las cosas, j este
origen lo esplicaba por la mezcla_, por cambios graduales j
por la transformación de las sustancias; creia en la genera-
ción progresiva de los cuerqos por la condensación v la ra-
refacción. El movimiento de revolución de la esfera celeste,
que sostiene á la Tierra en el punto central, se menciona
ja por Empédocles como una fuerza cósmica influjente en
realidad. En los primeros tanteos que preparan las teorías
físicas del éter, el aire ígneo j el fuego mismo representan
la fuerza espansiva del calor; de la misma manera se refie-
re á esta alta región del éter, la idea del movimiento gira-
torio que arrastraba todo tras de sí j arrancaba violenta-
mente las rocas del suelo de la Tierra. Por esto es por lo
que Aristóteles [Meteorológicas, lib. I, p. 339, ed. Bekker)
llama al éter « el cuerpo animado de un movimiento éter-

— 407 —

no» como si dijéramos el substratum inmediato del movi-
miento, j en apojo de esta definición, busca razones eti-
mológ-icas (81). Por el mismo motivo también. Plutarco di-
ce, en la Vida de Lisandro, que la cesación del movimiento
giratorio determina la caida de los cuerpos celestes, j en
otro pasaje que alude evidentemente á las opiniones de
Anaxágoras j de Diógenes de Apolonia (^De la Faz qne
ajoarece en el disco de la Luna^ p. 923)^ afirma que la Lu-
na caerla á tierra como piedra lanzada por una honda, si
cesase su movimiento de rotación (82). Esta comparación
da idea de la fuerza centrípeta, manifestándose poco á poco,
para contrabalancear la fuerza centrífuga, por medio de la
cual esplicaba Empédocles el movimiento aparente de la
esfera celeste. La fuerza centrípeta está indicada aun con
major claridad por el mas penetrante de todos los comenta-
ristas de Aristóteles, por Simplicio (p. 491, ed. Brandis).
Simplicio esplica el equilibrio de los cuerpos celestes por
la razón de que la fuerza del movimiento giratorio es en
ellos superior á la fuerza que los solicita á caer. Tales son
los primeros presentimientos que se tuvieron . respecto de
las fuerzas centrales. Un discípulo de Ammonio Hermeas,
el Alejandrino Juan Filopon, que vivia probablemente en
en el siglo VI, va mas allá; como si reconociese la inercia
de la materia, esplica por la revolución de los planetas una
impulsión primitiva que une ingeniosamente á la idea de
la caida de los cuerpos^ á la tendencia que atrae bácia la
Tierra á todos los cuerpos pesados ó ligeros {de la Creación
del Mundo ^ lib. I, c. 12). He tratado de presentar como un
gran fenómeno natural, la caida de un aereolito en ^Egos-
Potamos, j la esplicacion puramente cósmica por medio de
la cual se trató desde un principio de darlo á conocer, des-
arrolló poco á poco en la antigüedad griega los gérme-
nes que, fecundados por el trabajo de los siglos siguientes,
j reunidos entre sí por un lazo matemático, condujeron k

— 408 —

las le jes del movimiento circular, que descubrió formuló j
Hujghens.

Al ocuparnos de las relaciones geométricas que regulan la
caida de las estrellas errantes , entiéndase las estrellas
errantes periódicas , j no las que caen rara vez j aislada-
mente , conviene sobre todo examinar los resultados de las
observaciones recientes acerca de la iradiacion ó los puntos
de partida de los meteoros, y de su velocidad esencial-
mente planetaria. Este doble carácter, la iradiacion y la
velocidad , acreditan , con alto grado de verosimilitud,
que las estrellas errantes son cuerpos luminosos indepen-
dientes del movimiento de rotación de la Tierra, que pro-
ceden de fuera y pasan de los espacios celestes á nuestra
atmósfera. Desde las observaciones hechas en la América del
Norte, acerca del período de Noviembre, en 1833, 1834 j
1837, habíase señalado como punto de partida la estre-
lla y de Leo. En 1839, se reconoció para el período de
Agosto, que el punto de partida era Algol en Perseo, ó un
punto intermedio entre Perseo y Tauro. Estos centros de
iradiacion venian á ser las constelaciones hacia las que se
dirigía la Tierra en la misma época (83). Saigej, que ha
sometido las observaciones de 1833 á un análisis muj es-
crupuloso indica que la irradiación fija que parte de la
constelación de Leo, no ha sido comprobada en realidad mas
que á media noche, en lastres ó cuatro horas que preceden
á la aurora, y que de diez y ocho observadores colocados
entre la ciudad de Méjico y el lago de los Hurones, diez so-
lamente han reconocido el punto de partida general indica-
do por Dioniso Olmsted , profesor de matemáticas de New-
Haven^ en el Estado de Massachussetts (84).

El escelente escrito publicado por Eduardo Heis, resu-
men muy sucinto de observaciones bastante exactas , reali-
zadas durante diez años en Aquisgran , sobre las estrellas
errantes periódicas , contiene respecto de la irradiación, re-

— 409 —

sultados tanto mas preciosos, cuanto que el observador los
Ka discutido con un rigor matemático. Según él, el período
de Noviembre se distingue en que las trayectorias están
mucho mas separadas que en el periodo de Agosto (85). En
cada uno de esos dos períodos, el observador ha fijado si-
multáneamente muchos puntos de partida que no se halla-
ban situados en la misma constelación, como se ha estado
muj cerca de creer desde 1833. Durante el período de
Agosto de los años 1839, 1841 , 1842, 1843, 1844, 1847
j 1848, Heis, además del centro principal de Algol, en la
constelación de Perseo, ha encontrado otros dos en el Dragón
j en el polo Norte (86). «A fin, dice, de obtener resultados
exactos acerca de los puntos de donde irradian las trajec-
torias de las estrellas errantes, durante el período de No-
viembre, para los años 1839, 1841, 1846 j 1847, he trazado
sobre un globo celeste de 30 pulgadas las trajectorias
medias pertenecientes á cada uno de los cuatro puntos,
Perseo^ Leo, Casiopea j la cabeza del Dragón, j he se-
ñalado cada vez la situación del punto de donde partian el
major número de trajectorias. De este examen resulta, que
de 407 estrellas errantes, 171 provienen de un punto de
Perseo , próximo á la estrella »? , en la cabeza de Medusa,
que 83 partieron de Leo, 35 de la parte de Casiopea, cercana
á la estrella variable * , 40 de la cabeza del Dragón j 78
de puntos indeterminados. Así, el número de las estrellas
errantes que irradian de Perseo , era mas del doble del nú-
mero de las que tenian su punto de convergencia en la
constelación de Leo (87).»

Resulta de aqui, que en los dos períodos, la constelación
de Perseo ha representado gran papel. Un sagaz obser-
vador que consagró ocho ó diez años al estudio de los
fenómenos meteorológicos, Julio Schmitd, agregado al
observatorio de Bonn , se espresa en este asunto con gran
hilaridad, en una carta que me dirigió el mes de Julio

— 410 —

de 1851 : «Si se prescinde de los grandes flujos de las es-
trellas errantes que se produjeron en el mes de Noviembre
de los años 1833 j 1834, así como algunas otras del mismo
género, en los cuales la constelación de Leo enviaba ver-
daderos enjambres de metéoros, estoj dispuesto á considerar
hoj el punto de convergencia colocado en Perseo como el
que suministra, no solamente en el mes de Agosto, sino du-
rante todo el año, el major número de metéoros. Tomando
por base de nuestros cálculos los resultados de las 478 ob-
servaciones de Heis, hallo que este punto está situado á los
50° ,3 de ascensión recta j 51° 5_, de declinación. Esto se
aplica á los años 1844-1846. En el mes de Noviembre
de 1849, desde el 7 al 14_, be visto 200 estrellas errantes
próximamente mas que las que en igual época babia ob-
servado desde 1841. Entre esas estrellas, algunas sola-
mente procedian de Leo; el major número, en mucbo,
pertenecia á la constelación de Perseo. Resulta de aquí, en
mi sentir, que el brillante fenómeno que se produjo en el
mes de Noviembre de los años 1799 j 1811 no ha vuelto á
aparecer después. Olbers sospechaba también que esas gran-
des apariciones no debían reproducirse hasta después de
un período de 34 años. {Cosmos t. 1, p. 113). Si se quieren
considerar las apariciones periódicas de esos metéoros y las
complicaciones de sus tra jectorias , puede decirse que cier-
tos puntos de irradiación son siempre los mismos, pero que
existen también otros variables y esporádicos.»

En cuanto á saber si los diferentes puntos de partida
cambian con los años, lo que, admitiendo la hipótesis de
los anillos cerrados ^ supondría una variación de los anillos
en que se mueven los metéoros^ cuestión es esta que las ob-
servaciones hechas hasta el dia no permiten resolver aun con
certeza. Una hermosa serie de observaciones hechas por
Houzeau, desde 1839 hasta 1842, parece refutar la hipótesis
de un cambio progresivo (88). Eduardo Heis observa con

— 411 —

gran exactitud, que ja en la antigüedad griega y latina^
habíase llamado la atención sobre la dirección uniforme que
parecian tomar en un tiempo dado las estrellas errantes
que tachonaban la bóveda celeste (89). Teníase entonces á
esta dirección como resultado de un viento que empezaba á
soplar en las altas regiones del aire, j los navegantes veian
en ella el anuncio de una corriente que desde esas regiones
iba á descender prontamente á las capas inferiores.

Así las estrellas errantes periódicas se distinguen ja de
las estrellas esporádicas ó aisladas por el paralelismo habi-
tual de sus trajectorias, que parecen irradiar de un mismo
centro ó de muchos centros determinados. Pero todavía
existe otro criterio; j es, el del número de metéoros que en
uno j otro fenómeno brillan durante el mismo espacio de
tiempo. La distinción de las caldas de las estrellas errantes
ordinarias ó estraordinarias es un problema cuja solución ha
sido muj debatida. Dos escelentes observadores, Olbers j
Quételet, han buscado el número medio de los metéoros que
en los dias ordinarios pueden ser vistos en una hora en el
círculo ocupado por una persona : Olbers cuenta 5 ó 6;
Quételet eleva este número á 8 (90). No puede escla-
recerse nada en una cuestión tan importante para el conoci-
miento de las le jes que regulan el movimiento j la direc-
ción de las estrellas errantes^ sin dar lugar á la discusión
de multitud de consideraciones. Me he dirigido con-
fiadamente á un observador cujo nombre ja he citado,
Julio Schmidt, de Bonn, que muj acostumbrado á la
exactitud astronómica, ha abrazado además con todo el ar-
dor que le es propio, el conjunto de los fenómenos meteóri-
cos , cuja formación j la caida de los aereolitos no es sino
una fase particular , la mas rara de todas , aunque no la
mas importante. Doj á continuación reunidos los princi-
pales resultados de las comunicaciones que debo á su aten-
ción (91).

— 412 —

<^ Después de gran número de observaciones repeti-
das durante un espacio de tiempo que varía entre 3 j 8
años_, el término medio de las estrellas errantes esporádicas
es de 4 á 5 por hora. Tal es el estado habitual, indepen-
dientemente de los fenómenos periódicos. Los términos me-
dios están distribuidos del modo siguiente para cada mes
en particular:

Enero, 3,4; Febrero (?) ; Marzo, 4,9; Abril, 2,4; Mayo, 3,9;
Junio, 5,3; Julio, 4,5; Agosto, 5,3; Setiembre, 4,7; Octu-
bre,'4, 5; Noviembre, 5,3; Diciembre, 4,0.

«En cuanto á las estrellas errantes periódicas, el tér-
mino medio es por lo menos de 13 á 15 por hora. Para el
período de Agosto ó la lluvia de San Lorenzo , remontándose
un poco mas arriba , j yendo de las estrellas esporádicas á
las periódicas, he hallado , merced á las observaciones lle-
vadas á efecto , como ja he dicho, en un intervalo de 3 á (S
años, que los números medios crecian progresivamente de
la manera que sigue :

Indicación
dias.

6 de AsT'

de los
osto. . .

N,

limero de los meteoros
por hora.

. . . 6

Número de los años
de observación.

.... 1

. . . 11

3

8 —

. . . 15

4

9 —

. . . 29

8

10 --

. . . 31

6

11 —

. . . 19

5

12 —

. . . 7

3

«El año 1851, considerado aisladamente, ha dado los
resultados siguientes, á pesar de la luz de la Luna.

7 de Agosto 3 meteoros.

8 — 8 —

9 — 16 —

10 — IS —

11 — 3 —

12 — 1 —

— 413 —

«Segun Eduardo Heis , en el espacio de una hora se ob-
servaron el 10 de Agosto :

En 1839 160 meteoros.

En 1841 U —

En 1845 . 50 —

«En el flujo meteürico del mes de Ag-osto de 1842, ca-
jeron en diez minutos, en el momento del máximum, 34
estrellas errantes. Todos estos números se aplican á los me-
téoros perceptibles en el campo visual de un solo observador.
Desde el año 1838, los fenómenos de Noviembre ban sido
menos brillantes. Si embargo, el 12 de Noviembre de 1839,
Heis veia aun de 22 á 35 metéoros por bora , v el 13 de
Noviembre de 1846, el término medio estaba comprendido
entre 27 v 33. Así , la abundancia de los flujos periódicos
varía, según los años; pero siempre el número de los me-
téoros es mucho mas considerable en épocas determinadas
que durante las noches ordinarias , en las que solo pueden
verse por hora 4 ó 5 estrellas errantes. A partir del 14
de Enero, en el mes de Febrero j en el de Marzo, es
cuando son mas raros los metéoros (92).

»Aunque los períodos de Agosto j de Noviembre sean
con justa razón los mas célebres, hánse reconocido otros
muchos , en estos últimos tiempos , desde que se han ob-
servado con mas exactitud el número j la dirección de los
metéoros :

Enero — Desde el 1 al 3. Quedan algunas dudas respecto del resul-
tado de esta observación.

Abril — El 18 ó el 20? Arag-o habia ya sospechado este período.

Hubo ademas g-randes lluvias de aereolitos el 2o de
Abril de 1095, el 22 de Abril de 1800 y el 20 de Abril
de 1803. Véase el Cosmos, t. I, p. 375 , nota 74 y la As-
tronomía popular de Arag-o, t, IV, p. 289.

Mayo —El 26?

Julio , — Desde el 26 hasta el 30, según las observaciones de Quele-

— 414 —

leí. El máximum propiamente dicho tuvo lug-ar
del 27 al 29. El malogrado Eduardo Biot encontró entre
las observaciones chinas mas antiguas un máximum ge-
neral, comprendido entre el 18 y el 27 de Julio.

Agosto.. r^..- — Antes d^ Ja aparición de San Lorenzo, particularmente
del 2 al 5. No se observa ordinariamente del 26 de Julio
al 10 de Ag-osto crecimiento reg-alar alguno. La lluvia de
San Lorenzo. Esta aparición fué indicadapor primera vez
por Musschenbroek, y luego por Brandes, (Cosmos t. 1,
p. 111 y 874.) El máximum observado después de mu-
chos años, caia decididamente el 10 de Agosto. Según
una antigua tradición cstendida en Tesalia, en lasco-
marcas montañosas que rodean el Pclion , el Cielo se
entreabre en la noche del 6 de Agosto, fiesta de la Trans-
figuración, y aparecen antorchas á través de la aliertura.
(Véase Herrick, en V American Joicrnal de Silliman,
t. XXXVIl, 1839, p. 337, y Quételet, en las Nuevas 3Ie-
morias de la Academia de Bruselas, t. XV, p. 9.)

Octubre — El 19 y dias próximos al 2o. Esta aparición ha sido descrita

por Quételet, por Boguslawski , en la colección titu-
lada: Arbeiten der Scfiles. Gesellschaft für Vatcrlánd. Cui-
tur, 1843, p. 178, y por Heis, en el escrito antes citado,
p. 33, Heis ha reunido las observaciones del 21 de Octu-
bre de 1766, del 18 de Octubre de 1838, del 17 de Octubre
de 1841, del 24 de Octubre de 184o, de 11 y 12 de Octu-
bre de 1847 y de 20 y 26 de Octubre de 1848. Véanse
acerca de estas tres apariciones que se produjeron en el
mes de Octubre en los años 902, 1202 y 1396, el primer
tomo del Cosmos, p. 114 y 370, nota 66, Las numerosas
esperiencias hechas de 1838 á 1848 han quitado mucha
inipoi tancia á la conjetura de Boguslawski, según la que
los enjambres de meteoros observados en China desde el
18 de Julio al 27, y la lluvia de estrellaserrantesdel21 de
Octubre de 1366 (estilo antiguo) no serian mas que los
fenómenos periódicos de Agosto y de Noviembre, anti-
cipados en muchos dias por efecto de la precesión (93).

Noviembre. — Del 12 al 14. El fenómeno se produjo también, aunque
muy rara vez, el 8 ó el 10. El recuerdo de la mayor llu-
via de estrellas errantes que Bonpland y yo observamos
en Cumana, en la noche del 11 al 12 de Noviembre
de 1799, hecho mas vivo cuando la aparición análoga
que tuvo lugar en 1833, én la noche del 12 al 13, fué
una de las razones que facilitaron la admisión de la re-

— 415 —

producción periódica de esos fenómenos en ciertos dias
determinados (94).
Diciembre.. — Del 9 al 12. Sin embarco, en 1798 se manifestó el fenó-
meno, según Brandes, en la noche del 6 al 7. En 1838'
Herrick lo vio también en New-Haven, en la noche del 7
al 8. Heis lo observó en 1847, el 8 y el 10.

«Esas lluvias periódicas de meteoros, entre las cuales
son las mas ciertas las cinco últimas, merecen fijar la
atención de los observadores. No solamente varían entre sí
las lluvias de los diferentes meses; la riqueza y el brillo de
los fenómenos cambia también según los años.

»E1 límite superior de las estrellas errantes no puede
fijarse con certeza , j Olbers tenia ja por muj dudosas
todas las determinaciones de altura que escedian de 22 mi-
riámetros. El límite inferior, que se evaluaba antes en 3
miriámetros (91,060 pies), debe haberse reducido mucbo.
(Cosmos, t. I, p. 108.) Sábese seguramente, por medidas
tomadas con cuidado, que caen estrellas errantes hasta en
los vértices del Chimborazo j del Aconcagua, á 8,000 me-
tros sobre la superficie del mar. Por otra parte , Heis observa
que una estrella errante, vista simultáneamente en Berlin
jenBreslau, en la noche del 10 de Julio de 1837, estaba
según medidas exactas, á 46 miriámetros de altura, cuando
se inflamó, J á 31 cuando se apagó. Durante la noche se
estinguieron otras á una altura de 10 miriámetros. Resulta
de un trabajo hecho anteriormente por Brandes, en 1823,
que de 100 estrellas errantes medidas con cuidado en
dos estaciones diferentes, 4 solo estaban á 1 ó 2 miriáme-
tros de altura; 15 comprendidas entre 2 j 4; 22 entre 4
j 7; 35, cerca de un tercio por consiguiente, entre 7 j 11;
13 entre 11 j 15; 11 únicamente, es decir^ próximamente
una décima parte, lo estaban á menos de 15 miriámetros;
pero también la altura de esos 11 meteoros variaba de 33 á
44 miriámetros. Resulta de 4,000 observaciones reunidas en

. -^ 416 -^

el espacio áe nueve años, para determinar el color de las
estrellas errantes , que de este número, los ^/g eran blan-
cas, ^/^ amarillas, ^/j- de un amarillo rojo, j ^/g^ sola-
mente eran verdes.»

Olbers hace notar que durante el flujo de los meteoros
que señaló la nocKe del 12 al 13 de Noviembre de 1838,
apareció en Brema una hermosa aurora boreal , que tiñó de
color purpurino una gran estension del Cielo. Nada alteró,
sin embargo, el color blanco de las estrellas errantes que
tachonaban dicha región , de donde se ha deducido que lo&
rajos de la aurora boreal estaban mucho mas separados de
la superficie de la Tierra que las estrellas errantes en el mo-
mento en que al caer se hacian invisibles. (Véanse las IVo-
ticias astro7iómicas de Schumacher, núm. 372, p. 178.)
Según las observaciones hechas hasta el dia, la velocidad
de las estrellas errantes es de 3,3 á 7 miriámetros por se-
gundo, siendo la velocidad de traslación de la Tierra úni-
camente de 3 miriámetros (Cosmos, t. I, p. 109 j 371,
nota 68). Las observaciones correspondientes hechas en 1849
por Julio Schmidt en Bonn , j por Heis en Aquisgran , no
dan en realidad mas que 26 kilómetros, como mínimum de
la velocidad de una estrella errante que^ colocada vertical-
mente sobre Saint- Goar, á una altura de 9 miriámetros, se
dirigía hacia el Lachersee. Según otras comparaciones he-
chas por los mismos observadores j por Houzeau en Mons,
las estrellas errantes se mueven con una velocidad com-
prendida entre 8,5 j 17,5 miriámetros por segundo; es de-
cir, dos á cinco veces major que la velocidad planetaria del
globo terrestre. Este resultado confirma de una manera bri-
llante el origen químico de esos fenómenos, j la fijeza de
uno ó muchos puntos de divergencia : en otros términos,
prueba que las estrellas errantes periódicas son indepen-
dientes de la rotación de la Tierra, j que durante muchas
horas parten de una misma estrella, aun cuando esta estre-

— 417 —

lia no sea á la que se dirig-e la Tierra en aquel momento.
En general, los globos inflamados parece, por lo que se les
lia podido observar basta el dia, que se mueven mas lenta-
mente que las estrellas errantes. Si las piedras meteóricas
salen de esos globos, difícil es esplicar cómo entran tan po-
co en el suelo de la Tierra. Pesando 276 libras la masa
que cavó en Ensisbeim, en Alsacia, el 7 de Noviembre
de 1492, se bundió solamente 3 pies, j el aereolito de
Braunau, del 14 de Julio de 1847, no penetró tampoco mas.
Solo conozco dos piedras meteóricas que al caer sobre un
suelo poco resistente bajan abierto la Tierra á profun-
didad mucbo mas considerable: la una á 6, la otra á 18
pies; j son el aereolito de Castrovillari , en los Abruzzos,
el 9 de Febrero de 1583, v el que fué precipitado en Hrads-
cbina, en el condado de Agram, el 26 de Majo de 1751.

El problema de si las estrellas errantes dejan caer al-
guna materia, ba sido resuelto en los dos sentidos opuestos.
Los tecbos de paja del municipio de Belmont, en el departa-
mento del Ain, que fueron inflamados por un metéoro
durante la nocbe del 13 de Noviembre de 1835, j por lo
tanto, en la época de una aparición periódica de estre-
llas errantes, se incendiaron , á lo que parece , no por
la caida de una de dicbas estrellas sino por la esplosion
de un globo inflamado que_, según la narración de Millet
de Aubenton, arrojó aereolitos cuja existencia se ba con-
siderado , en verdad , como problemática. Un incendio
análogo , producido por un globo inflamado también , es-
talló el 22 de Marzo de 1846, á las 3 próximamente, en
el municipio de San Pablo, cerca de Bagnéres-de-Lucbon.
Por otra parte , la piedra que cajó en Angers el 9 de
Junio de 1822, se atribujó á una bermosa estrella errante
que se babia visto en Poitiers. Ese fenómeno, descrito con
muj pocos detalles, merece la major atención. La estrella
errante produjo el efecto de una candela romana en los

TOMO III. Í7

— 418 —

fuegos artificiales; dejó un surco en línea recta, muj estre-
cho arriba y muj ancho abajo , cu jo resplandor brillante
duró cerca de 10 ó 12 minutos. Un aerolito cajó también
con una detonación violenta á 28 leguas al Norte de Poitiers.

La materia toda contenida en las estrellas errantes ¿arde
siempre en las capas esteriores de la atmósfera, cu jo poder
reflectante prueba la luz crepuscular? Los variados colores
que hieren la vista durante el fenómeno de la combustión
dan á entender la variedad de la composición química de
esos metéoros. Sus formas son también diferentes en es-
tremo. Las unas trazan solamente líneas fosforescentes tan
separadas j en tal número , que Forster , en el invierno de
1832 vio como un ligero resplandor estendido sobre la
bóveda celeste (95); otras muchas se mueven como puntos
luminosos j no dejan surco alguno tras de sí. La combus-
tión se efectúa durante el tiempo mas ó menos rápido que
tardan en desaparecer las colas de las estrellas errantes,
ordinariamente de muchas millas de estension; es un hecho
tanto mas notable , cuanto que á veces la cola inflamada se
bifurca j recorre un pequeño espacio recto delante de ella.
El bólido , cuja cola vieron brillar durante una hora, el al-
mirante Krusenstern j sus compañeros, en su viaje alrede-
dor del mundo, recuerda la larga iluminación de las nubes
de donde se desprendió el gran aereolito de ^Egos-Potamos,
según la narración, un poco sospechosa en verdad, de Dai-
macho (Cosmos ^ t. !_, p. 367 j 378).

Existen estrellas errantes de magnitudes diferentes;
algunas tienen un diámetro igual al diámetro aparente de
Júpiter ó de Venus. En la lluvia de estrellas errantes que
cajó en Tolosa el 10 de Abril de 1812, j cuando la apari-
ción de un globo inflamado en Utrecht, el 23 de Agosto del
mismo año, viéronse esos metéoros aparecer , brillar como
estrellas j alcanzar la magnitud aparente del disco lunar.
Durante las grandes lluvias de estrellas , tales como las de

— 419 —

1799 j 1833 _, muchos bólidos se mezclaron incontestable-
mente á millares de estrellas errantes; pero esto no demues-
tra en manera alguna la identidad de esas dos especies de
metéoros ; la afinidad no es en manera alguna la identidad.
Quedan por profundizar aun muchos puntos referentes á
las relaciones físicas de esos fenómenos , acerca de la parte
que las estrellas errantes pueden tomar en el desarrollo de
las auroras boreales _, como ere jó reconocer el almirante
Wrangel, costeando las orillas del mar Glacial (96), j, por
último, respecto de los numerosos fenómenos luminosos
que preceden á la formación de algunos bólidos, j que no
pueden negarse, porque hasta el dia no hajan sido descri-
tos de una manera satisfactoria. La major parte de los
bólidos no van acompañados de estrellas errantes, j nada
hace sospechar que reaparezcan periódicamente. Lo que
sabemos de los puntos determinados de donde irradian las
estrellas errantes , no puede tampoco aplicarse hoj sino
con gran circunspección á los bólidos.

Puede acontecer, aunque rara vez sucede, que caigan
piedras meteóricas estando el Cielo perfectamente sereno, v
con un estrépito espantoso, sin ser anunciadas por ninguna
nube meteórica y sin desprendimiento de luz, como ocurrió
el 16 de setiembre de 1843, en Kleln-Wenden, cerca de
Mulhouse; ó bien, j esto ja es mas frecuente, que sean arro-
jadas del centro de una nube negra que se forma repentina-
mente, siempre sin luz j con acompañamiento de fenóme-
nos acústicos; ó por último^ el caso mas ordinario, que es el
de estar dichas piedras en comunicación con bólidos inflama-
dos. Esta comunicación está comprobada por ejemplos que
no pueden ponerse en duda, y de los cuales tenemos detalles
muj completos. En Barbotan, en .el departamento de las Lau-
das, cajeron aereolitos el 24 de julio de 1790, de una pe-
queña nube blanca meteórica, al mismo tiempo que aparecía
un bólido rojo (97). Así sucedió también con las piedras que

— 420 —

cajeron en Benarés, en el -Indostan , el 13 de diciembre
de 1798, j en el Águila, en el departamento del Orne, el
26 de abril de 1803. Ese último fenómeno, es de todos, el
que gracias á Biot se ha examinado j descrito mejor, j
el que acabó con el escepticismo endémico de las Acade-
mias, 23 siglos mas tarde de la caida de la gran piedra de
^Egos-Potamós, j 300 años después de la muerte de un
religioso en Crema, causada por un aereolito (98). Cuando
el fenómeno de 1803, se vio en Alenzon, en Falaise j en
Caen , un gron bólido que se movia del Sud-Este al Nor-
ueste, en Cielo sereno, j á la una próximamente de la
tarde. Algunos momentos después, o jóse en el Águila du-
rante cinco ó seis minutos cierta esplosion que partia de una
pequeña nube negra casi inmóvil, que fué seguida de tres
ó cuatro detonaciones, j de un ruido que hubiera podido
tomarse por descargas de fusilería, acompañadas de un
gran número de tambores. Cada detonación descargaba á
la nube negra de los vapores que la formaban. No se notó
fenómeno alguno luminoso en aquel sitio. Muchas piedras
meteóricas, de las cuales la major no pesaba mas de 17 li-
bras j media cajeron á la vez sobre una superficie elíptica,
cujo eje major dirigido del Sud-Este al Nor-Oeste tenia
11 kilómetros de longitud. Esas piedras estaban candentes
sin hallarse inflamadas, arrojaban humo, j ¡cosa singular!
se rompían con mas facilidad á los pocos dias de su caida,
que después (99). He insistido á propósito sobre este fenó-
meno, con el fin de poder compararlo con otro del 13 de
setiembre de 1768. A las cuatro j media de la tarde pró-
ximamente, se vio en la aldea de Luce, situada á 2 leguas
de Chartres, hacia el Oeste, una nube oscura en la cual se
ojó como un cañonazo, seguido de un silbido producido
por la caida de una piedra negra que describia una línea
curva. Esta piedra que penetró en tierra hasta su mitady
pesaba 7 libras j media, j quemaba de tal modo que no se

— 421 —

la podia tocar. Fué analizada de una manera muj incom-
pleta por Lavoisier, por Fougeroux j por Cadet. En toda
la duración del fenómeno no se notó desprendimiento al-
guno de luz.

Tan pronto como se empezó la observación de las llu-
vias periódicas de estrellas errantes, j á espiar su aparición
en las noches en que eran esperadas , se vio que el núme-
ro de los meteoros aumentaba á medida que adelantaba la
noche , j que caian en mavor abundancia entre las 2 j
las 5 de la mañana. Ya cuando observamos el gran fenó-
meno de Cumana, en la noche del 11 al 12 de noviembre
de 1799, las horas en que Bonpland vio afluir major nú-
mero de meteoros fueron las de las 2 ^'27 las 4. Un obser-
vador que ha prestado grandes servicios á esta parte de
la ciencia, Coulvier-Gravier, las presentó al Instituto de
Francia en 1845, una memoria importante so¡)re la Varia-
ción lloraría de las Estrellas errantes. Es difícil de adivinar
qué influencia puede ejercer sobre esos fenómenos una hora
mas adelantada de la noche. Si estuviera establecido que
bajo los diferentes meridianos, las estrellas errantes em-
niezan sobre todo á ser visibles á una hora determinada,
seria, necesario, sosteniendo ante todo el origen cósmico
de esos fenómenos , admitir conjetura , por otra parte
poco verosímil, de que ciertas horas de la noche, ó mas
bien de la tíiañana, son poco favorables á la inflamación de
las estrellas errantes, j que las que caen antes de ese mo-
mento son por lo general invisibles. Pero para tener el
derecho de deducir conclusiones ciertas, es preciso conti-
nuar aun por espacio de mucho tiempo recogiendo obser-
vaciones.

Creo haber espuesto completamente, en el primer tomo
del Cosmos (p. 115-118', al referir el estado de la ciencia
en 1845, los caracteres principales de los diferentes bóli-
dos que caen de lo alto de los aires, su composición quími-

— 422 —

ca j su tejido granular, estudiado sobre todo por Gustavo
Rose. Los trabajos sucesivos de Howard^ Klaprotb, The-
nard, Vauquelin, Proust, Berzelius, Stromejer, Laugier,
Dufresnoj, Gustavo j Enrique Rose, Boussingault, Ram-
melsberg j Shepard, han suministrado ja ricos materia-
les, aunque probablemente bajan sido sustraidas á nuestra
vist^ en las profundidades de la tierra_, las dos terceras par-
tes de las piedras meteóricas (100). Si es evidente que bajo
todas las zonas, en la Groenlandia_, en Méjico j en la x\mé-
rica del Sud, en Europa, en la Siberia j en el Indostan,
los aereolitos tienen todos cierta semejanza en los caracte-
res, vése mirándolos de cerca, que presentan también
diferencias muj notables, ün gran número de piedras
meteóricas contiene 0,96 de hierro; apenas si se encuentra
0,02 en los aereolitos de Sienne. Casi todos tienen una su-
perficie delgada, negra, brillante j á veces venosa; esta
costra falta completamente á la piedra de Chantonnaj.
La pesantez específica de ciertos aereolitos se eleva hasta
4_,28; j es de 1,94 en el aereolito carbonizado v compuesto
de pequeñas j desmenuzables láminas, que fué encontrado
en Alais. Algunos, como el de Juvenas, están formados de
un tejido semejante á la dolerita, en el cual se distingue
la olivina, la augita j la anortita, separadas ja en crista-
les; otros, tales como la masa descubierta en Siberia por
Pallas, no presentan mas que hierro mezclado con nikel, j
olivina; j otros, en fin, son por lo que délos elementos que
los componen puede apreciarse, combinaciones de horn-
blenda j de albita, como el de Cháteau-Renard, 6 de horn-
blenda j de labrador como los de Blansko j Chantonnaj.
Si se abarcan en su conjunto los trabajos de un químico
muj distinguido, el profesor Rammelsberg, que última-
mente se ha entregado sin interrupción j con tanta suerte
como actividad al análisis de los aereolitos j á la investi-
gación de los cuerpos simples que los componen, se obtiene

— 423 —

este resultado: «que la distinción de las masas caidas de la
atmósfera en hierros meteóricos j en piedras meteóricas no
debe tomarse rigorosamente. Hállanse, aunque rara vez,
hierros meteóricos con una mezcla de silicato. También la
masa de hierro meteórico de Pallas que pesa 1,270 libras
rusas, según la nueva esperiencia de Hess, contiene granos
de oiivina ; j recíprocamente muchas piedras meteóricas
están mezcladas de hierro metálico.»

« 1." Todas las masas de hierro meteórico, cuja caida
ha podido observarse por testigos oculares, como en Hrads-
china, en el Condado de Agram, el 26 de majo de 1751 ,
j en Braunau, el 14 de julio de 1847, j las en ma-
jor número que jacen desde hace mucho en la super-
ficie de la Tierra, poseen en general, próximamente las
mismas propiedades físicas j químicas. Casi todas ellas
contienen laminillas mas ó menos fuertes de sulfuro de
hierro^ que sin embargo no parece ser la pirita de hierro ó
la pirita magnética, sino el protosulfuro de hierro (1). La
masa principal no es tampoco de hierro metálico puro; sino
que está mezclada con ^/jq de nikel, por término medio,
poco mas ó menos, j este metal se vuelve á encontrar en
aouella de una manera tan constante que es escelente cri-
terio para reconocer el origen meteórico de la masa entera.
Esta es por otra parte una sencilla mezcla de dos metales iso-
mórficos; j no haj aquí. combinación en proporciones deter-
minadas. Hállase también en menor cantidad, el cobalto, el
manganeso, el magnesium, el estaño, el cobre j el carbono.
Esta última sustancia está mezclada en parte á la masa por
una acción mecánica, como del grafito de difícil combustión,
combinada químicamente con el hierro en parte, en condi-
ciones de formar un conjunto análogo á una gran cantidad
de hierro en barras. Asi, toda masa de hierro meteórico con-
tiene una combinación particular de fósforo,, de cobre j de
nikel, combinación que cuando se disuelve el hierro por la

— 424 —

acción del ácido Kidroclórico, subsiste bajo la forma de cris-
tales formados de agujas y de láminas microscópicas, blan-
cas como la plata.

« 2.° Acostúmbrase á dividir las piedras meteóricas
propiamente dichas en dos clases, según su aspecto este-
rior. Las unas contienen en su masa, en apariencia homo-
génea, granos j paletas de hierro meteórico, solicitadas por
el imán, j que presentan absolutamente los mismos carac-
teres que los aereolitos de igual sustancia. A esta clase
pertenecen las piedras de Blansko, de Lissa, del Águila,
de Ensisheim, de Chantonnaj, de Klein- Wenden cerca de
Nordhausen , de Erxleben , de Cháteau-Renard y de
Utrecht. La segunda clase no tiene aleación alguna me-
tálica j se presenta mas bien bajo el aspecto de una mez-
cla cristalina de diferentes sustancias minerales: tales son
por ejemplo, las piedras de Juvenas, de Lantalar y de
Stannern .

«Después de los primeros análisis químicos de las pie-
dras meteóricas, hechos por Howard, Klaproth y Vauque-
lin, trascurrió mucho tiempo sin que se pensara en que esos
cuerpos podian estar formados de la reunión de combina-
ciones diferentes. Limitábase todo á buscar en general, los
elementos que los componian, á estraer, merced á un imán,
el hierro metálico que podian contener. Cuando Mohs lla-
mó la atención acerca de la analogía que presentaban al-
gunos aereolitos con ciertas piedras telúricas, Nordenskjold
trató de probar que el aereolito de Lantalar, en Finlandia,
estaba compuesto de olivina, de leucita y de hierro magné-
tico; pero á Gustavo Rose es á quien se debe la demostra-
cion_, por sus bellas observaciones, de que la piedra de Juve-
nas está formada de pirita magnética, de augita y de un
feldespato muj semejante al labrador. Guiado por esos re-
sultados y aplicando como Gustavo Rose el análisis químico,
Berzelius, en un trabajo mas estenso, insertado en los

— 425 —

Komjl. Vetens]ia2)S Academiens HemlUnfjar f'ór 1834, buscó
la composición mineral de las diferentes combinaciones que
presentan los aereolitos de Blansko , de Chantonnaj y de
Alais. Después, muchos sabios han seguido la senda feliz-
mente abierta por Berzelius.

«En la primera clase de las piedras meteóricas propia-
mente dichas, que es también la mas numerosa, en la que
contiene partes de hierro metálico, ese metal existe, ja en
láminas diseminadas aquí j allá, ja en masas mas consi-
derables que presentan á veces el aspecto de nn esqueleto
de hierro, j forman una transición entre los aereolitos pu-
ros de toda mezcla metálica j las masas de hierro meteórico,
en las cuales desaparecen los demás elementos, como sucede
en la masa de Pallas. Las piedras meteóricas de la segunda
clase son mas ricas en magnesia, á consecuencia de la pre-
sencia de olivina; cuando estas piedras se tratan por los
ácidos_, el elemento que se descompone es la olivina. Como
la olivina ordinaria, la olivina meteórica es un silicato de
magnesia j de protoxido de hierro. La parte que resiste
á la acción de los ácidos es una mezcla de sustancias fel-
despáticas j augíticas cuja naturaleza no se puede deter-
minar sino calculando los elementos que la componen j
que son : el labrador , la horblenda, la augita j el oligo-
clase.

«La segunda clase, mucho menor en numero, ha sido
también menos estudiada. Entre .los aereolitos que la com-
ponen, los unos contienen hierro magnético, olivina j al-
gunas sustancias feldespáticas j augíticas; los otros están
formados únicamente de esos dos últimos minerales simples,
j el feldespato está representado por la anortita (2). El
cromato de hierro, producido por la combinación del proto-
xido de hierro j del ácido crómico, está en menor cantidad
en casi todas las piedras meteóricas. El ácido fosfórico j el
ácido titánico, que Rammenlsberg ha descubierto en la pie-

— 426 —

dra tan notable de Juvenas, pueden liacer sospecliar la
presencia de la apatita j de la titanita.

«Los cuerpos simples cuja existencia en las piedras me-
teóricas se ha reconocido hasta aquí, son los siguientes : el
oxígeno, el azufre, el fósforo^ el carbono, la sílice_, el alu-
minio, la mag'nesia, la cal, la potasa, la sosa, el hierro, el
nikel, el cobalto, el cromo, el manganeso, el cobre, el es-
taño j el titano; suma total: 18 (3). Los elementos mas in-
mediatos son, — entre los metales, el hierro mezclado con
nikel, una mezcla de fósforo con hierro y nikel , sulfuro
de hierro j piritas magnéticas; — entre las sustancias oxi-
dadas: el hierro magnético j el cromato de hierro; — entre
los silicatos: la olivina_, la anortita, el labrador j la
augita.»

Faltaríame, para reunir aquí el major número posible de
hechos importantes, debidamente comprobados por observa-
ciones positivas, esponer las diferentes analogías que ciertas
piedras meteóricas presentan, como rocas^ con los antiguos
conglomerados, tales como las doleritas, las dioritas j las
melafiros, con los basaltos j con las lavas de origen mas
moderno. Esas analogías son tanto mas sorprendentes
cuanto que hasta aquí los. minerales telúricos no han ofre-
cido jamás esa alteración metálica de nickel j de hierro que
se encuentra constantemente en ciertos aereolitos. Pero el
distinguido químico á quien pertenecen las páginas tras-
critas, debidas á sus afectuosas correspondencias conmigo,
ha compuesto acerca de este asunto una Memoria especial,
cu JOS resultados estarán mejor colocados en la parte geoló-
gica del Cosmos (4).

— 427 —

CONCLUSIÓN.

Al terminar la parte uranológíca de la Descripción fí-
sica del Mundo^ j dirigir la última mirada á la obra que
he emprendido (no me atrevo á defcir que he llevado á cabo),
creo deber hacer presente que tan difícil trabajo no era
posible mas que bajo las condiciones determinadas en la
introducción del tercer tomo del Cosmos. Tratábase con
efecto, de trazar el cuadro de los espacios celestes j de los
cuerpos que los ocupan, ja que estos cuerpos hajan llegado
á afectar la forma de esferoides, ja que hajan permanecido
en el estado de materia difusa. Esta cualidad distingue á
esta obra esencialmente de los Tratados de Astronomía que
poseen hoj todas las literaturas, j cuja materia es mas
variada. La Astronomía, el triunfo, como ciencia, de las
teorías matemáticas, está fundada sobre la sólida base de la
gravitación j en el perfeccionamiento del alto análisis;
trata de los movimientos reales ó aparentes, medidos en el
tiempo jen el espacio ; de la posición de los cuerpos celestes
en los continuos cambios de sus relaciones respectivas; de la
movilidad de las formas, como en los cometas de cola; de las
variación 5S de la luz que nace j se apaga en los lejanos
soles. La cantidad de materia esparcida por el Universo es
constantemente la misma; pero según los conocimientos
que hoj tenemos de las lejes físicas que reinan sobre la
esfera terrestre, vemos pasar la materia por combinaciones
que no pueden nombrarse ni definirse, j moverse sin satis-
facerse jamás, en el círculo perpetuo de sus trasformaciones.
Este incesante juego de las fuerzas de la materia, reconoce
por causa la heterogeneidad por lo menos aparente de sus

— 428 —

moléculas, que sosteniendo el movimiento en porciones del
espacio imposibles de medida por su estremada pequenez,
complica al infinito todos los fenómenos terrestres.

Los problemas astronómicos son de naturaleza mas sen-
cilla. Libre basta ahora de esas complicaciones, la mecá-
nica celeste , aplicada á la consideración de que la cantidad
de materia ponderable que entra en la masa de los cuerpos,
j las ondulaciones de donde nacen la luz j el calor , es,
en razón misma de esta sencillez que todo lo refiere al movi-
miento, accesible en todas sus partes al cálculo matemático.
Esta ventaja da á los Tratados de Astronomía teórica un
gran encanto que solo á ellos corresponde. En ellos se ven
reflejados los resultados que la actividad intelectual de los
"últimos siglos ha producido por el método analítico : de qué
manera han sido determinadas las formas de los cuerpos v
sus órbitas; cómo se concilian con los movimientos de los
planetas las pequeñas oscilaciones que no interrumpen
nunca su equilibrio; cómo la estructura interior del sistema
planetario j las perturbaciones que sufre, llegan á ser, con-
trarestándose mutuamente, una garantía de conservación j
de duración.

Ni la investigación de los métodos merced á los cuales
se ha abarcado el conjunto del Mundo, ni la complicación
de los fenómenos celestes, entran en el plan de esta obra.
El objeto de una Descripción física del Mundo es contar lo
que ocupa el espacio j lleva el movimiento de la vida or-
gánica á las dos esferas del Cielo j la Tierra ; detenerse en
las le jes naturales cu jo secreto ha sido descubierto , j
presentarlas como hechos adquiridos , como las consecuen-
cias inmediatas de la inducción fundada en la esperiencia.
Si se queria retener una obra tal como el Cosenos en sus lí-
mites naturales, j no estenderla mas allá, no podia tra-
tarse de establecer un lazo teórico entre los fenómenos.
Decidido á no pasar de esos límites, he puesto todo mi

^ 429 —

cuidado en la parte astronómica de este libro , presentando
al mismo tiempo bajo su verdadero aspecto los beclios par-
l;iculares, colocándolos seg*un el orden que conviene. Des-
pués de baber considerado los espacios celestes, su tem-
peratura j el medio resistente de que están llenos, be
descendido de nuevo á las lejes de la visión natural j
telescópica^ á los límites de la visibilidad, á la medida,
desgraciadamente incompleta, de la intensidad luminosa,
á los mucbos medios que suministra la óptica para discernir
la luz directa de la luz reflejada. Vienen después: el Cielo
de las estrellas fijas ; el número j distribución probable de
los Soles que brillan por sí mismos, siempre por lo menos
que se ba podido determinar su posición ; las estrellas va-
riables que reaparecen , según períodos cuja duración ba
sido calculada exactamente ; el movimiento particular á las
estrellas fijas; la bipótesis de los cuerpos oscuros j su in-
fluencia sobre el movimiento de las estrellas dobles ; por
"último , las nebulosas que no ban podido ser reducidas por
el telescopio á enjambres de apretadas estrellas.

Pasar de la parte sideral de la uranologia ó del cielo de
las estrellas fijas á nuestro sistema solar, es solo pasar de lo
general á lo particular. En la clase de las estrellas dobles,
cuerpos dotados de una luz propia se mueven alrede-
dor de un centro de gravedad común, en nuestro sistema
solar, compuesto de elementos muj beterogéneos , cuer-
pos oscuros gravitan alrededor de un cuerpo luminoso,
ó mas bien alrededor de un centrp de gravedad común,
que está va dentro, ja fuera del cuerpo central. Los dife-
rentes miembros de nuestro sistema son de naturaleza mas
diferente de lo que pudo creerse fundadamente durante
mucbos siglos. El dominio solar se compone de planetas
secundarios j de planetas principales, entre los cuales se
distingue un grupo por sus órbitas entrelazadas, de cometas
en número indeterminado, de la luz zodiacal, j muj pro-

— 430 —

Dablemente también de asteroides meteorices que reapare-
cen periódicamente.

Eéstanos aun por enunciar testualmente , en razón de
las relaciones directas que tienen con el objeto de este libro,
las tres grandes le jes de los movimientos planetarios des-
cubiertas por Klepero. Primera lej : las curvas descritas
por los planetas son elipses, uno de cujos focos está ocu-
pado por el Sol. — Segunda lej: Cada cuerpo plaíietario se
mueve alrededor del Sol en una órbita plana, en que el
radio vector describe áreas iguales en tiempos iguales. —
Tercera lej: Los cuadrados de los tiempos empleados por
los planetas en verificar su revolución alrededor del Sol,
están entre sí como los cubos de las distancias medias. La
segunda lej es llamada á veces primera, porque fue la
primeramente descubierta (5). Las dos primeras lejes re-
cibirian su aplicación, aun cuando no existiese mas que un
solo planeta. La tercera j la mas importante, que se des-
cubrió diez j nueve años después, supone necesariamente
el movimiento de dos cuerpos planetarios. El manuscrito
del Harmonice Ificndi , publicado en 1G19, fue acabado en
'21 de Majo de 1618.

Si las lejes de los movimientos planetarios fueron des-
cubiertas á principios del siglo XVII; si Newton reveló
primero que nadie la fuerza de que eran consecuencia inme-
diata las lejes de Klepero, á los fines del siglo XVIII perte-
nece el honor de haber demostrado la estabilidad del sistema
planetario, gracias á los nuevos recursos que suministraba
para la investigación de las verdades astronómicas, el per-
feccionamiento del cálculo infinitesimal. Los principales
elementos de esta estabilidad , son : la ínvariabilidad del
eje major de las órbitas planetarias , demostrada por La-
place , por Lagrange j por Poisson ; las lentas j periódicas
variaciones que esperimenta en estrechos límites la escen-
tricidad de dos planetas poderosos j muj apartados del

— 431 —

Sol , Júpiter j Saturno ; la distribución de las masas re-
partidas de tal manera, que la masa de Júpiter no escede
en ViOíS ^® 1^ ^®1 cuerpo central, al cual se subordinan
todas las demás ; por último, ese orden en virtud del cual
todos los planetas conforme á su origen j al plan primor-
dial de la Creación, verifican en una dirección única su
doble movimiento de rotación j de revolución , describen
órbitas cu va escentricidad poco considerable está sometida
á pequeños cambios , se mueven en planos próximamente
igualmente inclinados, j verifican su revolución en tiem-
pos que no tienen entre sí medida común. Esos motivos de
estabilidad^ que son la salvaguardia de los planetas, de-
penden de una acción recíproca , que se efectúa en el in-
terior de un círculo circunscrito. Si esta condición dejase
de cumplirse por la llegada de un cuerpo celeste procedente
de afuera j estraño á nuestro sistema , ja determinara un
choque, ja introdujera nuevas fuerzas atractivas, esta
interrupción podria ser fatal al conjunto de las cosas
que existen en la actualidad _, basta que al fin, después
de un largo conflicto se restableciese un nuevo equili-
brio (6) . Pero la llegada posible de un cometa , descri-
biendo á través de los espacios inmensos su órbita hiperbó-
lica no podria, aunque la escesiva velocidad suplía á la
insuficiencia de la masa, llevar la inquietud sino á una
imaginación rebelde á las consideraciones consoladoras del
cálculo de las probabilidades. Las nubes viajeras de los co-
metas de corto período no presentan mas peligros para el
porvenir de nuestro sistema solar que las grandes inclina-
ciones de las órbitas , descritas por los pequeños planetas
comprendidos entre Marte j Júpiter. Lo que no puede
fijarse como posible debe quedar fuera de una Descrip-
ción física del Mundo : no es permitido á la ciencia el
perderse en las regiones nebulosas dg las fantasías cosmo-
lógicas.

NOTAS.

TOJiO III,

'2S

Hemos suprimido la cifra de las centenas en la indicación numérica de las notas; en
vez de 115, por ejemplo , hemos puesto sencillamente 15. Esta supresión no puede oca-
sionar confusión, toda vez que al número de l'amada cstí» unido el de la página corres-
pondiente.

NOTAS

<!} Pág. 4.— Cosmos, t. I, p. 47-49 y 122.

(2) Pág. G.— Cosmos, t. I. p. 5-6; t. lí, p. 10-12.

(3) Pág. a.— Cosmos, t. II, p. 2o -30 y Í2-Í6.

(4) Pá8-. "i.— Cosmos, t. I, p. 353-346; y t. 11, p. 107-109.

(5) Pág-. 7. — M. von Olfors , üeberreste vorwdtiicher Riescnthiere in Bo-
ziehung auf ostasiaiische Sagm, en las Memorias de la Acad. de Berlín, 1839,
p. 51 . Sobre la opinión de Empédocles respecto de la desaparición de las
antiguas formas animales, véase Heg-el, Geschichte der Philosophie, t. II,
p. 234.

(6) Pág-. 7.— Y. sobre el árbol del mundo (Yg-drasil) y sobre el ma-
nantial retumbante de Hvergelmir, Jacob Grimm, deiitsche Mytholorjü,
1844, p. 330 y 756, y Mallet, Monumentos de la Mitol. y de la poesía de ios
Celtas, iT36, p. 110.

(7) Pág-. d.— Cosmos, t. I, p. 2S-30 y 52-61.

(S) Pág. 10.— Cosmos, t. II, p. 150, núnu 100.

(9) Pág-. 10.— Al establecer de una manera g-eneral en las considera-
ciones que sirven de introducción al Cosmos, 1. 1, p. 30, que el último ob-
jeto de las ciencias esperiraentales es descubrir las leyes de los fenóme-
nos, tal vez hubiera debido limitarme á decir, con el ün de evitar falsas
interpretaciones, que así sucede efectivamente en muchas clases de fe-
nómenos. La claridad con que me he espresado en el seg-undo tomo
(p. 303) , sobre la relación que puede establecerse entre el papel de

— 436 —

ííewíon y el de Képlero, pienso que prueba suficientemente que yo no con-
fundo el descubrimiento de las leyes naturales con su interpretación, es
decir, con la esplicacion de los fenómenos, y respondía por anticipado á
las objeciones que hubieran podido hacérseme. Decia á propósito de Ké-
plero: «El rico caudal de exacta observación suministrado por Ticho dio
el medio de descubrir las leyes eternas del mundo planetario, que mas
tarde esparcieron sobre el nombre de Képlero un brillo imperecedero, y
que, interpretadas por Newton, y por él demostradas teóricamente y co-
mo un resultado necesario, han sido trasportadas <á la luminosa esfera del
pensamiento y han fundado el conocimiento racional de la Naturaleza.»
Y á propósito de Newton: «Terminamos haciendo notar cómo el conoci-
miento de la forma de la Tierra ha salido, por via de deducción, de ra-
zonamientos teóricos. Lleg-ó Newton á la esplicacion del sistema del
mui(do, porque tuvo la fortuna de descubrir la fuerza de que las leyes de
Képlero no son sino consecuencias inevitables." Puede consultarse sobre
el particular, es decir, sobre la diferencia que existe entre la investiga-
ción de las leyes y la de las causas, las escelenles observaciones conte-
nidas en el libro de Juan Herschell, Address for the pfteenth Meeting of the
Britan. Assoc. at Cambridge, 18-4ü, p. XLlí, y Edinburgh Review, t. 87,,
1848, p. 180-183.

(10) Pág. 10.— Enel notable pasaje (Metaf., XII, 8, p. 1074, ed. Bek-
ker) en que Aristóteles menciona los restos de la sabiduría primitiva que .
ha desaparecido de la Tierra, se habla clara y libremente del culto de las
fuerzas naturales y de divinidades semejantes á los hombres: «Muchos
otros mitos, dice Aristóteles, se han añadido, para convencer á la mul-
titud, para servir de apoyo á las leyes, y en atención á otros fines no-
menos útiles.'»

(11) Pág:. 11. — Esta distinción importante de las dos direcciones sc-
g-uidas por la filosofía de la naturaleza (Tpó-woi) está claramente indicada,
en las Phisicce AuscuUationes de' Aristóteles (1, 4, p. 187, ed. Bekker).
V. también Brandis, en el Rheinisches Museum für Philologie, 3.er año,
p. 113.

(12) Pág. 11.— Cosmos, t. I,p. 119 y 378 núm. 87; t. ÍI, p. 300 y i63,
núm. 27. Un notable pasaje de Simplicio, (p. 491) opone muy claramen-
te la fuerza centrípeda á la fuerza centrífuga. Se hace allí mención del
equilibrio de los cuerpos celestes, en tanto que la fuerza centrífuga con-
trabalancee la pesadez que atrae los cuerpos hacia las regiones inferio-
res. Hé aquí la razón por qué en el tratado de Plutarco, de Facie in orbe
LhWB, p. 9'23, se compara la Luna, suspendida encima de la Tierra, con
una piedra en la honda. Sobre el sewtido propio de la n£pix<^pT^(ni de Ana-

«^ 437 —

xág-oras, véase la colección de frag-mentos de este filósofo, publicada por
Schaubach, 1827, p. 107-109.

(13) Pág. 11.— Schaubach, i^m, p. irjl-136 y 185-189. Sobre las plan-
tas consideradas como animadas también por el espíritu (vovs). Y. Aris-
tóteles, de Plantis, I, 1, p. 815, ed. Bekker.

(14) Pág-. 12. — Sobre esta parte de la física matemática de Platón,
véase Boeckh, de Platónico system. ccelesíium globorum, 1810 y 1811;
H. Martin, Estudios sobre el Timéo, t. II, p. 234-242, y Brandis, Geschichte
der Griechisch-Ra'miscfien Philosophie, 2.'^ parte, sección I, 1844, p. 373,

(13) Pág. 12. — Cosmos, t. II, p. 3H. Gruppe, Ueber die Fragmente des
Archytas, 1840, p. 33.

(16) Vág. 13.— Aristóteles , Polit., \n , 4, p. U^Q; Metafis. XII, 7,
p. 1072, y XII, 10; p. 1074, ed. Bekker. El tratado del Pseudo-Aristóte-
les, de Mundo, que Osann atribuye á Chrisipo (Cosmos, t. II, p. 14), con-
tiene también, en el cap. 6, p. 397, un elocuente pasaje respecto del or-
denador y del conservador del Mundo.

(17) Pág-, 13.' — Las pruebas en su apoyo están recopiladas por H. Rit-
ter, Historia de la filosofía, Irad. de Tissot, t. III, p. 153-160.

(18) Pág'. 13. — V. Aristóteles, de Anima, II, 7, p. 419. En este pasaje,
la analogía de la vista con el oido está esplicada con mucha claridad;
pero Aristóteles ha modificado diversamente en otros, su teoría de la vi-
sión. Léese en el tratado de Insomniis (c, 2, p. 439, ed. Bekker): t.Ev^i-
dentemente la vista no es solo pasiva, sino también activa: no se li-
mita á recibir la acción del aire, sino que reacciona sobre el medio
en el cual se opérala visión.» Cita Aristóteles como prueba, que, en de-
terminadas circunstancias, un espejo de metal muy puro g-uarda en su
superficie, cuando una mujer ha fijado en él su ojo, una huella nebulosa-
difícil de borrar. V. Martin, Estudios sobre el Timéo de Platón, t. II,
p. 139-163.

(19) Pág. 13.— Aristóteles, f/e Parí¿feMsAníma/mm, IV, 3,p. 681; I, 12.
ed. Bekker.

(20) Pág. 14.— Aristóteles, Histor. Animal., IX, 1, p. 588, ed. Bekker.
Si, en el reino animal, faltan sobre la Tierra alg-unos representantes de
los cuatro elementos, aquellos, por ejemplo, que corresponden al fuego
mas puro, no es imposible que existan en la Luna estos grados interme-
dios (Biese, die Philosophie des Aristoteks, t. II, p. 186.) Es bastante singu-

— 43S —

lar que busque Aristóteles eti la Luna los anillos de la cadena que nos-
otros rcconiponenios por entero con las formas desvanecidas de los ani-
males ó de las plantas.

(21) Pá^. 14.— Aristóteles, Melajis. , XIIÍ , 3, p. 1090, I, 20, ed.
Bekker.

(22) Pág-. 14. — Particularmente el áyTiTTípKnracng de Aristóteles jucg:a
un g-ran papel en todos los fenómeno^ meteorológicos. V. los Tratados
de Gcneratione ct Intcritu, II, 3, p. 330, los Meteorológica, I, 12, y lll, 3,
p. 372, y ios ProLlemata, XIV, 3, YIII, núm. 9, p. 888, y XIY, núm. 3,
p. 909, Tratados que, si no son de Aristóteles, están compuestos al me-
nos según los principios aristotélicos. En la antigua hipótesis de la pola-
rización («ar' ¿yTiVf/uaraat») , las condicioncs análogas se atraen, y la-
condiciones opuestas se rechazan (-f- y — ), V. Ideler, Meteoro!, veíer.
Grcecorum et Romanorum, 1832, p. JO. Las condiciones opuestas no se neu-
tralizan al combinarse, antes bien, aurtientan la temion. El frió {-^vx^póy)
predomina sobre el calor (dspuóv). Pasa al contrario délo que sucede «en
la formación del granizo, cuando las nubes se dejan caer sobre las capas
de aire mas calientes, y el calor del medio ambiente acelera el reenfria-
miento délas partículas ya frías." Aristóteles esplica por su ayrntíp'iavuaiq,
es decir, por una especie de polarización del calor, lo que la física mo-
derna esplica por la conductibilidad, la irradiación, la condensación y
los cambios producidos en la capacidad de los cuerpos por el calor. V. las^
ingeniosas consideraciones de Erman, en las Memorias de la Academia de
Berlín, 181o, p. 128.

(23) Pág. 14. — «Al movimiento de la esfera celeste deben referirse to-
das las modificaciones de los cuerpos y todos los fenómenos terrestres,"
Aristóteles, Meteoro!., I, 2, p. 339, y de Generatione et Jnteritti, II, 10, p.
336, cd. Bekker.

(24) Pág. lo.— Aristóteles, de Cce!o, I, 9, p. 279; II, 3, p. 2S6, y 13,
p. 292, ed. Bekker. Biese, t. I, p. 352-3o7.

(2o) Pág. lo.— Arislólelcs, Physicce Áuscultattones,]], 8, p. 199; de Ani^
ma, III, 12, p. 434; de Animalium Generatione, V, 1, p. 778, ed. Bekker.

(26) Pág. 15.— Y. Aristóteles, Meíeorol.,XU, 8, p. 1074, pasaje del
cual existe una notable esplicacion en el comentario de Alejandro de
Afrodisia. Los astros no son cuerpos inanimados, antes bien debe con-
siderárseles como á seres que obran y viven; como la parte divina de lo."*
fenómenos, tu. dnóripa. rójy fa^cf'üv (Aristóteles, de Coeto, I, p. 278; II, 1,

— 439 —

p, 284, y 12, p. 292). En el Tratado de Mundo, falsamente atribuido á
Aristóteles , y que respira con frecuencia uu sentido relig^ioso , en
particular cuando el autor describe la omnipotencia de Dios que conser-
va al Mundo (c. 6, p. 400) se llama divino al alto éter. Lo que Klépero^
guiado por su rica imaginación, llama, en su Mysterium cosmographicum
(c. 20, p. 71), espíritus motores (animre motrices), no es otra cosa que la
fuerza (virtus) cuyo principal asiento está en el Sol (anima mundi); fuer-
za que varia con la distancia, sig^uiendo las misnias leyes que la intensi-
dad de la luz, y que retiene á los planetas en su órbita elíptica. V. Apelt»
Epochen der Geschichte der Menschheif, 1. 1, p. 274.

(27) Pag-. 15.— Cosmos, t. II, p. 239-249.

(28) Pág. IC— V, un ingenioso y sabio análisis de los escritos del fi-
lósofo de Ñola, en el libro de Cristian Bartholméss, Jordano Bruno, t. 11,

lS47,p. 129, 149 y 201.

(29) Pág-. 17.— Fué quemado en Roma á virtud de esta sentencia: ut
quam clementissimc ct citra sanguinis erfussionem jiuniretur. Bruno ha-
l.íia estado encerrado por espacio de seis años en los Plomos de Venecia,
y durante otros dos en los calabozos de la inquisición en Roma. Cuando
se le anunció la sentencia de muerte, aquel hombre, á quien nada pudo
dobleg-ar, pronunció estas bellas y animosas palabras: Majori forsitau
cum timore sententiam in me fertis quam eg-o accipiam. Después que
huyó de Italia, en lliSO, se dedicó al profesorado en Genova, en Lion,en
Tolosa, en París, en Oxford, en Marburg-, en Wiltenberg-, que él llama la
Atenas de Alemania, en Praga, en Helmsted, donde concluyó la educa-
ción científica del duque Julio de Brunswick-Wolfcnbüttel, y, en fin,
en i:;92 en Padua. (Bartholméss, t. I, p. 167-178).

(30) Pág". 17.— Bartholméss, t. II, p. 219, 232 y 370. Bruno reunió
cuidadosamente las diversas observaciones á las cuales dio lugar el g-ran
suceso celeste de la aparición de una nueva estrella, en 1572, en Casio-
pea. En nuestros diasse ha examinado frecuentemente el lazo que une la
filosofía natural de Bruno á la de dos de sus compatriotas, Bernardino
Telesio y Tomás Campanella, así como á la de un cardenal platónico, Ni-
colás Krebs, de Cusa.

(31) Pág. 18.— «Si dúo lapides in aliquo loco Mundi coUocarentur
propinqui invicem, extra orbem virlutis tertii cognati corporis: illi lapi-
des ad simililudinem duorum Magneticorum corporum coirent loco inter-
medio, quilibet accedens ad alterum tanto intervallo, quanta est alteriu.5
moles in comparatione. Si Luna et Terra non retinerentur vi animali (!)

^

— 440 —

aut alia aliqua sequipolleaíe, quselibet in suo circuilu, Terra adsceiicleret
ad Lunam quinquag-esima quarta parte intervalli, Luna descenderet ad
Terram quinquag^inta tribus circiter partibus intervalli; ibi jung-erentur,
pósito tamen quod sabstantia utriusque sit unius et ejusdem densitatis.»
(Klépero, Astronomía nova, seu Physica ccclestis de Motibus Stellw Mariis,
1609, ínírod. íol. 5). Respecto de las ideas que se profesaban mucho an-
tes de la gravitación, V. Cosmos, t. II, p. 463 núm. 26 y '27.

(82) Pág-. 18. — «Si térra eessaret allraliere ad se aquas suas, aquíc
marinse omnes elevarcntur et in corpus Lunre influerent. Orbis virtute
tractorise, quse est in Luna,prorr¡gilur usque ad térras, etprolectat aquas
quacunquc in verticem oci incidit sub Zonam torridam, quippc in oceur-
sum suum quacunque in verticem loci incidit, inscnsibiliter in maribiis
inclusis, scnsibiliter ibi ubi sunt latissimi alvci Oceani propinqui, aquis-
que spaciosa reciprocaíionis libertas." (Klépero, iclem). «Undas á Luna
trahi ut ferrum a Mag-nete » (Klépero, Harmonices Mundi libri quin-
qué, 1619, 1. IV, c. 7, p. 162). Este libro que encierra tantas cosas ad-
mirables y, entre otras, el fundamento de la tercera ley de Képlero, en
virtud de la cual los cuadrados de los planetas son entre sí como los
cubos de las distancias medias, está desfigurado por las mas cstrañas
fantasías sobre la respiración, el alimento y el calor de la Tierra, consi-
derada como un animal vivo, sobre el alma de este animal, su menioria
(memoria animfe terrae), y hasta sobre su imaginación creadora (anim
telluris imaginatio). Este gran hombre creia tan ñrmemente en estos sue-
ños, que dieron motivo a una seria discusión de prioridad con Roberto
Fludd, de Oxford, el autor mítico del Macrocosmos, que parece no liaber
sido estraño á la invención del termómetro [Harmonice Mundi, p. 2o2).
— En los escritos de Képlero está frecuentemente confundida la atracción
de las masas con la atracción magnética: «Corpus Solis essemagneticum.
Virtutem quse planetas movet residere in corpore Solis " (Stella Mariis,
3.^ parte, c. 32 y 34); da á cada planeta un eje magnético, que está
siempre invariablemente dirigido hacia la misma región del Ciclo (Apell,
John, Keppler''s astronom. Weltansicht, l8i9,p. 73.)

(33) Pág. 18.— Cosmos, t. lí, p. 3i:i y Í73, núm. üo.

(34) Pág. 18.— Baillet, la Vida de Descartes, 1601, I."" parte, p, 197, y
Obras de Descaries, publicadas por Víctor Cousin, t. í, 1S24, p. 101.

(33) Pág. 19 — Véanse las cartas de Descartes al P. Mersennc, fechas
19 Noviembre 1633 y 5 Enero 1634, en la Vida de Descartes por Baillet,
1..* parte, p. 244-247.

i

— 441 —

(36) Pág. 19. — La traducción laliua se titula: Mundus sive dissertaíio de
Lumineut et de aliis Sensuum Objectis primariis. V. R. Descartes , Opuscula
posthuma physica ct mathcmatica , Amst., 1704.

(37) Pág-. 20 — Lunam aqais carero et aere: marium similitudinem iu
luna nullam reperio. Nam regiones planas qase montosis multo obscurio-
res sunt, quasquc vulgo pro maribus haberi video et oceanorum nomini-
bus insigniri, in his ipsis , longiore telescopio inspectis , civitates exiguas
iuesse comperio rotundas , umbris intus cadentibus ; quod maris superfi-
ciei convenire nequit : tum ipsi campi illi latiores non prorsus a?quabi-
leni superficiem preferunt , cum diligentius eos intueniur. Quodcirca ma-
ria esse non possunt, sed materia constare debent minus candicante quam
quaí est parlibus asperiorlbus , in quibus rursus qusedam viridiori lumi-
na cseteras preccellunt.» (Hugenii, Cosmotheoros , ed. alt. 1699, 1. II,
p. 114). Huyghens supone, no obstante, que tienen lugar en Júpiter nu-
merosas tempestades, y que llueve allí en abundancia. «Ventorum flatus
ex illa nubium Jovialium mutabili facie cognoscitur (1. I , p. 69)." Las
fantasías de Huyghens acerca de los habitantes de los planetas lejanos,
fantasías indignas de tan gran geómetra, han sido desgraciadamente
reproducidas por Emmanucl Kant en una obra, por lo demás escelente:
Állgemeine Naturgeschichte und Theorie des líimmels, 17ol, p. 173-192.

(38) Pag. 20.— Laplace, de las Oscilaciones de la Atmósfera, del Flujo
solar y lunar, en la Mecánica celeste, 1. IV, y en la Esposicion del Sistema
del Mundo, \SU, p. 291-296.

(39) Pág, 20.— Aljicerejam licet de spiritu quodcni subtilissimo cor-
pora crassa pervadente et in iisdem latente , cujus vi et actionibus parti-
cuke corporum ad mínimas distantias &c mutuo attrahuní ct contiguaí fact^e
cohxvani. {Newlon, Principia Philos. nalur. , ed. Le Seuer y Jacquicr,
1760, Scliol. gen., i. 111, p. 676j. V. también al mismo autor, Opticks,
1718, Prop. 31, p. 805 y 3o3, 367 y 372; Laplace, Sistema del Mundo,
p. 384; Cosmos, t. I, p. 47.

(40) Pág. 21. — Hactenus phsenomena cccbrum et maris nostri per
vim gravitatis exposui , sed causam gravitatis nondum assignavi. Oritur
utique haec vis a causa atiqua , quíc penctrat ad usque centra solis et pla-
netarum, sino virtutis djminutione; quaique agit non pro quantitate su-
perficierum particularum , in quas agit (ut solent causse mechanicse), sed
pro quantitate materise solidee. — Rationemharum gravitatis proprietatum
ex phsenomenis nondum potui deducere et hypotheses non fingo. Satis
-cst quod gravitas revera existat et agat secundum leges a nobis expósi-
tas. (Newton, Principia Philos. natur., p. 676.— To tcU us that every

— 442 —

species ofthing-sis ciidowd with aa occult specifick qaality hj whicb
it acts and produces manifest eíTects, is to tell us nolhing-: bat to derive
two or three j^eneral principies, of motion from phsenomcna , and after-
^vardst to tell us how the properties and actions of all corporcal things
follow from those manifest principios, wo.uld be a very g-reat step in
Philosophy, thoug-h the causes of those principies were not yet discove-
red: and therefore I scruple not to propose the principies of motion and
leave their causes to be found out. (Newton, Opticks , ^. 377. — Anles
(Prop. 31, p. 31)1), ya habia dicho: Bodies act one npon another by the
attraction of gravity, mag-netisni apd electricity , and it is not improba-
ble that there may be more attractive powers than these. How tliese
altractions may be performerd I do nothere consider. What í cali attrac-
tion , may de performed by impulse or by home other means unk-
nown to me. I use that word here to sig'nify only in general any forcé
by which bodies tend to wards o ne another, whalsoever by the cause.

(41) Pág-. 21. — «I suppose the rarer sether within bodies and the den-
ser without them," dice Newton (Opera, IV, ed. Samuel Horsley , 1782,
p. 386). A propósito de la difracción descubierta por Grimaldi , se lee al
fin de una carta de Newton á Roberto Boyle, fechada el mes de febrera
de 1678 (p. 394); I shall set dow^n one conjeclure more which carne into
my mind: it is about the cause of g-ravity... Cartas escritas en Olden-
burg', en diciembre de 1675, prueban que en esta época no babia vuelto
todavía Newton á la hipótesis del éter; creia entonces que la impul-
sión de la luz material hacia vibrar al éter, y que las vibraciones de este
éter, bastante parecido á un fluido nervioso, no podian por sí mismas
producir la luz. V. con tal motivo los debates de Newton con Hooke,
Horsley, t. IV, p. 376-380.

(42) Pág. 21.— Brewster, Life ofSir Isaac Neivton, p. 303-305.

(43) Pág. 22. — Esta declaración , de que no tomaba la gravitación,
for an essential property of bodies , declaración hecha por Newton en su
Second Advertissement , no está de acuerdo con la existencia de Jas fuer-
zas atractivas y repulsivas que él atribuye á todas las moléculas, á fin
deesplicar, conforme á la teoría de la emisión, los fenómenos de la re-
fracción y de la reflexión de los rayos luminosos (Newton , Opiicks,
1. II, Prop. 8, p. 241; Brewster, Life of Sír Isaac Newton, \). 301). Según
Kant [Metaphysische Anfangsgründe der Natiirivissenschaft, 1800, p. 28), no
se podría comprender la existencia de la materia sin sus fuerzas atracti-
vas y repulsivas. Según él, todos los fenómenos físicos están producidos
por el conflicto de estas dos fuerzas fundamentales , tal como lo habia
ya dicho Goodwin Knight {Pililos. Tramact., i 748, p. 264). Los sistemas

— 443 —

alomíslicos , diamctralmcntc opuestos á las teorías dinámicas de Kant^
atribuyen la fuerza atractiva ú las moléculas sólidas c indivisibles de las
cuales están compuestos todos los cuerpos , y la fuerza repulsiva á las
atmósferas de calórico que rodean estas moléculas. En esta hipótesis, se-
gún la cual se considera el calórico como una materia en estado de es-
pansion continua, admítcnse dos materias , es decir, dos sustancias ele-
mentales , como en el mito de los dos éteres (Newton, Oplicks, Prop. 2'^,
p. 339). Pero entonces queda por saber lo que pruducc la cspansion de la
misma materia del calórico. Si se quiere, siempre dentro de las hipóte-
sis atomísticas , comparar la densidad de las moléculas con la de los
cuerpos^ que ellas componen , obtiéncse por resultado que los intervalos
de las moléculas son mucho mayores que sus diámetros.

(44) Pág-. n.— Cosmos, 1. 1, p. 82-8G.

(Va) Pág. 23.— Cosmos, t. I, p. 38 y 39-Í6.

(46) Pág-. 24. — Guillermo deHumboldl, Gesammelte Werke, t. 1, p. 23^

(47) Pág. ró.— Cosmos, t. I, p. 63.

(ÍS) Vág. n.— Cosmos, 1. 1, p. 41.

(49) Pág-. 26. — Halley , en las Philos. Transad. , for 1717 , t. XXX^
p. 736.

(00) Pág-. 27.— Pseudo-Plutarco, de Placitis Philosoph., II , 1;}-16; Slo-
hcc, Eglog. fis., p. o82; Platón, Timéo , p. 40.

(01) Pág. 27. — Macrobio, SomniumScipionis,], 9-10. Cicerón, de Natu-
ra Deorum , 111, 21, empléala espresion de Slellíe inerrantes.

(02) Pág. 27. — El pasaje decisivo para la espresion técnica de tvBtSsneva.
aa^pa Gstá CU Aristóteles, de Casio, II, 8, p. 289, [lín. 34 , p. 290, lín. 19,
cd. Bekker. Estas designaciones diferentes -^hablan ya atraído mi aten-
ción cuando mis investigaciones sobre la óptica de Tolomeo. El profe-
sor Franz, de cuya erudición filológica gusto amenudo aprovecharme,
hace notar que Tolomeo dice también, hablando de las estrellas, {Syn-
tax. yw, 1): tJCTTTf/j TT^oaTTíf i'xÓTíir, comosí estuviesen adheridas. En cuan-
to ala espresion de aaaVpix aTrXavr¡g {orbis inerrans), Tolomeo hace la si-
g-uiente crítica: «en tanto que las estrellas conserven invariablemente sus
distancias mutuas, á buen título podemos llamarlas á7i;;iai'£i> ; pero si se
trata de la esfera entera en la cual están fijas , la desig-nacion de

— 444 —

.¿7rA,avr;?- es impropia, pues que esta esfera posee un movimiento parti-
cular.'»

(33) Pág-, 27.— Cicerón, de Nat. Deor., I, 13; Piinio, 11, 6 y 24; Maní-
lio, II, 35.

(úi) Pág-. 29. — Cosmos, t. I, p. 7í. Y. también las escelentes conside-
raciones ele Encke, üeber die Anordnung des Sternsystems, 1844, p. 7.

(5o) Pág-. 30.— Cosmos, t. I, p. 141.

(56) Pág. 30. — Aristóteles, de Coelo, I,7,p. 276, ed. Bekker;

(07) Pág-. 30.— Juan Herschell, OutUnes of Ástronomy, 1S49, § 803,
ip. 541.

(08) Pag-. 31. — Bessel, en el Shumaclier's Jahrbuch für 1839, p. 30.

(39) Pág-, 31. — Ehrenberg- en las Memorias déla Academia de Berlín,
1838-, p. 39, y en las Infusionsthieren, p. 170.

(60) Pág-. 32. — Ya Aristóteles prueba, contra Leucipo y Demócrito,
■que no puede existir en el mundo espacio inocupado por la materia , va-
cio, en una palabra (P/íí/s. Auscult , IV, (I-IO, p. 213-217, Bekker).

(61) Pág-. 32. — AkcVsa es, seg:un el diccionario sánscrito de Wilson:
•the subtle and setlierial fluid, supposed to fiU and pervade tlie Universe,
and to be the peculiar vehicle of life andsound. La palabra ñliá'sa (bri-
llante^ luminoso), tiene por raiz liá's, brillar, unida a la preposición u.
El reino de los cinco elementos se llama fantschatá ó pantschatra , y la
muerte se halla desig-nada por esta sing-ular perífrasis prápla-panfschatra,
habiendo obtenido el reino de los cinco, es decir , que se ha disuelto en
los cinco elementos. La espresion se encuentra en el testo de la Amarako-
cha, diccionario de Amarasinha.» (Bopp). — Se trata de los cinco elemen-
tos en elescelente tratado de Colebrooke sobre la filosofía sankhya (Tran-
sad, of the Asiat. Soc, t. I, Lónd., 1827, p. 31). Strabon habla también,
con referencia á Meg^astenes (XV , § 39 , p. 713, ed. Casaubon) , del
quinto elemento de los Indios , el cual lo ha formado todo , pero del que
p.o dice el nombre.

(62) Pág-. 32. — Empedocles, v. 216, llama al éter 7ra/i^aró<a»', radioso,
•es decir, luminoso por sí mismo.

(63) Pág-. 33. — Platón, Cratylo, 410, B, en donde se encuentra la pala-

— 445 —

hmaeiOerip. Aristülclcs (de Ccelo, T,.3, p. 270, Bekker), dice , en contrario

de la opinión de Anaxág"0ras: a'dspa -mpocTtjióuacrav tov ¿¡.vu-ravo) tÓwov airo rov
6ñv ai't Tov aiSior ^póvov défxivoi rr¡r eTTOvvfxlav avzü. A' yatayópu:; ?6 xaTaxé^piq-
ro.1 t (ó ovóuari tovto ov xixkro; ovowa^Éi yrip aWépa ívví irvpbq, Sc hallan aun

mas detalles en Aristóteles, I, 3, p. 339, lín. 21-34, Bekk : «Lo que se
llama éter tiene una significación primitiva que»parece confunde Anaxá-
g-oras con el fuego , porque la región superior está llena de fuego , y
Anaxágoras habla de esta región como si la tomase por la del éter lumi-
noso; tiene razón en esto, porque los antiguos han considerado al cucrpO'
que se mueve con un movimiento eterno, como partícipe de la naturale-
za divina, y por esta razón ellos le han llamado éter, á fin de indicar
que esta sustancia no tiene análoga entre nosotros. En cuanto á aquellos
que consideran de fuego al espacio circundado , así como á los cuerpos
que en él se mueven , y que piensan que el resto del espacio comprendi-
do entre los astros y la Tierra está lleno de aire , no tardarán en aban^
donar idea tan pueril , si quieren darse cuenta exacta de las investi-
gaciones mas recientes de los matemáticos m La misma etimología, que
remonta á la idea de la divinidad la de la rotación perpetua, ha sido re-
producida por el aristotélico ú el estoico , autor del libro de Mundo (c..2,
p. 392, Bekk). Hé aquí, con tal motivo, una observación muy exacta del
profesor Franz: «El juego de palabras fundado en la semejanza de ^tlo»,
divino, con el 6¿ov del oüfia. ¿si ekov . cuerpo arrastrado por un movimiento'
ferpétuo, y del cual se trata en las Meteorológica . es una indicación bien
asombrosa de la preponderancia que la imaginación ejercía entre los an-
tiguos; es una prueba mas de su poca aptitud para discernir con claridad
las verdaderas etimologías.'- — El profesor Bnschmann señala una pala-
bra sánscrita, ñschfra, que significa éter ó atmósfera, y cuya semejanza
con la palabra griega áíe^p es muy grande; Van Kennedy habia ya com-
parado estas dos palabras (Researches into the Origin and Affmity of theprin-^
cipal Languages of Asia a7id Europe, 182S, p. 279). Aun se puede citar, para
la misma palabra, la raiz as, asch. á la cual asignaban los Indios el sentido
de brillar ó de alumbrar.

(64) Pág. 33.— Aristóteles, de Coelo, IV, 1 y 3-4, p. 30S y 3U-312,
Bekk. Si el Estagirita rehusa al éter el nombra de quinto elemento, lo
cual niegan , es cierto , H. Bitter (Histoire de la Philosopliie , t. III, p. 216)
y H. Martin (Estudios sobre el Timéeo de Platón, t. II, p. 150). su única razón
consiste en decir que el éter, tomado por un estado de la atmósfera, está
falto de termino correspondiente (Biese, Philosaphie des Aristóteles, t. II,
p. 66). Los pitagóricos consideraban al éter como un quinto elemento, y
lo representaban en su sistema geométrico por el quinto cuerpo regular»
el dodecaedro, compuesto de 12 pentágonos. (H. Martin, ídem, t. lU
p. 245-250).

— 446 -^

(65) Pág-. 33. — V. las pruebas reunidas por Bicse, t. II, p. 93.

(66) Pilg-. U.— Cosmos, t. I, p. 138.

(67) Pág-. 34. — Y. el bello pasaje acerca de la influencia 'de los rayos
solares en J. Herschell, Outlines of Astron., i^. 237: «By the vivifyiner
■action of the suu's rays vegetables are enablcd to draw sapporl from in-
org-anic matler and become, in Iheir turn, the support of animáis and of
man, and the sources of those gre'it deposits of dynamical efficiency ivhich
are laid up for human use in our coal strata. By them the waters of the sea
-are made to circuíate in vapour throiig-h the air, and irrig-ate the land.
producing- spring-s and rivers. By them are produced all dislurbances of
the ehemical equiübrium of the elements of nature, which, by a series
of compositions and decompositions, give rise lo new producís, and ori'
^inate a transfer of materials..."

(68) Pág-. 34.— P/^^7os. Transad, for. 1795, 1. LXXXV, p. 318; Juan
Ilcrschell, Outlines of Astron., p. 238; Cosmos, 1. I, p. 170 y 402, núni. 63.

(69) Pág-. 35. — Bessel, en el Schumacher's Asíron. Nackr. t. XIII, 1836,
m'im. 300, p. 201.

(70) Pág-. 35.— Bessel, ídem, p. 186-192 y 229.

(71) Pág-. 35. — Fourier, Teoría analítica del calor, 1822, p. ix, (Anales
■de Química y de Física , 1. III , 1816 , p. 350 ; t. IV , 1817 , p. 128 ; t. VI,
1817, p. 259; 1. XIII, 1820, p. 418).— Poisson ha intentado evaluar nu-
méricamente la pérdida que sufre el calor estelar en el espacio al atra-
vesar el éter. (Teoría matemática del calor, § 196, p. 436; § 200, p. 447,
y § 228, p. 521).

(72) Pág-. 35. — Acerca del calor emitido por las estrellas, V. Aristó-
teles, Meteor., I, 3, p. 340, lin. 58; y acerca de la altura de las capas at-
mosféricas que poseen el máximo de calor, Séneca, Natur. QuíBst., II, 10:
«Superiora cnim aeris calorem vicinorum siderum sentiunt...»

(73) Pág-. 35. — Pseudo-Plutarco, De placitis Philosoph., II, 13,

(74) Pág-. 36. — Arag-(), sobre la temperatura del polo y de los espacios
•celestes en el Anuario de la Of. de las Longit. para 1825, p. lS9, y para
1834, p. 192; Astron. pop., t. II, p. 479; Saig-ey, Física del Globo, 1832,
p. 60-78. Fundándose en discusiones relativas á la refracción, Svanberg-
encuentra para la temperatura del espacio — 50", 3 (Berzélius Jahresbericht
für 1830, p. 54); Arago, scg-un observaciones hechas cerca de los polos, — ■

— 447 —

S6°,7; Péclet, — 60*^; Saigey, apoyándose eu el decrecimicnlo .del calor
en la atmosfera , deduce de 367 observaciones hechas por mí sobre la
cadena de los Andes y de Méjico, — 65"; el mismo, con arreg-lo á obser-
vaciones lermométricas hechas sobre el Monle-Blanco y en la ascensión
aereostálica de Gay-Lussac , — 77*^; Juan Herschell (Edinburg Review,
t. 87, 18Í8, p. 223),— 1?2" F., es decir,— OÍ*' cent. Poisson admite que
la temperatura del espacio debe sobrepujar á la de las capas estremas de
la atmósfera (§ 227, p. f)20); eso supuesto, como la temperatura media
de las islas Mclvillc, álos 74^^ 47' de latitud, es de — i 8^,7, Poisson asigna
al espacio una temperatura de — 13° solamente , mientras que Pouillet le
da — 142", con arreg'lo á investigaciones actinométricas (Memorias de la
Academia de Ciencias, t. Vil, 1838, p. 25-6-")). Estas enormes discordan-
cias son de tal clase, que hacen nacer dudas sobre la eficacia de los me-
dios á los cuales se ha recurrido hasta el presento.

(75) Pápr. 37. — Poisson, Teoría matem. del Calor, p. 427 y 438. Seg-un
¿1, la solidificación de las capas terrestres ha empezado por el centro, y
fué avanzando poco á poco hasta la superficie. V. también Cos-mos, t. í,
p.160.

(76) Pág-. 37.— Cosmos, t. I, p. 70 y 129.

(77) Pag'. 38. — «Werc no atmosphere, a thermometer, freely exposed
(at sunset) to íhe heating- inñuence of the earth's radiation, and the coo-
ling-power of its own into spacc, would indicate a médium temperaturc
between Ihat of the celestial spaces ( — 132° Fahr. = — 91° cent.) and
Ihat of the earth's surface below it (82° F. = 27*^,7 cent, al the equator,
— 3°, 5 F. = — 19°, 5 cent, in the Polar Sea). Under the equator, then,
it would stand, on the averag-e , al — ■ 25° F. = — 31°,9 cent., and in
the Polar Sea at — 68° F. = — 55°, 5 cent. The presence of the atmos-
phere tends to prevent the thermometer so exposed from altaining
thesc extreme lovv temperatures: first, by imparling- heat by conduc-
tion; secondly by impeding- radiation outwards." Juan Herschell, en la
Edinburg Review, t. 87, 1348, p. 223. — «Si no existiese el calor de los
espacios planetarios, esperimentaria nuestra atmósfera un enfriamiento
del cual no se puede fijar el límite. Probablemente seria imposible la
vida de las plantas y de los animales en la superficie del g-lobo, ó rele-
gada quedaría a una estrecha zona de esta superficie." Saig^ey Física del
Globo, p. 77.

(78) Pág^. 38.— rraíarfo del Comeía de 1743 , con una Adición sobre la
fuerza de la Luz y su iiroipagacion en el éter, y sobre la distancia de las estre-
llas fijas, por Loys de (3héseaux (1714). Acerca de la transparencia de los

— 448 —

espacios, V. Olbers en el Boáe's Jahrhuch fiir 1826, p. 110-121 ; St'ruve'-
Estudios de Astronomía estelar, 1847, p. 83-93 y nota 95; Juan Herschell,
OutUnesof Astron., § 798, y Cosmos, t. I, p. 137-138.

(79) Pág-. 39. — Halley, on the infinity of the Sphere of fíx'd Stars,.
en las Ptiilos. Transad., t. XXXf, for the year 1720, p. 22-26.

(80) Pá^. 39.— Cosmos, t. I, p. 76.

(SI) Pág-. 39. — «Throug-hout by far the larger porlion of the exten.t
of the Milky Way in both hemispheres, the general blackness of the
ground of the heavens, on wich its stars are projected, etc. In those
reg-ions where Ihat zone is clearly resolved into stars well separoted and
seen projecled on a hiack ground , and where we look out beyond theni
into space...» (Juan Herschell, Outlines, p. 537 y 539.)

(82) Pág. 39. — Como,?, t. I, p. 73, 74 y 36o, núm. o3; Laplace, En-
sayo filosófico sobre las Prohahilidades, 1825, p. 133; Arago, Astronomía po-
pular, t. 11, p. 287-298; Juan Herschell, Outlines of Astron., § 577.

(83) Pág", 39. — El movimiento oscilatorio de los efluvios luminosos
que parecen haber salido de la cabeza de ciertos cómelas , del de 1744,
por ejemplo , y del de Halley , en 183^, efluvios que han sido observa-
dos del 12 al 22 de Octubre de 1835, por Bessel (Astron. Nachr. números
300-302, p. 185-232). «puede influir, en algunos casos particulares , so-
bre los movimientos de rotación y de traslación de ciertos cometas. Aun
hacen presumir estos efluvios (p. 201 y 229) que se produce entonces una
fuerza polar diferente de la fuerza de atracción ordinaria del Sol." Pero
la disminución del período de 3 Y, íiñit^s del cometa de Encke sig-ue una
marcha sobrado regular, desde hace 63 años , para que pueda ser atri-
buida al efecto acumulado de una serie de efluvios, cuya emisión no po-
dría ser sino accidental. V. acerca de esta discusión importante bajo el
punto de vista cósmico, Bessel, en las Astron. Nachr. de Schumacher,
núm. 289, p. 6 , y núm. 310, p. 345-350, y el tratado de Encke, sobre
la hipótesis de un medio resistente, idem, núm. 305, p. 265-274.

(84) Pág-. 40. — Olbers, en \a Astron. Nachr., núm. 268, p. 58.

(85) Pág. iO.— Outlines of Astron., § 556 y 507.

(86) Pág. 40. — ¡«Asimilando la materia muy escasa que llena los es-
pacios celestes, en cuanto á sus propiedades refringentes , á los gases
terrestres, la densidad de esta materia no podría pasar de cierto limite,

— 449 —

cuyo valor pueden asig'iiar las observaciones sobre las estrellas cam-
biantes, por ejemplo, las de Algol ó de /3 de Perseo.w (Arag-o, en el
Anuario para 1842, p. 336, Astron. popul. i. I, p. 40S.)

(87) Pág. 40.— Wollaston , en las Philos, Transad, for. 1822, p. 89;
Juan Herschell, Outlines, § 34 y 36.

(88) Pág-. 41. — Newton, Pmc.í)i«//íeí;?., t. III, 1760, p. 671: «Vapores,
qui ex solé et stellis fixes et candis cometarum oriuntur, incidere possimt,
in atmosphffiras planetarum..."

(S9) Vág. ^l.— Cosmos, t. I. p. 111 y 122.

(DO) Pág-. i2.— Cosmos, t. II, p. 307-320, y 472 n." 48.

(91) Pdg. 42.— Delambre, Hist. de la Astron. mod., t. II, p. 2oü, 269
y 272. Morin mismo dice en su Scientia longitudinum, publicada en 1634:
'iApplicatio tubi optici ad alhidadam pro stellis fixes prompte et accurate
mensurandis a me excog-itata est." Picard aun no se servia de anteojo,
en 1657 , para su cuarto de círculo ; y Hevélio, cuando Halley lo visitó,
en 1679, para juzgar de la exactitud de sus medidas de altura, observaba
con ayuda de dioptros ó de pínolos perfeccionados (Baily, Catal. of StarSy
p. 38).

(92) Pág-. 43.— £1 infortunado Gascoig-nc , cuyo mérito ha quedado
larg-o tiempo desconocido, pereció, ú la edad de veintitrés años apenas,
en la batalla de Marston Moor, que Cromwell libró á las tropas reales.
V. Derham, en las Pililos. Transad., t. XXX, for. 1717-1719, p. 603-610-
A él pertenece una invención que se ha atribuido larg-o tiempo á Picard
y á Auzout, y que ha dado mi poderoso impulso á la astronomía de ob-
servación, es decir, á la astronomía cuyo ñn principal es determinar las
posiciones de los astros.

(93) Pág. 43.— Cosmos, t. II, p. 172.

(94) Pág. 44. — El pasaje en que Strabon (lib. III, p. 138, Casaub)
pretende combatir la opinión de Posidonio^ está concebido así, según
los manuscritos: «La imagen del Sol parece agrandada, sobre el mar, lo
mismo á su salida queá su puesta, porque los vapores suben en mayor
cantidad del elemento húmedo , pues el ojo que mira á través de los va-
pores recibe, como cuando mira á través de un tubo, rayos rotos que forman
una imagen de forma mas grande ; y lo mismo sucede cuando se.
apercibe , á través de una nube seca y delgada el Sol ó la Luna á su
puesta; en este último caso, el astro parece también rojizo. « Se ha creído,

TOMO III '^^

— 450 —

todavía muy recientemenle , que este pasaje habia sido alterado (Kra-
mer. en su edición de Strabon, 1844, t. I, p. ^ll), y que en lug-ar de
Si' o.vXa>v^ era preciso leer St' váA-ar, á través de los globos de vidrio (Sch-
neider, Eglog. fís.., t. II , p. 273). El poder amplificador del g-lobo de vi-
drio lleno de agua (Séneca, Natur. Qoest. ,1,6) era tan bien conocido de
los antig-uos como los efectos de los vidrios ó de los cristales ardiente^
(Aristófanes, Nubes, v.765) y déla esmeralda de Nerón (Plinio, XXXVII,
b);pero estos globos no podían servir para nada a los instrumentos astro-
nómicos (V. Cosmos, t. II, p. 434, núm. 44). Las alturas del Sol, medidas
á través de nubes ligeras ó poco espesas , ó á través de los vapores
volcánicos, no presentan ninguna señal de anomalías en la refracción or-
dinaria de los rayos de la luz(Humboldt , Colección de Observ.astron., i. I,
p. 123). El coronel Bacyr ha descubierto que capas de niebla, ó vapores
interpuestos á propósito, no producen ninguna desviación angular en la
luz de las señales eliotrópicas , lo que confirma por lo demás los resulta-
dos de Arago. Péters ha comparado, en Pulkova, altura de estrellas
observadas, ya en un cielo sereno, ya en un cielo cubierto de ligeras nu-
bes, y no ha encontrado diferencia que llegase á 0.'.',017 . (Incestigaciones
sobre el Paralaje de las estrellas, 1848, p. 80 y 140-143; Struve, Estudios estela
res, p. 98). — Acerca de los tubos empleados por los Árabes en sus instru-
mentos astronómicos, V. Jourdain, Sobre el observatorio de Meragah,^. 27, y
A. Sédillot, Memoria sobre los instrumentos astronómicos délos Árabes, 1841,
p. 198. Tienen también los astrónomos árabes el mérito de haber sido los
primeros en emplear grandes gnómones provistos de aberturas circulares*
En el sextante colosal de Abu Mohammed al-Chokandi , el arco estaba
dividido de o en 5 minutos, y recibiapor una abertura circular la imagen
del Sol. «Al medio dia, los rayos del Sol pasaban por una abertura prac"
ticada en la bóveda del Observatorio que cubria al instrumento, seguían
al tubo y formaban, sobre la concavidad del sextante, una imagen circu-
lar, cuyo centro daba sobre el arco graduado el complemento de la altu-
ra del Sol. Este instrumento no difiere de nuestro mural sino en que
está guarnecido de un simple tubo en lugar de un anteojo." (Sédillot,
p. 37, 202 y 205.) Los dioptros (dilatadores) ó pínulas atravesados por
una abertura han sido empleados por los Griegos y los Árabes para de-
terminar el diámetro de. la Luna: el agujero redondo de la pínula objetiva
móvil era mas grande que el agujero de la pínula ocular fija, y se hacia
mover la primera acercándola ó separándola de la segunda , hasta que el
disco de la Luna, visto á través de la pínula ocular, parecía llenar ente-
ramente la abertura redonda de la pínula objetiva. (Delambre, Hist. déla
Astron. de la Edad media, p. 201, y Sédillot, p. 198). Estas pínulas, con sus
aberturas circulares ó hendidas, parecen haber sido introducidas por Hí-
parco; Arquímedes se servia de dos pequeños cilindros fijados sobre la
misma alidada. (Baílly, Hist. de laAstran mod., 2.^ edición, 1785, t. I,

— 451 —

p. 480). V. lambioii: Téon de Alejandría, Basle. , 1538, p. 257 y 262 ; los
Hypotyp). de Proclo Diácono, ed. Halma, 1820, p 107 y 110, y Tolomeo,
Almagestas, ed. Halma, t. I, Par., 1813, p. LYII.

(9o) Pág-. 44. — Scg-un Arag-o. V. Moig-no, Refertorio de Óptica moder-
na, 1847, p. 153.

(96) Pág-. 45. — V. acerca de las rayas neg-ras del espectro solar en la
imagen dag-uérrea, las Memorias de las sesiones de ¡a Academia de Ciencias,
t. XIV, 1842, p. 902-704, y t. XYI, 1843, p. 402-407.

(97) Pág. 45.— Cosmos, t. íl, p. 321.

(98) Pág. 46. — En cuanto á la importante cuestión de distinguir entre
la luz propia y la luz reflejada, puédense citar, como ejemplo, las inves-
tigaciones de Arago sobre la luz de los cometas. Empleando un aparato
fimdado sobre la polarización cromática que habia descubierto en 1811,
Arago ha hallado que la luz del cometa de Halley (1833) daba lugar á
dos imágenes teñidas de dos colores complementarios, tales como el rojo
y el verde, lo que prueba que esta luz conlenia luz solar reflejada. Yo
mismo he asistido á investigaciones mas antiguas, hechas para compa-
rar, con ayuda del polariscopo, las propiedades de la luz de la Cabra con
las de la luz de un cometa que se habia desprendido de repente de los
rayos del Sol, á principios de julio de 1819. (Arago, Astron. popul., t. II,
p. 421; Cosmos, t. I, p. 94 y 364, n.° 51-, Bessel, en él Shumacher's
Ja/ir&wc/ifür 1837, p. 169).

(99) Pág, 46. — Carta de Arago á Alejandro deHumboldt, 1840, p. 37:
«Con ayuda de un polariscopo, de mi invención, reconocí (antes de 1820)
que la luz de todos los cuerpos terrestres incandescentes, sólidos ó líqui-
dos, es luz natural, en tanto que emana del cuerpo bajo incidencias per-
pendiculares. Por el coiitrario , la luz que sale de la superficie incandes-
cente bajo un ángulo agudo, ofrece señales manifiestas de polarización.
Tío me paro aquí á recordarte cómo yo deduje de este hecho la conse-
cuencia curiosa de que la luz no se engendra solamente en la superficie
de los cuerpos; que uua parte nace en su sustancia misma, aun cuando esta
sustancia fuese'platino. Necesito solo decirte que repitiendo la misma sé-
riede pruebas y con los mismos instrumentos sobre la luz que lanza una
sustancia gaseosa inflamada, no se le halla, cualquiera que sea la inclinación,
ninguno de los caracteres de la luz polarizada; que la luz de los gases,
tomada á su salida de la superficie inflamada, es luz natural, lo que no
impide que se polarice en seguida por completo , si se la somete á refle-
xiones ó á refracciones convenientes. De aquí un método muy sencillo

— 452 —

para descubrir á 40 millones de leg-uas de distancíala naturaleza del Sol,
Si la luz que proviene del borde de este astro, la luz emanada de la materia
solar bajo un ángulo agudo, y que nos llega sin haber esperimentado en su
marcha reflexiones ó refracciones sensibles, ofrece señales de polariza-
ción, el Sol es un cuerpo sólido 6 liquido. Si no se halla, por el contrario,
indicio alg-uno de polarización en la luz del borde, la parte incandescente
del Sol es gaseosa. Por este encadenamiento metódico de observaciones
puede llegarse á nociones exactas sobre la constitución física del Sol."
Acerca de las envueltas del Sol , Y. Arago, Astron. popul. , t. ÍI, p. 101-
10-4. Reproduzco aquí, bajo su forma original, todas las aclaraciones
detalladas que tomo de ciertos impresos ó manuscritos de Arago sobre
diversos puntos de óptica. Conservando las propias palabras de mi ami-
go, con objeto de evitar las equivocaciones ó las alteraciones á las cua-
les la incertitumbre de la terminología científica pudieran dar motivo en
las numerosas traducciones que se han hecho de esta obra.

(100) Pág. 40. — Acerca del efecto de una lámina de turmalina, cortada
paralelamente á las aristas del prisma, sirviendo, cuando está convenien-
temente situada, para eliminar en su totalidad los rayos reflejados por la
superficie del mar y mezclados con luz que proviene del escollo, V. Ara-
gO, Instrucciones de la Bonita, Obras Completas, t. IX.

(1) Pág. 46. — De la posibilidad de determinarlos poderes refringenles
de los cuerpos, según su composición química (investigaciones aplicadas
á las relaciones del oxígeno y del ázoe en el aire atmosférico, con la pro-
porción del hidrógeno en el amoniaco y en el agua, con el ácido carbó-
nico, el alcohool y ei diamante) en Biot y Arago, Memoria sobre las afini-
dades de los cuerpos con respecto á la luz, marzo 1806; Memorias matemáticas
y físicas del Instituto, i. \U , p. 327-346; Humboldt, Memoria sobre las Re-
fraccionei astronómicas en la zona tórrida, en la Colección de Observaciones as-
tronómicas, t. I, p. 115 y 122.

(2) Pág. 46. — Esperiencias de Arago sobre el poder refractivo de
los cuerpos diáfanos (del aire seco y del aire húmedo) por el desplaza-
miento de las franjas, en Moigno , Repertorio de Óptica moderna . 1847,
p. 159-162.

(3) Pág. 47. — Para echar por tierra la aserción de Arato, de que se ven
solamente 6 estrellas en las Pléyadas, Hiparco dice (ad Arati Phcenom. I,
pág. 190 in Uranologio Pefavii): «Una estrella se ha escapado á Arato,
porque si se mira atentamente á las Pléyadas, en una noche pura y sin
luna, se ven en ellas 7 estrellas. Según esto , parece estraño que Átalo,
en su descripción de las Pléyadas, haya dejado pasar esta equivocación

— 453 —

'¿1(3 Arato , como si el dicho de este úllimo estuviera conforme con la rea-
lidad.» [En los Caías/emmos [atribuidos á Eratostenes (XXlil) se llama á
Merope la Í7ivisible -jcavafavr/í^. En cuanto á la relación presumida entre el
nombre de la estrella velada (una hija de Atlas) y los mitos g'eográficos
que se hallan en la Merópides de Teopompes,, ó con el gran continente Sa-
íwrnúio de Plutarco y la Atlántica, V. Humboldt, Examen critico de la
Historia de ¡a Geografía, t. I, p. 160, c Idelcr, Untersuchungen ilber den Ur-
sprung und die Bedeutung der Sternnamen, í809 p. lío. En cuanto alas po-
siciones astronómicas, V. Mciodler, Uíitemuclu ilber die Fixsternsysteme,
2.* parte, I8í8, p. 3() y 100^ y Baily on \[is Mem. of the Astron. Soc,
t. XIII, p. 33.

(4) Pág-. 47. — Ideler, Sternnamen, p. 19 y 2'). — «()l)sórvase, dice Ara-
g:o, que una luz inerte hace desaparecer una luz débil colocada en su
proximidad. ¿Cuál puede ser la causa? Es posible ñsiológ'icamente que el
sacudimiento comunicado á la retina por la luz fuerte se estienda mas
allá de los puntos que la luz fuerte ha herido, y que este sacudimiento
secundario absorba y neutralice de alg"una manera el sacudimiento que
proviene de la seg-unda y débil luz. Pero sin entrar en estas causas fisio-
lóg'icas, existe una causa directa que se puede indicar para la desapari-
ción de la luz débil; y es que los rayos que provienen de la grande no
han formado solamente una imagen limpia soJjre la retina, sino que se
han dispersado también sobre todas las partes de este org-ano, á causa de
las imperfecciones de trasparencia de la córnea. — Los rayos del cuerpo
brillante a, al atravesar la córnea, obran como al atravesar un cuerpo
lig"eramente deslustrado. Una parle de estos rayos con regularidad re-
fractados, forman la imagen misma de a; la otra [^sítIc dispersada ilumina
la totalidad de la retina. Entonces es cuando se proyecta sol»re este fondo
luminoso laimág^endel objeto cercano b. Esta última imág-en debe, pues,
ó desaparecer ó debilitarse. Por el dia, doscausas contribuyen al debilita-
miento de las estrellas. Una de estas causas es la imág-en perceptible de
de esta parle de la atmósfera comprendida en la direcscion de la estrella
(de la parte aérea colocada entre el ojo y la estrella) y sobre la cual viene
á pintarse la imagen de la estrella; la otra causa es la luz difusa que pro-
viene de la dispersión que los defectos déla córnea imprimen á los rayos
que emanan de todos los puntos de la atmósfera visible. Por la noche, las
capas atmosféricas interpuestas entre el ojo y la estrella hacia la cual
se dirig-e la vista, no obran; cada estrella del ñrmamento forma una ima-
gen mas limpia, pero una parte de su luz se halla dispersa á causa de la
falta de diafaneidad de la córnea. El mismo razonamiento se aplica á una
«eg-unda, tercera... milésima estrella. La retina se halla, pues, iluminada
en totalidad por una luz difusa, proporcional al número de esta estrella
y á su brillo. Concíbese por esto que la suma de luz difusa, debilite ó

— 454 —

haga desaparecer enteramente la iniág-eii de la estrella hacia la cual se
dirígela vista.» (Arago, Manuscrito de 18í7; Ástron. popuL, t. I, p. 192-
196).

(5).Pág. 48. — Arag-o, en el A ?mar ¿o para 1842, p. 284, y en las
Memorias, i. XV, 1812, p. 7oO. (Schumacher's Astron. Nadir. , n-. 702).
«Relativamente á vuestras conjeturas sobre la visibilidad de los satélites
de Júpiter, me escribe el doctor Galle, me he ocupado en determinar su
magnitud por via de evaluación. He descubierto , contra lo que espera-
Ixi , que estos. satélites no son de 5.^ magnitud, sino de 6.^ ú de 7.^ a lo
mas. Solamente el tercer satélite^ que es el mas brillante, parecía igua-
lar en esplendor á una estrella cercana de 6.* magnitud, que podia
aun descubrir á simple vista á alguna distancia de Júpiter. Teniendo
en cuenta el efecto producido por la viva luz de Júpiter , estimo que este
satélite parecería tal vez de 5.''' ó de 6.^ magnitud si estuviese aislado. El
cuarto satélite se encontraba en su mayor elongación ; no obstante , yo
no le considero superior á la T.'^ magnitud. Los rayos de Júpiter no hu-
bieran impedido á este satélite ser visible , si hubiese escedido de esta
magnitud. Comparando Aldebaran con la estrella próxima 6 de Tauro,
en donde se distinguen claramente dos estrellas separadas por un inter-
valo de o ' ^'2 , he adquirido la certeza de que para nna vista ordinaria
los rayos de Júpiter se estienden á o'' ó 6 ' por lo menos.» Estas evalua-
ciones convienen con las de Arago : este cree asimismo que los falsos
rayospuedon tener una estension doble para algunas personas. Se sabe
ademas que las distancias medias de los cuatro satélites al centro de Jú-
piter sonl'ol'/, 21 57/^ 4/42'^ y8' 16''. «Si suponemos que la
imagen de Júpiter , para ciertas vistas escepcionales , se despliega sola-
mente por rayos de uno ó de dos minutos de amplitud , no parecerá im-
posible que sean de tiempo en tiempo percibidos los satélites , sin tener
necesidad de recurrir al artificio de la amplificación. Para comprobar
esta conjetura, he hecho construir un pequeño anteojo en el cual el ob-
jetivo y el ocular tienen poco mas ó menos el mismo foco, y que, por lo
tanto , no aumenta. Este anteojo no destruye enteramente los rayos di-
vergentes, sino que reduce considerablemente su longitud. Esto ha bas-
tado para que un satélite, convenientemente separado del planeta, llega-
se á ser visible. El hecho ha sido comprobado por todos los jóvenes astro--
nomos del Observatorio.» (Ara^o en las Memorias, t. XV, 1842, p. 731). —
Puédese citar, como un notable ejemplo del grado de penetración que al-
canza la vista de ciertos individuos , y de la grande sensibilidad de la re-
tina, el caso de un maestro sastre, llamado Schoen , que murió en Bres-
lau en 1837, y acerca del cual el sabio y hál3il director del Observatoiio
de esta ciudad, Boguslawski, me ha dado interesantes noticias. «Se
j^a adquirido la certeza varias veces, después de 1820, por pruebas

— 455 —

formales, que Schoen distinguía los satélites de Júpiter , cuando la noche
estaba serena y sin luna, indicaba exactamente la posición de ellos , y
podia hacerlo asimismo de varios satélites á la vez. Cuando se le decia
que los falsos rayos de los astros impedían á las demás personas hacer
otro tanto, Schcen manifestaba su asombro respecto de estos falsos rayos
tan fastidiosos para los demás. Según los vivos debates que se suscita-
ban entre él y las personas presentes á estos esperimentos , acerca de la
dificultad de percibir los satélites á simple vista , faé preciso convenir en
que, paraSchoeen, las estrellas y los planetas estaban desprovistos de
rayos parásitos , y parecían como simples puntos brillantes. El tercer
satélite era el que él distinguía mejor; también veía muy bien el prime-
ro hacia sus mayores disgresiones , pero no vio jamás el segundo ni el
cuarto solo. Cuando el estado del cielo no era enteramente favorable, los
satélites le parecían simples líneas luminosas. Jamasen estos esperimen-
tos le acaeció confundir á los satélites con pequeñas estrellas , sin duda
a causa del centelleo de estas y de su luz menos sosegada. Algunos años
antes de su muerte, Schoen se me quejaba de la debilidad de su vista;
sus ojos no podían ya distinguir las lunas de Júpiter ; asimismo, cuando
el aire estaba puro, no le parecian ya aisladamente mas que como débi-
les rasgos de luz.» Los resultados de estas indagaciones concuerdan muy
bien con lo que se sabe desde hace largo tiempo acerca del brillo relati-
vo de los satélites de Júpiter; porque para individuos dotados de órganos
tan perfectos y tan sensibles , es probable que el brillo y la naturaleza de
la luz tienen mas efecto que la distancia de los satélites al planeta.
Schoen no vio jamás el segundo ni el cuarto satélite. El segundo es el
mas pequeño de todos; el cuarto es , en verdad , el mas lejano y aun el
mas brillante después del tercero ; pero su color se oscurece periódica-
mente , y es casi siempre el mas débil de los cuatro satélites. En cuanto
al tercero y al primero , que Schoen percibía mas fácil y frecuentemente
á simple vista, el uno (el tercero) es el mas grande, el que de ordinario
brilla mas, y su luz es de un amarillo muy determinado; el otro (el pri-
mero) descuella algunas veces por el brillo de su viva luz amarilla sobre
el tercer satélite , por mas que sea mucho mas pequeño. (Míedler,
Astron., 1846, p. 231-234 y 439). En cuanto á la cuestión de saber como
puntos brillantes tan lejanos pueden ser vistos bajo forma de rayas lumi-
nosas, consúltese á Sturm y Airy en las ]\[emorias, t. XX, p. "64-766.

(6) Pág. 49. — «La imagen dilatada de una estrella de 7.^ magnitud no
escita suficientemente la retina, ni hace nacer en ella una sensación apre-
ciable de luz. Si la imagen no estuviese dilatada (por rayos divergentes), la
sensación tendría mas fuerza, y se veria la estrella. La primera clase de
estrellas imperceptibles á simple vista, no seria ya entonces la sétima;
para hallarla , seria preciso tal vez descender entonces hasta la 12.^

— 456 —

Consideremos un grupo de estrellas de 7.^ magnitud, de tal manera cer-
canas las unas de las otras, que los intervalos escapan necesariamente á
la vista. Si la visión tuviese limpieza , si la imág-en de cada estrella fuese
muy pequeña y bien terminada, el observador percibiria un campo de
luz, en el cual cada punto tendria el brillo concentrado de una estrella
de 7.^ magnitud. El brillo concentrado de una estrella de T.'* magnitud,
basta parala percepción á simple vista. El grupo seria, pues, perceptible
á simple vista. Dilatemos ahora sobre la retina -la imagen de cada estre-
lla del grupo ; reemplacemos cada punto de la antigua imagen general
por un pequeño círculo : estos círculos se echarán los unos sobre los
otros, y los diversos puntos de la retina se hallarán iluminados por la
luz que viene simultáneamente de varias estrellas. A poco que se re-
flexione sobre ello, se tendrá la evidencia de que, csccpto sobre los bordes
de la imagen general, el área luminosa así esclarecida tiene precisamen-
te , á causa de la superposición de los círculos, la misma intensidad que
en el caso en el cual cada estrella no ilumina mas que un solo punto en
el fondo el ojo; pero si cada uno de estos puntos recibe una luz igual en
intensidad á la luz concentrada de una estrella de 7.* magnitud , es claro
que la dilatación de las imágenes individuales de las estrellas* contiguas,
no debe impedir la visibilidad del conjunto. Los instrumentos telescópicos
tienen, aunque en un grado mucho menor . el defecto de dar también á
13ls esti'eWas un diámetro sensible y facticio. Con estos instrumentos, como
á simple vista , se deben , pues , percibir grupos compuestos de estrellas
inferiores en intensidad á las que los mismos anteojos ó telescopios ha-
rían percibir aisladamente.»? Arago , en e\ Anuario del Bur. de las Longi-
tudes para el año de 1842, p. 281; Astron. Popul. , t. I, p. 186-192.

(7) Pág. 49. — Guillermo Hcrschell en las P/ff/os. Transac. , for. 1803,
t. 93, p. 22o, y for 1805, t. 9o, p. 184. V. también Arago en g\ Anuario
para 1842, p. 360-374; Astron. Popul. , i. 1, p. 36Í-371.

(8) Pág. 52. — Humboldt, Relacionhist. del Viaje alas Regiones equinoc,
t. I, p. 92-97; y Bouguer, Tratado de Óptica , p. 360 y 365. V. también al
cap. Beechey cti clBIanual of scientific Enquir]) for the use of the R. ^avy,
1849, p. 71.

(9) Pág. 53.— El pasaje de 'Aristóteles citado por Bufón, se halla en
un libro en donde apenas se hubiera ido á buscar; el libro de General.
Animal-, V, I, p. 780, Beklcer. He aquí su traducción exacta: «Ver bien
es, por una parte, ver de lejos , y por otra , es distinguir claramente las
diferencias de los objetos percibidos. Estas dos facultades no se hallan
siempre reunidas en el mismo individuo. Porque el que pone su mano
por encima de los ojos ó mira á través de un tubo, no está ni mas ni me-

— 457 —

nos por esto en estado de distinguir las diferencias de colores , y no obs.
tante, podrá ver objetos situados á muchas mayores distancias. De aquí
proviene también que las fersonas colocadas en cavernas y cisternas vean algu-
nas veces estrellas .1^ Opvyfiuva , y sobre todo fpéava, son cisternas subterrá-
neas ó especies de silos naturales escavados por manantiales. Pues bien:
en Grecia, según el testimonio ocular del profesor Franz , estas cavida-
des comunican con el aire y la luz por un pozo vertical, y este pozo
se ensancha por debajo como el gollete de una botella. Plinio dice (1. lí,
c. 14): «Altitudo cogit minores videri stellas; afñxas coció Solis fulgt)r
interdiu non cerni, quum ícque ac noctu luceant : idque manifestum fiat
defectu Solis et prcealtis puteis.» Cleomedes (Cycl. Theor.,p. 83, Bake), no
habla de las estrellas vistas en pleno dia; pero supone «que el Sol, visto
desde el fondo de profundas cisternas, parece aumentado á causa de la
oscuridad y de la humedad del aire."

(10) Pág. o3. — «We have ourselves heard it stated by a celebrated
optician, that the carliest circumstance which drew his atlention to as-
Ironomy, was the regular appearance , at a certain hour , for several
successive days, of a considerable star, through theshaftof a chimney.»
Juan HerschcU, Outlines of Astron. , § 61. Los fumistas á quienes he in-
terrogado con este motivo, han estado casi todos de acuerdo en decir
que no habían visto estrellas en pleno dia, pero que durante la noche
veian la bóveda del cielo enteramente cercana , y que las estrellas les
parecían como agrandadas. Me abstengo de toda apreciación respecto á
la conexión de estas dos ilusiones.

(11) Pág. 53. — Saussure, Viaje álos Alpes, Neufchátel, 1779, 4.°, t.IV,
§ 2007, p- 199.

(12) Pág. al. — Humboldt, Ensayo sobre la geografía de las Plantai,
p. 103, y Viaje alas regiones equinocc, t. I, p. 143 y 248.

(13) Pág. oo. — Humboldt en la ilonatlicher Correspondenz zur Erd-und
Himmels-Kunde, del barón de Zach, t. 1, 1800, p. 396; y en el Viaje á las
regiones equinocc, i. I, p. 12o: «íCreía imo ver pequeños cohetes lanzados
al aire. Puntos luminosos, elevados 7 u 8 grados, parecían moverse
jirimero en sentido vertical; después se convertía su movimiento en una
verdadera oscilación horizontal. Estos puntos luminosos eran imágenes
de varias estrellas agrandadas (en apariencia) por los vapores , y que
vülvian al mismo punto del cual habían partido."

(14) Pág, oa. — El príncipe Adalberto de Prusia, Aus meinem Tagebu-
clie, 1847, p. 213. El fenómeno de que aquí se trata , ¿se relacionará con

— 458 —

las oscilaciones de la Polar, de 10''' á 12 " de amplitud , que Carlini ha
notado varias veces cuando observaba los pasos de la Polar eon ayuda
del anteojo meridiano de g-ran aumento del observatorio de Milán?
V. Zach, Correspondencia astronóm. y geogr., t. 11, 1819, p. 84. Brandes
atribuye esta apariencia á un efecto de espejismo (Gehler's wngearb. phys-
Woerterbuch, t. IV, p. 349). Un escelente observador, el coronel Baeyer,.
ha visto también la luz eliotrópica presentar oscilaciones horizontales*

(lo) Pág-. 59. — En estos últimos tiempos, Uytenbrock ha dado á cono-
cer los eminentes servicios de Constantino Huyg-hens y sus condiciones
como constructor de instrumentos ópticos, en su Oratio de fratribus
Christiano aíque Constantino Eugenio, artis dioptricoB cultoribwi , 1838.
V. también el sabio director del observatorio de Leyde , el profesor
Kaiser, en los Schumacher's Astron. Narhr. , núm. o92 , p. 246.

(16) Pág-. 59. — Arago en la. Astron. popul, t. 1, p. 181.

(17} Pág. o9. — «Hemos colocado estos g"randes cristales, dice Domin-
g-o Cassini, unas veces sobre un gran mástil , otras sobre la torre de ma-
dera traída de Marly; los hemos puesto . por fin , en un tubo montado so-
bre un sustentáculo en forma de escalera de tres caras, lo que ha tenido
el éxito (en el descubrimiento de los satelices da Saturno) que de ellos
habíamos esperado.» (Delambre , Hist. déla Astronóm. moderna, t. II,
p. 78o). Lalarg-ura escesiva de estos instrumentos de óptica recuerda los
instrumentos de los Árabes, los cuartos de círculo de 58 metros de radio;
el arco dividido recibía la imagen del Soi , cuya luz penetraba por un
agujerito redondo , á la manera de los gnómones. Un cuarto de círculo
de este género se había levantado en Samarcanda ; era probablemente
una imitación amplificada del sextante de 18,5 metros de altura de PA-
Chokandi. V. Sédillot, Prolegómenos de las Tablas de Olugh Beigh , 1847,
p. Lvii y cxxix.

(18) Pág. 59. — Delambre, Hist. déla Astron. mod., t. lí, p. 594. Un ca-
puchino, Schyrle van Rheita, escritor místico , pero muy versado en las
materias de óptica, había ya hablado, en su Oculas Enoch et £/í(p(Antverp.,
1645), de la próxima posibilidad de construir anteojos que produjesen un
aumento de 4,000 veces: quería servirse de ellos para ejecutar mapas
muy exactos déla Luna. V. también Cosmos, t. II, p. 572 núm. 48.

(19) Pág. (iO.~Edinh. Encyclopwdia, t. XX, p. 479.

(20) Pág. 60. — Struve, Estudios de astron. estelar, 1847, nota 59, p. 24
Por mas que yo haya adoptado en todas partes las medidas francesas.

— 459 —

he conservado en el texto las designaciones de 40 , 20 y 7 pies ingleses
para las longitudes de los telescopios de Herschell. No solamente estas de-
signaciones son mas cómodas, sino que han recibido también una espe-
cie de consagración histórica por los grandes trabajos del padre y del
hijo en Inglaterra, y en Feldhausen, en el cabo de Buena Esperanza.

(21) Pág. 61. — Schumacher-s Aslron. Nackr., núms. 371 y 611. Cau-
clioix y Lerebours han construido también objetivos de mas de 34 cen-
tímetros de diámetro y de 7,7 metros de foco.

(22) Pág. 62. — Struve , Stellarum duplicium et mulHpUcium Mensuro^-
micrometricce, p. 2-41.

(23) Pág. 63. — Airy ha descrito y comparado recientemente los proce-
dimientos que se han seguido en la construcción de estos dos telesco-
pios; las proporciones de la liga, la fusión del metal, los aparatos de
pulimento y los aparatos para la instalación de los espejos. V. Abst. of
the Astron. Soc, t. IX, núm o (march 1849). Léese en él lo siguiente so-
bre los efectos del espejo de 6 pies de diámetro (1,83 m.) de Rose
(p. 120): «The Astronomer royal (M. Airy) alluded to the impression
made by the enormous light of the telescope; partly by the modifications
produced in the appearances of ncbulse already figured, partly by the
great numbcr of stars seen even at a distancefrom the Milky Way , and
partly from the prodigious brilliancy of Satiü^n. The accounl given by
another astronomer of the appearance oí Júpiter was, that it resembled a
coach-lamp in the telescope ; and this well expresses the blaze of light
■which is seen in the inslrument.» V. también Juan Herschell, Oiitlines
of Astron., § 870: «Thesublimity of the spectacle afforded by the magni-
ficent rcflecting telescope constructed by lordRosse of some oflhe larger
globular clusters of nebuke is declared by all, who have -svitnessed it, to
be such as no words can express. This telescope has resolved or rende-
red resolvable multitudes of nebulíe which had resisted all inferior
powers.»

(24) Pág. 63.— Delambre , Hist. de laAstr. mod. , t. 11, p. 2o5.

(25) Pág. 64. — Struve, Mens. microm., p. xliv.

(26) Pág. G4.— Schumacher's Ja/trkíc/ifür 1839,p, 100.

(27) Pág 64. — «La luz atmosférica difusa no puede esplicarse por el
reflejo de los rayos solares sobre la superficie de separación de las ca-

— 460 —

pas de diferentes densidades de las cuales se supone está compuesta la
atmósfera. En efecto : supongamos colocado el Soi en el horizonte ; las
superficies de separación en la dirección del cénit serian horizontales;
por consecuencia lo seria también la reflexión , y no veríamos ning-una
luz en el cénit. En el supuesto de las capas , ningún rayo nos llegaría
por efecto de una primera reflexión. Únicamente las reflexiones múlti-
ples podrían obrar. Así, pues, para esplicar la luz difusa, es preciso
figurarse la atmósfera compuesta de moléculas (esféricas por ejemplo),
de las cuales cada una da una imagen del Sol aproximadamente , como
las bolas de cristal que colocamos en los jardines. El aire puro es azul,
porque según Newton , las moléculas del aire tienen el espesor que con-
viene á la reflexión de los rayos azules. Es, pues, natural que las pe-
queñas imágenes del Sol que por todas partes reflejan las moléculas esfé-
ricas del aire, y que son la luz difusa, tengan un tinte azul; pero este
íizul no es azul puro, es un blanco en el cual predomina lo azul. Cuando
el cielo no esta enteramente puro y el aire está mezclado de vapores vi"
sibles, la luz difusa recibe mucho blanco. Como la luna es amarilla, el
azul del aire es durante la noche un poco verdoso, es decir, mezclado
de azul y de amarillo." (Arago, manuscrito de 1847).

(28J Pág. 64. — De uno de los efectos de los anteojos sobre la visibilidad de
las estrellas. (Carta de Arago a de Humboldt, en Dic. de 1847).

«El ojo no está dotado mas que de una sensibilidad circunscrita, li-
mitada. Cuando la luz que hiere la retina no tiene bastante intensidad,
no siente nada el ojo. Sucede que por una falta de intensidad muchas
estrellas, aun en las noches mas profundas, escapan á nuestras observa-
ciones. Los anteojos tienen por efecto, en cuanto á las estrellas, aumentar
la intensidad de la imagen. El haz cilindrico de rayos paralelos que vie-
ne de una estrella, y que se apoya sobre la superficie del lente objeti"
vo teniendo esta superficie por base, se halla estrechado considerable-
mente á la salida por el lente ocular. El diámetro del primer cilindro es
al diámetro del segundo, como la distancia focal del objetivo es á la
distancia focal del ocular, ó bien, como el diámetro del objetivo es al
diámetro de la parte de ocular que ocupa el haz emergente. Las intensi-
dades de luz en los dos cilindros en cuestión (en los dos cilindros inci*
dente y emergente) deben ser entre sí como las estensiones superficiales
de las bases. Asi la luz emergente será mas condensada, mas intensa
que la luz natural que cae sobre el objetivo, en la relación de la superfi-
cie de este objetivo á la superficie circular de la base del haz emergente.
El haz emergente, cuando el anteojo aumenta, siendo mas estrecho que
el haz cilindrico que cae sobre el objetivo, es evidente que la pupila,
cualquiera que sea su abertura, recogerá mas rayos por el intermediario

— 461 —

del anteojo que sin éste. El anteojo aumentará, pues, siempre la inten-
sidad de la luz de las estrellas.

wEl caso mas favorable , en cuanto al efecto de los anteojos , es evi-
dentemente aquel en el cual el ojo recibe la totalidad del haz emergente,
el caso en el cual este haz tiene menos diámetro que la pupila. Entonces
toda la luz que el objetivo abraza, concurre , por mediación del telesco-
pio , á la formación de la imagen. A simple vista, por el contrario , tan
solo se aprovecha una parte de esta luz: es la pequeña porción que la su-
perficie de la pupila recorta en el haz incidente natural. La intensidad
de la imagen telescópica de una estrella es , pues , á la intensidad de la
imagen á la sin^ple vista, como la superficie del objetivo es á la de la
pupila.

mLo que precede es relativo á la visibilidad de un solo punto, de una
sola estrella. Vengamos á la observación de un objeto que tenga dimen-
siones angulares sensibles , á la observación de un planeta. En los casos
mas favorables , es decir , cuando la pupila recibe la totalidad del pincel
emergente, la intensidad de la imagen de'cada punto del planeta se cal-
culará por la proporción que acabamos de dar. La cantidad total de la
luz que concurre á formar el conjunto de la imagen á simple vista, será,
pues, también á la cantidad total de la luz que forma la imagen del pla-
neta con ayuda de un anteojo, como la superficie de la pupila es a la del
objetivo. Las intensidades comparativas, no ya de puntos aislados, sino
de las dos imágenes de un planeta que se forman sobre la retina á simple
vista, y por el intermediario de un anteojo deben evidentemente dismi-
nuir proporcionalmente á las estensiones superficiales de estas dos imá-
genes. Las dimensiones lineales de las dos imágenes son entre sí como
el diámetro del objetivo es al diámetro del haz emergente. El número
de veces que la superficie de la niiágen ampliada sobrepuje á la superfi-
cie de la imagen á simple vista, se obtendrá, pues, dividiendo el cuadra-
do del diámetro del objetivo por el cuadrado del diámetro del haz emer-
gente, ó bien la superficie del objetivo por la de la base circular del haz
emergente.

«Hemos ya obtenido la relación de las cantidades totales de luz que
engendran las dos imágenes de un planeta , dividiendo la superficie del
objetivo por la superficie de la pupila. Este número es menor que el
cociente, al cual se llega dividiendo la superficie del objetivo por la su-
perficie del haz emergente. Resulta de esto, en cuanto á los planetas,
que un anteojo hace ganar menos en intensidad de luz , que lo que hace
perder agrandando la superficie de las imágenes sobre la retina ; la in-
tensidad de estas imágenes debe, pues, ir continuamente debilitándose á
medida que el poder amplificativo del anteojo ó del telescopio acrece.

j;La atmósfera puede ser considerada como un planeta de dimensio-
nes indefinidas. La parto de ella que se verá "^n un anteojo sufrirá, pues.

— 462 —

también la ley de debilitamiento que acabamos de indicar. La relación
entre la intensidad de la luz de un planeta y el campo de luz atmosférica
á través de la cual se la verá , será el mismo á simple vi'sta y en los an-
teojos de todos los aumentos, de todas las dimensiones. Los anteojos,
bajo la relación de la intensidad , no favorecen , pues , la visibilidad de
los planetas.

»No sucede lo mismo con las estrellas. La intensidad de la imagen de
una estrella es mas fuerte con un anteojo que á simple vista: por el con-
trario , el campo de la visión , uniformemente alumbrado en los dos ca-
sos por la luz atmosférica es mas claro á simple vista que con el anteojo.
Hay, pues, dos razones, sin salir de las consideraciones de intensidad,
para que en un anteojo la imág-en de la estrella predomine sobre la de la
atmósfera y notablemente mas que á simple vista.

"Este predominio debe ir g-radualmente aumentando con el eng-ruesa-
rniento. En efecto, hecha abstracción de cierto aumento de diámetro de
la estrella , consecuencia de diversos efectos de difracción ó de interferen-
cias, abstracción hecha también de una reflexión mas fuerte que sufre la
luz sobre las superficies mas oblicuas de los oculares de focos mas cortos,
la intensidad de la luz de la estrella es constante, en tanto que la aber-
tura del objetivo no cambie. Como se ha visto , la claridad del campo
del anteojo, por el contrario, disminuye sin cesar á medido que acrece el
poder amplificativo. Así, pues, quedando ig-uales todas las demás cir-
cunstancias, una estrella será tanto mas visible, y su predominio sobre
la luz del campo del telescopio será tanto mas limitada mientras se haga
uso de un aumento mas fuerte.» (Arago, Astron. popul., t. I, p. 186-188,
y p. 197-198). — Estracto también lo que sigue del Anuario del Bur. de
las Long. para 1846 (Datos científicos por Arago), p. 381 : «La esperiencia
ha enseñado que para el común de los hombres, dos espacios alumbrados
y contiguos no se distinguen el uno del otro , á menos que sus intensi-
dades comparativas no presenten, en el mínimum, una diferencia de */go.
Cuando un anteojo está vuelto hacia el firmamento , su campo parece
iluminado uniformemente: es porque entonces existe, en un plano que
pasa por el foco y perpendicular al eje del objetivo , una imagen indefi-
nida de la región atmosférica hacia la cual está dirigido el anteojo. Su-
pongamos que un astro, es decir, un objeto situado bastante mas allá
de la atmósfera , se halla en la dirección del anteojo : su imagen no será
visible mientras que no aumente */go , por lo menos , la intensidad de
la parte de la imagen focal indefinida de la atmósfera, sobre la cual
irá á colocarse su propia imagen limitada. Sin esto , el campo visual
continuará pareciendo por todas partes de la misma intensidad.»'

(29) Pág. 66. — Por primera vez ha publicado Arago su teoría del
centelleo en un apéndice al 4.° libro de mi Viaje á las Regiones equinoccia-

— 463 —

les, t. I, p. 623. Me considero feliz con poder enriquecer el capitulo re-
lativo á la visión natural y telescópica con las aclaraciones siguientes,
las cuales reproduzco testualniente.

De las causas del centelleo de las estrellas.

«Lo que es mas de notar en el fenómeno del centelleo, es el cambio
de color. Este cambio es mucho mas frecuente de lo que indica la obser-
vación ordinaria. En efecto, agitando el anteojo, se trasforma la imág-en
en una línea ó un círculo, y todos los puntos de esta línea ó de este
círculo aparecen de diferentes colores. Cuando se deja el anteojo inmó-
vil , se ve la resultante de la superposición de todas estas imágenes. Los
rayos que se reúnen en el foco de un lente, vibran de acuerdo ó en des-
acuerdo, se aumentan ó se destruyen, según que las capas por ellos
atravesadas tienen tal ó cual refringencia. El conjunto de los rayos ro-
jos puede destruirse solo, si los déla derecha y de la izquierda, y los de
arriba y de abajo han atravesado medio, igualmente refringentes. He-
mos dicho solo, porque la diferencia de refringencia que corresponde á
la destrucción del rayo rojo, no es la misma que acarrea la destrucción
del rayo verde, y recíprocamente. Ahora bien: si los rayos rojos son
destruidos, lo que queda será el blanco menos el rojo, es decir, el ver-
de. Si, por el contrario , el verde es destruido por interferencia, la ima-
gen será del blanco menos el verde, es decir, del rojo. Para esplicar por
qué los planetas de gran diámetro no centellean ó centellean muy poco,
es preciso acordarse de que el disco puede ser considerado como una
agregación de estrellas ó de puntitos que centellean aisladamente ; pero
las imágenes de diferentes colores que daria cada uno de estos puntos,
tomado aisladamente , obrando las unas sobre las otras , formarían el
blanco. Cuando se coloca diafragma ó un tapón atravesado por un agu-
jero sobre el objetivo de un anteojo, las estrellas adquieren un disco
rodeado de una serie de anillos luminosos. Si se hunde el ocular, el disco
de la estrella aumenta en diámetro y. se produce en su centro un agu-
jero oscuro; si se hunde mas, un punto luminoso sustituye al punto ne-
gro. Un nuevo hundimiento da lugar á un centro negro, etc. Tomemos
el anteojo cuando el centro de la imagen es negro, y dirijámosle á una
estrella que no centellea: -el centro quedará negro, como lo estaba antes.
Si se dirige el anteojo, por el contrario, á una estrella que centellea, se
verá el centro de la imagen luminoso y oscuro por intermitencia. En la
posición en la cual el centro de la imagen está ocupado por un punto lu-
minoso , se verá á este punto desaparecer y renacer sucesivamente. Esta
desaparición ó reaparición del punto central es la prueba directa de la
interferencia variable de los rayos. Para concebir bien la ausencia de luz
en el centro de estas imágenes dilatadas , es preciso tener en cuenta que

— 464 —

los rayos refractados con reg-ularidad por el objetivo no se reúnen y no
pueden, por consecuencia, interferir mas que en el foco: por tanto,
las imág-enés dilatadas que estos rayos pueden producir, quedarian
siempre llenas (sin ag-ujeroj. Si en determinada posición del ocular se
presenta un agujero en el centro de la imagen, es porque los rayos re-
fractados con reg-ularidad interfieren con los rayos difractados sobre los
bordes del diafragma circular. El fenómeno no es constante , porque los
rayos que interfieren en un momento dado , no interfieren un momento
después , cuando han atravesado capas atmosféricas cuyo poder refrin-
gente ha variado. Hállase en esta esperiencia la prueba manifiesta del
papel que juega en el fenómeno del centelleóla desigual refrangibilidad
de las capas atmosféricas atravesadas por los rayos cuyo haz es muy es-
trecho.

«Resulta de estas consideraciones que la esplicacion de los centelleos
no puede referirse mas que á los fenómenos de las interferencias lumino-
sas. Los rayos de las estrellas, desques de haber atravesado una atmósfe-
ra en donde existen capas desigualmente calientes, desigualmente den-
sas, desigualmente húmedas, van a reunirse en el foco de un lente para
formar allí imágenes de intensidad y de colores perpetuamente muda-
bles, es decir, imágenes tales como las presentad centelleo. Existe tam-
bién centelleo fuera del foco de los anteojos. Las espUcaciones propuestas
por Galileo, Scalígero, Keplero, Descartes, Hooke, Huyghens, Newton y
Juan Michel, que yo he examinado en una memoria presentada ai Ins-
tituto en 1S40 {Memorias, t. X, p. 83), son inadmisibles. Tomás Young, á
quien debemos las primeras leyes de las interferencias, ha creido ines-
plicable el fenómeno del centelleo. La falsedad de la antigua explicación
por vapores que revolotean y se mudan, está ya probada por la circuns-
tancia de que vemos el centelleo de los ojos, lo que supondría una mu-
tación de im mihuto. Las ondulaciones de los bordes del Sol son de 4"
á 3'' y tal vez piezas que fallan, luego también efecto de la interferencia
de los rayos.» {Extracto de los manuscritos de Arago, 1547.)

(30) Pág. 67. — Arago, en el Anua/'io para 1831, p. 168.

(31) Pág. 68.— Aristóteles, de Coelo, 11, 8, p. '290, Bekker.

(32) Pág. 68.— Cosmos, t. lí, p. 314. -

(33) Pág. 69. — CauscB scintillationis, en Keplero, de Stella nova in pede
Serpentarü, 1606, c. 18, p. 92-97.

(34) Pág. 69,— Carta de Garcin, doctor en Medicina, á de Réaumar,
en la Hist. de la Academia real de Ciencias, año 1743, p. 28-32.

— 465 —

(35) Pag-, 71. — Ilamholdt, Viaje á las Regiones equinocc, t. I, p. olí y
"312; t. II, p. 202-208, y Cuadros de la naturaleza, 3.^ edición, 1851, t. I,
p. 25 y 217 de la trad. IVancesa, uEn Arabia, dice Garcin, lo mismo que
en Bender-Abassi, puerto IV.moso del g-olfo Pérsico, el aire está perfecta-
mente sereno casi todo el año. Pasa la primavera, el verano y el otoño
sin que allí se vea el menor rocío. En estas mismas estaciones, todo el
mundo duerme al aire sobre lo alto de las casas. Cuando se está acosta-
do (le tal suerte, no es posible apreciar el placer que se tiene en contem-
piar la belleza del cielo, el brillo de las estrellas. Es una luz pura, firme
y resplandeciente, sin centelleo. Tan solo á mediados del invierno, aun-
que muy débil, se apercibe allí el centelleo." Garcin, en la Hist. de la Aca-
demia de Ciencias, 1743, p. 30.

(36) Pág-. 71 — A propósito de las ilusiones que provienen de la pro-
pagación sucesiva del sonido y de la luz, dice Bacon: «Atque hoc cum
siraUibus nobis quandoque dubitationem peperit plañe monstrosam: vi-
delicet, utruní cocli serení et stellati facies ad idem tempus cernatur,
quando veré existit, an potius aliquanto post; et utrum non sit (quate-
nus ad visuní coelestium) non minus tempus vcruai et tempus visum,
'juam locus verus et locus visus, qui notatur ab astronomis in parallaxi-
bus. Adeo incredibile nobis videbatur, species sive radios corporum coe-
lestiuní, per tam immensa spatia milliarium, súbito deferri posse aa
visum; sed potius deberé eas in tempore aliquo nolabili delabi. A^erum
illa dubitatio (quoad majus aliquod intervallum temporis ínter tempus
verum et visum) postea plañe evanuit, reputantibus nobis...» The Worhs
of Francis Bacon, t. I, Lond. 17í0 (Novum Organum), p. 371. Vuelve en-
seguida sobre sí mismo, como todos los antig-uos, y rechaza las ver-
dades tan claras que acaba apenas de esponer, — V. Somervílle , the
Connexion ofthe Physical Sciences, p. 36, y Cosmos, t. I, p. líO.

(37) Pág-. 71. — Véase la exposición del método de Arago en el Anua-
rio del Bur. de las Longitudes para 1842, p. 337-343. «La observación
atenta de las fases de Alg-ol en seis meses de intervalo servirá para de-
terminar directamente la velocidad de la luz de esta estrella. Cerca del
máximum y del mínimum, el cambio de intensidad se obra lentamente:
es, por el contrario, rápido en ciertas épocas intermedias entre las que
corresponden á los dos estados estreñios, cuando Algol, bien disminu-
yendo, bien aumentando en brillo, pasa por la tercera magnitud."

(38) Pág. 72.— Newton, Opticks, 2/^ edición, (Lond. 1718), p. 325:
"Lig-ht moves from the Sun to us 7 or 8 minutes of time.» Newton com-
para la velocidad de la luz á la del sonido (370 metros por seg'undo).
Como admite, seg-un las observaciones de los eclipses de los satélites de

TOMO 111. oO

— 466 —

Júpiter (la nmorte de esle gran hombre precedió unos 6 meses al descubri-
mieiilo de la aberración por Eradle y) que la luz viene del Sol a la Tierra
eu 7' 30", recorriendo asi un espacio que evalúa en 70 millones de millas
inglesas, dedúcese de aquí que la velocidad de la luz seria de loo^Uíi.')
^/<) de millas inglesas por segundo. La reducción de estas millas á millas
geográficas de lo al grado del Ecuador presenta alguna incertidumbrc,
según que se admita tal ó cual evaluación de las dimensiones del globo
terrestre. La milla inglesa vale 5/280 pies ingleses o l,601)m, 31,449. Si
se admiten los resultados de Bessel para el elipsoide terrestre {Efémér. de
Berlín para 1852) se halla con los datos de Pvewton, una velocidad de
33,796 millas geográficas, ó de 25,034 miriametros. Pero Newton supo-
nía el paralaje del Sol de 12". Calculando con el verdadero paralaje de-
terminado por Enke, según los pasos de Venus, á saber, 8", 57,116, la
distancia recorrida resulta mayor de lo que Newton habia supuesto, y
se hallan 47,232 millas geográficas ó 35,048 miriametros: es decir una ve-
locidad muy fuerte, mientras que era muy débil hace un momento. Un
liedlo muy notable, que por lo demás se ha escapado á Delanibre [Eisi.
de la Astronomía moderna, t. II, p. 653), es que los 7' 30" asignados por
JXewton al tiempo que la luz tarda en llegar del Sol á la Tierra, se acer-
can mucho á la verdad; el error es solamente de 47", mientras que los
demás astrónomos adoptaban evaluaciones completamente exageradas.
Después del descubrimiento de Roemer, en 1675, hasta el principio del
siglo XVIII, estas evaluaciones han oscilado entre llm y 14iii 10 s . Sin
duda la de Newton estaba basada sobre observaciones inglesas mas re-
cientes del primer satélite. La primera memoria en la cual Roemer, dis-
cípulo de Picard, ha consignado su descubrimiento, data del 22 Noviembre
1675. Habia descubierto, por 40 inmersiones y emersiones de los satéli-
tes de Júpiter, «un retardo de luz de 22 minutos para el intervalo que es
doble del que existe desde aquí al Sol» (Memorias de la Acad., 1666-1699,
i. X, 1730, p. 400). Cassini no negó el hecho del retardo; pero puso en
duda el valor indicado, por la razón, completamente errónea por lo de-
más, de que cada satélite da un resultado diferente. Diez y siete años
después que Rosmcr salió de París, Du-Hamel, secretario de la Acade-
mia, admitía de 10 á 11 minutos refiriéndose en todo á Roemer (Regiic
Scientiarum Academias Historia, 1698, p. 145); pero sabemos, por Pedro
Horrebow (Basis Astronomice sive triduum Ramcrianum, 1735, p. 122-1 29j,
que Roemer quería publicar en 1704, seis años antes de su muerte, una
obra sobre la velocidad de la luz, y que sostenía firmemente su primer
número de Hm. Lo mismo sucede con Huyghens (Tract de Luminc, c. I,
p. 7). Cassini procede de otra manera: halla 7iu 5 s para el primer saté-
lite, 14ni 12 s para el segundo, y admite, en sus tablas, lini IQs pro pe-
ragrando diametri semissi. El error üia pues aumentando (V. Horrebow,
Triduum, p. 129; Cassini, Hipótesis y Satélites de Júpiter en las Mem. de la

— 467 —

Acad., 1666-1699, t. Ylf, p. 435 y 47o; Delambre, IHst, de la Astron^
mod., i. II, p. 751 y 782; Du Hamcl, Física, p. 43o.

(39) Pág. 72.— Delambre, Ilist. de la Astron. mod. t. II, p. 6S3.

(40) Pág-. 72. — Reduction ofBradley's observations at Kew and Wansíed^
1836, p. 22; ScIiLimacher's Astron. Nachr, t. XIII, 1836, n." 309; Mis-
ccllaneous Works and Correspondence ofthe Rev, James Bradley by prof. Ri-
ii,'^aud, Oxford. 1832. Para las teorías de la aberración basadas sobre la
hipótesis de las ondulaciones del éter, V. Dopplcr, en los Abhundl. der
liónigl. hohmischen GeseUschaft der Wissenschaften, 5.^ serie, t. III, p. 745-
765. Hé aquí un hecho capital para la historia de los grandes descubri-
mientos astronómicos. Mas de medio siglo antes de que Brandley hubie-
se descubierto la esplicacion y la ley de la aberración de las fijas, Picard
habia observado muy probablemente desde 1067, que las declinaciones
de la Polar presentaban una variación periódica de cerca de 20", ude la
cual no podían dar cuenta el paralaje ni la refracción, y que parecía
sufrir cambios muy regulares de una estación á otra». Delambre, (Hisf.
de la Asíron. mod., i. II, p. 616). Picard estaba pues en el camino que
debía conducir al descubrimiento de la velocidad de la luz directa, aun
antes de que su discípulo Roemer hubiese dado á conocer la velocidad de
la luz reflejada.

(41) Pág. 72.— Schumacher's Asíron. Nachr., t. XXI, 1844, n.° 484;
Slruve, Estudios de Astron. estelar, p. 103 y 107. (V. también Cosmos, 1. 1,
p, 139). En el Anuario para 1842, p. 287, la velocidad de la luz está eva-
luada en 30,800 miríámctros (77,000 leguas de 4,000 metros por segun-
do). Esta evaluación es la que se acerca mas á la de Struve. La velocidad
determinada en el observatorio de Pulkova es, en efecto, de 30,831 mi-
riámetros. En cuanto á la diferencia, supuesta por un momento, entre la
velocidad de la luz de la Polar y de su compañera, y á las dudas que
Struve mismo ha manifestado con n^otivo de sus primeras conclusiones,
V. Meedler, Astronomía, 1849, p. 393. Guillermo Richardson ha dado una
evaluación mayor para el tiempo que la luz emplea en llegar del Sol a
la Tierra; da 8' 19", 28, de donde resulta una velocidad de 30,737 mi-
riámetros por segundo. (Mem. of the Astron. Societij, i. IV, 1.^ parle,
p. 68j.

(42) Pág. 73. — Fizeau ha espresado su resultado en leguas de 25 al
grado del meridiano, es decir, de 4,444m , 44; .la velocidad seria de
70,948 de estas leguas (Memorias, t. XXIX, p. 92). En Moigno, Répert.
de Óptica moderna, 3.^ parte, p. 1162, el resaltado indicado es de 70,843

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leguas de 25 al girado; es el que aias se acerca al de Brandley según las
redacciones de Busch.

■ (43) Pág-. 74.' — «Según la teoría matemática en el sistema de las on-
das, los rayos de diferentes colores, los rayos cuyas ondulaciones son
desiguales, deben no obstante propagarse en el Éter con la misma velo-
cidad. No existe diferencia a éste respecto entre la propagación de las
ondas sonoras, las cuales se propagan en el aire con la misma rapidez.
Esta igualdad de propagación de las ondas sonoras está bien establecida
esperimentalmente por la similitud de efecto que produce una música
oida á gran distancia del sitio en que se toca. La principal dificultad, la
única dificultad que se ha opuesto al sistema de las ondas, consiste,,
pues, en esplicar cómo la velocidad de propagación de los rayos de di-
ferentes colores en cuerpos diferentes podia ser desemejante y servir pa-
ra dar cuenta de la desigualdad de refracción de estos rayos o de la dis-
persión. Se ha demostrado recientemente que esta dificultad no es insu-
perable; que se puede constituir el Éter en los cuerpos desigualmente
densos, de manera que los rayos de ondulaciones desemejantes se pro-
paguen en él con velocidades desiguales: queda por determinar si las
concepciones de los geómetras respecto de este asunto están conformes
con la naturaleza de las cosas. Hé aquí las amplitudes de las ondulacio-
nes deducidas experimentalmente de una serie de hechos relativos á las
interferencias:

Violado Omm, 000423

Amarillo 0nim,000551

Rojo Omm, 000620

La velocidad de trasmisión de los rayos de diferentes colores en los es-
pacios celestes es la misma en el sistema de las ondas, y por completo
independiente de la estension ó de la velocidad de las ondulaciones.»»
Arago, Manuscrito de 1SÍ9. V. también la Asíron. popuL, t. í,p. 405-408. — >
Las longitudes de ondas del Éter y su velocidad de vibración determinan
los caracteres de los rayos luminosos. Para los rayos mas refrangibles
(el violado), el número de ondulaciones es de 662 billones por segundo.
Los rayos rojos ejecutan vibraciones mas lentas y de una amplitud ma-
yor; el número de las vibraciones es de 4ol billones por segundo.

(44) Pág. "4. — He probado, hace ya muchos años, por observaciones
dij-ectas, que los rayos de las estrellas hacia las cuales camina la Tierra,
y los rayos de las estrellas de las cuales la Tierra se aleja , se refractan
exactamente en igual cantidad. Tal resultado no puede concillarse con la
teoría de la emisión, sino con la ayuda de una adición importante á esta
teoría: es preciso admitir que los cuerpos luminosos emiten rayos de to-
das velocidades, y que solo los rayos de una velocidad determinada soa

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^'isibles, que solo ellos producen en el ojo la sensación de luz. En la too-
ría de la emisión, el rojo, el amarillo, el verde, el azul, el violado sola-
res, están acompañados respectivamente de rayos parecidos, pero oscu-
ros por falta ó por esceso de velocidad. A mayor velocidad corresponde
menor refracción, como menos velocidad acarrea una refracción mayor.
De suerte que cada rayo rojo visible está acompañado de rayos oscuros
de la misma naturaleza, que se refractan los unos mas y los otros menos
que él: así de este modo existen rayos en las estrias negras de la parte roja
del espectro; lo mismo debe admitirse en las estrías situadas en las par-
tes amarillas, verdes, azules y violadas." Arag-o, Memorias de la Academia
ríe Ciencias, t. XYl , i843 , p.'iOí. V. también t. Vil! , 1839 , p. 326, y
Poisson, Tratado de mecánica, 2.^ ed. 1833, t. 1, § 168. Seg"un las miras
propias á la teoría de las ondulaciones, los astros emiten rayos de luz en
los cuales las velocidades de oscilaciones trasversales presentan una va-
riedad infinita.

(45) Pág'. 7o. — Wheatstone en las Pililos. Transad, of the Royal Society
íov 1834, p. 589 y 591. Seg-un las investig^aciones descritas en esta me-
moria (p. 591), parece que el ojo es capaz de apreciar impresiones lumi-
uosas «cuya duración no esceda de un millonésimo de segundo.» Acerca
de la hipótesis, mencionada en el testo, según la cual la luz polar tendría
analogía con la luz del Sol, V. Juan Herschell, Resulís of Astron. Observ-
at the Cape of Good Hope , 1847 , p. 351. Arago ha hecho mención en las
Memorias, t. Vil, 1838. p. 956, de un aparato rotatorio de Wheatstone,
perfeccionado por Bréguet, que se proponía emplear para decidir éntrela
teoría de emisión y de las ondulaciones, partiendo del hecho de que en
la primera hipótesis la luz debe caminar mas lentamente en el aire que
en el agua, mientras que en la segunda debe suceder lo contrario (Memo-
rias para 1850, t. XXX, p. 489-495 y 556).

(46) Pág. 76.— Steinheil, en las Astron. Nachr., num. 679 (1849),
•p. 97-100; Walker , en los Proceedings of the American Philosophical So-
ciety, t. V, p. 128. (V. las proposiciones mas antiguas de Pouillet en las
Memorias, t. XíX, p. 1386.) investigaciones ingeniosas y aun mas moder-
nas de Mitchell, director del Observatorio de Cincinnati (Gould's Astr.
Journal, déc. 1849, p. 3: Oii the velocity of the electr. wave), y de Fi-
zeau y Gounelle, en París, en abril de 1850^ se alejan á la vez de los re-
sultados de Wheatstone y de los de Walker. Las esperanzas menciona-
das en las Memorias, i. XXX, p. 439, revelan diferencias sorprendentes
éntrelos conductores de distinta naturaleza, tales como el hierro y el
cobre.

(47) Pág. 76. -V. Pooggcndorff, en sus Annalen , t. LXXllI , 1848,
p. 337, y Pouillet, Memorias, t. XXX, p. 501.

— 470 —

(4S) Pág-. 76. — Riess, en los Poggcnd. Ann., t. 78, p. 337. — Acerca dd
papel «le conductor rcusado á la parte del g-lobo terrestre interpuesta,
V. las importantes iiivestig^aciones de Guillemin Sobre la corriente en una
■pila aislada y sin comunicación entre los polos, en las Memorias , t. XXIX,
p. 321 . «Cuando se reemplaza un hilo por la tierra en los telég-rafos eléc-
tricos, la tierra sirve mas que de medio de unión, de receptáculo coman
entre las dos estremidades del hilo."

(49) Pág. 77. — Maídler, Astron , p. 380. Laplace, según Moigno , Rc-
fertorio de Óptica moderna, 1847 , t. I, p. 72: «Según la teoría de la emi-
sión, créese poder demostrar que si el diámetro de una estrella fija fue
se 2o0 veces mayor que el del Sol, y quedando igual su densidad, la
atracción ejercida en su superficie destruirla la cantidad de movimien-
to de la molécula luminosa emitida, de suerte que seria invisible á
grandes distancias." Pero si se atribuye, con Guil'crmo Herschell, un
diámetro aparente de 0",l á Arturo, resulta de ello que el diámetro real
de esta estrella es 11 veces solamente mayor que el del Sol (Cosmos, i. I,
p. 123 y 3S2 n° 99). Seria preciso, por lo demás, que la velocidad de la
luz variase con la magnitud de los astros que la emiten, lo cual no está
confirmado en modo alguno por la observación. Aragodicc enlas/líewo-
ri09, t. VIH, p. 326: «Los esperimenlos sobre la igual desviación prismá-
tica de las estrellas hacia las cuales camina la Tierra ó de las cuales se
aleja, da cuenta de la desigualdad de velocidad aparente de los rayos de
todas las estrellas."

(50) Pág. 7S.— Eratóstenes, Catasíerismi , ed. Schaubach , 1793, y
Eraiosthénica, ed. God. Bernhardy, 1822, p. 110-116. En esta descripción
distínguense las estrellas en ?,au-7rpcL {[xiyáXoi) y en a¡Lo.vpol (c. 2, 11, 41.)
Tal- es también la división adoptada por Tolomeo. E\\ cuanto á las es-
trellas que él llama ¿.aopfaroi, son aquellas que no pertenecen á ninguna
constelación.

(31) Pág. 79. — Tolomeo, Almagestas, ed. Halma , t. 11, p. 40. Léese
también en los Catasíerismi de Eratósthenes , c. 22, p. 18: v Si ns^aX-n xai n

cipKr¡ a.va.7cro^ opóírai, 8ia Se vSfskáSoví cvaTpcyfyii 8oKtl riaiv opadat Igualmente

en Gemino. Phien.,eá. Hildcr, 1590, p. 46.

(52) Pág. SO.— Cosmos, t. II, p. 319 y Í74, núm. 63.

(33) Pág. SO. — Muhamedis Alfraganj, Chronologica et Astron. Elementa^
1390, cap. XXIV, p. 118.

(54) Pág. 80. — Hállase en ciertos manuscritos del Almagestas la indi-
cación de estos órdenes de magnitudes intermediarias, porque varias

-^ 471 —

desig-naciones d(3 magnitud, están acompañadas do las palaliras uf.l^,.>v y
¡láacruv (Co(L París. , núin, 2389). Ticho esprosaha estas mniínitndcs
intormediarias por puntos.

(5')} Pág-. SI. — Juan 1I(TscIic11, Outlines of Aafron., p. ')20-")27.

(oG) Pág. 8l. — Se trata del sextante de espejos empleado para deter-
minar el l)rillo relativo de las estrellas; yo me he servido de él, bajo los:
trópicos, mucho mas frecuentemente que de los diafragmas, que no obs-
tante me hablan sido recomendados por Rorda. Empecé este trabajo bajo
el bello cielo de Cumana, y lo continué mas tarde, en el hemisferio aus-
tral hasta 1803. Pero entonces no eran ya tan favorables las circunstan-
cias, por mas que yo estuviese colocado sobre las mesetas de los Andes
y en las costas del mar del Sur, cerca de Guayaquil. En la escala arbi-
traria que yo me habia construido, tenia representado por 100 á Sirio,
la mas brillante de todas las estrellas; las de primera magnitud variaban
de 100 á 80; las de segnnda, de 80 á 60; las de tercera , de 60 á 4'i; las
de cuarta, de i'i á 30 ; y por último, las estrellas de quinta magnitud so
hallaban comprendidas entre los números 30 y 20 de mi escala. Revisé
principalmente las constelaciones do la Nave y de la Grulla, en donde
creia poder hallar cambios sobrevenidos después de la época de LaCaille.
Combinando con cuidado mis diversas evaluaciones, y multiplicando los
términos de comparación, me pareció que el brillo de Sirio sobrepujaba
al de Canopca, en la misma relaciou que el l)rillo de a del Centauro so-
brepuja al de Aehernar. La escala arbitraria de que me he servido se
opone á que puedan compararse inmediatamente mis resultados con los
que Juan Herschell tiene publicados desde 1S38. V. m'iColeccion de Observ.
Astron.. t. I, p. Lxxr, y mi Relac. hiü. del Viaje á las Regiones equinocc,
t, í, p. 518 y 624. V. también la Carta de Humboldt á Schumacher, en fe-
brero de 1839, en las Astron. Nachr., núm. 374. Dieesc en esta carta:
«Arag-o, que posee niiedios fotométricos enteram(;nte diferentes de los que
hasta aquí se han publicado, me tranquilizó respecto de la parte de los
errores quo podían provenir del cambio de inclinación de un espejo azo-
gado en la cara interior. Censura por lo demás el principio de mi méto-
do, y lo mira como poco susceptible de perfeccionamiento, no solo á cau-
sa de ¡a diferencia do los ángulos entre la estrella vista directamente y
la quo está atraída por reflexión, sino sobre todo porque el resultado de
la medida de intensidad depende de la parte del ojo quo se encuentra en
frente del ocular. Hay en ello error cuando la pupila no está muy exac-
tamente á la altura del límite inferior de la parte no azogada del espejo
pequeño.'»

(1)7) Pág. 81. — V. Steinheil, Elemente der Helligkeits-Mesurgen am Sier^

■ — 472 —

nenhimmel, Manich, 1836 (Schumacher's Asíron. Nachr., núm. 609), y
J. Herschell , Results of asironomical Ohservaliom made during the ycan
1S34-1838, At the Cape of Good Hope, Lond., 1847, p. 353-357. En 18i6,
Seidel ha determinado, con el fotómetro de Steinheil, la cantidad de luz
de varias estrellas de primera mag-nitud que se elevan á una altura sufi-
ciente en nuestros climas, tomando á Vega por unidad, y halla los resul-
tados sig"uientes:

Sirio 5,13

Rigel 1,30

Vega ■ 1,00

Arturo 0,84

La Cabra 0,83

Procion 0,71

La Espiga 0,49

Atair 0,40

Aldebaran (\'¿^

Deneb 0,3o

Regulo. . .♦. 0,34

PoUux 0,30

El brillo de Rigel parece ir en aumento y Beteigense falta en ét cuadro,
porque es variable; su variabilidad so ha manifestado principalmente en-
tre los años 1836 y 1839 (Outlines, p. 543).

(58) Pág. 82. — Y. acerca de las bases numéricas de los resultados l'o-
tomctricos , 4 tablas de Juan Herschell que se hallan en las Oherva-
tions at the Cape, p. 341 , 367-371 y 440, y eñ las Outlines of Astron.,
p. 522-525 y 645-646. Puédese consultar para una simple serie de estre-
llas clasificadas en el orden de sus l)rillos relativos, pero sin indicaciones
numéricas, el Manual of scient. Enquinj prepared for the use oftheR. Navy,
1849, p. 12.

(59) Pág. 82. — Argelander , Darchmusterung des nordl. Himmels zwis-
chen 45° und SO'^ Decl., 1846,. p. xkiv-xxvi; Juan Herschell, Observa-
tions at the Cape, p. 327, 340 y 365.

(60) Pág. 83.— J. Herschell, idenu p. 304, y Outlines, p. 522.

(61) Pág. SS.—Philos. Transad., t. LVií, for the ycar 1767, p. 234.

(62) Púg. S3.— Wollaslon, en las Philos. Transad., for 1829, p. 27;
Herschell, Outlines, p. 55.'i. La comparación liccha por WoUaston, entre
la luz del Sol y la de la Luna, data de 1799 ; esta basada sobre las soni-
bi'as proyectadas por la luz de las bujías, mientras que en las investiga -

* _ 473 —

ciouGs de 1826 y 1827, sobre el Sol y Sirio, se ha recurrido á imágenes
formadas por reflexión sobre una bola de cristal. Las primeras compara-
ciones fotométricas entre el Sol y la Luna diíieren mucho de los resulta-
dos que tengo aquí citados. Fundándose en cálculos teóricos, Michell y
Euler hablan hallado 450,000 y 374,000. Según las medidas opera-
das con las sombras de la llama de las bujías, Bouguer descubrió tan
solo 300,000, Lamliert afirma que Venus, en su brillo máximo, es
todavía 3,000 veces mas débil que la Luna llena. Seg^un Steinheil, nece-
sitaría estar el Sol 3.286,500 veces mas lejano de lo que está realmente,
para que su brillo apareciese reducido para nosotros al de Arturo (Struve,
Stdlarum compositarum Mensurce microsmelicce, p. CLXIll); y el brillo apa-
rente de Arturo, al decir de Juan Herschell, es tan solo la mitad del de
Canopea (Herschell, Observ. at the Cape, p. 34). Todas estas relaciones
Ibtométricas , y sobre todo la importante comparación de la luz del Sol
con la luz cenicienta la Luna, tan variable seg"un las posiciones de nues-
tro satélite con relación, al cuerpo iluminante, la Tierra, merecen bien
ser objeto de investig-aciones definitivas y mas profundas.

ÍG3) Pág-. 83. — Outlines of Asíron., p. 553; Astron: Observ. at the Cape;
p. 363.

(64) Pág-. 84. — G. Herschell , on the Nature of the Sun and Fixed Stars,
en las Philos. Transad, for 1795, p. 62, y on the Changes thathappen to the
Fixed Stars, en las Philos. Transad, for 1796, p. 186. V. también Juan
Herschell, Observ. at the Cape, p. 350-352.

(65) Pág-. 8í. — Estrado de una carta de Arag-o á Humboldt (mayo
1850).

1.° Medidas fotométricas.

«No existe fotómetro propiamente dicho, esto es, un instrumento
que represente la intensidad de una luz aislada; el fotómetro de Leslie,
con ayuda del cual tuvo la*audacia de querer comparar la luz de la Luna
á la luz del Sol, por acciones caloríficas, es completamente defectuoso. He
esperimentado, en efecto, que este pretendido fotómetro sube, cuando se
le espone á la luz del Sol, que baja la acc-ion de la luz del fueg-o ordi-
nario , y que queda completamente estacionario cuando recibe la luz de
una lámpara de Arg-and. Todo lo que se ha podido conseg-uir hasta aquí,
ha sido comparar entre sí dos luces en presencia una de otra, y ni aun esta
comparación está tampoco al abrig-o de toda objeción, sino cuando se redu-
cen estas dos luces á la igualdad por un debilitamiento gradual de la luz
mas fuerte. Como criterio de esta igualdad es como yo he empleado los
íinillos coloreados. Si se co'ocan uno sobre otro dos lentes de largo foco,

— 474 —

se formnn alrededor de su punto de contacto anillos coloreados tanto por
via de reflexión como por via de trasmisión. Los anillos reflejados son
complementarios en color de los anillos trasmitidos; estas dos series de
anillos se neutralizan mutuamente cuando las dos luces que la forman y
que llegan simultáneamente sobre los dos lentes son iguales entre sí.

j'En el caso contrario, se ven señales o de anillos reflejados ó de ani-
llos trasmitidos, según que la luz que forma ios primeros es mas fuerte
ó mas débil que la luz á que se deben los segundos. Tan solo en este
sentido escomo los anillos coloreados representan un papel en las medi-
das de la luz á que me he dedicado."

2.° Cianómeíro.

«Mi Cianómetro es una estension de mi Polaríscopo. Este último ins-
trumento, como tú sabes, se compone de un tubo cerrado en una de sus
estremidades por una placa de cristal de roca perpendicular al eje, de 5
milímetros de espesor, y de un prisma dotado de doble refracción , colo-
cado en el sitio del ojo. Entre los variados colores que da este aparato
cuando luz polarizada lo atraviesa, y se hace girar al prisma sobre
sí mismo, se encuentra, por una feliz coincidencia, el matiz del azul ce-
leste. Este color azul muy debilitado, es decir, muy mezclado con blan-
co, cuando la luz es casi neutra, aumenta en intensidad progresivamente^
á medida que los rayos que penetran en el instrumento contienen una
mayor proporción de rayos polarizados.

"Supongamos, pues, que el Polaríscopo está dirigido á una hoja do
papel blanco; que entre esta hoja y la lámina de cristal de roca se en-
cuentra una pila de placas de cristal susceptibles de cambiar de inclina-
ción, lo cual hará á la luz que ilumina el papel mas ó menos polarizada,
el color azul suministrado por el instrumento va en aumento con la in-
clinación de la pila, y hay que detenerse cuando este color parece el mis-
mo que el de la región de la atmósfera cuyo tinte cianometrico se quie-
re determinar, y que se mira inmediatamente á simple vista al lado del
instrumento. La medida de este matiz se obtiene por la inclinación de la
pila. Si esta última parte del instrumento se compone del mismo número
de placas y de la misma clase de cristal, las observaciones hechas en di-
ferentes lugares serán perfectamente comparables entre sí."

(GC) Pág. 8o. — Argelander, de Pide Vranometrm Bayeri, p. 14-23. u]t\
eadem classe littera prior majorem splendorem nullo modo indicat."
(§ 9). Las designaciones de Bayer no prueban, pues, que Castor haya sido
en l(í03 mas brillante que Polux.

(G7) Pág. 1)4.— Cosmos, t. 111, p. 3S.

~~ 47o —
(68) Pág-. o:;.— Co.5/)20í, t. 1, p. 101 y 395, núm. 44.

(G9) Pág-. OG. — Oii thc space-pciietratiiig- power ot telescopcs, en Juan
Herschell, Outlines of Astron., § 80:í.

(70). Pág-. 97, — No podria condensaren una sola nota todas las razo-
nes en que están fundadas las miras de Argelander. Me bastará dar aquí
un estrado de su correspondencia conmigo.

«Hace alg-unos años (en Í843), habíais invitado al capitán Schwinck
á determinar, con arreg-lo á su 3Iappa ccelestis, el número de todas las es-
trellas que la bóveda celeste nos presenta, desde la 1.^ á la 7.^ mag-nitud
inclusive. En el espacio comprendido entre— 30" y el polo Norte, él ha
hallado 12.148 estrellas; por consiguiente, si suponemos que la acumula-
ción sea ig'ual en el resto del^^Cielo, es decir, desde — 30° hasta el polo Sur,
se contarán 16.200 estrellas de estas diversas mag-nitudes en todo el ñr-
mamento. Esta evaluación me parece muy cerca de la verdad. Sábese
que limitándose á considerar las estrellas en masa, cada orden de mag-
nitud contiene tres veces mas estrellas que el orden precedente (Struve,
Catalofjus Stellarum duplicium, p. xxxiv; Argelander, Bonner Zonen,
p. XX vi). Eso supuesto, yo he determinado en mi Uranométria, 1.441 es-
trellas de 6.^ mag-nitud al Norte del Ecuador: dedúcese de aquí que
habrja unas 3.000 de ellas en todo el Cielo. Pero las estrellas de 6-7.*
magnitud no se hallan aquí comprendidas, y, no obstante, cuando no se
quiere llevar cuenta mas que de órdenes enteros, seria preciso añadir las
estrellas de 6-7.^ mag-nitud á la de G.^'* Yo creo que se puede hacer subir
su número á 1.000, y que es preciso contar desde entonces 4.000 estre-
llas de G.''^ mag-nitud. La regla anterior dará, pues, 12.000 estrellas del
orden sig-uiente, es decir, de 1.^ mag-nitud, y 18 000 estrellas desde la
1.*^*^ á la 7.* magnitud inclusives. Yo me acerco todavía mas al número
dado por Schwinck empleando otras consideraciones sobro el número de
estrellas de 7.^ raog-nilud que he reg-istrado en mis zonas. He observado
2.2í)l de ellas; pero es preciso tener en cuenta, bien entendido, aque-
llas que han sido observadas mas de una vez y las que se me han
escapado probablemente (p. xxvi). Procediendo así, deduzco que deben
existir 2.340 estrellas de 7.^ magnitud desde el 4o° hasta el 80*^ de de-
clinación boreal, y cerca de 17.000 en todo el Cielo. — En la Descripción
del Observatorio de Pulkova, p. 268, Struve hace subir á 13.400 el número
de estrellas de los siete primeros órdenes que se hallan comprendidas en-
tre el — lo°-f-90°, es decir, en la región revisada por él; de aquí resulta-
rla un número de 21.300 para todo el Cielo. En el prefacio del Catal. e
zonis Regiomontanis ded , p. xxxii , Struve halla de — lo°á-f-lo°, em-
pleando el cálculo de las probabilidades, 3.903 para el número de estre-
llas de 1.^ á 7.^ magnitud, y, por consiguiente, 15.030 para todo elCielo.

— 476 ~

"Este último número es muy pequeño, porque Bessel atribuia á las her-
mosas estrellas mag-nitudes mas débiles que yo; la diferencia es como de
media magnitud. No se trata aquí mas que de obtener una evaluación
media, y á mi juicio, se puede adoptar el número de 18.000 para las es-
trellas de l.^á 7.^ magnitud. En el pasaje de Outiínes of Astronom y que me
citáis, Juan Herschell no habla mas que de las estrellas ya catalogadas:
The whole nunmber of stars alrcady registered down to the seventh mag-
nitude, inclusive, amouting to from 12.000 to 15.000. En cuanto a las
estrellas mas débiles de S.^ y de 9.^ magnitud, Struve ha contado en
la zona de — 15° a h- Vá°: 10.557 estrellas de 8.^ magnitud, y 37.739
de 9.^; por consecuencia, habrá en todo el Cielo 40.800 estrellas de 8.^
y 1Í5 SOO estrellas de 9.^ magnitud. Según esto, hallaríamos, de la 1.^ á
la 9 ^ magnitud inclusives, 15.100 -f- 40.800 h- 145.800 = 201.700 es-
trellas. Struve ha llegado á estas evaluaciones , comparando con cuidado
zonas ó parte de zonas que responden á regiones análogas en el Cielo,
y tomando siempre por guia una sana teoría de las probabilidades. Se
trataba, con efecto, en estas investigaciones de deducir el núniero de es-
trellas que existen realmente en el Cielo, teniendo en cuenta las es-
trellas que han sido varias veces observadas y reproducidas en diferentes
zonas , y las que no han sido en él determinadas mas que una sola
vez. Sus cálculos merecen seguramente gran confianza, porque están
basados sobre números considerables. — El conjunto de las zonas de
Bessel, comprendidas entre — 15° y -+-45*^, contiene unas 61.000, dedu-
cidas las estrellas observadas varias veces y las estrellas de 19-0^ magni-
tud. De aquí se puede deducir 101.500 estrellas próximamente para e§ta
parte del Cielo, si se tiene en cuenta el número probable de las que han
escapado á la observación. Mis zonas se estienden de -f- 45° á -f- 80°;
• ellas comprenden próximamente 22.000 estrellas (Durchmusterung des
nordl Himmels , p. xxv); es preciso rebajar de estas una 3.000 de
9-10.^ magnitud : quedan 19.000. Ahora bien; mis zonas son un poco
mas ricas que las de Bessel: yo creo, pues, no deber suponer mas de
38.500 estrellas realmente existentes entre los límites de -i-45° y de -4-80°.
Tendremos así 130.000 estrellas hasta la 9.^ magnitud entre — 15°
y -+- 80° Esta última zona forma las 0,62181 del Cielo entero, tendremos
pues, guarda la proporción, 20.900 estrellas en todo el firmamento.
Es poco mas ó menos el número de Struve ; el nuestro es aun sensible-
mente mas fuerte en realidad, porque Struve ha contado la estrella
de 9-10^ magnitud con las estrellas de 9.* magnitud. — Los números que
me parecen admisibles para los diferentes órdenes de magnitudes, desde
lal.^á la 9.^ inclusives, seria pues: 20, 65, 190, 425. I.IOO, 3.200,
13.000, 40.000, 142.000, que forman una suma de 200.000: tal es el nú-
mero de estrellas comprendidas entre la 1.^ y la 9.^ magnitud. — Me ob-
jetáis que Lalande (Hist. celeste, p. iv) hace subir á 6.00Ü el número de

— 477 — ,

estrellas perceptibles a simple vista observadas por él. Respecto a esto,
yo hag-o notar que hay entre ese número muchas estrellas observadas
mas de dos veces; escUiyéndolas quedan 3.800 estrellas para la reg-ion
estudiada por Lalande y comprendida entre — 26" 30' y 4- 90°. Consti-
tuyendo esta reg-ion los 0,72310 de todo el Cielo, hállase por una senci-
lla proporción que debe haber en él o.2oa estrellas perceptibles á simple
vista en suma. Una revisión de la Uranografia'áQ, Bode (17 240 estrellas),
compuesta, como se sabe de materiales muy poco homog-éneos, no dá
mas de o. 600 estrellas de 1.^ á 6.^ mag-nitud cuando se elimina de ellas
de 6-7. '"^ que se han elevado indudablemente á la 6.^ mag-nitud. Por últi-
mo, cálculos semejantes verificados en las estrellas de 1.^ á 6.^ mag-ni-
tud, observadas por La Caille entre el polo Sucl y el trópico de Capricor-
nio, dan por resultado dos límites, 3.960 y o. 900, entre los cuales debe
hallarse comprendido el número de estrellas visibles en todo el Cielo.
Todos estos resultados están, pues, referidos á los números medios de que
os habia dado cuenta. Estaréis convencido de la dilig-encia con que he
procurado cumplir vuestros deseos sujetando estos números á una pro-
funda investigación. Séame permitido añadir que el profesor Heis en
Aquisgran se dedica hace muchos años á la revisión cuidadosa de mi
Uranometria. Por las partes ya concluidas de este trabajo, y las adiciones
considerables que un hábil observador ha hecho á esta obra, encuentro
2.S36 estrellas de 1.^ á 6.* mag-nitud inclusive, para el hemisferio boreal.
Supong-amos que las estrellas están repartidas igualmente en los dos he-
misferios: existirían todavía o. 672 estrellas perceptibles á simple vista,
cuando fuera esta privileg-iada." (Estrado de los Manuscritos de Arge-
lander, Marzo de ISoOj.

(71) Pág-. 97. — Schubert cuenta 7.000 estrellas hasta la 6.^ mag-nitud
(casi el número que he dado en el primer tomo del Cosmos, p. loo) y mas
de 5.000 correspondientes ala parte del Cielo visible en el horizonte de
Paris. Cuenta 70.000 estrellas hasta la 8.^* mag-nitud para todo el Cielo
(Astronomía, 3.^ parte, p. oí). Esos números son muy exag-erados. Arg-e-
landcr halla solo 58.000 estrellas desde la l.'^ á la 8.^ mag-nitud.

(72) Pág. 98. — Patrocinatur vastitas cceli, inmensa discreta altitudine
in dúo atque septuaginta signa. Hgec sunt rerum et animantium effigies»
in quas digessere ccelum periti. In his quidem mille sexcentas a'lnota-
vero stellas, insignes videlicet effectu visuve... (Plinio II, 41). — Hippar-
chus nunquam satis iaudatus , ut quo nemo magis approbayerit cogna-
tioncm cum homine siderum animasque nostras partem esse cccli, novam
stellam et aliam in óevo sno genitam deprehendit, ejusque motu, qua die
fulsit, ad dubitationem esl adductus , anne hoc ssepius ¿eret moverentur-
que et Cíe quas putamus affixas; itemque ausus rem<ítiam Üeo impro-

bam, aíliiumcrare posteris stellas ac sklera ad nomcu expungcrc, org-a-
nis excogitatis, per quee singularimi loca atcjue magnitudincs signarct,
ut facile discerní posset ex eo, non modo an obireiit nascerenlurve , sed
an omnino aliqua transirent moverenlurvc , item an crescerent minue-
renturque, coelo in hereditale cunclis relicto, si qaisqiiam qiii crclionem
cam caperet inventas esset (Plinio, ![, 26).

(73) Pá§-. 91).— Delanibre, Hisi. de la Astron. ant. , X. I, p. 290, éHist.
de la Astron. mod., t. II, p. 186.

(Tí) Pag-. í)í). — Outlines , §831: Eduardo Bioi sobre las estrellas es-
traordinarias observadas en China, en el Conocimiento del os Tiem¡>os,
para 1S46,

(75) Pág-. 99. — Áralo tuvo la dicha singular de ser alabado casi al
mismo tiempo por Ovidio ('Aínor., I, lo) y poi" el apóstol San Pablo , en
Atenas,, en una Epístola contra los epicúreos y los estoicos (^^Ifí. Apost.,
cap. 17, V, 28). San Pablo no cita el nombre de Arato; pero recuerda
sin g-énero de duda un verso de dicho poeta (Phcen , v. o), acerca del ín-
timo lazo que uneá los mortales con la divinidad.

(76) Pág-. 99. — 'deler, Untersuch, iiher den Ursprung der Slernnamen,
p. xxx-xxxv. Baily examina también á qué años de nuestra era se refie-
ren las observaciones de Aristilo, como los catálogos de Hiparco (128 y
no 140 antes de J.-C.) y de Tolomeo (138 después de .T.-C. Mem. of the
Astron. Soc., i. XIII, 1843, p. 12 y lo.

(77) Pág-, 100.— V. üelanibre, Hist. de la Astron. ant., t. I, p. 1S4;
t. II, p. 260. Es poco verosímil que Hiparco que señala siempre las es-
trellas por sus ascensiones rectas y sus declinaciones, usara como Tolo-
meo de las long-ltudes y latitudes en su catálogro. Esta opinión se refuta
en el Almagestas (\. Vil, c. i), en el cual las coordenadas eclípticas están
señaladas como una novedad que facilita la intelig-encia del movimiento
de las estrellas alrededor del polo de la eclíptica. El catálog-o de estrellas
con ]üs 1 07ig iludes á la vista, que Pedro Yictorio encontró en un manus-
crito de la biblioteca de los Mediéis y que publicó en Florencia en 1567,
con la vida de Arato, se atribuyó ciertamente á Hiparco, por Yictorio
mismo, pero sin pruebas en que fundarse. Este cuadro parece ser una
simple copia del catálog-o de Tolomeo, hecha sobre un antig-uo manus-
crito del Almag-estas, en el cual quedan de lado todas las latitudes. Como
Tolomeo poseía solo una evaluación imperfecta de la precesión de los
<jquinoccios (la suponía demasiado lenta: próximamente -^ loo » Almag.
Vil, c. 2, p. 13, ed. Halma), resulta que su catálogo en lug^ar de cor-

— 479 —

responder como Tolomeo queria al principio del reinado de Antonino^
pertenece en realidad á una época mas adelantada, á saber al año 63 des
pues de J. C. (Ideler, Untersuchungen ucher die Stenmamen, p. xxxiv).
V. también las consideraciones y las tablas auxiliares que Encke ha pu-
blicado'en las Astron. Nachr. de Schumacher, n." 608, p. 113-126, para
facilitar el cálculo de la referencia de las posiciones modernas de las es-
trellas á la época de Hiparco. Por lo demás, el tiempo para el que, el ca-
tálogo de Tolomeo representa el estado del Cielo, sin conciencia del au-
tor, coincide muy probablemente con aquella a que pueden referirse los
Catasterismos del Pseudo-Eratóstenes. En otra parte he hecho notar que
los Catasterismos son posteriores ú Hig'inio, contemporáneo de Aug^usto.
Parece como que han sido tomados de este ultimo, y que no tienen rela-
ción alg-una con el poema de Hermes del verdadero Eratóstenes (Eraíos-
thénica, compos. God. Bernhardy, 1822, 114, 116 y 129), Por lo demás
€Sos Catasterismos contienen apenas 700 estrellas, repartidas entre las
diferentes constelaciones.

(7S) Pág. 101.— Cosmos, t. II, p. 221 y i25, n.° 10 y U. La Biblioteca
de París contiene un manuscrito de las Tablas Ilkhaiiinas, escrito de puño
y letra del hijo de Nasir-Eddin. Su nombre viene del título de IlkhanWe-
vado por los príncipes tártaros que reinaron en Persia. Reinaud, Introd.
de la Gcogr. de Abulfeda, 184S, p. cxxxix.

(79) Pág-. 101. — Scdillot hijo, Prológamenos de /os Tablas astron. de
Ulugli-Beg , 1847, p. cxxxiv, nota 2: V» clamhYC, Hist. de la Astron. de la
Edad Media, p. 8.

(80) Pag-, 101. — En mis investig-aciones acerca del valor relativo de
las posiciones g^eog^rañcas en el Asia central {Asia central, t. III, p. o81-
o96) ,lie dado las latitudes de Samarcanda y de Bokkara, seg'un los ma-
nuscritos árabes y persas de la Biblioteca de Taris. Creo haber probado
que la primera escedo de 39° o2' , mientras que los mejores manuscritos
de ülug-h-Beg' dan 39" 37' ;'el Kiiab-al-atual de Alfares y el Kanun de Al-
biruni asignan también 40° para la latitud de Samarcanda. Debo hacer
notar aquí de nuevo cuan importante seria para la geografía y para la
historia de la Astronomía, determinar por último la longitud y la latitud
de Samarcanda por repetidas observaciones dignas de confianza. Conoce-
mos la latitud de Bokhara por las observaciones de Burnes; y es de 39°,
43' 41". Los errores de los dos bellos manuscritos árabes y persas de la
Biblioteca de París (n.° J64 y n.° 2,460) son pues únicamente de 7 á8';
mientras que el Mayor Rennell, tan feliz ordinariamente en sus combi-
cioncs , se equivocó en 19' en la latitud de Bokhara (Humboldl,

— 480 —

Asia central, t. líl, p. o92, y Sédillot en los Proleg. de Ulugh-Beg p.
cxxiii-cxxv).

(81) Pág. 102 —Cosmos, t. II, p. 283-2S5 , y Humboldt, Exúmen crit.
(I e h hist. de la Geogr., t. IV, p 321-336; t. V, p. 226-238.

(82) Pág-. 102.— Carpani, Paralipómeiwn, 1. VIH, c. 10. (Opp., t. IX,
ed.Lng-d.,1663,_p. o08).

(83) Pc%. 103.— Cos??í os, t. I, p. 74.

(84) Pág-. lOí. — Baily, Catal. of those Stars in the Histoire celeste dehro-
me de Lalande, for which tables of reduction to the epoch 1800 have leen pu-
hlished by prof. Schumacher, 18í7, p, 119o. Respecto de Jos progresos que
debe ia Astronomía á la perfección de los calálogos de estrellas, véanse
las consideraciones de Juan Herschell en el Catal. ofthe British Associa-
tion, 1845, p, 4, § 10. V. también sobre las estrellas perdidas, Schuma-
cher, Astron. Nachr., n." C24, y Bode, Jahrbuch fiír 1817, p. 249.

(8o) Pág. Wii.—Memoirs of the Royal Astron. Soc, t. XIÍI, 1843, p. 33
y 168.

(86) Pág. 10o.* — Bessel, Fundamenta Astronomice t^vo anno 17oo. deduc-
ía ex observationibus viri incomparibilis James Bradley in Specula as-
tronómica Grcnoviccnsi, 1818. V. también Bessel, Tabulce Regiomontance,
reductionum observationum astronomicarum, ab anno 1750 icsque ad annum
1830 com.puiat(B, 1830.

(87) Pág. 105. — Reúno aqui en una sola nota las indicaciones relati-
vas á la riqueza de los catálagos estelares. Al nombre del observador
acompaña el número de las posiciones de estrellas determinadas por él.
La Caille, 9,766 estrellas australes, hasta la 7.^ magnitud inclusive, re-
ducidas á 1,750 por Henderson. Ese gran trabajo fué llevado á efecto por
La Caille en menos de diez meses, de 1751 á 1752, por medio de un an-
teojo que tenia solo un aumento de 8 veceí. Tobias Mayer. 998 estre-
llas, para 1,756; Flamsteed, 2,866 aumentadas en 364 por los cuidados
áeBAÚY (Mem.of the Astron. Soc, t. IV, p. 129-164). Bradley, 3,222
reducidas á l,7o5 por Bessel. Pond. , 1,112. Piazzi, 7,646 en 1,800.
Tomás Brisbane y Rümker, 7,385 estrellas australes observadas en la
JVueva-Holanda en los años 1822-1828. Airy, 2,156 estrellas reducidas
á 1,845. Rlimker, 12,000 en Hamburgo. Argelander (catál. de Abo),
560. Taylor, í 1,015 en Madras. El British Association Catalogue o f Stars,
1845, calculado bajo la dirección de Baily, contiene 8,377 estrellas desde
la 1.* hasta la 7.-8.^ magnitud. Poseemos además para el cielo austral,

— 481 —

os ricos catálogos de Hcadcrson, de Fallows, do Macloar, cti el Cabo,
y de Johnson, Santa Elena.

(88) Pág-. 106.— Weisse, Positiones media; sicUarum [ixürum in Zonh
Begiomontanis a Bessclio inter — lü" et -h l-i" decl. ohservaíoram ad annnni
1S25 reductíe (184G), con un importante prefacio de Slruve.

(89) Pág-, lOG. — Enckc. Gedacktnissrede auf Bessd, p. llí.

(90) Pág-. 107.— V. Strave, Esíudiosde Astron. estelar, 1847, p. il>?) y 72;
Cosmos, t. í, p. 13ii; Mccdler, Aslron., 4.^cd., p. 417.

(OÍ) Píií^. iQd.~ Cosmos, 1. 11, p. 196 y 407, n." 11.

(92) Pág. 109. — Ideler, Untersuch. üher die Sternnamen, p. Xl, 47, 139,
144 y '243: Letronne, Sobre el origen del Zodiaco griego, 1840, p. 2.'>.

(9']) Pág-. 110. — Letronne, ídem, p. i^i, y Carteron, Análisis de las In-
vestigaciones de Letronne sobre las repr cimentaciones zodiacales, 1843, p, 119.
"Es muy dudoso que Eudoxio {01. 103) haya empleado jamás la pala-
bra iaBiaxói. Encuéntrase por primera vez en Euclides y en el<3omentario
de Iliparco sobre Arato {01. 160). El nombre de eclíptica, éxltncziKÓi;, es
también muy moderno». (V. Mavtin, en su Comentario acerca de Teon
de Esmirna. Liber de Astronoraia, 1849, p. 50 y GO).

(94) Pág-. 110. — Letronne, Orig. del Zod., p. 2') y Análisis crit. de las-
Repres. zod., 1846, p. 15. Ideler y Lepsio tienen también por seg-uro
í>que el zodiaco caldeo con sns divisiones y su nombre, fué introducido
en Grecia desde el sig-lo Vil antes de nuestra era; pero que las constela-
ciones zodiacales propiamente dichas tuvieron acceso mas tarde y suce-
sivamente en su literatura astronómica". (Lepsio, Chronologie der ^Egip-
Icr, 1849, p. 65 y 124). Ideler se inclina á creer que los Orientales tenian
nombres, pero no constelaciones en las dodecatemórias. Lepsio encuen-
tra natural «que los Griegos, en una época en que la mayor parte de su
esfera estaba vacía, adoptasen las constelaciones caldeas cuyos nombres
llevan las 12 divisiones del Zodiaco. ¿Pero,, no podría preg-uutarse según
esta hipótesis por qué los Griegos no tuvieron desde un principio mas
que 11 sig-nos y cómo se esplica que no tomaran las 12 constelaciones
caldeas á la vez? Si desde un principio hubieran tenido los 12 sig-nos, fue-
ra inútil restar uno para restablecerlo á seg-uida pasado a'g-un tiempo.

(95) Pág-. 111. — Acerca de un pasaje intercalado por un copista en el
testo de Hiparco, véase Letronne, Orig. del Zod., 1840, p. 20. Desde
1812, época en que tenia la persuasión de que los Grieg-os habian debido

TOMO ni. 31

— 482 —

conocer muy de antiguo el signo de Libra, he recog'ido y discutido cui-
dadosamente todos los pasajes de los escritores de la antigüedad griega
ó romana, en los cuales la Constelación de Libra se representa como un
signo del zodiaco. Había marcado, en este trabajo, el pasaje de Hiparco
(Comnient. in Aratum, 1. 111, c. '2), en el cual se cita el ^npiov (del Centauro
a! pié de delante). Tampoco habia olvidado el notable pasaje del Alma-
gestris, 1. IX, c. 7 (Halma, t. II, p. 170), en el cual traslada Tolomeo una
observación que seguramente no se hizo en Babilonia, sino por astrólogos
caldeos dispersos por Siria ó Alejandría: para designar la Libra emplea
las palabras x«,Ta ^áKdo.íov<; en oposición á las garras del Escorpión {Vida
de las Cordilleras y Monumentos de los pueblos indígenas déla América, t. II,
p. 380^. Buttmann pretendía, contra toda verosimilitud, que las ¿»)/Ir.¿
designaban originariamente los dos platillos de Libra y que habian sido
consideradas mas adelante erróneamente como formando las garras del
Escorpión (Y. Ideler, Vnlersuch. uber die asirán. Beobacht der Alten, p. 374
y üher die Sternnamcn, p. 174-177; Cartcron, Investigaciones de Lelronne,
p. 113). Sea de esto lo que quiera, sábese cuanta analogía presentan
ciertos nombres de las 27 casillas de la Luna, con los nombres de las
12 casillas del Sol en el Zodíaco. Encontré con sorpresa el signo de Libra
entre las Nakschatras ó casillas de la Luna de los Indios, cuya gran an-
iigüedadad no podría comprobarse. (Vistas de las Cordilleras, t. II, p. 6-12.)

(96) Pág. 112.— Véase A. W. de Schlegel, iiber Sternbilder des Ticr-
hreises im alten Indien, en la Zeitschrift für die Kunde des Morgenlandes, t. I,
5.er libro, 1837, y Comrnentatio de Zodiaci antiquitate et origine, 1839; y
Adolfo Hollzman, über den griechischen Vrsprung des indischen Thierlireises,
1841, p. O, 16 y 23. Léese en esta ultima obra; «Los pasajes estractados del
Amarakoscha y del Ramayana no dan lagar á ningún género de duda:
hablan del Zodiaco mismo en términos muy claros. Pero si es cierto
que las obras á que pertenecen esos pasajes fueron compuestas antes de
que los indios pudieran tener conocimiento del zodíaco de los Griegos,
queda tbdavía por examinar , si esos pasajes tendrían ó nó adiciones
j^osteriores."

(97) Pág. 112. — Yéase Buttmann, en el Berliner aslron. Jahrbuch í'm-
1822, p. 93; Olbers, sobre las constelaciones mas recientes en el Sclui-
macher's Jahrbuch für 1840, p. 238-251, y Juan Herschell, Revisión aud
Re-arrangement of the ConsteUations, with special reference to those of
the Southern Hemisphere, en las Memoirs oftheAstron. Soc, t. Xlí, p. 201-
^24 (con un cuadro muy exacto de las estrellas australes colocadas por
^jrdcn de magnitud desde la 1^ hasta la 4.*^) A propósito de la discusión
que Lalandc sostuvo decididamente con Bode en defensa de sus conste-
laciones del Gato doméstico y del Castos segetum (Meseguero), Olbers

— 483 —

iiace notar que «para colocar cu el Cielo á los Honores de Federico (gonste-
/acioa imag-inada por Bode), ha tenido Andrómeda que retirar su brazo
del sitio que ocupaba hacia 3,000 años.»

(9S) Pá^. 112.— Cosmos, t. IIÍ, p. 27.

(99) Pág-. 113. — Seg-un Deniócrito y su discípulo Mctrodoro; véase
Stobee, Égloga física, p. 582.

(100) Pág-. 113— Plutarco, de Placit: Phil, 11, 11; Diog-. Laertes, VíII,

7" ; Aquiles Tacio ad Arat. , C. o: E/x-x. xpvavaX'AnSri roírov {zov óvpayov)

flfr¡aiK, ¿x cov ixrxyírioSovi avkké>r<x : también sc encuentra solamente el
epíteto de cristaloide en Diog-. Laertes, Vllí, 77 y en Galeno, Hist. fil, 12
(Sturz, Empedocles AgrigenL, i. I, p. 321). Léese en Lactancio, de opificio
Dei^ c. 17: «An, si mihi qaispianí dixerit aeneum esse coelum an vitrcum,
-aut, ut Empedocles ait aérem ghiciafum, statimne assentiar, quia Cíplum
ex qua materia sit, ig-noreni?" En cuanto á esc ccelum vilreum no han de-
jado los Grieg-os testuiionio alg-uno mas antig-uo que ese pasaje. Solo un
astro, el Sol, ha sido llamado por Filolao , cuerpo vitreo que recil>e y
refleja hacia nosotros los rayos del fueg-o central. La opinión de Empe-
docles referida en el testo, sobre la Luna redonda en forma de granizo, y
reflejando la luz del Sol, ha sido mencionada por Plutarco (de faciein
orbe Litnce, cap. 5). Y. Eusebio, Pra^p. Evangel., I, p. 24 D. Si en Homero
y en Pindaro llamase al Cielo ^¿/".«ío? y o-i5)7/^£Oí, tales espresiones no tie-
nen mas valor que el de las de corazón de bronce ó voz de bronce, e
indican únicamente lo sólido, lo durable, lo imperecedero (Vcelcker,
iiber Homerische Geographie, 1830, p. 5). La palabra xpvorhX'f^oc, empleada
para desig-nar el cristal de roca trasparente como el hielo, hállase no so-
lamente en Plinio, sino antes de él en Dionisio el Periogeto, 781, en
Eliano y en Strabon, XY, p. 717, Casaub. Es imposible que los antiguos
<idquirieran la idea de asimilar su cielo de cristal, á una bóveda de hielo
{aér glaciatus de Lactancio), en el conocimiento del decrechiiiento de la
temperatura de las capas atmosféricas, k pesar de las escursiones á los
paiscs montañosos, y el aspecto de las cimas cubiertas de nieves eternas,
representalianse sóbrela atmósfera propiamente dicha, la reg-ion del élei-
ígneo y de las estrellas alas que atribuían también un calor propio
(Aristóteles, Meteorol., I, 3; de Ccelo, 11, 7, p. 289). — Después de haber
hablado {de Coelo, U, p. '290) de los sonidos celestes «que no oyen los hom-
hres, seg-un los pitag-óricos, porque son continuados, y porque los sonidos
para poder ser apreciados deben ser interrumpidos por silencios» , Aris-
tóteles sostiene una tesis opuesta pero también muy sing-ular. Admite
que las esferas celestes calientan, por sus movimientos, el aire colocado
debajo, sin calentarse ellas mismas. De esta manera no habria produc-

~ 484 —

cion de sonidos, sitio producción de calor. «El movimiento de la esfera
de los fijos es el mas rápido (Aristóteles, de Coció, II, 10, p. 291): mien-
tras que esta esfera se mueve circularmente con los cuerpos que le están,
adheridos, los espacios colocados inmediatamente debajo, se calientan
estraordinariamente, á causa de los movimientos de las esferas, y el ca-
lor asi eng-endrado se propaga hacia abajo hasta la Tierra» (MeteoroL, I,
;{ , p. 340). Siempre me ha sorprendido el cuidado que el Estagirita
pone en evitar la palabra cielo de cristal: su espresion de ¿^SiSefíéta cíarpa,
astros fijos, se refiere á la concepción de una esfera sólida, pero sin espe-
cificar nada acerca de la especie de materia de que está formada. Cicerón
mismo no dice mas acerca de este punto; únicamente su comentador
Macrobio (in Cicer. Somnium Scipionis , í, c. 20, p. 91), ed. Bip.) aventura
algunas ideas mas atrevidas acerca del decrecimiento de la temperatura
con la altura. Según él, las zonas eslremas del Cielo gozan de un frió
eterno, «ita enim non solum terram sed ipsum quoque coelum, quod veré
mundus vocatur, temperari a solé certissimum est, ut extremitates ejus,
(|uaí a via solis longissime recesserunt, omni careant beneficio caloris et
una frigoris perpetuitate torpescant." Esas estremidades coeli, en donde
el obispo de Hippona (5a/t .4 gíisím, ed. Antv., 1700, I, p. 102, y 111, p. 99j
colocaba una región de agua helada cercana á Saturno, el planeta mas
elevado y por lo tanto el mas frió, son siempre consideradas como for-
mando parte de la atmósfera: porque solo fuera de esos límites estremos
es adonde se encuentra el éter ígneo {Macrobio, I, c. 19, p. 93). Por una
singularidad, de la que no es fácil darse cuenta, este éter ígneo no impide
que reine el frió eternamente en la región vecina. «Stellfc, supra coelum
locatíe, in ipso purissímo íethere sunt. in quo omne, quidquid est, lux
uaturalis et sua est (la región de ios astros que tienen luz propia), quai
tota cum igne suo ita sphicríe solis incumbit, ut creli zonse, quíe procul
a solé sunt, perpetuo frigore oppressíE sint.» He creído deber desarrollar
aquí de una manera detallada la conexión de las ideas físicas y meteoro-
lógicas de los Griegos y de los Romanos, porque á escepcion de los tra-
bajos de Ukert, de Enrique Martin, y los escelentes fragmentos sobre la
Meteorología Velerum de J. Ideler, apenas si se había indicado hasta aquí,
este asunto.

(1) Pág. llí. — yue.el fuego tenga la fuerza de determinarla solidifi-
cación (Aristóteles, Probl. XIV, II), que la congelación misma pueda ser
determinada por el calor, opiniones son estas profundamente arraigadas
en la física de los antiguos. Descansan, en último análisis, en una brillante
teoría de los contrarios (Antiperislasis), en un oscuro presentimiento de
la polaridad, manifestada en estados ó cualidades opuestas de una misma
materia. V. Cosmos, t. llí, p. 14. El granizo se forma con tanta mayor
abmdancia, cuanto mas. aí/í>níej son las capas de aire (Aristóteles,.

— 485 —

Metcor. 1, 12). Duranlc la pesca do invierno en las costas del Ponlo-
Euxino se empleaba el ag^ua caliente ])ara que aumentara el hielo alrede-
dor de los tubos plantados en el fondo del mar. (Alejandro de Afrodisia,
fol. 8C, y Plutarco, deprimo frígido, c. 12).

(2) Páj^. 113,— Keplero dice terminantemente /'S/í//a J/aríú, fol. 9): So-
lidos orbes rejeci: y (Stella Nova, 1G06, cap. 2, p. 8): Planeta iii puro
íethere ; perinde atque aves in aere cursos suos conñciunt (V. también
p. 122). Pero habia empezado por admitir una esfera sólida y formada
de hielo: Orbis ex aqua factus g-elu concreta proptu solis abrantiam (Kc-
plero Epit. Astron. Copern., t. 2, p. 51). Veinte siglos antes de Keplcro-
sostenia ya Empédocles que las estrellas estaban fijas á un cielo de cris;
tal, pero que «.los planetas estaban libres é independientes» {loviS¿i:XayY,TOii
txfsi€fíai). V. Plutarco, de Plac. Pililos, II, 13: Emped. 1. p. 335, ed. Sturz-
Eusebio, Prcep. cvang., XV, 30, col. 16S8, p. 339. Es difícil comprender
€omo Platón (pero no Aristóteles) puede atribuir un movimiento de rota-
fion alas estrellas, suponiendo que estén fijadas á un orbe sólido (Timeo,
p. 40, B).

(3) Pá^. II :;. -Cosmos, t. II, p. 30í y ÍG8, ni'un. 38.
(í) Pág. 115.— Cosmos, t. Ilí,p. í8.

(o) Pág. 115. — «Las causas principales déla vista indistinta son; aber-
ración de esferoicidad del ojo, difracción en los estreñios de la pupila,
comunicación de irritabilidad en puntos próximos de la retina. La vista
confusa es aquella en la cual el foco no cae precisamente sobre la retina,
■sino delante ó detrás de la retina. Las colas do las estrellas sotj el efecto
do la visión indistinta, en tanto que depende de la constitución del
cristalino. Seg'un una memoria muy antigua do Hassenfratz (1809), <ilas
colas que en número de 4 i'i 8 ofrecen las estrellas ó una bug-ia vista
á 25 metros de distancia, son los cáusticos del cristalino formados por
la intersección de los rayos refractados." Esos cáusticos se mueven á me-
dida que inclinamos la cabeza. La propiedad del anteojo de terminar la
imagen hace que concentre en un pequQño espacio la luz que sin esto
ocuparla un espacio mayor. Esto es' verdad para las estrellas fijas y
para los discos de los planetas. La luz de las estrellas que no tienen discos
reales conserva la misma intensidad, cualquiera que sea el aumento. El
fondo del aire del cual se destaca la estrella en el anteojo se hace mas ne-
gro por el aumento que dilata las moléculas del aire que abraza el campo
del anteojo. Los planetas de discos verdaderos llegan también á palide-
cer por este efecto de dilatación. Cuando la pintura focal es clara, cuando
los rayos que parten de un punto del objeto se concentran en un solo punto

— 486 —

en la iniág"cii, el ocular da resultados satisfactorios. Si por el contrario,
los rayos que emanan de un punto no se reúnen en el loco en un solo
punto, si forman"en él un pequeño circulo, las imágenes de los dos punios
contig-uos del objeto caen necesariamente la una sobre la otra: sus rayos
se confunden. El lente ocular no podria hacer desaparecer esta confusión.
El oficio que desempeña esclusivamente es el de aumentar: aumenta toda
lo que pertenece ala imág-en, los defectos como lo demás. Careciendo las
estrellas de diámetros angulares sensibles, los que conservan siempre
dependen en su mayor parte de la falta de perfección de los instrumentos
(de la curvatura menos regular dada á las dos caras del lente objetivo)
y de algunos defectos y aberraciones de nuestra vista. Cuanto mas pe-
queña parece una estrella, siendo en un todo igual respecto al diámetro
del objetivo, al aumento empleado y al brillo de la estrella observadar
tanta mayor perfección tiene el lente. Ahora bien , el medio mejor de
juzgar si las estrellas son muy pequeñas, si hay puntos representados en
el foco por simples puntos, es evidentemente el de dirigir una visual á
estrellas escesivamente aproximadas entre sí, y ver si en las estrellas do-
bles conocidas se confunden las imágenes, si caen una sobre otra, ó
también si se las distingue con claridad separadas.» (Arago, Manuscritos
de 1834 y de 1847).

(6) Pág. 116. — Hassenfralz, Sobre los rayos divergentes de las estrellas en
Delamétherie, Diario de Física, i. LXIX, 1809, p. 324,

(7) Pág. 110. — HorapoUinis Niloi Hieroghjphica , ed. Conr. Leemans,
1833, c. 13, p. 20. El sabio editor recuerda (p. 194) combatiendo la opi-
nión de Sommard (Descripc, del Egipto, t. VII, p. 423) que todavía no se
ha encontrado la estrella como símbolo del núm. "> ni en los monumentos
ni en los papiros.

(8) Pág. 116. — Cuando yo navegaba por el mar del Sud á bordo de
navios españoles, descubrí entre los marineros la creencia de que para,
determinar el tiempo de la Luna antes del primer cuadrante, bastaba mi-
rarla á través de un tejido de seda, y contar las imágenes múltiples que
se distinguen así. Este seria allá un fenómeno de difracción reticular.

(9) Pág. 117. — Outlines, § 816. Arago ha hecho crecer el falso disco
de Aldébaran desde 4'' hasta 13" reduciendo cada vez mas la abertura
del objetivo.

(10) Pág. 117.— Delambre, Hist. de laastron. mod., t. I, p. 193. Arago,
Aslron. popuL, t. L p. 366.

(11) Pág. 117. — .^Minute and very closc companions the severest tests-

— 487 —

wich can be, appliecl to a teloscopo.» Outline<! , § 837. V. lambieii Juati
Herschcll, Viaje al cabo, p. 29, y Arag-o en la Astron. popul., t. I,
p. 484- Í87. He aquí los satélites que pueden servir de ejemplo para los
instrumentos ópticos de aumentos considerables: el l.° y el 4.*^ satélite de
Urano, vueltos á ver en 1847, por Lassell y OUo Struve: el 1.'', 2/^ y 7.^
satélite de Saturno (Mimas, Encelado é Hiperion descubierto por Bond);
el satélite do Neptuno descubierto por Lasell. La idea de penetrar en las
profundidades del Cielo, indujo á Bacon en un pasaje en que dirige á
Galileo elocuentes alabanzas, atribuyéndole la invención de los anteojos,
á tomar como término de comparación los barcos que llevan á los nave-
gantes á un Océano desconocido, «ut propiora exercere possint cum
coelestibus commercia;-' Wnrhs of Francis Bacon. 1740, 1. I, Novum Orga.^
non. p. 301.

(12) Pág-. lis. — «La espresion v-rcóxtpfyo:^ de la cual usa Tolomco en su
catálog-o, y la aplica uniformemente á las seis estrellas que cita por su
color, indica un pequeño grado de coloración intermedia entre el ama-
rillo y el rojo de fuego. Significa exactamente un matiz débil del rojo de
fueg-o. En cuanto alas demás estrellas, Tolomeo les atribuye de un modo
g-eneral el epíteto de |ai0óí, rubio ardiente. (Almag., Yill, 3, ed. Halma,
t. II, p. 94). Según Galiano (Meth. med., 12) «ippó; significa color rojo de
fuego pálido, con tendencias al amarillo. Aulu-Celle compara esta pala-
bra con melinus , cuyo sentido es, según Servio, idéntico al de gilvus y
úe fulvus. Séneca cita á Sirio (Xatur. QiKest.. I, 1) como mas rojo que
Marte; esta estrella es por otra parle del número de las que el Almages-
tas llama vrcóxtfipoi. No cabe duda alg-una de que esta úUima palabra in-
dica el predominio, ó cuando menos una cierta proporción de rayos rojos
en la luz de esta estrella. Háse dicho que Cicerón habia traducido por
rutiluf! el adjetivo ^out'/^o; que Arato aplicó á Su'io. (v. 327); pero esta
aserción es errónea. Cicerón dice, v. 348:

Xamque pedes subter rutilo cum liimine claret
Ferdivus illo Canis stellarum luco refulgons :

pero rulilo cum lumine no os tampoco la traducción déla palabra 7ro£>t/lo;;
es sencillamente una adición del traductor.» (Estracto de las cartas del
profesor Franz.) «Si sustituyendo rutilus, dice Arago, al término g-rieg-o
de Arato, el orador romano renuncia de intento á la fidelidad, es preciso
suponer que él mismo' habia reconocido las propiedades rutilantes de la
luz de Sirio.» (Anuario para 1842, p. 331.)

(13) Pág-, 118. — Cleomedes, Cycl. Theor., 1. II, p. ü9.

^1

— 488 —

(14) Pá-. US.— Maídler, Astron., 18i9, p. 391.

(15) Pá^. 119.— HerschcUcnel Edinb. Revicw, i. 87, 184S, p. 189, y
eii las Astron. Nadir, de Schumacher, 1839, núm. 372: «It seems mucli
more likely that in Sirius a red colour should be the cffcct of a mediuiii
interfcred, tbaii that iu te sort spacc of 2.000 years so vast a body should
have actually undergonc such a material chang-c in ils physical consti-
tution. It may be snpposed the existence of somc sort of cósmica! cloudi-
ncss , subJGCt to iiiternal movcments , dcpcuding- on causes of which we
are ig-norant." (Arag-o, en el Anuario para 1842, p. 3o0-3o3).

(16) Pág-. 119.— En los Muhamedis Álfragani chronologica et astronómica
elementa, ed. Jacobus Chrislmannus, lo90, c. 22, p. 97, se encuentra:
«SlcUa ruffa in Tauro Aldebaran ; stella ruffa in Geminis quíe appellatuv
Haeok, hoc est Capra.» Ahora bien, Alhajoc, Aijuk son las desig-nacioncs
habituales de la Cabra, en las traducciones árabes del Almag-estas y tam-
bién en las traducciones latinas hechas sobre testos árabes. Arg^elandcr
observa con razón, respecto de esto, que Tolomeo en una obra astroló-
g'ica (Ter pá^i^?^o<; avvzat,í<;) cuya autenticidad establecen el estilo y tes-
timonios mas antiguos, ha comparado las estrellas con los planetas relati-
vamente a la coloración, y de esta manera aproxima la Cabra Aurigce
stella á la Mariis stella, quai urit sicul congruit ig-neo ipsius'colori. Tolo-
meo, Quadripart. construcf. libri lY, Basil, 1551, p. 383. También Piic-
cioli coloca la Cabra entre las estrellas rojas, al lado de Antarés, Alde-
baran y de Arturo. (Almagestum novum, ed. IGoO, t. I, parte I, 1. G, c. 2,
p. 394.)

(17) Pág-. 120. — Véase Chronologic des JEgypler por Ricardo Lcpsio,
t. 1, 1849, p. 190-19o y 213. El calendario egipcio, con la suma de sus
disposiciones, se estableció 3285 años antes de nuestra era, es decir, siglo
y medio antes próximamente de la erección de la gran pirámide de
Cheops-Chufu , y 940 antes de la fecha asignada de ordinario al di-
luvio ('CosmoSj/TrTrrpT^SSl). Sábese por las medidas del coronel Wyse,
que la galería sulitcrránca muy estrecha que da entrada al interior de la
pirámide está inclinada casi en 26° lo' exactos, y que la dirección de
esta g-alería corresponde también á la altura que o. del Drag-on, estrella
polar en tiempo de Cheops, tenia entonces en Gizeh cuando su culmina-
ción inferior. Pero los c;ilculos relativos á esta circunstancia suponen
para la época de la construcción do la pirámide, el año 3970 antes de J. «C.
(Outlines of Astron., § 319), y no 3430 como hemos admitido en el Cos-
mos, según Lcpsio. Por lo demás, esta diferencia de 540 años se opone
ianto menos á que « del Dragón haya podido ser tomada como estrella

— 489 —

polar, cuanto que su distancia al polo en el año 3970 no era aun mas que
de r i i'.

(IS) Pág-. 120. — Eslracto lo que sigue de la correspondencia amistosa
del profesor Lepsio (Febrero de 1850). «El nombre eg-ipcio de Sirio es
Sothis; de esta manera se le designa como astro femenino. De aquí vieni'
-el g-rieg-o *j 2w(?ts, idéntico con la diosa Sote (frecuentemente Sit en la
lengua geroglífica), y con Ipsis-Sothis, en el templo de Ramscs el Grande
en Tebas (Lepsio Chronol. der jErjypter, t. 1, p. Uí) y 1.3(1). La significa-
ción de la raíz se vuelve á encontrar en la lengua copla que presenta una
numerosa familia de palabras del mismo origen, cuyos diferentes miem-
bros ofrecen en verdad muchas divergencias, pudiéndoselos reunir y or-
<lenar como sigue. Por nna triple derivación del sentido primitivo de
f roycclar, projicere {ssígliiam , telum) se encuentra: 1.° sembrar, semi-
nare; luego extendere, estender, estirar, tender una cuerda; por último,
y es lo que importa mas aquí, irradiar la luz y brillar como las estre-
llas y el fuego. Pueden hacerse entrar en la misma serie de ideas, los
nombres de las divinidades: 5a¿is (que arroja rayos) 5o//u's, (que irradia)
y Setli (que quema). Puede deducirse todavía de los geroglíficos sit ó seii,
la flecha y también el rayo ; seta, hilar; sctu, simientes esparcidas. Shotis
indica principalmente el astro radioso que arregla las estaciones y los
períodos de tiempo. El pequeño triángulo, siempre pintado de amarillo,
que es un signo simbólico de Solhis, toma una significación notable
cuando se halla reproducido muchas veces en un cierto orden (sobre tres
líneas que emergen de la parte inferior del disco solar).; es entonces la
representación del 5o/ radiante. Seth es el Dios del fuego, el destructor.
Contrasta con Satis, diosa hembra, símbolo del Nilo fecundante, que im-
pregna de una humedad cálida las simientes. Satis es la Diosa de las Ca-
taratas, porque cuando aparece Sothis en el cielo, hacia el solsticio de
verano, empiezan á hincharse las aguas del Nilo. Vettius Valens da á la
misma estrella el nombre de 2»i0 en lugar de Sothis; lo cierto es que no
hay posibilidad de identificar como pretende Ideler (Handbuch der Chro-
nol., t. I, p. 126), Thot con Seth ó Sothis: no hay analogía alguna
entre esos nombres, ni por el fondo ni por la forma. (Lepsio, t. I, p. 13íi).

Después de estos orígenes egipcios he aqui'las etimologías deducidas del
griego, del zend y del sánscrito "2s/p, el Sol, dice el profesor Franz, es un
radical muy antiguo que no difiere mas que por la pronunciación de ^¿p,
^époi, el calor, el estío, en el cual se produjo una alteración, como en el
pasaje de rtlpo; á rt'poi; ó répaq. Para demostrar la exactitud de la relación
que acaba de indicarse entre los radicales ati/jy Síp,S£>os, podemos citar
no solamente el epíteto de Stepeirazo; en Arato, v. 149 (Ideler, Sternnamen,
p. 2í [), sino que también el empleo de derivaciones posteriores al radical

— 490 —

o-fi'p, ;i saber, las formas irsipói, atípiot;^ anpivóg, cálido, abrasador. Es con
efecto muy sig"iiificativo que atipírá Ifiázia. se haya usado también como
^(piva iftária, ügcras vcstiduras del eslío. Pero la forma aílpioi; debia re-
sultar dominante; y ha formado el adjetivo aplicado á todos los asiros á
los cuales se atribuía influencia sobre el calor estival. Por esta razón el
poeta Arquiloco llama al Sol oí!, no-; dar^p , é Ibico desig-na á los astros
por la denominación g-eneral de (rdpia, los brillantes. Es imposible, por
ejemplo, dudar que se trata del Sol en este verso de Arquiloco: izol^ovi

utv avTol) asiptoi; xazavavñ ósüg ¿Kláincuv. SegUn Hésiquio y SuidaS , cl

término ^dptoi designa á la vez al Sol y á Sirio. Wo sucede lo misma
seg-un Tzetzes y Proclo, en un pasaje de Hesiodo (Opera et Dies, v. 417}
en el cual está dcsig-nado cl Sol pero no la estrella del Perro ; yo
participo en un todo de la opinión que emite respecto de este asunto et
editor de Teon de Esmirna, H. Martin. Del adjetivo afi>o?, que está es-
tablecido como una especie de epithethon perpetuian para la estrella del
Perro, viene el verbo aeipidv que puede traducirse por centellear. Arato,
V. 331, dice de Sirio: o%¿a atipiát, centellea vivamente. La palabra Sít/.i?»'»
Sirena, tiene una eliniolog-ía muy diferente : y con razón habia pensado
que no tiene mas analogía que una semejanza de suyo casual con el
nombre de la estrella del Perro. El error está departe de los que quieren
seg-un Teon de Esmirna {fJber de Astronomía, 1840, p. '202), hffcer derivar
Seip*?» de (TíiptáCei»'; esta última palabra no seria por lo demás sino una
forma inverosímil del verbo aeipidv, Mientras que ffilpio^ espresa el calor
y la luz en movimiento, la palabra ^iipr¡v se deriva de una raiz que se
refiere a los sonidos continuos al murmullo, producido por ciertos fenó-
menos naturales. Creo, en efecto, que Síipi}» se une á tl'pnv (Platón,
Cratijl. 398 D. zoy^p d'i>et.v h¿ynv tari) cuya aspiración, fuerte en un prin-
cipio, debió ser reemplazada por el silbido de la 2. (Estracto de las car-
tas del profesor Franz, Enero 1850).

uEl g-rieg-o 2£/V, el Sol, se deduce fácilmente, según Bopp, de la pa-
labra sánscrita svar, que en verdad no designa el Sol, sino mas bien el
Cielo, en razón á su brillo. La designación ordinaria del Sol en sánscrito
as súrya, forma contraída del inusitado .suorí/a. El ra-dical swar significa
on general brillar, iluminar. El nombre zend del Sol es hvare, con una /;
en lugar de la s. En cuanto á las formas griegas ^f'p, S!spc<; y ¿epuÓT, pro-
ceden del sánscrito gharma, (nom. gharmas), calor.»

El sabio editor del Rigveda, Max Müller, hace observar que «el nom-
bre astronómico de la estrella del Porro entre los Indios es Luhdhaha. el
cazador. Ahora bien, la proximidad de (3rion hace pensar en que para los
pueblos arios, esas dos constelaciones debían tener originariamente una
relación mutua." Por lo demás, MíiUer hace derivar u^dpioq de la pala-
bra sira de los Vedas (de donde el adjetivo .saí'rya) y de la raiz sri, ir,
marchar: do esta suerte el Sol y Sirio hánse llamado primitivamente

— 491 —

estrellas errantes.» (V. tanil)ien Pott, Etymologische Forschungen, 1833,
p. 130).

(19) P;ííí\ 120. — Striive , Sldlarum compositarum Mensures micrometriciTy
837, p. Lxxiv y lxxxiii.

(20) Pág-. 121. — Juan Hcrschcll , Viaje al Cabo, p. 34.

(21) Pág-. \n.—Mícd\Gv, Astronomía, p. 436.

(22) Pág-. Vn.— Cosmos, t. II, p. 3l9 y í'í núm. 03.

(23) Pág-. 121. — Arag-o, Astron. popuL, t. I, p. 460.

(24) Pág-. 122. — ^Iviw'Q, Stellar comp., p. lxxxii.

(25) Pág-. 122. — Juan Hcrschcll , Viaje al Cabo, p. 17 y 102 (JScbuki}
and Clusíers, núm. 3.435).

(26) Pág-. 122. — Hamboldt, Vista de las Cordilleras y Monumentos de los
pueblos indígenas de la América, t. 11, p. oo.

(27) Pág:. 122.— Julii FirmiciMatcrni, Astron., libri A'IÍI, Basil. lool,
lib. Vi, cap. 1.°, p. 150.

(28) Pág-. 122.— Lepsio, Cliron. der .Egypter, t. 1, p. 143. «El testo
hebreo cita: Asch, el g-ig-ante (Orion?), la constelación de numerosas es-
trellas (las Pléyadas?) y las Cámaras del Sud. Los Septantes traducen:

ó TTOioiv nA.£iácía X.O.Í \\a-xipov x«t kpKvovpov xat Taatla, rorou.

(29) Pág-. 123. — Ideler, Sternnamen, p. 295.

(30) Pág-. 123. — Marciano Capella cambia «^IPtolomeon en Ptolomtcus;
esos dos nombres habían sido imaginados por los aduladores de la curte
de Eg-ipto. Américo Vespucio creia hal>er visto tres Canopeas, una de
las cuales estaba enteramente oscura (fosco); Canopus ing-ens et nig-er,
dice la traducción latina. Tratábase sin duda de uno de los sacos de Car-
bón (Humboldt, Examen crit. de la Geogr , t. V, p. 227-229). En la obra
citada anteriormente, Elem. Chronol. et Astron. de El-Ferg-ani (p. 100),
se lee que los peregrinos cristianos acostumbraban á dar al Sohel de los-
Arabes (Canopus) el nombre de estrella de Santa Catalina, porque se re-
g-ocijaban de verla y de g-uiarse por ella para ir de Gaza al monte Smaí.
Seg-un la epopeya mas remota de la antig-üedad india, el Ramayaiía, las es-
trellas próximas al polo austral son de creación mas reciente que las-
estrellas del Norte. Un magnífico episodio de ese poema antiguo da de-

— 492 —

<eslo una razón bien estraña. Cuando los Indios brahammánicos penetraron
■en la península del Gang-es, abandonando las regiones situadas á los riO°
<Ie latitud Norte, para invadir, dirigiéndose hacía el Sud-Este, las regio-
nes tropicales cuya conquista llevaron á cabo, vieron elevarse en el ho-
rizonte nuevos astros á medida que avanzaban hacia la isla de Ceylan.
De estos astros hicieron según sus costumbres antiguas, constelaciones
nuevas; pero mas adelante la tradición transformó atrevidamente esas
constelaciones en una creación nueva de Visvamitra, «que quiso esce-
<ler en su obra al esplendor del cielo boreal.» (A. G. de Schlegcl
en la Zeitschrif fur die Kunde des Morgenlandes, t. I, p. 240). Evidente-
mente ese viejo mito ha sido inspirado por la sorpresa que los pueblos
debieron esperimenlar en sus emigraciones, viendo regiones celestes
completamente nuevas para ellos. Pero el aspecto de los cielos no varía
únicamente para ios viajeros, de los cuales decia un célebre poeta espa-
ñol, Garcilaso de la Yega: mudan de país y de estrellas. Si las tradiciones
locales de ciertos pueblos fijos al suelo podían remontarse muy alto, na-
die duda que dejaran de conservar algunos rasgos de variaciones de
otro género. Las estrellas se acercan d nosotros y se alejan en seguida en
A'irtud de la precesión : las constelaciones desaparecen poco á poco, mien-
tras que viendo elevarse lentamente sobre el liorizonte estrellas brillantes
antes invisibles, tales como las de los pies del Centauro, de la Cruz del
Sud, de el Eridan ó de la Nave. He recordado en otra parte que 2900
años antes de nuestra era , la Cruz del Sud brillaba sobre el horizonte de
Berlin y se elevaba entonces á 7° de altura. Esos 29 siglos no nos llevan
á una época históricamente atrasada, porque las grandes pirámides exis-
tían ya cinco siglos antes. (Cosmos, t. I, p. 13í; t. II, p. 287). Pero jamás
Canopea fué visible en Berlín, porque su distancia al polo de la eclíptica
no escede de 14°; bastaría un grado mas para que esta estrella hubiera
podido llegar á nuestro horizonte.

(31) Pág. 123.— Cosmos, t. 11, p. 166.

(32) Pag. 123.— Olbcrs en el Jahrhuch fur 1840 de Schumacher, p. 2í9,
y Cosmos, 1. III, p. 102.

(33) Pág. 125.— Struve, Estudios de Ásíron. estelar, nota 7í, p. 31.

(34) Pag. ]l'i.—Out¡inesof Astron., §785.

(3o) Pág. i2.5. — Outlines of Astron., § 795 y 79fi; Slruve , Estudios de
Astron. estelar, p. -66-73 y nota 75.

(36) Pág. 126.- Slruve, p. 59. Scliwinck encuentra en sus mapas:

--, 493 —

de 0« á Oír de AR. 2858 eslrcllas,

de yo á 180 3011 —

de 180 á 270 2688 —

de 270 d 360 OoOl —

La suma es de 12.1 Í8 eslrcllas hasla la 7/^ magnitud.

(37) Pág-. 126. — V(;ase acerca de El Circulo nebuloso, que se encuentra
en el puño de la espada de Persoo, Eratóstcnes , Cataster, c. 22, p. 51^
ed. Shaubach.

(38) Pá^. 126.— Juan Herschell, Viaje al Cabo, § 10o, p. 156.

(39) Pág-. ["21.— Quilines, § 864-869, p. o9l-:i96;Mcedler, Astron. p. 76í.

(íOj Pág-. 111. —Viaje al Cabo § 29, p. 19.

(il) Pág'. 127. — uA stupendous object, a niost mag-nificent globular
cluster, dice Juan Herschell, completely insulated, upon a ground of Iho
sky perfectly black tliroug-houl thc whole breadth of the sweep.»» Viaje al
Cabo, p. 18 y 'il, Lám. III, íig-. 1.^; Outlines, § 89o, p. 6 1 o.

(42) Pág-. 128. — Bond. en las Mcmoirs of the American Academy of Arts.
and Sciencies, ncw series, 1. III, p. 75.

(43) Pág-. nS.— Quilines, § 874, p. 601.

(44) Pág-. 128. — Delanibre, Hist. de la Astron moderna., t. I, p. 697.

(43) Pág-. 129. — La primera descripción completa de la Via láctea en
los dos hemisferios, se debe á Juan Herschell. Véanse los §§ 316-335 de
la obra que hemos llamado siempre Viaje al Cabo, y cuyo verdadero tí-
tulo es: Results of Astronomicai Observations made during- the years 1834-.
1838, at the Cape of Good Hope. Véase también la obra mas moderna de
J. Herschell, Quilines of Astronomy, § 787-799. Hubiera podido sacar par-
tido de las observaciones que he hecho durante mi larga estancia en el
hemisferio austral, acerca del brillo tan desig-ual de las diferentes regio-
nes de la Via láctea, etc.; pero no tenia á mi disposición mas que instru-
mentos de una debilidad óptica cstremada en comparación de los de Juan
Herschel ; además, para evitar la mezcla de lo cierto y lo dudoso , he
determinado referirme esclusivamente á los trabajos de este astrónomo
eminente. V. además Struve, Estudios de Astron. estelar, p. 35-3y. Mced-
1er, Astron., 1819; § 2l3; Cosmos, t. I, p. 135.

(46) Pág-. 129 —Comparando la Via láctea aun rio celeste, los Ara-

^

-^ 494 —

bes Ucg-aron á dar á una parle de la constelación del Sag-ilario, cuyo arco
se eiicueatra en una reg"ion brillante de esta zona, el nombre de el animal
que va al abrevadero, y este animal era precisamente el Avestruz, que cs-
perimenta muy poco la sensación do la sed. (Ideler, Untersuch. über den
lirsprung. und die Bedeutung der Sternnamen^ p. 78, 183 y 18"; Niebuhr,
Jíesch'^eibung von Arabien, p. 112.

(47) P.'iy. 13Q.—0uiíines, p. o^í): Schubert, Asfron., 3. aparte, p. 71.

(48) Pág-. 130. — Struve, Estudios de Asíron. estelar, p. 4l.

(49) Pág. VM).— Cosmos, t. I, p. 13o.

(50) Pág-. 131. — «Stars standing- on a cloar black ground (Viaje al
Cabo, p.39U. This remarkable belt (the milky way, wchen examincd
through powerful telescopes) is found (wonderful to relate!) lo consist
entirely o f stars scaltered by mitlions, like g-lit ering- dust, on the black
ground oi" the g-eneral heavens." (Quilines, p. 182, 337 y 539).

(51) Pág-. \'Í\. — i<Globular clusters, except in one región oísmall extent
(bctween 16 h 45 m ign in RR ), and nebulce of regular elliptic forms are
comparatively rare in the Milky Way, and are found cong-reg-ated in the
g-reatest abundance in a part of the heavens the most remóte possible
from that circle.» ¡Outlines, p. 614). Huyg-hens habia notado desde 1656
cuan pobre en nebulosas era la Via láctea. En el mismo pasaje donde se
señala y describe la gran nebulosa de Orion, que descubrió en dicho año
,por medio de un anteojo de 9 metros, dice Viam lacleam perspicillis ins-
pectam nullas habere nébulas; añade que la Via láctea es como todas
las nebulosas, un gran grupo de estrellas. Este pasaje se encuentra en
Hug-enii Opera varia, 1724, p. 593.

(52) Pág. \ni. — Viaje al Cabo, § 103, 107 y 328. Acerca del anillo
nebuloso n.° 3686, véase p. 114.

(53) Pág-. 131.— "intervals absolutcly dark and completely void of any
star of the smallest telescopic mag-uitude.» (Outlines, p. 536.)

(54) Pág. 132— «No región of Ihe heavens in fuller of objecls, beau-
tiful and remarkable in themselves, and rendered still mor so by their
mode of association and by the peculiar features assumed by the Milky
Way, which are without a parallel in any other part of its course."

• (Viaje al Cabo, p. 886). Esas espresiones tan vivas de Juan Herschell,
responden perfectamente á la impresión que yo mismo he csperimenta-

— 495 —

•do. El capilau Jacob (Hombay Enginecrs) piula coa una veidad
sorprendente el brillo de la Yia láctea en la proximidad de la Cruz
del Sud: «Such is the g-eneral blace of star light ncar the Cross
from tliat part of the skp, that a person is immedialely made
aware of its having* risen above liorizon, thoug-h he should not be at
the time looking^ al the heavens, by the increase of general illuminaliori
of the almosphere, ressembling the effect of the young' moon. Véase
Piazzi Smyth, on the Orbit of a Cent, en las Transad, of the Royal Soc. of
Edinburg, t. XYl, p. 41í>.

(00) Pag-. Uo.—Outlines, § 789 y 791; Viaje al Cabo, §. 32o.

(a6) Pág. n3.—Almagestas, 1. Vílí, c. 2 (1. 11, p. 84 y í)0, cd. Halina).
La descripción de Tolomeo es cscelenle en alg:unos períodos; y sobre to-
do, muy superior á la de Aristóteles, Metercol., 1. I, p. 29 y 34, ed. de
ídeler.

(07) Pág". 13Í. — Outlincs, p. o3I. Hay también una mancha oscura
entre «- y 7 de Casiopea. La oscuridad de ese espacio deije atribuirse d
un efcclo del contraste producido por el resplandor de las reg^ioncs cir-
cundantes. Cf. Struve Estudios estelares, n. 58.

(08) Pág-. 13o. — Morg-an ha dado en el Pkilos. Magazine, ser. 111,
n." 32, p. 241, un estrado de la obra extremadamente rara de Tomás
Wrighl, de Durham, Teory of the Universe, London, 1750. Tomás Wrig-ht,
cuyo libro ha adquirido tanto interés para ios astrónomos á consecuencia
de las ingeniosas especulociones de Kant y de Guillermo Herscheil sobre
la forma de nuestra nebulosa, no observaba sino con un telescopio de 32
centímetros de foco.

(09) Pág-. 13o. — Pfaff, en las sammtl. Scliriften de G. HerscheU, t. I
(1826), p. 78-81; Struve, Estudios cstcL, p. 35-44.

(60) Pag-. 135.— Eucke, en las Aslron. Nachr. de Schumacher, n.° 622
(1847), p. 341-346.

(61) Pág-. 135. — Outlines, p. 536. En la pág-ina sig-uienle se encuentra
respecto del mismo asunto: »ln such cases it is equally imposible not to
perccive that \ve are looking' through a sheet of stars of no g-reat tiiick-
ness compared with the distancc which sepárales them frojn us."

(62) Pág-. 136. — Struve, Estudios estel., p. 63. Alguna vez los mayores
telescopios encuentran en la \'ia láctea sitios en que la existencia de la
capa estelar, no está anunciada por innumerables puntos luminosos, sinu
l)or una nebulosidad vaga, de apariencia mosqueada ó picada (by au

— 496 —

imiform dotting- ot stippling' of the field of view). Véase'en el Viaje al
Cabo, p. 390, el piírrafü « on some iiidications of very remote lelesco-
pic braiiches of Ihe Milky y Way, or of an independent sidéreal Sys-
tems, beorjgn a resemblance to such bratiches.»

(03) Pág-. \'¿la.— Viaje al Cabo, § 31í.

(04) Pág-. 136. — Guillermo Herscliell en las Philos. Transad. forl"8.')»
p. '21: Juan Herschell, Viaje al Cabo. § 293. V. también Struve, Dcscrip.
del Observatorio de Pulkova, \Sio, p. 'iijl-211.

(6o) Pág-. 136. — « 1 thirik, dit sir John HerscheK, it is impossible to
view this splendid zone from a. Cenlauri lo the C^ross without an impreís-
sion amounting- almost lo convicüon, that the milky way is not a mere
slratum, biit annnlar; or at least that our system is placed within one of
the poorer or almost vacant parts of its g-eneral mass, and that eccentri-
cally, so as to be much nearer to the región about the Cross than to that
diametrically opposite to it." (Mary Somerville, on the connexion of ihe-
phij.sical Sciences, 1S46, p. 419.)

(66) Pág. 136.— F¿a/e al Cabo, §315.

(67) Pág-. 1 íO. — De admiranda Nova Stella, anno 1572 exorta, m Tycho-
nis Brahe Astronomics instauratce Progymnasmata, 1603, p. 298-304 y 57S.
He seg-aido fielmente en el testo la narración del mismo Ticho. No he
debido hacer mención del aserto poco importante en sí, aun cuando se
le encuentra en muclias obras astronómicas, de que Ticho tenia noticias
de la aparición de la nueva estrella por multitud de g-entes del pais.

(68) Pág-. 140. — En una discusión con Ticho, Cardan se remonta hasta
la estrella de los Mag-os, para identificarla con la de 1372. Fundándose en
cálculos relativos á las conjunciones de Saturno y de Júpiter, y seg-un
conjeturas análog-as á las que Képlero habia emitido, acerca de la es-
estrella nueva que apareció en 1604, en el Serpentario, Ideler cree que
ia estrella de los Sabios de Oriente, no era una estrella aislada, sino un
simple aspecto, una conjunción de dos planetas brillantes, próximos en-
tre sí en una distancia menor que el diámetro de la Luna. La frecuente
confusión de las dos palabras áav^p y aarpov, presta alg-un apoyo á esta
interpretación. V. Tychonis, Progymnasmata, p. 324-330; Ideler, Hand
huch der mathematischen und fechnischen Clironologie, t. IT, p. 399-Í07.

(69) Pág-. Íil. — Proggmn., p, 324-330. Ticho, para apoyar su teoría do
las estrellas nuevas formadas á espensas de la nebulosidad cósmica de la Via
láctea, invoca los notables pasajes en que Aristóteles espone sus ideas
sobre las relaciones de la Yia láctea con las colas de los cometas (nebu-

^ 497 —

losidados emitidas por los cuerpos comelarios), V. Ccxiiins , t. í , p. 88 y
363,11.0 48.

(70) Pág-. 1 Í3. — Otros datos colocan la aparición en 388 6 398: véase
Santiag-o Cassini, Elementon de Astrommia, J7-Í0 (Estrellas nuevas), p. 59.

(71) Pá^. líS.— Arago, Anuario para 1842, p. 332.

(72) Pág'. 1Í9. — Kóplero, de Stella nova in pede Serp., p. 3.

(73) Pág-. lo2, — Véase acerca de las que no han desaparecido, Arg-e-'
landcr en las isíro». Nachr. de Schumacher, n." G2í, p. 371. Para tomar
también un ejemplo de la antigi'iedad, basta recordar la neg-lig-encla con
que escribió Arato su poema astronómico: sus olvidos han dado lug"ar á
prcg-untar si Yeg\a de la Lira seria estrella nueva, ó estrella variable de
larg'o período. Áralo dice, con erecto, que la constelación de la Lira no
contiene mas que pequeñas estrellas. Es nmy eslraíío, sin embarg-o, que
Hiparco no haya señalado este error en su Comentario, mientras que no
se olvida de combatir otro error respecto del brillo relativo á las estre-
llas de Casiopeaydel Serpentario. Pero estas son omisiones casuales que
nada prueban; porque no habiendo atribuido Arato al Cisne estrellas sino
.íde un brillo medio.»' Hiparco consigna espresamente este error (1. lí),
y añade que la brillante del Cisne (Deneb) es inferior apenas á la de la Lira
(Vega). Tolomeo coloca ;i esta entre las estrellas de l.'"^ magnitud. En los
Catasterismos de Eratóstenes, se llama á Veg"a, ^svkov xal ?.afj.npóv. ¿Es
posible decidir por el único testimonio de un poeta que no observaba las
estrellas, y que se csponia por lo tanto á error, que Vega de la Lira (la
Fidicula de Plinio, XVíII, 25) no era una estrella de 1;^ mag-nitud en la
«■poca de Arato, y que no ha alcanzado su estado actual, sino en el tiem-
po que media desde Arato á Hiparco, es decir de 272 á 127 antes de
nuestra era?

(7i) Pág. luí.— V. Mícdler, Aslron., p. 438, nota 12; Struve, Stel-
larum compoait. Mensurce microm., p. 97 y 98, estrella 21 ÍO. «Creo, dice
Arg-elander, que es en estremo difícil estimar exactamente el brillo de
estrellas tan diferentes como las dos componentes de a de Hércules.
Mis observaciones están en completa contradicción con la hipótesis de la
variabilidad del satélite. Con efecto, a de Hércules nunca me ha parecido
sencilla en las numerosas observaciones que he hecho de dia en los cír-
culos meridianos de Abo, de Helsingfors y de Bonn; ahora bien; esto no
hubiera podido suceiier si la compañera hubiese sido de 7.^ magnitud en
su mínimum de esplendor. Persisto en creerla invariable y en colocarla
en la ;>.*'* ó 5-6.''^ magnitud.»

(75) Pág-. 155.— La tabla de Mredlcr (Asíron.,, p. '535), contiene 18 cs-
xeMo iii. Zt

— 498 —

trellas con elementos numéricos muy diferentes. Juan Herschell cuenta
mas de 45 estrellas variables, comprendiendo entre estas las que están
indicadas en el testo {OutUnes, § 819-826).

(76) Pág-. 157. — «Tomando, dice Argclander, para época inicial la
del mínimum de brillo de Alg-ol en 1800, enero 1, á ISli Im de tiempo
medio de París, obtengo las duraciones sig"uientes del período para;

— 1087 . .

, . 24

2011

48m

59s, 416 . ,

. . ± Os, 316

— 1406

58 , 737

± 0 ,094

— 825

58 , 393

± 0,175

-H 751

58,454

± 0 ,039

-h 2328

58 , 193

d:: 0 , 096

H- 3885

57 ,971

± 0 , 045

-1- 5441

55 , 182

± 0,348

La significación de los números de este cuadro es la que sigue: Si se
toma la época del mínimum en 1.° de enero de 1800 para cero , la del
mínimum precedente será — 1; la del mínimum siguiente será -{- 1,
etc.. Entonces la duración del período entre los mínimos designados
por — 1987 y — 1986 será exactamente de2d 201i 48ra59s ,416:ladura-
€Íon entre + 5441 y -f 5Í42 será de 2d20h 48m55s , 182. La última du-
ración corresponde al año 1784, y la segunda al año 1842. Los números
precedidos del signo -f- son los errores probables. Esos números demues-
tran que el período es cada vez mas corto , resultado confirmado , ade-
más, por todas las observaciones que he hecho desde 1847. «

(77) Pág. 158. — La fórmula con que intentó Argclander representar
todas las observaciones de los máximos de Mira de la Ballena, es:

/ 360° \

1751 setiembre 9,76 + 331,3363 E + 1 0,5 sin E + 86° 23' )

-f 18.2 sin ( — E + 23P 42' j + 33,9 sin í -^^^ E + 170« 19'

~\- 65,3 sin i —E -f 6° 37' | ;

en la cual E espresa el número de los máximos que han tenido lugar
desde el 9 de setiembre de 1751; en los coeficientes numéricos la unidad
es el dia medio. Según esta fórmula, el máximum del año actual tendrá
lugar en

1751 setiembre 9,76 + 3644';. 99 -f 10,4S — 11,24 -f 19,60
+ 25,92 = 1851 agosto 8,51

— 499 -

Lo que parece hablar mas cu favor de esta formula, es que represeii-
■ía también la observación del máximum de loOo (Cosmos, t. II, p. 318):
ahora bien; esta observación discordaría en mas de 100 diasenla hipótesis
de un período uniforme. Sin embarg-o la ley de las variaciones de brillo de
esta estrella parece ser muy complicada, porque las separaciones de la
fórmula llcg-an á cerca de ^íi dias en ciertos casos , por ejemplo para el
máximum exactamente observado del año 18í0.>»

(78) Pág-. 1:jS.— V. Arg:elander, de Stella ^ Lyne variabili, 1814.

(79) Páy. loí). — Una de las primeras tentativas serias que se han he-
cho para determinar la duración media del^período de Mira de la Ballena,
se debe á Santiago Cassini, Elémeíitos de Astronomía, 1740, p. 66-69.

(80) Pag-. 168. — New^ton (Philos. Nat. Principia mathem , ed. Le Seur
y Jacquier, 1760, t. 111, p. 671) no disting-ue mas que dos clases de fenó-
menos siderales: « Stellaj ñxse qua' per vices apparent et evanescunt, vi-
(lentur revolvcndo partem lucidam et partem obscuram per vices osten-
dere." Riccioli habia propuesto ya esta esplicacion para las variaciones
de brillo de las estrellas. En cuanto á la reserva que debe g-uardarse en
decidir acerca de Ka periodicidad de esas variaciones, véanse las im-
portantes consideraciones de Juan Herschell , en el Viage al Cabo,
§261.

(81) Pág-. 168. — Delambre, Hisf. de la Astron. antigua, t. II, p. 280, é
Hist. de la A stron . en el s iglo 1 8^^ , p . 1 1 9 .

(82) Pág-. 170. — Juan Herschell, Viage al Cabo, § 71-78, y Outlincs of
Astron., § 830. V. Cosmos, 1. 1, p. 138 y 38o n.° 20.

(83) Pág-. 170. — Carta manuscrita del teniente Gilliss , astrónomo 1
del Observatario de Washing-ton, al doctor Fliíg-el, cónsul de los Estados ;
Unidos de la América del Norte en Leipzig-. En Santiag-o de Chile el cielo <:x,^
permanece durante 8 meses , tan puro, y la atmósfera tan trasparente,
que Gilliss disting-uia perfectamente la 6.* estrella del trapecio de Orion

con un anteojo de Om , 175 de abertura, construido por Enrique Filz,

■de Ne-w-York, y G. Voung- de Filadelña. ^\

' ^ J

(84) Pág-. 171. — Juan Herschell, fiage al Cabo, p. 334 350, nota l,y

440. (Sóbrelas antíg-uas observaciones de la Cabra y de la Veg-a, v. Gui-
llermo Herschell en Ias Philos. Transad., 1797, p. 307; 1799, p. 121, y en
<íl Jahrbuch de Bode para 1810, p. 148.) Por el contrario, Arg-elander
pone en duda la variabilidad de la Cabra y de las estrellas de la Osa
Mayor.

.(85) Pág. 172.— F¿a^e al Cabo, § 259, n." 260.

— 500 —

(86) Pág-. 172. — Heis, en sus noticias manuscritas de mayo de ISoO..
V. también el Viage al Cabo, p. .'}2o, y P. de Bogaslawski, Üranus fúr
1848, p. 186. La supuesta variabilidad de >j, a y S de la Osa Mayor está
también confirmada en las OutUnes, p. o59. Acerca de las estrellas que
indicaran sucesivamente el polo norte, hasta Veíja de la Lira, la mas be-
lla de todas, la cual tomará en 12000 años el lugar de la estrella polar
tual, V. Miedler, Astron., p. 432.

(87) Pág-. 172. — Casmos, t. III, p. 77.

(88) Pág-. 172. — Guillermo Hersclicll, on the Chang-es that liappcn to
ílie Fixed Stars, en las Phií. Tramact. l'or 1796, p. 186. Véase también
Juan Herschcll, Viaje al Cabo, p. 3oO-3.'J2, y el escelente escrito de Ma-
ry Somervilie: Conexión of the Phijsical Sciences, 18-Í6, p. Í07.

(89) Pág-. 176. — Encke, Betracfitungen nber die Anordnung den Slernsys-
tems, 1844, p. 12, (Cosmos, t. Jll. p. 27). Mccdlcr, Astron., p. í4o; Faye,.
Memorias, t. XXVI, p. 76.

(90) Pág-. 178.— Halley enlasP/ií/os. rransflfí. íor 1717-1719, t. XXX,
p. 736. Sus consideraciones no llegaban por lo demás sino á las varia-
ciones en latitud; el primero que se ocupó de las variacianes en long-itudí
fué ísantiag-o Cassini (Arago, en la Astron. popul., i. If, p. 23).

(91) Pág. 178. — Delambre, Hist. de la Af^tron. moderna, t. lí, p. 6Í>8, é
Iltst. de la Aslron. en el siglo 18. p. 448.

(92) Pág. 178.— P///70S. Transad., t. LXXHL p. 138.

(93) Pág. 179 — Besscl, en el Fahrbnch de Schumacher para 1839,
p. 38: Arago. Astron. jiopul., t. II, p. 20.

(94) Pág-. 179. — Acerca de « del Centauro, v. Ilenderson y Maclear
en ]cis Mcmoirs of the Astron. Soc.,t. XI, p. 61, y PiazziSmyth en las Edinb.
Transact., i. XV], p. 447. El movimiento propio de Arturo es de 2", 25,
seg-un Baily (Memoirs ofthe Astron. Soc , i. V, p. 16o); es considerable con
relación á los movimientos propios de otras estrellas muy brillantes: por
que el de Aldebaran no es mas que de O", 185 (Ma;dler, Centraísonne,
p. 11), y el de Vega de O", 400. Entre las estrellas de primera mag-nitud,
«. del Centauro constituye una escepcion muy notable; su movimiento
propio de 3/ ',58, esccdc mucho del de Arturo. El movimiento propio de
la estrella doble del Cisne es de 5 ',123 por año, según Besscl {Schum.
Astron. Nachr., t. XVI, p. 6).

(9.';) ?ág. ll'd.— Astron. Nachr., de Schumacher^ n." íoo.

— 501 —

(OG) Póg-. 179.— La misma obra, n.° Bl8, p. '270. D' Arrcst ha basado
su cálculo cu la comparación de las observaciones de La Caillc (17o0!
•con las de Brisbano (182rj) y de Taylor (I8;]:jj. La estrella S.l'H de la
Topa déla Kavc tiene un movimiento propio de 7", 871: es de 6.^ magni-
tud. (Maclear en Maedlcr, Vntersuch. nber die Fixstern-Systeme, 1. 11,
p. íi.)

(97) Pág-. 1751.— Asínm. Nachr., n." U61, p.'aOl.

(98) Pá--. 180.— La misma obra, n.os 514-üI6.

(99) Pág-. 181. — Struvc, Estudios de Asiron. estelar, testo, p. 47, notas
p. 2fí y !')l-57; Juan Herschell, Outlines, § 859 y 860.

(100) Pág. 18 L — Orígenes, en el Tliesaurus de Gronovio , t, X,
p. 271.

(1) Pág. 181. — Laplace, Esposicion del Sist. del Mundo, 1824, p. 39o.
En sus Cartas cosmológicas, Lambert se inclina mucho hacia la hipótesis
<lc los cuerpos oscuros.

(2) Pág. 181.— MxMller, Untcrs liher die Fixstern Systeme, t. 11, (1848)
p. Í5, y Asiron., p. 4l(í.

(3) Pág. 182. ■ — Véase Cosmos, i. III, p. 77; Laplace en las Allqem.
(¡engr. Ephem. de Zach, t. IV, p. 1; Miedler, Astro7i., p. B9'>.

(4) Pág. isa.— Opere di Galileo (^alilci, t. Xíí, Milano, 1811, p. 20(1.
Este notable pasaje que indica la posibilidad y aun el proyecto de una
medida, ha sido señalado por Arago, Asiron. popuL, t. i, p. 4:18.

(5) Pág. 185. — Bessel, en el Jahrbuch fiír 1889 de Schumacher,
p. 5yll.

(IJ) Pág. 18i>. — Struve, Asiron. esleí., {). 104.

(7) Pág. 185. — Arago, en el Conocimiento de los Tiempos para 183í.
p. 281: «Observamos con mucho cuidado, Mathieu y yo, durante el mes de
agosto de 1812 y en el mes de noviembre-siguiente, la altura angular do
la estrella sobre el horizonte de París. Esta altura en la segunda época.
no escede de la altura angular en la primera mas que en O", 66. Un para-
laje absoluto de un solo segundo hubiera producido necesariamente en-
tre esas dos alturas una diferencia de 1",2. Nuestras observaciones no
indican pues que el radio do la órbita terrestre, que 39 millones de le-
guas sean vistas desde la 61.^ del Cisne bajo un ángulo de mas de medio
segundo. Pero una base mirada perpendicularmente subtiende un ángulo
• de un somi-sogundo, cuando se dista de él 412 mil veces su longitud.

— 502 —

Lueg-o la 61.^ del Cisne está por lo menos á una distancia de la Tierra
ig-aal á 412 mil veces 39 millones de leguas." V, Astron. popuL, t. J, la
nota de la p. 444.

(8) Pág-. 185. — Bessel publicó desde luego en el Jahrhuch de Schuma-
cher, p. 39-49, y en las Astron. Nachr., n.^ 366, el número O", 3136 á
título de primera aproximación. Su resultado definitivo es O", 3483 (As-
tron. Nachr., n." 402, t. XVil, p. '274). Peters halló, por sus propias ob-
servaciones, un número casi idéntico, O'', 3490 (Struve, Astron. estel.,
p. 99). En cuanto á la modificación que Peters hizo sufrir al número de
Bessel, proviene de que Bessel habia prometido antes de su muerte
(Astron. Nachr., t. XVII, p. 267), someter á un nuevo examen la in-
fluencia de la temperatura sobre las medidas heliométricas. Habia tam-
bién realizado en parte esta promesa en el primer tomo de sus Astro-
nomische Untersuchungen, pero sin hacer aplicación á sus observaciones
de paralaje. Esta aplicación se hizo por Peters (Er ganzungsheft zu den
Astron. Nachr., 1849, p. 56), y este astrónomo distinguido encontró tam-
bién 0",3744 en lugar de 0",3483.

(9)- Pág. 186. — Este paralaje de 0^',3744 da para la distancia de la
6l.»del Cisne 550,900 veces la distancia de la Tierra al Sol, ú 8.455,000
millones de miriámetros. La luz emplea 3,177 dias medios en recorrer
esta distancia. Los tres valores que han sido atribuidos sucesivamente á
este paralaje han acercado á nosotros (entiéndase que aparentemente) la
célebre estrella doble del Cisne en la relación de los números 10, 9 ^/^ y
8, Yio <1^^ ^^SP^'*^^^"^'^ ^" ^''^^ ^^ tiempo que necesita la luz para salvar el
espacio que nos separa de ella.

(10) Pág. 186.— Juan Herschell, Outlines, p. 545 y 551; M^dler (As-
tron., p. 425) da O", 92 13 y no O", 9 128, para el paralaje de o, del
Centauro.

(11) Pág. 186. — Struve, Stell. compos. Mensure microm., p. clxix-
CLXxii. Airy atribuye á a de la Lira un paralaje inferior á O", I, ó mas
bien admite que este paralaje es muy pequeño para poderse determinar
con los instrumentos de que se disponia en la época de sus observacio-
nes {Mem. of the Royal Astron. Soc, t. X, p. 270).

(12) Pág. 186. — Struve, sobre las medidas micrométricas que se han
hecho con el gran anteojo del observatorio de Dorpat (oct. 1839), en las
Astron. Nachr. de Schumacher, n.*^ 396, p. 178.

(13) Pág. 186. — Peters, en Struve, ils¿ro«.s/d/., p. 100.

(14) Pág. 187.— Peters, en Struve, Astr. stell., p. 101: Wichman,.
G, Struve, Otto Struve y Faye en las Memorias, t. XXVÍ. p. 64, 69^

— 503 —

y t. XXX, p. t)8 y 78. Los paralajes referidos en el testo, proporcio-
nan ol medio de trasformar los movimientos propios (ang^ulares) de las
estrellas en movimientos lineales, y de evaluar asi sus velocidades en
miriámetros ó en leg'uas (de 4,000 ui). Por el cuadro sig-aieiite se verá
con qué rapidez se mueven la mayor parte de esas pretendidas fijas: es
curioso que sea en ellas en donde se busquen los ejemplos de las mayo-
res velocidades de que hasta aquí ha parecido animada la materia:

ESTRELLAS.

PARALAJES.

lYlOVIMIENTOS

ESPACIOS

recorridos

PROPIOS.

POR SEGUNDO.

« del Centauro.

0'

',913

3",580

3 leg-uas.

61* del Cisne.

0

,3744

0 ,123

16

Sirio.

0

,230

1 ,234

6

1830 Groombridge.

0

,220

6 ,974

37

'>

0

,1825

»

46

»

0

,034

„

249

T de la Osa Mayor.

0

,133

0 ,746

7

Arturo.

0

,127

2 ,250

22

a de la Lira.

0

,207

0 ,364

2

La Polar.

0

,106

0 ,030.

V2

La Cabra.

0

,046

0 ,461

12

Habria que rebajar de ios números contenidos en las dos últimas co-
lumnas, el efecto producido por la traslación de nuestro propio sistema. Esta
reducción se ha hecho posible desde que los trabajos combinados de Ar-
gelander, de O, Struve y de Pcters han dado a conocer por una parte,
la dirección en que se mueve el Sol, y por otra, su velocidad absoluta cti
el espacio. Seg-un O. Struve, un observador colocado á la distancia media
de las estrellas de 2." mag-nitud, veria moverse al Sol con una velocidad
ang-ular anual de O", 3392. Seg-un Peters, á esta distancia corresponde un
paralaje de 0"209. Asi la velocidad absoluta del Sol y de todo su cortejo
de planetas seria de 2 leguas por seg-undo. Pero este resultado no se ha
tenido presente en el cuadro anterior, y por consig-uiente los números
de leg-uas indicadas miden solamente los cambios relativos del Sol y de
cada'' estrella durante 1 s . Conviene añadir también que esos núme-
ros no espresan mas que las proyecciones, quizá muy disminuidas, de las.

#

-- 504 —

velocidades estelares sobi-e los planos psírpendicularcs á los rayos visua-
les, porque liada nos indica la dirección absoluta de esos movimientos
en el espacio. Las velocidades reales pueden pues ser todavía mayores
que las del cuadro.

(15) Pág-, 188. — V. sóbrela relación onlrc los movimientos propios y
la distancia, para las estrellas mas brillantes, Síru ve. Síell. comp Mens.
microm., p. clxiv,

(16) Pág-. 181). — Savary en el Conocimiento de /os (ieinpos para 1880,
p. 5()-69yp, 103-171. Esta brillante concepción de Savary fué discutida
por Struvc bajo el punto de vista práctico (Mensunc hiicrom., p. clxiv). Se-
g"un Struve, las estrellas dobles actualmente conocidas no se prestan á una
aplicación ventajosa de este método. Si los paralajes no son inferiores á
O ',1, vale mas intentarla determinación directa que recurrir a la des-
ig-ualdad marcada por Savary. No obstante esta desigualdad podria lle-
gar á ser sensible con el tiempo, en las estrellas de largos ■periodos, y per-
mitir entonces obtener paralajes que escaparían á las medidas directas.
Además, para que la idea de Savary sea perfeclamcnlc exacta bajo el
punto de vista teórico, es preciso admitir la condición de que la masa del
satéli'e pueda ser considerada como nu!a, frente á la masa de la estrella
central. Si las masas fuesen iguales , las duraciones de las semi-revolucio-
nes, de (jue se ha hablado en el testo, lo serian también: el efecto de
aberración cuyo paralaje se trata de deducir dcsaparcceria. Débese csla
observación á Y. Yillarceau que ha tratado la cuestión de una manera
completa, en una memoria todavía inédita. Yillarceau lleg^ó á reconocer
la necesidad de llevíir cuenta délas masas (la relación de su diferenciad su
suma), estudiando separadamente, en su análisis, las aberraciones espe-
ciales de cada componente de un mismo par estelar,

(17) Pág, \dd.— Cosmos, t. I, p, 130 y 383 , n." 2.

(18) Pág. 190.— Mítídler, Astronoma, p, 414.

(ÍG) Ppg. 190. — Arago fué el primero que indicó este pasaje notable
de Bradley (Aüron. popuL, t. 11, p. 27), Y, en el mismo lomo , el libro
relativo a la traslación del sistema solar, p. 19-36,

(20) Pág'. 192.— Según una carta que Gauss me dirigió : Y. AiUron.
Yac/ir., n.° 622, p. 348.

(21) Pág. 192,— Galioway, on the Molion of ilic Solar System, cu las
Phüos. Transad., 1847, p. 98.

— 505 -^

(22) ?ág-. 193.— Argclancler ha dicho su opinión respecto del valor
que se debe alribuir á semejantes concepciones, en su escrito; iiber dio
eigcnc Bewegung des Sonncnsyseems, hcrgeleitef aus der eigencn Bcwrgung dcr
í, terne, 1837, p. 39.

(23) Páj. 103.— V. Cornos, t. I, p. 128; Mucdler, Adrn7l.,l^ 400.

(2i) Púg. 19Í.— AríjeUmder, ia uiisnia obra., p. 42; Miedle;-, Ccntrai-
sonne, p. 9, yAstron., p. 403.

(2o) Pág-. 194.— Arg-clander, la misma obra,, p. 43, y en las Astron.
ISachr. de Schumacher, n ° oGíi. Guiados, no por invcsti.g-aciones numé-
ricas, sino por especulaciones en las que La imaginación tenia la mayor
parte, Kant y Lambert, hablan indicado ya, el uno á Sirio, el otro la ne-
bulosa del tahalí de Orion, como cuerpo central de nuestro haz estelar.
[Stvuvc, Astron. cstd.,\^ 17,n.°19).

(2G) Pág-. 194.— Mffidler, Astron.. p. 380, 400, Í07 y 414; Centrahonnc'
18iG, p. 44-47; Unfersuchungcii über die Fixí^tern-Systrmc, 2.''' parte., 18í8,
p 183-185. (Alción esta situada á los 54° 30^ de AR, y -h 23" 36' de de-
clinación para el año 1840) Si el paralaje de Alción fuera efectivamente
de 0^/, OOGo. su distancia sena igual á 3 i */o millones de veces el radio
de la órbita terrestre; estaría, pues, oO veces mas apartada de nosotros que
la G l^ del Cisne. La luz , que Uog-a del Sol á la Tierra en 8 m 1 8s, necesitarla
500 años para venir de Alción. Puede citarse á este propósito, el límite
de magnitud á que se ha elevado la imaginación mas atrevida de los
antig-uos Grieg-os. Hesiodo dice {Thcogonia, v. 722-72o), á propósito de
los Titanes precipitados en el Tártaro: «Si un yunque de bronce cayese
del Cielo, durante nueve dias y nueve noches, al décimo diaUeg-aria á la
Tierra..." El espacio así recorrido en 777600 segundos de tiempo, por un
cuerpo que cae, puede ser calculado fácilmente, teniendo en cuenta el de-
crecimiento rápido que la atracción del g-lobo terrestre esperimenta á
distancias notables; Gall encuentra para esta altura de caida 57,400 mi-
riámetros; esto es, vez y media la distancia de la Luna á la Tierra. Pero
según la Iliada, I, 592, Vulcano no tardó mas que un solo dia en caer
del cielo á la isla de Lemnos, «y apenas si respiralia todavía » En cuanto
á la cadena que pendía del Olimpo a la Tierra, y sobre la cual liabian
reunido los Dioses todos sus esfuerzos sin poder arrastrar á Júpiter
(¡Hada, VIII, 18). su long-itud permanece indeterminada; m» es una imá-
g-on destinada á dar la idea de la altura del Cielo, sino únicamente de la
fuerza y de ia omnipotencia de Júpiter.

(27) Pag-. 194 —V. las dudas cspucstas por Peters en los Asirán. Nadir.

— 506 — .

de Schumacher, 1849, p. 661, y por Juan Herschell, Outlinesof Astron.f
p. 389: "In the present defective state of our knowledg-e respecting- tho
proper motion of the smaller stars, we cannot bat regard all attempts of
Uiis kind as toa certaiii extent premature, tlioug-li by no means to be
discouraged as forerunners of something- more decisive.»

(28) Pag. 19o.— V. Cosmos, t. I, p. 134-134 y 383; Struve, íiher Doppels-
terne nach Dorpaícr Micromeier-SIessungen , von 1824 bis 1837, p. 11.

(29) Pág. 196.— C0.9W05, t. III, p. 46-:J0, 115-118.

Como ejemplo notable de una ostensión de vista estraordinaria puede ci-
tarse al maestro de Keplero, Moestlin, que apercibía á simple vista 14 es_

, trellas en las Pléyadas: algunos antiguos liabian visto 9 (Meedler, Un-

\ ters. über die Fixs., 2.^ parte, p. 36.)

(30) Pág. \i)(i.— Cosmos, t. líl, p. 183 El doctor Gregory de Edim-
burgo, habia recomendado también este método en 1675, es decir, 33 años
antes de Galileo: V. Thomas Birch, Hist. of the Royal Soc, t. IIÍ, 1757,
p. 225. Bradley alude á este método, en 1748, al fin de su célebre Me-
moria sobre la nutación.

(31) Pág-. 197.— Mcedler, iisíroíi., p. 477.

(32) Pag-. 197. — Arago, en la Asíron. popuL, t. 11, p. 28.

(33) Pág-, 197. — An Inquiry into the probable Parallax andMagnitude
of the fixed Stars, from the quantity of Light which they afford us, and
the particular circumstances of their situation, by theRev. JuanMichell,
en las Pililos. Transad., t. L\U, p. 234-261.

(34) Pág-. 198.— Juan Michell, la misma obra., p. 238; «If it should
liereafler be found, that any of the stars have others revolving about
them (for no satellites by a borrowed light could possibly be visible), we
shouldt then have the means of discovering...w En todo el curso de su
discusión persiste en negar que una de las dos estrellas componentes
pueda ser cuerpo oscuro, planeta que refleje útiicamente la luz del otro
astro , y se funda en que los dos astros son visibles para nosotros, á pesar
de su distancia. Compara la densidad de las dos estrellas, distinguiendo á la

■u:íayor con el nombre de central star, con la densidad de nuestro Sol, y si
emplea la palabra satélite, si habla de la "greatest apparent elongation of
those stars, that revolved about the others as satellílis," no es mas que
para indicar la idea puramente relativa de la revolución de la mas pe-
queña alrededor de la mayor, sin olvidar por esto que los movuiiientos
absolutos se ejecutan alrededor del centro de g^ravedad común. Mas ade-

— 507 —

laiitc dice (p. 2í3 y 249): We may conclude with thc iiig-hest probability
(the odds against the contrary opinión bcing many millioii millions to
oiie), íhat strs form a kind of systeni by mutual gravitation. It is hig-hly
probable in particular, and nextto acertainty in general, that sucli dou-
ble stars as appear to consisl of two or more stars placed near together^
are under tne influcncc of some g-eneral law, such perhaps as gravity...»
(V. también Arag-o en la Astronomía popular, t. I, p. 487-494). ]\o puede
concederse una gran conlianza á los resultados numéricos de los cálculos-
de las probabilidades á que se entreg-ó Michell , pues , partió este de una
hipótesis inadmisible, á saber, que hay en todo el Cielo 230 estrellas mas
brillantes que ¿3 del Capricornio, y loOO estrellas ig^uales en brillo alas 6
estrellas de las Pléyadas. Juan Michell termina su ingenioso tratado cos-
mológ-ico por una esplicacion muy atrevida del centelleo, atribuyéndolo
á una especie de pulsación que se produce en tal caso en la emisión déla
materia luminosa. Esta esplicacion no es tampoco mas feliz que la que Si-
món ?\Iario, uno de los que descubrieron los satélites de Júpiter (Cosmos,
t. lí, p. 308 y 470, n."44), dio al final de su Mundus Jovialis, en 1614.
Pero Michell tuvo el mérito de haber hecho observar primero que nadie
(p. 2G3), que el centelleo va siempre acompañado de cambios de color:
«Besides their brightncss , therc is in the twinklin of the ñxed stars a
chang'e of colour.»

(35) Pág-. 199.— Struve, en la Colección de las Actas déla Sesión pública
de la Acad. imper. de Ciencias de St-Petersbourg, el 29 diciembre 1832, p. 48-
50; Míedler, Astron., p. 478.

(36) P;%. 199.— P/i¿7os. Transad., for the year 1782, p. 40-126, for 1783,.
p. 112-124, for 1804, p. 87. V. Madler, en el Schumacher's Jahrbxich fiir
1839. p. 59, y los Unters. uber die Fixstern-Systeme , 1.^ parte., 1847, p. 7.

(37j Pág-. 200. — Míedler, la misma obra, 1.^ parte, p. 255. Se conocen
para Castor dos antiguas observaciones deBradley, que datan de 1719 y
de 1759, la primera hecha en común con Pound, la segunda con Maske-
lyne, y dos observaciones de G. Herschell de 1779 y 1803 ,

(38) Pág. 201. — Struve, Mensurce microm., p, xl y p. 234-248. en
total hay 2641 -+■ 146 = 2787 pares observados (Msedler, Schum. Jahrb.^
1839, p. 6ÍJ.

(39) Pág. 201. — Juan Herschell, Viaje al Cabo, es decir Astron. obscro
al the Cape ofGood Hope, p, 165-303.

(40) Pág. 201.— La misma obra., p. 167 y 242.

Y

— 508 —

(41) Pág-. 202, — Argelander, en su trabajo sobre los aioviniicnlos pro-
pios de las estrellas. V. su escrito: DLX stellarum fixarum positiones media
ineunte anno 1830, ex ohserv. AbocB habitis (Hclsingforsice 1825). Moedler
evalúa en 600 el número de las estrellas múltiples que han sido descu-
biertas en Pulkova desde 1S37 (Astron., p. 625).

(42) Pág-, 203. — Puede suponerse que todas las estrellas tienen un mo-
vimiento propio; pero el número de aquellas cuyo movimiento se ha
comprobado escede apenas del número de las estrellas dobles en las cua-
les se ha reconocido un cambio relativo de las componentes. (Msedler,
Astron., p. 394, 4!)0 y 520-540). Slruve ha discutido esas relaciones nu-
méricas en las Mens. microm., XCIV, tratando separadamente los pares
en que la distancia es de 0^^ á 1 '/, de VJ a 8^ y de 16''/ á 32''. Con-
viene recordar aquí que si las distancias inferiores á 0'',8 han sido sim-
plemente estimadas, investig-acioncs instituidas con el auxilio de estrellas
dobles artificiales, han dado la se^-uridad de que esas evaluaciones son
exactas próximamente en 0'/,l. Slruve, iiher Dop2)eIsterne nach Dorpater
.Beo6ac/i¿., p. 29.

(43) Pág-. 203. -Juan Herschell, Viaje al Cabo. p. 1G6.
(4í) Pág-. 203.— Slruve, Mens. microm., p. lxxvii-lxyxiv.

(45) Pág. 20Í.— Juan Herschell, Outlines o[ Astron., p. 579.

(46) Pág-. 20Í.— Para mirar el Sol á través de un anteojo se emplean
cristales oscurecidos, teñidos de dos calores subidos, pero complementa-
rios; obtiénense así imágenes blancas del disco solar. Durante mi larga
permanencia en el Observatorio de París, Arag-o usaba ya cristales se-
mejantes para observar los eclipses ó las manchas del Sol. Combínanse
también dos cristales, uno de ios cuales es rojo y el otro verde, ó el uno
íimarillo y el otro azul, ó también un matiz verde con viólela. «Cuando
una luz fuerte está cerca de una luz débil, la última toma el color cora-
plementario de la primera. En esto consiste el contraste: pero como casi
nunca está puro el rojo, puede decirse también con razón que el rojo es
complementario del azul. Los colores próximos en el espectro solar se
sustituyen." (Arag-o Manuscrito de 1847).

(47) Pág-. 205.— Arag-o, en el Conocimiento de los Tiempos para 1828,
p. 299-300; en la Astron. popuL, t. I, p. 453-459 «Las escepciones que cito
prueban que tenia razón en 1825, al introducir con la mayor reserva,
la noción física del contraste en el problema de las estrellas dobles. El
íizul es el color real de ciertas estrellas. Picsulta de las oiiscrvaciones re-
cog-idas hasta aquí, que el firniamenlo no solo está sembrado de soles

— 509 —

rojos y amarillos como sabían los antiguos, sino que también lo está de
soles azules ó verdes. Con el tiempo y por medio de observaciones futuras
llegaremos a saber si las estrellas verdes ó blancas son ó no soles en vias
de decrecimiento; ó si los diferentes matices de esos astros, no indican
que la combustión se verifica en ellos á diferentes grados; si la tintura,
con esceso de los mas refrangibles rayos, que presenta frecuentemente la
pequeña estrella, no dependerá de la fuerza absorbente de una atmósfera
que desarrolle la acción déla estrella, ordinariamente mucho mas bri-
llante, que la acompaña." (Arago, en la Asíron. popuL, t. I p. 457-403).

(48) Pág. 204.— Struve, über Doppclsternu nach Dorpater Beobachtungen,
1837, p. 33-86 y Mensiiríc microm., p. lxxxui; cuenta 63 pares en que
las dos estrellas son azules ó azuladas y tlonde por consiguiente la colo-
ración no seria efecto del contraste. Cuando se llegan á comparar las
apreciaciones de diferentes observadores, sobre los colores del mismo par,
sorprenden las divergencias que se encuentran. Por ejemplo, un obser-
vador halla que la compañera de tal estrella roja ó naranjada es azul.
mientras que otro observador le atribuirá el color verde.

(49) Pág. 205 — Arago en la Astron. popul., t. I, p. 4SÍ-487.

(50) Pág. 205.— Cosmos, t. III, p. 118-122.

(51) Pág, 206. — uThis superb double star (a del Centauro), is beyond
all comparison the most striking object of the kind in the hcavens, and
consists of two individuáis, both of a high ruddy or orange colour,
though that of the smaller is of a somewhat more sombre and brownish,
cast » Juan Herschell , Viage al Calo, p. 300. Pero según las bellas
observaciones del capitán Jacob (Bombay Engiueers) en 1846, 1847
y 1848, la estrella principal es de 1 '^ magnitud y la compañera útiica-
mente de 2.^, 5 ó de 3.^ magnitud (Transad, of iha Royal Soc. of Edinb.
t. XVÍ, 1849, p. 451).

(52) Pág. 206. -Cosmos, t. III, p. 154 y 160.

(53) Pág. 2.)0.— Struve, über Doppelsí. nach Dorp. Bcobacht., p. 33.
(51) Pág. 206. — La misma obra, p. 30.

(55) Pág. 207. — Miedler, Astroa., p. 517; J. Ilerchcll, Outíines of As-
ironoiny, p. 568.

(56) Hág. 207. — Cf. Mfcdler, IJntersucli. über die Fixsícrn-Sysleme, 1.^
parte, p. 225-275; 2.^ parte, p. 235-240; el mismo en Aslron, p. 511;
J. Herschell, Ouflines, p. 573.

— 510 —

(37) Pág'. 207. — La ocultación fue solo apárenle y se debió á los fal-
sos discos que conservan las estrellas en los mejores anteojos {Cosmos,
t. III, p. 116). Seg-un los cálculos de Villarceau, la distancia aparente de
los centros de las dos estrellas de 5 de Hércules no ha sido nunca inferior
á O", y (en 1793 y en 1830); ahora bien; los discos reales délas mas bellas
estrellas son probablemente mucho mas pequeños que la mitad de esta
distancia. Pero en i de Hércules, la estrella principal es de 3.^ magnitud
y el satélite es de 6.^ á 7.^ magnitud; este último ha podido pues desapa-
recer en los rayos de la mayor, es decir, en su falso disco, en la época
del menor perihelio aparente. Para »? de la Corona, por el contrario, la dis-
tancia de las dos estrellas fue de 0'f,í en 1784 y hacia fines de ISoO, y,
sin embargo, no hubo ocultación. Esas 2 estrellas son mucho mas peqne-
fias que C de Hercules; sus discos falsos son menores; ninguno de ellos
coincide jamás con el otro , á pesar de una distancia menor aparente
en el perihelio.

(58) Pág. 212. — Véase , para I de la Osa Mayor , p de Oñuco , <? de
Hércules y »? de la Corona , Yvon A'illarceau en las Adiciones al Conoci-
miento de los Tiempos para 18")1, y las Memorias de la Acad. de Ciencias,
t. XXXII, p. í)0.

(o9) Pág. 213.— Cosmos, t. I, p. 70-74, 78 y 130; t. lí, p. 320, 1. II!,
p. 36-41, 126, 140 y 150.

(60) Pág. 213.— Cosmos, t. III. p. 179-181.

(61) Pág. 215.— Cosmos, t. l,p. 70.

(62) Pág. 216.— Cosmos, t. III, p. 80, 126, 252 y 277.

(63) Pág. 216.— En 1471, antes déla espedicion de Alvaro Becerra,
avanzaron los Portugueses mas allá del ecuador. A'éase Humboldt,
Examen crítico déla historia de la Geografía del nuevo Continente, t. I, p. 290-
292. Pero ya I)ajo los Lagidos, los antiguos á favor del monzón del Sud-
oeste llamado entonces Hippalus, habian establecido una senda comer-
cial á través del Océano Indio, desde (Ocelis sobre el estrecho de Bab-el-
Mandeb, hasta el gran depósito de Muziris en la costa del Malabar y en
Ceylan {Cosmos, t. II, p. 166). En todos esos viajes marítimos viéronse
pero no se describieron las nubes de Magallanes.

(64) Pág, 210. — Juan Herschell, Ohservations nt t he Cape of Good
■Mope, § 132.

— 511 —

(65) Pag-. 217.— Cosmos, t. II, p. 308 y 468 n.'^ 42. Galiloo, que traía de
-esplicar el intervalo de los dos descubrimientos del 29 de diciembre de 1609
al 7 de enero de 16 lO, por la diferencia de los calendarios; pretende ha-
ber visto los satélites de Júpiter un dia antes que Simón Mario , y se
deja llevar de su fog^osidad habitual^ contra lo que llama «Bug"ia del im-
postore erético Gnn{zenhusanoy> y lleg-a hasta decir «Che molto probabil-
mente 11 erético Simón Mario, non ha osservaío g-iammai i Pianeti Me-
dicei." Véase Opere di Galileo Galilei, Padova, 1744, t. II, p. 235-237, y
Nclli, Vita c Commerceo Idtario di Galilei, 4793, t. I, p. 240-'i46. El mismo
erético se habia espresado sin embargo con mucha sencillez y modestia
sobre el alcance de su descubrimiento: «Ha'C Sidera (Brandemburgica)
a nullo mortal ium mihi ulla ratione commonstrata, sed propria inda^gine
sub ipsissimum fere tempus vel aliquanto citius quo Galilóeus in Italia ca
primum vidit a me in Germania adinventa et observata fuisse. Mérito
ig-itur Galilseo tribuitur et manet laus primee nventionis horum siderum
apud ítalos. An autem inter meos Germanos quispiam ante me ea inve-
nerit et viderit, hactenus intclligere non potui.»»

(66) Pág-. 217. — Mundus Jovialis anno 1609 detcctus ope pcrspiciUi Belgici,
]Xoriberg-íe, 1614.

(67) Vá^. m.- Cosmos, t. 11, p, 319.

(68) Pag-. i[H.— Cosmos, t. III. p. 129.

(69) Pág". 218. — «Gallilci notiS che le Nebulose di Orione nuU' altro
erano che mucchi e cuacervazioni d'innumerabili stelle.».» Nelli, Vita di
Galilei, t. I, p. 208.

(70) Pág". 219. — «In primo integ-ram Orionis Constellationem pingerc
decreveram; vero, ab ing-enti stellarum copia, temporis vero inopia obru-
tus, ag"gressionem hanc in aliam occasionem distuli. — Cum nom tantum
in Galaxia lacteus ille candor veluti albicantis nubis spectetur, sed com-
plures co7isimilis coloris arcolw sparsim per cethera suhfulgeant, si in illarum
quamlibet specillum convertas, Stellarum constipatarum coetum offendes.
Amplius (quod mag'is mirabile) Stella?, ab Astronomis sing-ulis in hanc
usque diem Nebulosce apellatfe, Stellarum níirum in modum consitarum
greges sunt: ex quarum radiorum commixtione, dum unaqnaque ob exi-
litatem, seu maximam a nobis remotionem, oculorum acien fug"it, candor
ille consurg'it, qui densior pars coeli, Stellarum aut Solis radios retor-
quere valens, hucusque creditus est.» Opere di Galileo Galilei, Padova,
1744, t. II, p. 14 y lo; Sidereus Nuntius, p. 13, 15 y 35.

(71) Pág-. 219. — Véase el Cosmos, i. III, p. 229, nota 91. Debo recordar

— 512 —

á este propósito la vi neta con que termínala introducción de Hcvclio cu su
Fírmamentum Sobescianum, publicado en 1687. Representa tres g-ciiios, dos
de los cuales iniran al cielo con el Seslante de Hevelio y responden al
tercero que tiene un telescopio y parece ofrecérselo: Prsestat nudo oculo!

(72) Pág-. '219. — Huyg-hens, Systema Salurnium, en sus Opera varia,
Lugd. P>atav. 172i, t. 11, p. 423 y o93.

(7o) Pág. 220. — «En las dos nebulosas de Andrómeda y de Orion, dice-
Dominico Cassini, he visto estrellas que no se disting-aen con los anteo-
jos comunes, Ig-noramos si habrá anteojos bastante grandes para que
toda la nebulosidad pudiera resolverse en pequeñas estrellas, como su-
cede á las de Cáncer y Sag-itario,»> (Delambre , Historia de la Astronomia
moderna, t. II, p. 700 y 744).

(74) Pág-. -no. -Cosmos, 1. I, p. 381, nota 9G.

(75) Pág-. "220. — Sobre las semejanzas y las desemejanzas de las ideas
de Lambert y de Kant, y sobre las épocas de sus publicaciones respecli-
vas, véase Stvuvc,' Estudios de Astronomia Estelar,^. II, 13 y 21, notas 7,
V) y 33. La obra de Kant, titulada Allgemeinc Naíurgeschichte mi Theorie
des Himmels, fué publicada en 1753 anónima, y dedicada al gran Federico.
La Fotometría do Lambert apareció en 1760, como he diclio antes, y a
esta siguieron en 1761, sus Cartas cosmológicas acerca de la estructura
del Mundo.

(76) Pág. 221.— i'Those Nebulíe, dice Juan Michell,-en las Philosophi-
cal Transactions for 1767 (t. LVII, p. 251), id which we can discover
either none, or only a few stars even Avith the assistance of the best teles-
copes, are probably systems, that are still more distant thant the rest."

(77) Pág. 221. — Messier, en las Memorias de la Academia de Cdencias,
1771, p. 435, y en el Conocimiento de los tiempos para 1783 y 1784. El cata-
logo contiene 103 objetos.

(78) Pág. in.— Pililos. Transad., t. LXXVÍ, LXXIX y XCJ.

(79) Pág. 222. — «The Nebular hypothesis, as it hasbeen termed, and
the theory of sidereal aggregation stand in fact quite independent of
each other.»» (Juan Herschell, Outiines of Astronomy, ^. 599).

(80) Pág. 222- — Los objetos de que hablo en ese pasaje son los que lle-
van los u.fls l,i2307 cu el Catálogo europeo ó Catálogo del Norte, publicado

¿)

13 —

-en 1833, y los n. os 2308, 4015 en el Catálogo africano ó Catálogo del Sud.
Véase Sir John Herschell, Cape Observations , p. 51-128.

(81) Pág-. 222.— Dunlop, en las Philos. Transad, for 1828, p. 113-150.

(82) Pág. 222.— Véase el Cosmos, t. IIÍ, p. 63.

83) Pag. 223. — Véase An Account of (he Earl of Rosses grcat Telescope,
p. 14-17, donde se cita la lisia de las nebulosas resueltas en el mes
de Marzo de 1845, por el doctor Robinson y South: «Dr. Robinson
could not leave this part of his subject without calling altenlion lo thc
fact, that no real nébula seemed to exist among so many of these objects
chosen ^vithoul any bias: all appeared to be clustcrs of stars, and every
additional one which sliall be resolved will be an additional argument
against tlie existence of aiiy such.» Véase Schumacher's Astronomischc
Nachricíiten, núm, 536. Léese en la Memoria sobre los grandes telesco-
pios de Oxmantown , hoy conde de Rosse (Biblioteca universal de Gine-
bra,^t. LVll, 1S45, p. 342-357): «.South dice que jamás yió representa-
ciones siderales tan magníficas como la que le presentó el instrumento
de Parsonstown; que una gran parte de las nebulosas se presentaban
como haces ú grupos de estrellas, mientras que algunas otras á sus ojos
por lo menos, no mostraban apariencia ninguna de resolución en es-
trellas."

(84) Pág. 223. — Report of the ftfteenth Meeting of (he Brüsh Association,
held at Cambridge in June 1845, p. 36, y Outlines of Astron , p. 597
y 598. «By far the major part, dit sir John Herschell, probably al least
nine-tenths of the nebulous contents of the heavens consist of nebulaí of
spherical or elliptical forms, presenting every variety of elongalion and
central condensation. Of these a great number have been resolved into
inlo distant stars (by the Reflector of the Earl of Rosse), and a vas^
number more have been found to possess that motlled appearencc, which
renders it almost a matter of ccrlainty that an increase of oplical powc¡-
Avould show them to be similarly composed. A not unnatural or unfair
induction woald therefore seen to be, that those which resist such reso-
lution, do so only in consequence of the smallness and closeness of the
stars of which they consist ; that, in short, they are only oplically and
not physically nebulous. — Although ncbulse do exist which even in this
powcrful telescope (of lord Rosse) appear as nebulic^ without any sign of
resolution, it may very reasonably be doubted whcther there be really
.any essential physical distinction betwecn nebulíe and clustcrs of stars.»

(85) Pag. 223. — El doctor Ts'ichol, profesor de Astronomía enGlasgow,

TOMO ni. 35

— 514 —

publicó esla carta, fechada en el castillo de Parsonstown, en sus Thoughls
of some imporlat poinís relating to the System of the World , 1846, p. 35: «.In
accordance with my promise of conimunicating- to you the result of our
examination of Orion, I think I may safely say, that there can be litlle,
if any doubt as to the resolvability of the Nébula. Since you ieft us,
there was not a single nig-ht when, in the absence of the-moon, the air
-was fine enoug-h to admit of our using- more than half the magnifying-
power the speculum bears: still we could plainly see that all about the
nébula also abounding- with stars, and exhibiting the charactcristics of
resolvability strongly marked."

(86) Pág. 224.— Véase Edinhurgh Review , t. LXXXYIÍ, 1848, p. 186.

(87) Pág-. ''lio.— Cosmos, t. III, p. 13i.

(88) Pág. ilo.— Cosmos, t. llí, p. 34.

(89) Pág-. 225. — Newton, Philosophice naturalis Principia mathematica^
1760, t. III, p. 671.

(90) Pág-. %'2o.— Cosmos;, t. I, p. 126.

(91) Pág-. 'iro.— Cosmos, t. I, p. 3SÍ, nota 96.

(92) Pág-. 226. — Juan Herschcll, Cape Observations, § 109-111.

(ií3) Pág-. 227. — Son necesarias alg-unas observaciones, á fin de que se
sepa sobre qué fundamentos descansan esas enumeraciones. Los tres ca-
tálog-os de G. Herschell contienen 2,500 objetos, á saber: 2,303 ne-
bulosas y 197 g-rupos de estrellas (Míedler, Astronomía, p. 448); esos nú-
meros han variado en el censo poí^terior y mucho mas exacto de
Juan Herschell (Observations of nebuIcB and Clusters of stars, made at
Sloug-h, wMth a twenty-feet Reflector, between the ycars 1825 and 1833
insertados en las Philosophical Transactions for the year 1833 , p. 365-
481.; 1800 objetos eran idénticos con otros contenidos en los tres pri-
meros catálogos, tres ó cuatrocientos fueron provisionalmente escluidos y
reemplazados por mas de otros quinientos descubiertos nuevamente cuya
ascensión recta y declinación se determino (Struve, Astronomía estelar,
p. 48). El Catálogo del Norte comprende 152 grupos estelares: por consi-
guiente, las nebulosas que hay en él son en número de 2,307 — 152 =
2,155. De los 1, 70S objetos comprendidos cu el catálogo delSud(4,015 —
2,307), y entre los cuales se cuentan 236 grupos de estrellas , es preciso
rebajar 233 nebulosas (S 9 -f- 133-4- 9), como pertenecientes ya al catálogo
del .\-rte, y observadas, en Slough por G, Herschcll y Juan, y en París.

— 515 —

por Mcssicr. Véase Cape Obscrvatiom , p. 3 , §§ G y 7, y fp. 128. Que-
da aun para el oatáiog-o del Sud un total de 1,708 — ^233=1,47?» ob-
jetos que se descomponen en -1,239 nebulosas y 23G grupos de es-
trellas. Es preciso , por el contrario , añadir á los 2,307 objetos del ca-
tálogo deSlough 13o-i-9=l44, lo que forma un conjunto de 2,431 obje-
tos distintos, de los cuales, restando 152 clusters, quedan 2.229 nebu-
losas. Es cierto que para esos números no so han g-uardado de una manera
rigurosa los límites del horizonte visible en Sloug-h. El autor de este
libro está tan íntimamente persuadido del interés que presentan en la to-
pog-rafía del firmamento, las relaciones numéricas de los dos hemislerios,
que no cree deber despreciar los números sujetos a variación, seg-un la
diferencia de las épocas y los prog-resos de la observación. Entra nece-
sariamente en el plan de un libro sobre el Cosmos representar la suma de
los conocimientos humanos en una época determinada.

(94) Pág-. 227.— Léese en las Cape Observations, p. 134: «Tere aro he-
tween 300 and 400 nebulte of sir William Herschell's Catalog-ue still
iinobscrved by me, for the most part very faint objects...»

(95) Pág-. 227. — Cape Observ., § 7. Véase también qI Catalogue ofnchulce
and Clusters of the Southern Ilemisphere, por Dunlop, en las Phüosophkal
Transactions íjy 1828, p. 1141-46.

(96) Pá^. 227.— Cosmos, t. III, p. 203.

97j Pág-. 228.— Caj3c Obscrvatíons, §§ 10:)-Iu7.

(98) Pág". 228. — In this Región of Virgo, occupying- abouí one-eiglh
of the whole surface of the sphere, one-third of the entire nel)ulous con-
tcnts of the heavens are eong-regatcd (Outlines ofAstronomy, p. odd.)

(99) Pág-. 229. — Véase acerca de esta reg-ion estéril (barren reg-ion).
Cape Observations, § 101, p. 13o.

(100) Pág-. 229. — Estos datos numéricos están fundados en el total de
las cifras suministradas por la proyección d,el hemisferio septentrional.
Véese Cape Observations, 1. XI.

(1) Pág. 230. — Humboldt, Examen critico de la historia de la Geografía
del nuevo continente, t. IV, p. 319. En la larga serie de viajes marítimos
que, gracias á la influencia del infante ü. Enrique, emprendieron los
Portug'ueses alo larg-o de las costas occidentales del África, para penetrar
hasta el Ecuador, el Veneciano Cadamosto, cuyo verdadero nombre era
Alviso de Ca da Mosto, es el primero que después de la reunión con An-

— 516 —

toniotto Usodiniarc, en la embocadura del Seneg-al, en 1454, se ocupó de
buscar una estrella polar austral. «Puesto que todavía distingo la estrella
polar boreal, decia cuando se hallaba á los 13° de latitud Norte, no puedo
ver la polar del. Sud; la constelación que diviso en esta dirección es el
Carro del ostro (el Carro del Sud).'> Véase Aloysii CaiúsLmosio Navigazione,
cap. 43, p. 32; Ramusio, delle Navigazioni e Viaggi, t. I, p. 107. Cada-
mosto habíase, pues, formado un Carro con alg"unas garandes estrellas de
la Nave. La idea de que los dos polos tenían cada uno un carro parece que
se estendió tanto por esta época, que en el Itinerarium Portugallense pu-
blicado en 1,500 (fól. 23, b.), y en el Novus Orhis de Grynaeus (1532,
p. 58) se representó como observada por Cadamosto una constelación
semejante en un todo á la Osa menor, y en cuyo lugar está figurada ca-
prichosamente la Cruz del Sud, en las Navigazioni deRamusio (t. I, p. 19)
y en la nueva colección de Noticias para a hiat. e geogr. dos Nagoes Ul-
tramarinas (Lisboa., 1812, t. II, cap. 39, p. 57). Véase Humboldt , f^ícamew
critico, etc., t. V, p. 286. Como era costumbre en la edad media (pro-
bablemente con el fin de reponer en el Pequeño Carro, los dos bailarines
de Higinio, xorev-rul, los mismos que los Ludentes del escoliasta de Germá-
nico, ó los custodios de Vegecio) considerar las estrellas /S y 7 de la Osa
menor como los Guardias (le due Guardie, theGuards) del polo Norte
al rededor del cual describen un movimiento circular, y esta deno-
minación, así como también la costumbre de valerse de los dos Guardias
para determinar la altura del polo Norte se habían estendido en los ma-
res septentrionales, entre los pilotos de todas las naciones europeas, se
llegó por falsas analogías á reconocer en el hemisferio austral lo que
hacia tanto tiempo que se buscaba. (Pedro de Medina, Arte de nave-
■gar, 1545, lib. V, cap. 1-7, p. 183-195). Durante el segundo viaje de
Américo Vespucio, verificado en el intervalo del mes de Mayo de 1499
fué cuando este navegante y Vicente Yañez Pinzón, cuyo viaje es quizás
idéntico al suyo, llegaron hasta el cabo de San Agustín en el hemisferio
austral , y se dedicaron por primera vez y sin resultado á buscar una
estrella visible en la proximidad inmediata del polo Sud. Véase Bandini,
VitaeLettere di Amerigo Vespucci, 1745, p. 70; Anghiera, Oceánica, 1510
•dec. I, lib. 9, p. 96; Humboldt, Examen critico, etc., t. IV, p. 205, 319
y 325. EL polo Sud estaba situado entonces en la constelación del
Octante, de suerte que /5 de la Pequeña Hidra, hecha la reducción según
el catálogo de Brisbanc, estaba aun á 80° 5' de declinación austral. «Mien-
tras que yo me entregaba á las maravillas del cielo austral y buscaba en
v^ano una estrella polar, dice Vespucio en la carta á Pietro Francesco de
Medici, recordaba las palabras del Dante cuando en el primer libro del
Purgatorio fingiendo pasar de un hemisferio á otro, quiere describir el
polo antartico, y dice:

lo mi volsi a man destia...

— 517 —

Duélome de que en estos versos haya querido el poeta designar por sus
cuatro estrellas (non viste mai fuor ch' alie prima gente), el polo del
otro firmamento. Tengo tanta mayor certeza, cuanto que he visto con
efecto cuatro estrellas, que juntas forman ima especie de mandorla y ani-
madas de un movimiento apenas perceptible.» Vespucio cree que la Cruz
del Sud es la Croce mrravigliosa de Andrea Corsali , cuyo nombre desco-
nocía entonces, pero que aprovecharon después todos !os pilotos para la
investigación del polo Sud y para las determinaciones de latitud, como en
el polo Norte, /S y 7 de la Osa menor. Véase una carta de Cochin, fecha
del 6 de Enero de 1515, insertada en la colección de Ramusio, t. I, p, 177;
las Memorias déla Académie de Ciencias (de 1666 á 1699) t. Vil, 2.^ parte.
Paris, 1729, p. 58; Pedro de Medina, Arte de Navegar, 1545. lib. V,
€ap. 11, p. 204, y véase el análisis que he dado del célebre pasaje
del Dante en el Examen critico etc. , t. IV, p. 319-334. He hecho notar
en ese pasaje que a de la Cruz del Sud, de la cual se ocuparon en Para-
matta, Dunlop en 1826, y Rümker, en 1836, pertenece al número de las
estrellas que han sido primeramente reconocidas como sistemas múltiples,
por los jesuitas Fontaney, Noel y Páchaud (1781 y 1787). Véase la His-
toria de la Academia (1686 ál699)t. II. Paris 1733, p,19; Memorias de la Aca-
demia (de 1666 a 1699), t. 11, 2.'^ parte. Paris, 1729, 'p. 206; Cartas edi-
ficantes, rec. Vil, 1703, p. 79. Este descubrimiento tan precoz de estre-
llas binarias mucho antes de que se hubiera reconocido como tal, K de la
Osa mayor, es tanto mas notable, cuanto que 70 años después, Lacaille
describió la a de la Cruz sin mencionar su cualidad de estrella doble,
probablemente, como la hipótesis Rümker, porque la estrella principal y
la compañera estaban entonces muy poco distantes entre sí. Véase
Juan Herschell, Cape Observations , §§ 183-185; Cosmos, t. III, p. 197.
Casi al mismo tiempo en que se comprobaba el doble carácter de a de la
Cruz, registraba Richaud también entre las estrellas dobles « del Cen-
tauro; era esto 19 años antes del viaje de Feuillée, al cual atribuye Hen-
derson erróneamente este descubrimiento. Richaud hace observar que
cuando apareció el cometa de 1689, las dos estrellas de que se compone
a de la Cruz estaban muy separadas entre sí ; pero que en un refractor
de 12 pies, parecía que casi se tocaban las dos partes de a del Centauro,
aunque fáciles de reconocer.

(2) Pág. ^Sl.—Cape observations, §§ 44 y 104.

(3) Pág. 231. — Véase el Cosmos , t. III, p. 128. Sin embargo, como
hemos notado al tratar de los grupos stelares (id., 1^0), M. Bond ha
hallado en los Estados-Unidos el medio de resolver completamente, gra-
cias á la fuerza penetrante de su refractor, la nebulosidad elíptica y muy
prolongada de Andrómeda, que según Boulliaud, había sido descrita an-

— 518 —

les de Simón Mario, en 08o y en 142S, y que presenta un resplandor
rojizo. Cerca de esla celebre nebulosa se encuentra otra no resuella hasta
aquí, aunque por su configuración sea muy análoga con la de Andró-
meda, y que fué descubierta el 27 de Agosto dclT83 por Carolina Hers-
chell, muerta en edad muy avanzada y respetada de todo el mundo.
Véanse las Philosophical Tramactions , 1833, núm. 61 del Catálogo de
^as nebulosas, fig. o2.

(4) Pág. 2n.— Philosophical Tramactions, 1833, p. 494, 1. IX, figura
19-24.

(o) Pág. 232. — Juan Herschell llama á esas nebulosas Annular nebulcc,
(Cape Observations, p. 53; Outlines of Astron., p. 602), y Arago, Nbulosas
perforadas (Astronomía popular, t. I, p, 509). Véase también Bond, en las
Astronom. Nachrichfen de Schumacher,. núm. 6U.

(6) Pág. 232. — Cape Observations, p. lii, 1, VI, fig. 3 y 4. Véase tam-
bién el núm. 2,072 en las Philosoph. Transactions , for 1833, p. 466. Los
dibujos que hizo Rosse de la nebulosa perforada de la Lira, y de la sin,
guiar nebulosidad á que dio el nombre de Crab-nebula , se encuentran
on la obra de Nichol: Thoughfs on ihe System of the World, p, 21, lám. IV,
y p. 22, lám. I, fig. 5.

(7) Pág. 233. — Si se considera la nebulosa planetaria de la U^a mayor
como una esfera, y «si se la supone, dice Juan Herschell!, alejada de la
Tierra una distancia iguala la de la 61 del Cisne , su diámetro apa-
rente, que es de 2 ' 40", implica un diámetro real siete veces mayor que
la órbita de Neptuno.» (Outlines of Astron., § 876.)

(8) Pág. 233. — Outlines, ibid,; Cape Observations, § 47. Una estrella de
octava magnitud, de un rojo anaranjado, existe cerca del núm. 3,36íj;
pero la nebulosidad planetaria no deja conservar el calor oscuro del añil,
cuando la estrella roja no está en el campo del telescopio. El color de la
nebulosa no es, pues, efecto del contraste.

(9) Pág. 233.— Cosmos, t. III, p. 121 y 204. La estrella principal y
la compañera son azules ó azuladas en mas de 63 estrellas dobles. Pe-
queñas estrellas del color de añil están mezcladas con el magnífico grupo
estelar matizado de diferentes colores, que lleva el núm. 3,433 en el Ca-
tálogo del Cabo, y el núm. 301 en el de Dunlop. Existe en el hemisferio
austral bajo el núm. 373 del Catálogo de Dunlop, bajo el núm. 3,370 de
€l de Juan Herschell, un grupo estelar de un azul uniforme, que no tiene
menos de 3' •/, ^^^ diámetro, con dos proyecciones de 8 ' de longitud. La.s

— 519 —

cslrcllas que le componen cslán entre la li y la 16 magnitud (Cape Ohser-
valions, p. 149.)

(10) Pag-. 233.— Cosmos, t. I, p. "2. Véase también Outlines of Asíron.,
:§ 877.

(11) Pág-. 234. — Acerca de la complicación de las relaciones dinámi-
cas en las atracciones parciales que se operan en el interior de un g-rupo
esférico de estrellas, el cual, visto á través de telescopios pequeños, pa-
rece ser una nebulosa redondeada y mas condensada hacia el centro,
véase Juan Herschell, Outlines of Ástron., §§ 866 y 872, y Cape Obeervations,
'§§ 44 y 111-113; Philosophical Transactions , for 1833, p. ;i01, Address of
the President, en la Raporl of íhe fifteetith Meeling of the British Associatinn,
1845, p. xxxvii.

(12) Pág-. 235. — Míiiran, Tratado de la Aurora boreal, p. 263; Arago,
Atronomia popular, t. I, p. 328 á 5í0.

(13) Pág-. 235. — ^Todos los demás ejemplos de estrellas nebulosas están
•comprendidos entre la 8.^ y la 9.^^ magnitud. Tales son los números 311
y 4o0 del Catálog-o de 1833 (fig- 31), cuyas fotosferas tienen un diámetro
•de If 30 . Véanse Outlines of Astron., § 879.

(14) Pág-. 235. — Cape Observations,]). 117, núm. 3,727, 1. VI, fig-. 16.

(15) Pág-. 235 — Las formas mas notables de nebulosas irregulares
son : 1.° una nebulosa en forma de omcg-a, cuyo dibujo puede verse en
las Cape Obsercations , lám. II, íig-, 1.^, núm. 2,008, y que ha sido estu-
diada también, y descrita por Lamont, así como por un joven astrónomo
de la América septentrional arrebatado demasiado pronto á la ciencia,
Masón, en las Memoirs o f the Americ. Philosoph. Sociely, t. VII, p. 177;
2.° una nebulosa en la cual se cuentan de 6 á 8 núcleos. (Cape Observatiom
p. 19, lám. III, ñg-. 4); 3.^ las nebulosas semejantes á cometas que afec_
tan la forma de matorrales, desde donde los rayos nebulosos emanan
alg-una vez como de una estrellado 9.^ mag-nitud (ibid, lám. VI, lig-. 18,
núm. 2,534 y 3,688); 4.° una nebulosa en forma de silueta (lám. IV,
fig. 4, núm. 3,075); T).^ una nebulosa filiforme, encerrada en una hen-
didura (1. IV. fig-. 2, núm. 3,501). Véase también Cape Observat., § 121;
Outlines o f Astron., § 883.

(16) Pág. 236.— Cosmos, t. 111, p. 133; Ou'lines o f Astron., §785.
.(n)|Pág. 238 —Cornos, t. Ip. 136 y 3S5, nota 13. Véase también la 1.*

— 520 —

edición del Treatise on Asíronomy, de Juan Herschell , publicado en 1833,
en el Cabinet Cyclopoedia de Lardner , y traducido en francés por Cournol
(§ 616), y Littrow, Theoreíische Ástronomie, 1834, 2.^ parte, § 23í.

(18) Pág-. 236.— Véase Edinburgh Review, enero 1848 , p. 1S7, y Cape
Observations , §§ 96 y 107. «A zone of nebulse , dice Juan Herschell, en-
circling- the heavens , has so inany interruptions , and is so faintly mar-
ked out throug-h by far Ihe greater part of the circumference, that its exis-
tence as such can be hardly more than suspected. »

(19) Pág". 237. — No existe duda alguna, escribe el doctor Gall, de que
en el dibujo de Gaiileo que me habéis enviado {Opere di Galilei, Pado-
va , 1744 , t. II , p. l4 , n.° 20), están comprendidos el Tahalí y la Espada
de Orion, y por consiguiente la estrella 6. Pero los objetos están repre-
sentados allí de una manera tan inexacta que apenas si se encuentran las
tres pequeñas estrellas de la Espada, cuyo centro ocupa d, y que á simple
vista parecen colocadas en línea recta. Creo que habéis marcado bien la
estrella i, y que la estrella brillante que se halla colocada á la derecha, o
la que está inmediatamente sobre ella, es^. Gaiileo dice terminantemente:
« In primo integram Orionis Constellationem pingere decreveram ; verum
ab ingenti stellarum copia , temporis vero inopia obrutus , aggressionem
hanc in aliam occasionem distuli. » Las observaciones de Gaiileo. acerca
do la constelación de Orion son tanto mas dignas de interés, cuanto -que
las 400 estrellas esparcidas sobre 10° de latitud, que creia distinguir en-
tre el Tahalí y la Espada, llevaron mas tarde á Lambert á su cálculo er-
róneo de 1 630,000 estrellas, en toda la estension del firmamento. Véase
Nelli, Vita di Galilei, t. I, p, 208; Lambert, Cosmologische Briefe , i760y
p. L55 : Struve, Astronomia estelar, p. 14 y nota 16.

(20) Pág. 237.— Cosmos, t. II, p. 320.

(21) Pág. 238. — « Ex his auteni tres illce pene inter se contiguíE stellse,
dimique his aliíe quatuor , velut trans nebulam lucebant : ita ut spatium
circa ipsas, qua forma hic conspicitur, multo illustrius appareret reliquo
orani coelo ; quod cum apprime serenuní esset ac cerneretur nigerrimum,
velut hiatu quodam interruptum videbatur, por quem in plagam magis
lucidam esset prospectus. ídem vero in hanc usque diem nihil immutata
facie ssepius atque eodeni loco conspexi; adeo ut perpetuam illic sede«i
habere credibile sit hoc quidquid est portenti : cui certe simile aliud nus-
quam apud reliquas fixas potuit animadvertere. Nam ceterae nebulosa;
olim existimatse, atque ipsa via láctea, perspicillo inspectae, nullas nébu-
las habere comperiuntur, ñeque aliud esse quam plurium stellarum con-
geries et frequentia» (Christiani Hugenii Opera varia, Lugd. Batav., l724^

— 521 —

p. 540 y 3Í1). El aumento que Huyg-hens aplicó á su refractor de 23 pies
no era, según su misma apreciación, mas que de 100 veces {ibid., p. 538).
¿Las «quatuor slelke trans nebulam lucentes» son las estrellas del Trape-
cio? El pequeño dibujo, toscamente hecho, que el autor acompaña á su li-
bro (tab. XLYIÍ, íig-. i, phoenomenom in Orione novum), representa úni-
camente un grupo de esas estrellas ; allí se ve también, en verdad, una es-
cotadura ó corte que puede tomarse por el Sinus magnus ; quizá no se ha
querido indicar mas que las tres estrellas del Trapecio que están compren-
didas entre la í.^ y la 7.^ mag-nitud. Doming'o Cassini se vanagloriaba de-
haber sido el primero que vio la 4.^ estrella.

(22) Pág-, 238. — G. Cranch Bond , en las Transactions o f the American
Academy of Arts and Sciences, nueva serie, t. IIÍ, p. 87-96.

(23) Pág-. '-ISS.—Cape Observations, §§ o4-69, lam. VIIÍ ; Outlines of As-
tronomy, §§ 837 y 885, lam. IV, fi-. 1.

(25) Pág-. 238. — Juan Herschell, enlas Memoirs ofthe Astronom. Socieíij,
t. II, 1824, p. 487-Í95 ; lam. \\[ y VIH. El seguudo dibujo indica la no-
menclatura délas diferentes reg-iones entre las cuales puede distribuirse la
nebulosidad de Orion, observada sucesivamente por un gran número de
astrónomos.

(25) Pág. 239. — Dclambre , Historia de la Astronomia moderna, t. II,.
p. 700. Cassini colocábala aparición de esta í.*'* estrella, «aggiunta della
quarta stella alie tre contigue " , entre los cambios que habia esperimen-
tado íkirante su existencia la nebulosidad de Orion.

(26) Pág. 239. — «It is remarkable that within the área of the Trape
zium no nébula exists. The brighter portion of the nébula immediately
adjacent to the Trapezium, forming the square front of the head, is shown
with l8-inch reflector broken up into masses, whosc mottled and curd-
ling light evidently indicates by a sort of granular texture its consisting
of stars; and when examined under the great ligh of lord Rosse's reflec-
tor or the exquisite deñning power of the great achromatic at Cambrid-
ge, U. S., is evidently perceived to consist of clustering stars. There can
therefore be little doubt as to the whole consisting of stars, to minute to
be discerned individually even with the powerful aids, but which beco-
me visible as points of light when closely adjacent in the more crowded
pars. " {Quilines of Asíron. , p. 609. G. C. Bond , que empleaba un re-
fractor de 23 pies, provisto de un objetivo de 14 pulgadas, dice: «There
is a great diminution of light in the interior of the Trapezium , but no

— 522 —

•suspicion of a star. » {Memoirs of the Amcric Academy, Nueva serie, t. IIÍ,
.pág-ina93).

(27) Vág. 239. — Phüosophical Transactions for the year 1711, t. CI, pcá"
gina3'24.

(2S) Pág-. 240. — « Such is the general blaze frora thatpart of the sky,
dice el capitán Jacob, that a person is immediately made aware of its ha-
ving- risen above the horizon, though he should not be at the time loo-
king- at the heavens, by the lacrease of g-eneral illuniinalion of the atnios-
phere, resembling- the effecl of the young moon. » Transad, of the Royal
Sociely of Edinburg, t. XVI, 1849, 4.^ part., p. 443.

(29) Pag-. 2m.—Cosnws, t. III, p. 168-171.

(30) Pág. '^íO.—Cape Observations, §§ 70-90, lam. IX; Outlines of Astro-
mmy, § 887, iam. IV, fig-. 2.

(31) Pag. 2 ÍO.— romos, t. II, p. 171.

(32) Pág. 'ill.— Cape Observations, § 24, lam. I, fi^. 1, n.° 3,721 del Ca-
tálogo; Outlines of Aslronomy, § 888.

(33) Pág. 241. — La determinación parcial de la nebulosa del Cisne es:
Ase. recia, 20'- 49', Declin, del polo norte, bS° ^1 (Outlines o fAstron.,§SM) .
Véase también el Catálogo de 1833, n.° 2,092, lam. XI, fig. 34.

(34) Pag. 241. — Compárese el dibujo de la lam. 11, fig-. 2, con los de
la lam. V, en los Thoughts on some important points relating to the System of
the World, por el doctor Nichol, profesor de astronomía en Glasg-ow, 1846,
p. 22. «Lord Rosse,'dice Juan Herschell, en las Outlines of Astron. (p. 607),
describes and figures this nébula as resolved into numerous stars wilh w-
termixed nébula...

(35) Pág-, 2 í 2.— Cosmos, t. I, p. 136 y 385 , nota H.

(36) Pág. 242. — Véase Report of the fifteenlh Meeling of the British Asso-
tiation for the advancement o f Science; Noticias, p. 4, y Nichol, Thoughts on
some important points, etc., teniendo cuidado de comparar la lam. II, figu-
ra 1, con la lam. VI. Léese en las Outlines o f Astron., § 882: «The whole,
if not clearly resolved into stars, has a resolvable character, which evi-
dently indicates its composilion.»

(37) Pág-. 2i2.— Cosmos, t. I, p. 71 y 360; nota 32.

— 523 —

(38) Pág-. 242. — Véase Lacaillc, en las Memorias de la Academia de Cien-
cias, año 1755, p. 19o. Solo en una sensible confusión puede aplicarse á
los Sacos de carbón el nombre de Manchas Mag-allánicas ó Nubes del Cabo,
<;omo lo hacen líorner y Lillrow.

(39) Pág-. n^.— Cosmos, t. lí, p. 283 y 151 ; nota 6.

(40) Pag-, 244, — Ideler, Uníersuchungen uber den Ursprung und die Bc-
deutung der Sternnanem, 1809, p. XLIX y 2tí2. El nombre de Abdurrah-
man Suíi , abreviado así por UUigh Beig^h, era primitivamente Abdur-
rahmati Ebn-Omar Ebn-Mohammed Ebn-Sahl Abou'l Hassan El-Suíi
el-Razi : Ulug-h Beigh, que como Nassir-cddin rectificó en 1437. las posi-
ciones de las estrellas de Tolomco, por sus observaciones personales, con-
fiesa haber tomado á Abdurrahman Suñ 27 posiciones de estrellas me-
ridionales, que no eran visibles cu Samarcanda.

fll) Pág\ 255. — Véanse mis investigaciones sobre el descubrimiento
de la punta meridional del África y sobre las aserciones del cardenal Zur-
la y del conde Baldelli, en el Examen critico de ¡a Hisioria de la Geografía
del nuevo Contineníe, t. I, p. 229-348. Diaz , ¡cosa sing-ular! descubrió el
cabo de Buena-Esperanza, llamado por Martin Behaim «Terra fragosa»^
y no « Cai)o tormentoso" por el Esle, viniendo en el momento en que salia
de la baliía de Alg-oa, situada á los 33° 47' de latitud meridional , mas
de 7° 18' al Este de la bahía de la Tabla. Véase Lichtenslein, en el Va-
terlandisches Museum , Hambourg-, 1810, p. 372-189.

(42) Pag". 245. — El descubrimiento importante y muy poco apreciado
de la estremidad meridional del nuevo continente que el Diario de Vv-
daneta desig-na por las palabras características "Acabamiento de Tierra,?-
lugar donde muere la fierra, pertenece á Francisco de Hoces, que mandaba
uno de los navios de la espedicion dirig^ida en 1525 por Loaysa. Vio
probablemente una parte de la Tierra de Fuc^o al Oeste de la isla de los
Estados; porque el cabo de Hornos está situado, seg"unFitz Roy, á 55'^
58' 41". Véase también Navarrete, Viajes y descubrimientos de los Españo-
les, t. V, p. 28 y 404.

(43) Pá^. 240. — Humboldt, Examen critico, etc., t. IV, p. 205 y 295-
316; t. V, p. 225-229 y 325. Véase ideler, Uber die Sternnamen, p. 346.

(44) Pág. 246.— Pedro Mártir Ang-hiera, Ocect«¿fa,dec.]II, lib. 1 , p. 217.
Estoy en condiciones de establecer, seg^unlos resultados numéricos dados
por Anghiera (dec. II, lib. 10, p. 204 y Dec. III, lib. 10, p. 232), que la
parte de las Oceánica, en la cual se trata de las Nubes deMag:allanes, fué

— 524 —

escrita eti 1414 y 1416, por consig-uiente inmediatamente después de la
espedicion de Juan Diaz de Solis al Rio déla Plata, llamado en aquella
época Rio de Solis (una mar dulce). La latitud que indica Anghiera es
mucho mas alta.

(40) Pág-. 247.— Cosmos, t. II, p. 283 ; 1. III, p. 102-129.

(46) Pág. 248. — Cosmos, 1. 1, p. 71 y 360, nota 32. Véase también en las
Cape Observations (p. 143-164), las dos nubes de Mag-allanes, tal como apa-
recen á la simple vista (lam. Vil), el análisis telescópico de la Nubécula
major (lam. X), y el dibujo particular de la Nebulosa del Dorado (lam. 11
lig-. 4), y véaseOutlines of Astron., §§ 892-896, lam. V, fig. 1, y Dunlop,
en las Philos. Transactions for 1828, I,'' parte, p. 147-151. Las opiniones
(le los primeros observadores eran hasta tal punto erróneas, que el jesuíta
fontaney, al cual atendía mucho Domingo Cassini, y queha enriquecido
la ciencia con gran número de observaciones importantes en la India
y en China, escribía también en 168o: «La grande y la pequeña Nube son
dos cosas singulares, no parecen en modo alguno un conjunto de estre-
llas, como Praísepe Cancri, ni un resplandor oscuro, como la nebulosa de
Andrómeda. No se vé en ellas apenas nada con anteojos muy grandes,
aanquesm este auxilio se las vé muy blancas, particularmente la mayor. .'
(Carta del Padre Fontaney al padre de la Chaise, confesor del Rey, en las
Cartas edificantes: Rec. VII, 1703, p. 78, y en la Historia de la Academia de
Ciencias (de 1686 á 1669), t. II, Paris, 1733, p. 19. Me he referido única-
mente en la descripción de las Nubes Magallánicas al trabajo de Juan
Herschell.

(47) Pág. 248. -Cosmos, t. íll,p. 13!.

(48) Pág. US.— Cosmos, t. III, p. 129.

(49) Pág. 2o0.— Véase en las Cape Observations, §§ 20-23 y 133, el
bello dibujo de la lam, II, fig. 4, y un pequeño mapa especial unido al
análisis geográfico, lam. X. Véase también Outlines of Asíronomy, § 896,
lam. Y, fig. 1.

(50) Pág. rol. —Cosmos, t. II, p. 283.

(ol) Pág. 251. — Memorias de la Academia de Ciencias (de 1666 á 1699),
t. Vlí, 2.^ parte, Paris, 1729, p. 206.

(52) Pág 251. — Carta dirigida de Santa Catalina á Olbers, en el
mes de enero de 1804, en la Colección de Zach, titulada: Manotliche Cor-

— 525 —

respondenz zur Befordniss der Erd-und Himmeh-Kiinde, t. X, p. 240. Véase
también acerca de la observación de Feuillé y acerca del dibujo tosco
del Saco de Carbón de la Cruz, la misma colección, t. XY, 1807,
p. 338-391.

(33) Pag-. Vól. — Cape Obscvvaíions, lam. XIII.

(54) Pág-. 252. — Outlinesof Astronomy, ]). ^^í.

(55) Págr. 21)2.— Cape Observaíions, p. 384, n.° 3,407 del Catálogo de
las Nebulosas y de los grupos estelares. Véase también una noticia de
Dunlop, en las Philosophical Transactions for 1828, p. 149, y el n.° 272 de
su Catálog-o.

(56) Pág-. 252. — «Esta apariencia de un negro subido en la parle
oriental de la Cruz del Sud que hiere la vista de todos los que miran el
cielo austral, está producida por la vivacidad de la blancura de la Via
láctea, que contiene el espacio neg^ro y lo rodea por todas partes.» (La-
caille, en las Memorias de la Academia de Ciencias, año 1755. Paris, 17GI,
p. i99.)

(57) Pág-. 253.— Cosmos, t. 1, p. 138 y 385, nota 17.

(58) Pág-. 253.— Wlien we see, dice Juan Herschell, in the Coal-
Sack (near a Crucis) a sharply defined oval space free from stars, it
would seem much less probable that a conical or tubular hollo'v\' travcr-
ses the whole of a slarry stratum, continuously extended from the eyc
out-wards, than that a dístant mass of comparatively modérate thickness
should be simply perforated from side to side (Outlines of Astronomy,
§ 792, p. 532).

(59) Pág-. 253. — Carta de Hooke á Auzout, en las Memorias de la Aca-
demia {desde 1666-1699), t. VII, 2.^ parte, p. 30 y 73.

~ 526 —

OBSERVACIONES COMPLEMENTARIAS

TARA LA PRIMEIiA PARTE DEL TOMO TERCERO

(a) Después de haber dicho (p. 35 de la, I.^ parte de este lomo) que
nada hasta aquí había demostrado la influencia de las posiciones di-
versas del Sol sobre el mag^netismo terrestre , han comprobado esta in-
fluencia los cscclentes trabajos de Faraday. Largas series de observa-
ciones en ambos hemisferios, en Toroiito en el Canadá, y en Hobart
Town en la Tierra de Van-Diemen, prueban que el mag-netismo terrestre
está sometido á una variación anual que depende de la situación relativa
del Sol y de la Tierra.

(b) El fenómeno sing-ular de la fluctuación de las estrellas (ya indicado
p. 00 de este tomo) ha sido observado en Tréveri , por testigos dig--
nos de fe. El 20 de enero de 18oI, entre 7 y 8 de la tarde, Sirio, que es-
taba entonces colocado muy cerca del horizonte, pareció agitado de ua
movimiento oscilatorio. (Carta del profesor Flesch cu la Colección de Jahn,
rnterhaltungen für Freunde der Astronomiel .

{c) El deseo que sontia (p. 120 de este tomo) de ver investigar la época
0!i que desapareció el color rojo de Sirio, se ha cumplido, gracias ala ac-
tividad de un joven sabio, VVopcke, que á sus grandes conocimientos en
matemáticas, reunía el profundo de las lenguas orientales. Wópcke, tra-
ductor y comentador del Algebra de Ornar Alkayyami,me escribió des-
de París el mes de agosto de íSol: «La esperanza que manifestáis,
en la parte astronómica del Cosmos, me ha inducido á examinar los cua-
tro manuscritos de la Uranografía de Abdurrahman-al-Ssuñ que posee
la Biblioteca real. He hallado en ellos que » de Bootes (llamada también
del Vaquero), a de Tauro, a de Escorpión y « de Orionestaban designadas
colectivamente como rojas, y que nada semejante se decía de Sirio. Ade-
mas, el pasaje que se refiere á esta estrella, y que es el niismo en los cua-
tro manuscritos, dice así: «La primera de las estrellas de que se forma el
Gran Perro es la brillante estrella de la Boca, que está señalada en el As-
trolabio y lleva el nombre de Al-je-rnaanijah.» ¿No resulta de este examen
y del pasaje de Alfragani que yo mismo he citado , que el cambio de co-
lor de Sirio cae probablemente entre la época de Tolomeo y la de los as-
trónomos árabes?

527

NOTAS

DE LA SEGUNDA PARTE

(GO) Pág. r63.— Cosmos, t. I, p. líO.

(01) Pág'. 2o9, — Véase un pasaje del primer tomo del Cosmos (t. I,
p. 98 y 132), cu el cual coulaba yo por distancias de Urano, siendo en-
tonces este planeta el límite conocido del sistema planetario. Si se toma
por término de comparación la distancia de Neptuno al Sol, igual á 30^04
radios de la órbita terrestre , la distancia de la estrella a del Ceutauro al
Soles todavía de 7,523 distancias de IVeptauo, suponiendo el paralaje
de O';, 91 (Cosmos, t. líí, p. 1S6)-, y sin embargo, la distancia de la eslre-
11a 61 del Cisne es casi 2 veces y * '2 mayor que la de « del Centauro. La
do Sirio , para un paralaje de O "23 , lo es cuatro veces mas. La distancia
de Xcptuno c^ próximamente de iGO millones de miriámetros; la de Urano
es, según Hansen , de 294 millones. La distancia de Sirio , calculada por
Gall sobre el paralaje de Henderson, es iguala 896,800 radios de la órbita
terrestre, ó 13.762,000 millones de miriámetros, distancia que tarda la
luz en recorrer 14 años. El cometa de 1680 está en su afelio distante del
Sol 44 distancias de Urano ó 28 distancias de Neptuno. Según estos da-
tos, la distancia de la estrella a del Centauro al Sol es casi- 270 veces ma-
yor que ese radio afélico, que puede ser considerado como representando
en el mínimum el radio del sistema solar (Cosmos, t. IIÍ , p. 200). La in-
dicación de esos resultados numéricos ofrece cuando menos la ventaja
de enseñar, cómo tomando por unidad estensiones inmensas, puede me-
dirse el espacio sin emplear series de cifras que se escapan á la apre-
ciación.

(62) Pág. 260. — Sobre la aparición repentina y la desaparición de
nuevas estrellas, véase el Cosmos, t. III, p. 137-157.

(63) Pág. 26Í.— líe insertado ya en el primer tomo del Cosmos ( t. lí,
p. 300 y 462, nota 25), el pasaje del Tratado de Revolut. {['ib. í, cap. 10),
fjue recuerda el Sueño de Escipion.

(64) Pág. 264. — Tr,i;iu\Lv»íu(; ¡xéaof zoTofiiXiov^ oLovtt KapSiav ovTtt, zuy xar-
tÓ¡; j odiv rpépovCLV avvov xal vr¡v ■^^'X^* ápl,a¡xéiY¡n Sloi, ■wo.vto^ )7«£iv rov iJtíu.a.7og

Tira^(:r¡v a-rvb tvv ■wfpu.ruv (Theonis Smyrna3Í Platonici Libsr de Astronomía,

— 528 —

^d. H. Marlifi, 1859, p. 182 y 398); publicación notable en cuanto com-
pleta diversas opiniones peripatéticas de Adrasto , y muchas ideas pla-
tónicas de Dercylides.

(65) Pág-. 266. — 'Hansen, en el Jahrhuch de Schumacher para 1837,
p. 60-141.

(66) Pág-. 268. — •.<Segun el estado actual de nuestros conocimientos
astronómicos, el Sol se compone: 1.°, de un g-iobo central casi oscuro;
2.°, de una inmensa capa de nubes suspendida á cierta distancia de ese
g-lobo y que le envuelve por todas partes; 3.°, de una fotosfera, ó en otros
términos, de una esfera resplandeciente que envuelve la capa nebulosa,
comoesta capa a su vez envuelve el núcleo oscuro. El eclipse total del 8
de julio de 1842 nos indicó la senda de una tercera envuelta, situada so-
bre la fotosfera, y formada de nubes oscuras ó débilmente luminosas. Son
estas las nubes de la tercera envuelta solar, situadas aparentemente,
mientras el eclipse total, sobre el contorno del astro ó un poco fuera, que
han dado lug^ar á las sing-ulares prominencias rojizas que en 1 842 escitaron
tan vivamente la atención del mundo sabio.» Arago, Noticias científicas,
t. ¡V (1. Vil de las Obras) , p. 281 a 286. Juan Herschell, en sus Outlines
of Astronomy, publicadas en 1849, admite también: «abovc theluminous
surface of the Sun , and the reg-ion in which the spots reside , the exis-
tence of a g-aseous atmosphere bavíng- a somewhat imperfect transpa-
rency.»

(67) Pág. 269. — Creo oportuno citar testualmente los pasajes á que
aludo mas arriba, y sobre los cuales ha llamado mi atención una Memo-
ria instructiva del Dr. Clemcns, titulada: Giordano Bruno und Nicolaus
von Cusa(lSíl, p. 101).

El cardenal Nicolás de Cusa, nacido en Cues, sobre el Mosela, y cuyo
nombre de familia era Khrypffs, es decir, Krebs (cangrejo), dice en el
tan célebre tratado de su tiempo de docta Ignorantia (lib. II, cap. 12,
\^. ^9 de sus Obras completas , ed. Basll, 1565): «Ñeque color nigredinis
est argumentum vilitatis Terree ; nam in Solé si quis esset, non appare-
ret illa claritas qupe nobis; considerato enim corpore Solis , tune habet
quamdam quasi tcrram centraliorem , et quamdam lucidilatem quasi ig-
iiilem circumferentialcm , et in medio quasi aqueam nubem et aereni
clariorem, quemadmodum térra ista sua elementa.» Al margen se leen
las palabras paradoxa c hypni, de las cuales la última, como la primera,
espresa sin contradicción miras atrevidas (vtcvoi^ sueños). En el escrito
•de grandes dimensiones, que tiene por título Exercitationes ex sermonibus
Cardinalis (ibid., p. 579) hay esta comparación: «Sicut in Solc conside-
-rari potest natura corporalis, et illa de se non est magnas virtutis (el au-

— 529 —

íor se espresa así, no obstante la gravitación!), et non potest virtutem
suam alus corporibus commanicare, quia non est radiosa, et alia natura
lucida illi unita, ita quod Sol ex unione utriusque naturse habet virtu-
íem, quse suffícit huic seusibili mundo ad vitam innovandara in vegeta-
libus et animalibus, in elenientis et mineralibus , per suaní influentiam
radiosam; sic de Christo qui est Sol justitiaí..."

El Dr. Cleniensc cree que esto es mas que un feliz presentimiento;
parécele de todo punto imposible que sin una observación suficiente-
mente exacta de las manchas solares, partes negras y semi-negras, haya
podido apoyarse Cusa en la esperiencia, en los pasajes que acabo de
citar (Considerato corpore Solis...; in Solé considerari potest..,). Supone
«que la penetración de los filósofos de la ciencia moderna se habia ade-
lantado en algunos puntos, y que las ideas del cardenal de Cusa hablan
podido serle inspiradas por descubrimientos á los cuales se atribuye fal-
samente un origen mas reciente.» Es, en efecto, no solamente posible,
sino mas que probable, que en regiones donde el brillo del Sol está ve-
lado durante muchos meses, como acontece en las costas del Perú mien-
tras reina la garúa , pueblos aun incultos hubieran distinguido á simple
vista manchas sobre el Sol; pero que estas manchas hayan llamado seria-
mente su atención, que hayan jugado un papel en los mitos religiosos
de los adoradores del Sol , esto es lo que hasta ahora no ha podido es-
plicarnos satisfactoriamente ningún viajero. La sola aparición, tan rara
por otra parte, de una mancha perceptible á simple vista en el disco del Sol,
hundido en el horizonte ó velado por tenues vapores, y presentando una
apariencia blanca, roja, quizás también verdosa, no hubiera llevado á
los pensadores, por prácticos que fuesen, á la hipótesis de muchas at-
mósferas, como sirviendo de envueltas al globo oscuro del Sol. Si el carde-
nal Cusa supo algo respecto de las manchas del Sol , con la tendencia de
que no hay mas que establecer comparaciones entre las cosas físicas y las
cosas intelectuales, no hubiera ciertamente dejado de aludir alas macula
Solis. Recuérdese únicamente la sensación que producirían á principios
del siglo XVII, inmediatamente después de la invención de los anteojos,
los descubrimientos de Juan Fabricio y de Galileo , y los debates vio-
lentos que levantaron. He hablado ya, en el segundo tomo del Cosmos
(p. 464, nota 33), de las teorías astronómicas enunciadas en términos
muy oscuros por el cardenal, que murió en 1464,. nueve años antes
del nacimiento de Copérnico. El notable pasaje: «Jam nobis manifestum
est terram in veritate moveri,« se encuentra en el tratado de docta Igno-
rantia (lib. II , cap 12). Según Cusa, todo está en movimiento en los es-
pacios celestes; no hay estrella que no describa un círculo. «Terra non
potest esse fixa, sed movétur ut ahse stellse.» La Tierra, sin embargo, no
gira alrededor del Sol, ambos á dos gravitan alrededor de los «polos
eternamente cambiantes del Universo " Cusa no tiene nada de común

TOMO III. 5i

— 530 —

con Copérnico, como lo demuestra el pasaje, cuyo testo escrito de la
mano de Cusa, en líí4, fué hallado por el Dr. Clemens en el hospital
de Cues.

(68) Pág-. 269.— Cosmos, t. II, p. 311-314 y 472 473, notas í9-o3.

(69) Pág. 269. — Borbonia Sidera, id est planetse qui Solis lumina cir-
cumvolitant motu proprio et reg^ulari, falso hactcnus ab helioscopis IMa-
culcC Solis nuncupati, ex novis observctionibus Joannis Tarde, 1820.
Austríaca Sidera , heliocyclica astronomicis líypothesibus illigata opera
Caroli Malapertii Belg'ce Montensis e Societate Jesu, 1633. Este último
esprito tiene cuando menos el mérito de dar una serie de observaciones
acerca de las manchas solares que se han sucedido desde 1618 á 1626.
Estos son , también , los mismos años por los cuales publicó Schei-
ner sus propias observaciones en Roma, en su Rosa Ursina. El canúnigo
Tarde cree en el paso de los pequeños planetas por el disco del Sol, por-
que dice: «el ojo del mundo no puede tener oftalmías.» Estrañará con
razón que veinte años después de Tarde y sus satélites Borbonianos, Gas-
coig:ne que tanto prog"resó en el arte de observar (Cosmos, t. Ilí, p. 38),
atribuya todavía las manchas á la conjunción de un gran número de
cuerpos planetarios, casi transparentes, que realizan su revolución alrede-
dor del Sol, y muy cerca de él. Según Gascoigne, muchos de esos cuer-
pos acumulados producen las sombras negras que se designan con el
nombre de manchas solares. Véase en las Philosophical Transacíions,.
t. XX Vil, 1710-1712, p. 282-290, un pasaje estractado de una carta de
G. Crabtrie, fechada del mes de agosto de 1640.

(70) Pág. 269. — Arago , sobre los medios de observar las manchas-
solares, en la Astronomía popular, t. II, p. 121 á 126. Véase también De-
lambre, Historia de la Astronomía de la Edad Media, p. 394 , y Historia de
la Astronomía moderna, t. 1, p. 681.

(70 lis) Pág. 269. — Memorias que pueden servir para la Historia de las Cien-
cias, porel conde deCassini, 1810, p. 'ii^;Dé[aimhre, Historia de la Astrono-
mía moderna, t. II, p. 694. Aunque Cassinl en 1671, y la Hire en 1700,
declarasen que el globo del Sol es oscuro, persístese aun en muchos Tra-
trados de Astronomía, muy recomendables por otra parte, en atribuir al
célebre Lalande la primera idea de esta hipótesis. Lalande, en la edición
de su Astronomía , publicada en 1792 (t. III, § 3240), lo mismo que en
la primera edición de 1764 (t. II, § 251o), no se separa en nada de la
antigua opinión de La Hire: «Que las manchas son las eminencias de la
masa sólida y opaca del Sol, recubierta comunmente (por completo) por
el fluido ígneo, w Entre 1769 y 1774, fué cuando Alejandro Wilson tuvo

— 53] —

por vez primera una idea clara y exacta de una abertura en forrna de em-
budo, practicada en la fotosfera.

(70 ter) Pág-. 270. — Alejandro Wilson, Ohservations on the Solar Spots,
dans las Phüosoph. Tramad., t. LXIV , 1774, l.^part., p. C-13, tab. 1.
"í found that the unibra, wbich before was equally broad all round
the nucleus, appeared much contracted on that part which lay toioards
the centre of the disc, whilst the other parts of it rcmained neariy of the
í'ormer dimensions. I perceived that the shady zonc or umbra, which
surrounded the nucleus, might be nothing* else but the shelving- sides of
the luminous matter of the sun.» Véase también Arago, Astronomia po-
pular, t. II, p. 1Í5.

(71) Pág-. 271. — Bode, en la Colección titulada: Beschaftigungen der
Berlinischen Gesellschaft naturforschender Freunde , t. I[, 1776, n. 237-241

y 2Í9.

(72) Pág-. 274.— En los frag-mentos históricos de Catón el Anciano,
se menciona una relación oficial entre los precios elevados del trigo y
ios nublados del Sol , prolongados por muchos meses. Las espresiones
luminis coligo et defectus SoUs , no sig"nifican siempre un eclipse ; no tienen
''ste sentido particularmente en las relaciones de la lar^a disminución
de la luz solar que sobrevino después de la muerte de César; así se lee
en Aulu-Gelle (Noctes Atticce, iib. II, cap. 28): «Yerba Catonis in Origi-
num quarto hcec sunt: Non libet scribere, quod in tabula apud Pontifi-
cem Máximum est, quotiens annona cara, quotiens LuuEe aut Solis lumi-
nis calig-o aut quid obstiterit.»

(72 bis) Pág". 274. — Gautier, Investigaciones relativas á ¿a influencia que
el número de las manchas solares ejerce sobre las temperaturas terrestres, y en
la Biblioteca universal de Ginebra, Nueva serie, t. Ll, 1844, p. 327-335.

(73) Pag-. 274. — Arag-o, Noticias científicas, 1.1^,(1.^11 ác\SiS Obras),
p. 136 á 257.

(74) Pág. 275.— Arag-o, ibid., p. 264 á 270.

(74 bis) Pág. 27o. — Es el resplandor blanquecino que se vi-ó también
cuando el eclipse de 15 de mayo de 1836, y del cual dijo desde entonces
con g-ran exactitud el g-ran astrónomo de Kcenig-sberg- ; «cuando la Luna
hubo cubierto completamente el disco solar, veíase todavía brillar un
anillo de la atmósfera del Sol.» (Bessel en las Astronom. Nachrichten de
Schumacher, n.°320).

— 532 —

(75) Pág\ 27o. — «Si examinamos de mas cerca laesplieacion, según la
cual las protuberancias rojizas están asimiladas á las nubes (de la ter-
cera envuelta) , no encontraríamos principio alguno de física que nos impi-
diese admitir que masas nebulosas de 25 á 30.000 leguas de largo flotan
en la atmósfera del Sol ; que esas masas, como ciertas nubes de la atmós-
fera terrreslre, tienen contornos fijos, que afectan, aquí y allá, formas
muy deprimidas, que la luz solar (la fotosfera) tiñe de rojo. Si exis-
te esta tercera envuelta, quizás dará la llave de algunas grandes y de-
plorables anomalías que se notan en el curso délas estaciones.» (Arago,
Noticias científicas, í. lY (t. Vil délas Obras) p. 279-282).

(76) Pág. 276. — «Todo lo que debilite sensiblemente la intensidad res-
plandeciente de la parte de la atmósfera terrestre que parece rodear y to-
car el contorno circular del Sol , podrá contribuir áhacer visibles las pro-
minencias rojizas. Sucede y debe esperarse, qne un ejercitado astrónomo
colocado en el vértice de una montaña muy alta , podrá observar regu-
larmente las nubesde la tercera envuelta solar, situadas en apariencia sobre el
contorno del astro, ó un poco fuera; determinar lo que tienen de perma-
nente y de variable , notar los períodos de desaparición y de reapari-
ción...." (Arago, Ibid., p. 285).

(77) Pág, 278. — Es indudable que en tiempo de los Griegos y de los
Romanos^ individuos aislados pudieron distinguirá simple vista grandes
manchas solares; pero no es menos cierto que estas observaciones no han
llevado jamás á los autores griegos y latinosa mencionar esos fenómenos,
en ninguna délas obras que han llegado hasta nosotros. Los pasajes de
Teofrasto, de Signis (lib. IV, cap. I, p. 797), de Arato, Diosemeia (v. 90-
92), de Proclo (Paraphr., II, 14), en los cuales Ideler hijo {Meteorol. vete-
rum , p. 201 , y Comentarios sobre la Meteorología de Aristóteles, 1. 1, p. 374),
ha creído hallar descripciones de manchas solares, indican solamente que
el disco del Sol, cuando presagia buen tiempo, no ofrece diferencia algu-
na en toda su superficie, nada que pueda señalarse (/^i^i n c^/ia fépoi), sino
que presenta una apariencia uniforme. Las arníaza., ó de otro modo , las
manchas que alteran la superficie del Sol, se atribuyen espresamente á
una nube ligera, al estado de la atmósfera terrestre; el escoliasta de Arato
'dice: á la condensación del aire. Así tiénese siempre cuidado de distinguir
el Sol de la mañana y el Sol de la tarde ; porque el disco solar indepen-
dientemente de toda verdadera mancha, hace el oficio de diafanómetro,
y según una antigua creencia que no debe despreciarse , anuncia todavía
hoy al labrador y al marino los cambios de tiempo que se preparan. Pué-
dese, con efecto, deducir del aspecto que presenta el Sol en el horizonte el
estado de las capas atmosféricas próximas á la Tieri'a. En lo que concier-

— 533 —

lie á las grandes manchas perceptibles á simple visla, que se tomaron en
807 y en 840 por tránsitos de Mercurio y de Venus, la primera cita está en
la gran Colección histórica délos Vetercs Scriptores, publicada por Justo
Reuberus en 1726 (y éase]a,^3.rte t'itiúada: Aúnales Regum Francoriim Pipini
Karoli Magni et Ludovici a qiiodam ejus cetaíis Astrónomo , Ludovici regís do-
mestico, conscripti , p. o8). En un principio fué un benedictino el que pasó
por autor de esos Anales (p. 28); mas adelante se reconoció que eran del
célebre Eginhard ó Einliard, secretario privado de Cario Magno. Véanse
Annales Einhardi en los Monumenta GermanicB histórica, publicados por Pertz
(Script., t. I, p. 194). Véase la cita hecha porEginhard, de las manchas
del Sol: «DCCCVIl, stella Mercnrii XVI kal. April. visa est in Solé qua-
lis parva macula nigra, paululum superius medio centro ejusdeni sideris,
qucB a nohis octo dies conspicata est ; sed quando primum intravit vel exi-
vit, nubibiis impedientibus, minimc notare potuimus.'j — Simón Assema-
nus, en la introducción al Globus cwlestis Cufico-Arábicus Veliterni Musei
Borgiani, 1790, p. xxxviii, cita el pretendido paso de Venus, referido por
los astrónomos árabes: «Anno Hegyrss 223 regnante Almootasemo Cha-
lifa, visa est in Solé prope médium nigra qusedan macula, idque feria
tertia die decima nona Mensis Regebi » Tomóse esta mancha por Ve-
nus, y se creyó ver el planeta durante 91 dias aunque con interrupcio-
nes de 12 á 13 dias, también. Poco tiempo después murió Motassem. En-
tre los numerosos ejemplos que he recogido de narraciones históricas ó
de tradiciones populares que mencionan disminuciones repentinas en el
brillo del dia citaré las siguientes , en número de 17:

A. 43 antes de J. C. Cuando la muerte de Julio Cé.sar, después de la
cual el Sol permaneció durante un año entero, pálido y con menos calor
que de costumbre. El aire era denso, frió y sombrío ; los frutos no llega-
ron á sazón. (Véase Plutarco, Julio César, cap. 87; Dion. Casos, li-
bro XLIV: Virgilio, Geórgicas , lib. I, v. 466).

A. 33 después de J. C. Año de la muerte del Salvador. «Apartir de la
hora sesta, se estendió una oscuridad en todo el pais hasta la hora nove-
na.» {Evangelio según San Maleo , cn^. 27, v. 45.) Según el Evangeho de
San lucas (cap. 23, v. 45): «El Sol perdió su brillo » Eusebio cita en
apoyo de esta indicación un eclipse de Sol, ocurrido en la CCIP olimpiada,
del cual habia hecho mención un cronista, Phlégon de Tralles (Ideler,
Handbuch der Mathem, Chronologie, t. II, p. 417). Pero Wurm ha demos-
trado que este eclipse, visible en toda el Asia Menor, habia tenido lugar
desde el año 29 después del nacimiento de Cristo , el 24 de Noviembre,
tres ó cuatro años por consiguiente antes de su muerte. El dia de la Pa-
sión cayó el 14 del mes de Nisan, dia de la Pascua de los Judíos (Ideler,
Ibid, t. I, p. 515-520); luego la Pascua se celebró siempre en la época de
la Luna llena. El Sol no ha podido , pues , ser eclipsado por la Luna du-
rante tres horas. El jesuíta Scheiner creía poder atribiiir la dísminucioa

— 534 —

del brillo del Sol á un grupo de manchas que cubrirían en tal caso una
vasta estension del disco solar.

A. 358. El '22 de Agosto: oscuridad precursora del terrible tem-
blor de tierra de Nicomedia, que destruyó también otras muchas ciuda-
des en Macedonia y en el Ponto. La oscuridad duró 2 ó 3 horas: «."Nec
contigua vel adposita cernebantur», dijo Amniien Marcellin (lib. XVII >
cap 7),

A. 360. Estendiéronse las tinieblas, desde la mañana hasta el medio
dia en todas las provincias orientales del imperio romano : «Per Eoos
tractus, caligo a primo aurorse exortu adusque raeridiem.»» (Amien Mar-
cellin, lib. XX, cap. 3) A'cíanse las estrellas; así es que este fenómeno no
fué debido á una lluvia de cenizas, y su duración no permite atribuirlo
como lo hace un historiadora un eclipse tolal: «Cum lux ccclestis operi-
retur, e mundi conspeclu penitus luce abrepta , defecisse diutius soleni
pavidse mentes hominum sestimabant: primo attenuatum in luna? corni-
culantis effigiem, deinde in speciem auctum semenstrem, posteaque in
inlegrum restitutum. Ouod alias non evenit ita persnicue , nisi cum post
iníequales cursas intermenstruuní lunae ad idem revocatur." La descrip-
ción puede aplicarse bien á un eclipse de Sol, pero ¿qué pensar de su lar-
ga duración y de esas tinieblas estendidas en todas las provincias orien-
tales del imperio?

A. 409. Cuando Alarico apareció ante Roma. La oscuridad permitió
ver estrellas en pleno dia. (Schnurrcr, Cnronik der Seuchen, primera parto
pág. 113).

A. 536. Juslinianus I Csesar imperavit anuos triginta ocio (o27-í>6o).
Anno impcrii nono, deliquium lucis passus est Sol, quod annum integrum
et dúos amplius mcnses duravit, adeo ut parum admodum de luce ipsius
apparere; dixeruntque homines Soliquid accidisse, quod nunquam ab eo
recederet (Gregorius Abu'l-Faragius, Supplementum HistoricB Dynastijaruin,
ed. Edv,'. Pocok, 1663 , p. 94). Ese fenómeno ha debido ser muy seme-
jante al de 1783. En Alemania liase adoptado un nombre particular (Ha?-
henranch, niebla seca), para designar esas disminuciones en la intensidad
del Sol; pero las esplicaciones que se han intentado, están lejos de apli-
carse á todos los casos.

A. o67. Justirnus 11 anuos 13 imperavit (565-578). Anno imperii ipsius
secundo, apparuit in ccelo ignis flammans juxta polum arcticum, qui an-
num integrum permansit ; obtexeruntque tenebra3 mundum ab hora die:
nonanoctem usque, adeo ut nenio quidquam videret: deciditque ex aere
quoddam pulveri minuto et cineri simile (Abu'l-Faragius, Supplementum
Histories Dynast., p. 95). Parece así que este fenómeno se ofreció en un
principio como tormenta magnética, como aurora boreal perpetua , que
duró todo un año y á la cual sucedieron las tinieblas y una lluvia de ce-
nizas.

— 535 —

A. 626. Siempre scg-uii Abu'l-Farag-ius {Ibid , p. 94-99), la mitad del
■disco solar queda oscuro durante ocho meses.

A. 733. Un año después de haber sido arrojados los árabes mas allá
de los Pirineos, Uieg-o de la batalla de Tours. El Sol se oscureció el 19 de
Ag-osto, causando gran espanto (Schnurrer, Chronik der Seuchen, primera
parte, p. 164.

A. 807. Vióse en la superficie del Sol una mancha que se tomó por
Mercurio, Veteres scriptores , p. 38).

A. 840. Desde el 28 de Mayo al 26 de Agosto observóse el pretendido
paso de Venus por el Sol. Según Asemanus, ese fenómeno debió empezar
en el mes de Mayo de 839. Desde 834 á 8íl, reinó el califa Al-Motasscm,
que fue el octavo califa y tuvo por sucesor á Harum-el Watek.

A. 934. En la curiosa Historia dePortug"al de Faria y Souza (1730,
p. 147) encuentro estas palabras : "En Portugal se vio sin luz la Tierra
por dos meses. Avia el Sol perdido su splendor." Entonces abrióse el
Cielo por fractura con muchos relámpag-os , y el Sol recobró súbitamente
todo su brillo.

A. 1091. El 21 de Setiembre, oscurecióse el Sol durante tres horas,
después de las cuales conservó un color particular : «Fuit eclipsis Solis
11 kal. Octob.fere tres horas : Solcirca meridiem diré nigrescebat.» (Mar-
tin Crusius, Anuales Suevicio, Francof, 1793, t. I , p. 279. Véase también
Schnurrer, Chronik, der Seuchen, Leparte, p. 219).

A. 1096. El 3 de Marzo reconociéronse á simple vista manchas en el
Sol : «Signum in Solo apparait V. Non. Martii feria secunda incipicntis
qnadragesimse." (Joh. Staindelii , presbyteri Pataviensis, Chronicou gene-
rale, en los Rerum Boicarum Scriptores de Ofelius , 1. 1, 1763, p. 483).

A. 1206. Seg"un Joaquín de Villalba (Epidemiología española, Ma-
drid, 1803, t. I, p. 30). El último dia de Febrero hubo un eclipse de Sol
que duró seis horas, con tanta oscuridad como si fuera media noche. Si-
guieron á este fenómeno abundantes y continuas lluvias.'» Un fenómeno
casi semejante cita Schnurrer, como acontecido en el mes de .Junio de
1191. (Véase Chronik der Seuchen, l.^parte^ p. 238-263.

A. 1241. Cinco meses después del combate de los Mogoles cerca de
Liegnitz «(obscuratus est Sol (in quibusdam locis)? et factfe sunt tenebra?,
ita ut stellse viderentur in Ccclo, circa fe?tum S. Michaclis hora nona.?'
{Chronicon Claustro-Neoburgense, del Claustro de Neobourg-, cerca de Vie-
na.) Esta crónica que abarca el espacio comprendido entre el año 218
después de J. C- y el año 1348, forma parte de la Colección de Pez, Scrip-
tores rerum Áustriacarum, Lipsiaí, 1721, t. I, p. 438.

A. 1547. Los dias 23, 24 y 25 de abril, es decir, la víspera, el dia y
el dia sig-uiente de la batalla de Muhlbach, en la cual el elector Juan Fe-
ílcrico fue hecho prisionero. Képlero dice á este propósito en los Parali-
2wm. ad Vitellium, quibus Astronomicc pars óptica traditur (ÍHO-i:, p. 239):

— 536 —

^•Refert Gemma, pater et filius, anno 1547, ante eonflichim CaroliVcum
Saxonise Duce, Solem per tres dios ceu sanguine perfusaní comparuisse,
ut etiam stella? plerseque in meridie conspiccrentur." Véase también Ké-
l^lero, de Stella nova in Serpentario, p. 113. No sabe á qué causa atribuir
este fenómeno: «Solis lumen ob causas quasdam sublimes hébetari...»
Supone que este efecto puede ser producido por una «materia comética
latius sparsa,» y afirma únicamente que la causa debía colocarse fuera de
nuestra atmósfera, puesto que se velan estrellas en pleno dia. Schnurrer
(Chronik der Seuchen, 2.^ parte, p. 93), pretende á pesar de la visibilida
de las estrellas, que ese fenómeno fue ocasionado por una niebla seca, te-
niendo presente que Carlos V se quejaba antes de la batalla, «semperse
nebulse densitate infestari,quoties sibicum hostepugnandum sit." (Lam-
"bertiisHortensius, É?e£e//o Germánico, Basil; lS60,lib. YI, p. 182.)

(78) Pág-. 279. — Ya Horrebow (Basis Astronomiw, 1735, § 226) se vale
de la misma espresion. La luz solar, es según él, «una aurora boreal per-
petua, producida en la atmosfera del Sol por la acción contraria de las
fuerzas magnéticas." Véase Hanow, en Dan. Tieio, Gemeinnützige Áh-
handlungen übernatllriiche Dinge, 1768, p. 102.

(79) Pág. 281. — Véanse las Memorias científicas de Arago (t. X de las
Obras, p. 57); Mathieu, ea Delambre, Historia de la astronomía del siglo
XVIII, p. 3ol y 632; Fourier, Elogio de G. Herschell, y las Memorias del
Instituto, t. VI, año 1823 (París 1827), p. LXXll. La esperiencia inge-
niosa, hecha por Forbes en 1836, durante un eclipse de Sol, es también
notable, y prueba una gran homogeneidad en la naturaleza de la luz,
que emana del centro ó de los estreñios. Hizo ver que un espectro so-
lar formado esclusivamente de radios partiendo de los estreñios del as-
tro es idéntico, para el número y posición de las líneas oscuras ó rayas
que le cruzan, al que proviene del disco entero. Si en la luz solar
faltan rayos de una cierta refrangibilidad, no consiste esto, como supone
David Brewster, en que se pierdan esos rayos en la atmósfera del Sol,
puesto que los rayos de los estreñios que han atravesado capas mucho mas
espesas producen las mismas líneas oscuras. (Forbes, en las Memorias de
Iñ Academia de Ciencias, t. 11, 1836, p. 576). Al fin de esta nota he reunido
todo lo que tomé en 1847 de los manuscritos de Arago:

«Fenómenos de la Polarización coloreada dan la certeza de que el
borde del Sol tiene la misma intensidad de luz que el centro; porque co-
locando en el Polariscapo un segmento del borde sobre un segmento del
centro, obtengo (como efecto complementario del rojo y del blanco) un
blanco puro. En un cuerpo sólido (una bola de hierro calentada al rojo)
£l mismo ángulo visual abraza unaestension mayor en el estremo que en
el centro, según la proporción del coseno del ángulo; pero en la misma

. _ 537 —

proporción también, el mayor número de puntos materiales emiten una
luz mas débil en razón de su oblicuidad. Larelaciondel áng'ulo es natural-
Mfiente la misma para una esfera gaseosa; pero no produciendo la oblicui-
dad en elg-as el mismo efecto de disminución que en los cuerpos sólidos,
el borde de la esfera gaseosa estaría mas iluminado que el centro. Lo que
nosotros llamamos disco luminoso del Sol, es la Fotosfera gaseosa, como
he probado por la falta absoluta de señales de polarización en el estremo
del disco. Para esplicar pues la igualdad de intemidad del estremo y del
centro, indicada por elPolariscopo, será preciso admitir una envuelta es-
terior que disminuya (apague) menos la luz que viene del centro que los
rayos que recorren el largo trayecto del estremo á la vista. Está envuel-
ta esterior fórmala corona blanquecina en los eclipses totales de Sol. La
luz que emana de los cuerpos sólidos y líquidos incandescentes, está po-
larizada parcialmente cuando los rayos observados forman con la super-
ficie de salida un ángulo de pequeño número de grados; pero no hay
señal sensible de polarización cuando se miran de igual manera en el Po-
lariscapo gases inflamados. Esta esperiencia demuestra que la luz solar
no sale de una masa sólida ó líquida incandescente. La luz no se engen-
dra únicamenteen la superficie délos cuerpos; sino que una parte nace
en su sustancia misma, aunque esta sustancia fuese el platino. Tío es pues
la descomposición del oxígeno circundante lo que dá la luz. La emisión
de luz polarizada por el hierro líquido es un efecto de refracción en el
tránsito á un medio de menor densidad. Donde quiera que hay refrac-
ción, hay producción de alguna cantidad de luz polarizada. Los gases
no la producen, porque sus capas no tienen bastante densidad. La Luna,
seguida durante el curso de una lunación entera, presenta efectos de po-
larización, escepto en la época de la luna llena y de los dias que se acer-
can mucho á esta. La luz solar encuentra, sobre todo en los primeros y
Tiltimos cuadrantes, en la superficie desigual (montañosa) de nuestro sa-
télite inclinaciones de planos convenientes para producir la polarización
por reflexión.»

(80) Pag. 28L— Juan Herschell, Cape Ohservations , § 42o, p. 434:
Quilines, § 39o, p. 234. A'éase también Fizeau y Foucault , en las Mem.
de la Ácad. de Ciencias, t. XVIII, 1844, p. 860. Es muy notable que Gior-
dano Bruno, que subió á la hoguera ocho años antes de la invención del
telescopio y once años antes del descubrimiento de las manchas solares,
creyera en la rotación del Sol alrededor de su eje. En cambio, pensaba
que el centro de ese astro era menos brillante que sus estremos. Enga-
ñado por algún efecto de óptica, creia ver girar el disco del Sol y los es-
tremos estenderse en remolinos y contraerse. Véase Cristian Bartholméss,
Jordano Bruno, t. II, 1847, p. 367.

(81j Pág. 282.— Fizeau y Foucault, Investigaciones sohre la intensidad

— 538 —

'de la luz emilida por el carbón en el esperimento de Davy , en las Mcm. de la
Academia de Ciencias, t. XYIII, 1844, p. 7o3. — «The most intenselyig--
nitedsolids (ignited quicklime in lieutcnant Drummond's oxy-hydrog'en
lamp) appear only as black spots oii the disc of thesuii when held betweea
it and the eye {Outlines o f Asirán . , p. 236), Véase también Cosmos, t. II,
p. 313.

(82) Pág-. 282.— Consúltese el Comentario de Arago sobre lascarlas
de Galileo á Marco Wclser, y en la Astronomía popular , 1. 11, p. 132 á 156,
sus esplicaciones sobre la influencia de la luz solar reflejada por las capas
atmosféricas, que parece envolver con un velo luminoso los objetos ce-
lestes, vistos en el campo de un telescopio.

(S3) Pág-. '282.— Maídler, isírojiomfa, p. 81. •

(84) Pág-. 2S3.— Véase Philosoph. Magazine, ser. 111, í. XXYIII, p. 230;
y Pogg-endorf's, Annalen der Physik, t. LXVIII, p. 101.

(85) Pág-. 2So. — Véase Faraday, sobre el Mag-netisnio atmosférico, en.
los Experim. Researches onElectricity, ser. XXV y XXVI (Philosoph. Tran-
sad, for. 1851, Leparte)," § 2774, 2780, 2881, 2892-2968, y para la his-
toria de este problema, § 2847.

(8G) Pág-. 285. — Véase Nervander, d'Helsing-fors, en el Boletín de la
clase fisico-matemática de la Academia de Sain-Petersbourg , t. 111, 1845,
p. 30-32 y BuyS'Ballot, d'Utrechl, en Pog-g-endorff's Annalen der Physik y
t. LXVíi, 1846, p. 205-213.

(87) Pág-. 286. — He indicado con comillas lo que pertenece á los ma-
nuscritos de Schwabe. Las observaciones desde 1826 á 1843 se han publi-
cado únicamente en \íx?, Astronom. Is'achrichten de Schumacher, n.° 495,
t. XXI, I84Í, p. 325.

(88) Pág-. 290.— Juan Herschell, Cape Observations, p. 434.

(89) Pág. 291.— Cosmos, t. I, p. 180 y 407, nota 79.

(90) Pág. 292. — Gesenio, en la Colección ütultida. Hall ische Litierafur-
Zeitung, 1822 n.°10l y 102. (Erganzungshlatt, p. 801 á 8l2). Entre los
Caldeos, el Sol y la Luna eran las dos divinidades principales; en los cin-
co planetas se les llamaban simples genios.

(91) Pág. 292.— Platón, Timéo, p. 38, ed. Henri Estienne; t. I, p. 105
de la traducción dcH. Martin. Véase también t. II, p. 64.

— 539 —

(92) Pág". 293. — Boech, de Platónico systcmafe ccelestium globorum et de
vera Índole astronomiiv Philolaicw, p. XVII, ^ Phüolaüs, 1819, p. 99.

(93) Pag-. 293.-11111118 Firmicus Matern us ilsíronomícc libri F//Í (ed.
Pruckner. Basil,1551,lib. II, cap. 4); elautor era contemporáneo de Cons-
tantino el g'rande.

(94) Pág-. 293. — Hamboldt, Monumentos de los pueblos indigenas de la
América, t. II, p. 42-i9. Desde el año 1812, he señalado las analog-ías
del zodiaco de Bianchini con el de Denderah. Véase también Letronne,
Observaciones criticas sobre las representaciones zodiacales, p. 97, y Lepsio,
Chronologie der Mgypter, 18Í9, p. 80.

(9o) Pfig-.293. — Letronne, Sobre el origen del zodiaco griego, p. 29: Lep-
sio, Chronologie der JEgypter, p. 83. Letronne comprueba, en razón al nú-
mero 7, el orig-en caldeo de la semana planetaria.

(98) Pág-. 293. — Vitruvio, f/eArc/ii7echím, libro IX, cap. 4. Ni Vitruvio
ni Marciano Capella pretenden que los Egipcios sean los autores del siste-
ma en que Mercurio y Venus están considerados como satélites del Sol,
g-irando el mismo alrededor déla Tierra. Léese en el primero: «i\Iercurii
autem et Veneris stelke circum Solis radios, Solem ipsum, uti ccntrum,
itineribus coronantes, reg-ressusretrorsum et rctardationcs faciunt."

(97) Pág-. 293. — Martianus Mineus Félix Capella, de Nuptiis philolo-
gim et jlercurrU, lib. VIII, cd. Grotius, lo99, p. 289: «Xam Venus Mer-
curiusque, licet ortus occasusque quotidianosostendant, íamen eoruní cir-
cuí! Térras omnino non ambiunt, sed circa Solem laxiore ambitu circu-
lantur. Denique circulorum suorum centren in Solé constituunt, ila utsa-
pra ipsum aliquando...» — ^Este pasaje que lleva el título ; Quod Tellus
non sit centrum ómnibus planetis,'? ha podido sin duda, como lo afirma
Gassendi, influir en las primeras opiniones de Copérnico , masque los
testos atribuidos al g-ran g-eómctra Apolonio -de Perga. Sin embargo
Copérnico se limita á decir: «Minime conteninendum arbitror, quod
Martianus Capella scripsit, existimans quod Venus et Mercurius circum-
errant Solem in medio existenlem." Véase el Cosmos , t. II, p. 303.
(nota 34),

(98) Pág. 293. — Enrique Martin, (Estudios sobre el Timeode Platón, i. II,
p. 12o-133) me parece haber esplicado perfectamente elpasaje de Macro-
bio con respecto al sistema de los Caldeos, que habia inducido á error á
un filólogo eminente, á Ideler. Véase la Memoria de Ideler sobre Eudosio
(V' ^^) y el Museum der Alterthums-Wissenschaff de Wolf y Buttmann
<t.II, p. 443). Macrobio, in Somnium Scipionis (lib. I, cap. 19 y lib. II,

^ 540 —

cap. 3,Biponti, 178S,p. 91 y 129), no sabe nada del sistema de Vitrubio
y de Marciano Capella, seg-un el cual Mercurio y Yenus son satélites
del Sol, moviéndose este como los otros planetas alrededor de la Tierra
inmóvil. Indica solamente, refiriéndose a Cicerón, las diferentes opinio-
nes sobre el orden de las órbitas descritas por el Sol, Venus, Mercurio y
la Luna. «iCiceroni Archimedes et Chaldseorum ratio consentit, Plato
^g-yptios secutus est.» Cuando Cicerón esciama, en la descripción del
sistema planetario {Somnium Scipionis, cap. 4). «Hunc (Solem) ut comités
consequuntar, Yeneris alter, alter Mercurii cursus,» ha enumerado pre-
cedentemente las órbitas de Saturno, de Júpiter y de Marte, y quiere
solo aludir á la proximidad de las órbitas del Sol y de los dos planetas
inferiores, Yenus y Mercurio. Todos los cuerpos celestes circulan, se§"un
él, alrededor de la Tierra, como alrededor de un punto fijo. La órbita de
un satélite no puede contener la del planeta principal, y sin embarg-o Ma-
crobio dice sin vacilar: «^g-yptiorum ratio talis est: circulus,per quem
Sol discurrit, á Mercurii circulo ut inferior ambitur, illum quoque supe-
rior circulus Yeneris includit.» Habla pues de órbitas paralelas que se
envuelven unas á otras.

(99) Pag. 29i. — Leipsio, Cronologie der MgiTpter, Leparte, p. 207.

(100) Pág-. 294. — £1 nombre mutilado del Planeta Marte, en Vettius
Palens y en Cedrenus, corresponde probablemente al nombre Her-toscli,
como Seb á Saturno. Yéase Lepsio, Chronologie der jEgypfer, p. 90 y 93.

(1) Pág-. 294. — No puede compararse á Aristóteles (Metaf. lib. XII,
c. 8, p. 1073, ed. Bekker), con el Pseudo-Aristóteles {de Mundo, c. 2,
p. 392), sin sorprendernos del contraste que presentan. En el tratado de
Mundo hállanse ya los nombres de los planetas faetón, Pyrois, Hércules,
Stilbon y Juno, lo que indica la época de Apuleyo y de los Antoninos,
en que ya la astrolog-ía caldea estaba estendida por todo el imperio ro-
mano , y en que se mezclaban ya denominaciones tomadas á diferen-
tes pueblos. (Yéase Cosmos, i. II, p. 14.) Diodoro de Sicilia dice posi-
tivamente que los Caldeos desde el principio llamaban á los planetas
seg-un sus divinidades babilónicas, y que esos nombres pasaron de esta
suerte á los Grieg-os. Ideler (Eudosio, p. 48), atribuye por el contrario
esos nombres á los Eg'ipcios, y se funda en la antig-aa existencia de una
semana planetaria de siete dias en las orillas del Nilo (Handbuch der Chro-
nologie, t. I, p. 180), hipótesis completamente refutada por Lepsio (Chro-
nologie der JEgypter, 1.^ parte, p. 131). Reúno aquí, seg-un Eratóstenes,
según el autor del Epinomis, probablemente Filipo Opuncio, según Ge-
mino, Plinio, Teon de Esmirna, Cleomedes, Aquiles Tacio, Julio Fir-
mico y Simplicio, todos los nombres bajo los cuales han sido designados

— 541 —

los cinco planetas antig-uos, y cuya conservación debemos especialmen-
te á la manía de las fantasías astrológicas:

Saturno: «¡iat'vur, Némesis; este planeta está también designado como
un sol por cinco autores. (Véase Teon de Esminia, p. 87 y 165, ed. de
Enrique Martin.)

Júpiter: faidov, Osiris.
Marte: -wvpóeií, Hércules.

Venus: ¿aarpópoi, ¡paafópoi, Lucifcr; l'^ivipog, Vesper; Juno; Isis.
Mercurio: onXSuy, Apolo.

Aquiles Tacio (Isagoge in Plicenom. Arati, cap. 17) encuentra singular
que los Egipcios como los Griegos hayan adornado con el brillante
nombre («paíxu»') el menos luminoso de todos los planetas. «Quizás, añade,
obedece esto á su influencia bienhechora. »> Según Diodoro, ese nombre
procede de que u Saturno era de todos los planetas el que pronosticaba
con mas frecuencia y de la manera mas clara, el porvenir.»» (Letronnc,
sobre el Origen del Zodiaco griego, p. 33, y en el Diario de los Sabios, 1836,
p. 17; véase también Carteron, Análisis de investigaciones zodiacales,]). 97).
Denominaciones que de equivalente en equivalente pasan así de un pue-
blo á otro, deben de ordinario su origen á casualidades que es imposible
averiguar: no obstante, debemos hacer notar que <paíiHv, hablando en pro-
piedad, no espresa mas que una apariencia luminosa, es decir un resplan-
dor tranquilo, constante y de una intensidad igual, mientras que ank-
§eiv supone un brillo mas vivo, mas variable, algo de centelleante. Los
epítetos de fnbav^ para el planeta mas apartado, Saturno, dearrikSov para
Mercurio, mas próximo al Sol, parecerán tanto mas exactos relativamen-
te, si se recuerda lo que he dicho mas arriba (Cosmos^ t. III, p. 63), que
Saturno y Júpiter, vistos de dia, en el gran anteojo de Frauenhofer, pa-
recen empañados, en comparación del disco centelleante de Mercurio.
Esas calificaciones, como observa el profesor J. Franz, indican pues una
progresión creciente que partiendo de Saturno (faiVay), pasa por Júpiter,
el g-uia brillante del carro luminoso (aéSiav), por Marte, el astro incan-
descente (Tcvpóeii), y llega por último á Venus (fcoafópoi) y á Mercu-
rio (cm'A^ay).

La denominación india de Saturno ('sanaistschara), que se mueve
lentamente, me ha proporcionado la idea de dejar á mi amigo el ilustre
Bopp el problema, de si en general, para los nombres indiosde los plane-
tas, como para los nombres en uso entre los Griegos y probablemente
también entre los Caldeos, hay medio de distinguir entre nombres mitoló-
gicos y simples epítetos. Traslado aqui las esplicaciones que debo á la
atención de este ilustre lingüista, cuidando de prevenir que sigo para
los planetas, el orden en el cual están colocados con relación al Sol, y no
el orden adoptado en el Amarakoscha (véase Colobrooke, Ensayos Mis-
celáneos, t. II, p. 17 y 18).

— 542 —

Respecto de los cinco nombres sánscritos de. los planetas, tres son
descriptivos, y son éstos los de Saturno, Marte y Yénus.

«Saturno: 'sanaistschara, formado de 'sanáis, lentamente, y tschara
que se mueve, se llama también 'sauri, uno de los nombres de Wischnou,
deriv'ado por via patronímica de 'súra, nombre del g-ran padre de Krisch-
na. Saturno era desig-nado también bajo la denominación de 'Sani.
El nombre de 'Sani-vara, que sig-niñca diesSaturni, se refiere ig-ualmen-
te al adverbio 'sanáis, lentamente. Los nombres planetarios de ios dias de
la semana eran á lo que parece desconocidos á Amarasinha. Induda-
blemente fueron introducidos mas tarde.»

«Júpiter: Vrihaspati, ó con mas anterioridad, seg-un el ortóg^rafo de
los Vedas adoptado por Lassen, Brihaspati: Señor de la altura; este nom-
bre que era el de una divinidad veda, está compuesto de vrih (brih),
crece?', y pati, seíior. »

"Marte: Ang-araka (de angara, carhon ardiente), llamábase también
loliitánga, el cuerpo rojo, de lóhita, rojo, y anga, cuerpo."

«Yénus: planeta llamado 'sukra, es decir, el briUanteu , también
Daitya-g'uru, de g"uru, señor, y deDaityas, los Titanes. ^^

«Mercurio: Budha, no debe confundirse con el leg^islador relig'ioso
Buddha. Mercurio se llamaba también Rauhinéya, es decir hijo de la Nin-
fa flohini, esposa de la Luna (soma), de donde tomó también el nombre
de Saumya. La raiz común de Budha, el planeta y de Buddha, personaje
divino, es budh, saher. Paréceme poco probable que la palabra sajona
Wuotan (Wotan, Odin) se refiera á la palabra Budha. Esta suposición
parece fundarse principalmente en la semejanza esterior de las formas, y
sobre el hecho de que los dos desigman un mismo di a de la semana: dies
Mercurü, en viejo sajón Wódanes dag-, en indio Budha-vára. Yara sig'-
nifica originariamente vez, como en bahuvárán, gran número de veces;
después, colocado al fin de una palabra, espresa la idea del dia. Jacobo
Grimm (Deutsche Mythologie, p. 120) deriva el nombre germánico Wuo-
tan, del verbo watan, vuot (actualmente waten) , que significa: meare,
transmeare, cum ímpetu ferri, y corresponde literalmente al latin vadere.
Wuotan ú Odinn, es según Jacobo Grimm, el ser todopoderoso, que todo
lo vé: «Qui omniapermeat," como dice Lucano, de Júpiter. Véase sobre
nombres indios los dias de la semana, sobre Budha y Buddha y acerca
délos dias de la semana en general, las notas de mi hermano en el escrito:
JJeber die Verhindungen zwischen Java und Indien (Kawisprache , t. 1,
p. 187-190.)

(2) Pág. 29Í. — Y éSiScLclronne, Sobre el amuleto de Julio César y lossignos
planetarios, en la Revisto arqueológica, año 3,°, 1846, p. 261. Saumaise vela
en el signo planetario mas antiguo de Júpiter la lelra inicial Zíú^ ; en el
de Marte una abreviatura del sobrenombre Qovpio;. El disco solar, emplea-

— 543 —

do como signo, se habia hecho casi desconocido por un haz obh'cno y
íriang-ular de rayos. Aparte del sistema pitagórico de Filolao, no se
contaba á la Tierra entre los planetas, y por esta razón considera Letronne
el signo planetario de la Tierra como introducido con posterioridad á Co-
pérnico. El notable pasaje de Olimpiodoro acerca déla consagración de
los diferentes metales en cada uno de los planetas está tomado de Proclo,
y fue indicado por primera vez por Boeckh ; encuéntrase en la pág. 1 í,
en la edición deBasilea; en la pág. 30, en la de Schneidcr. Aristóteles,
MeteoroL, ed. Ideler, t. U, p. 163. La nota acerca de los ístmicos de Pin-
daro (V. 2), en la cual los metales están asemejados á los planetas, per-
tenece á la escuela neo-platónica ; véase Lobeck , Aglaophamus , t. lí,
p. 936. Por la misma asociación de ideas, los signos planetarios han lle-
gado á ser poco á poco signos de los metales, y para algunos, hánse con-
fundido los mismos nombres. Así el nombre de Mercurio designa el azo-
gue argentino, el argentum vivum y el hidrargyrus de Plinio. En la pre-
ciosa colección de los manuscritos griegos de la Biblioteca de París, hay dos.
manuscritos de la gran obra acerca del arte cabalístico, uno de los cuales
contiene (n.° 2250) los nombres de los metales consagrados á los planetas,
sin el empleo de los signos; el otro (2329), especie de diccionario de quími-
ca, que según el carácter de la escritura, puede ser referido al siglo xv, pre-
senta el nombre de los metales reunidos en un pequeño número de signos,
planetarios (Hoefer, Historia de la Química, i, I, p. 250). En el manuscrito
n.° 22o0, el azogue está consagrado á Mercurio y la plata á la Luna, mien-
tras que en el n.° 2329 el azogue se consagra á la Luna y el estaño á Jú-
piter ; Olimpiodoro asignaba este último metal á Mercurio : tan poca fije-
za habia en esas relaciones místicas de los astros con las propiedades de
los metales.

Este es el momento de tratar de las horas y de los dias de la semana
especialmente anexos á los diferentes planetas. Hasta hace muy poco no
habia ideas exactas sobre la antigüedad de este uso, y no se habia recono-
cido hasta qué punto estaba estendido entre las naciones lejanas. Como
lo ha demostrado Lepsio {Chronologie der jEgypfer , p. 132^, y como lo
prueban monumentos que se remontan á los primeros tiempos déla cons-
trucción de las grandes pirámides, la semana de los Egipcios se compo-
nía, no de siete dias, sino de diez. Tres de esas décadas formaban uno de
los doce meses del año solar. Cuando se lee-^nDion Casio (lib. XXXYII,
cap. 18), que la costumbre de señalar los dias según los nombres de los
siete planetas era originaria de Egipto , y se habia estendido de allá en
época muy reciente á los demás pueblos , especialmente á los Roma-
nos, entre los cuales se habia naturalizado por completo, en tiempo de
Dion. Casio , es preciso no olvidar que este escritor era contemporá-
neo de Alejandro Severo, y que desde la invasión de la astrología
oriental bn jo los Césares , y á consecuencia del gran concurso de tan-

— 544 —

tos pueblos á Alejandría, era moda en Occidente llamar eg-ipcio á todo
lo que parecía antiguo. Es indudable que donde es mas antig-ua y se
estendió mas la semana de siete dias fue entre las naciones semíticas. Por
lo demás, este hecho no es particular á los Hebreos ; se vuelve á encon-
trar entre los Árabes nómadas, mucho tiempo antes de Mahomet. He pre-
guntado á un sabio muy conocedor de las antig-üedades semíticas, el pro-
fesor Tischendorf, de Leipzig-, el problema de sí independientemente del
nombre de Sabbat, no existe en el antiguo Testamento, para los diferen-
tes días de la semana otras denominaciones distintas á las de 2.° y 3.°
dias de la schebua; si en el Nuevo Testamento, en una época en la cual
sin duda los estranjeros se ocupaban ya en Palestina de astrología
planeíeria, no se encuentra en parte ning-una denominación tomada á
los planetas, para designar alg-uno de los dias del período hebdomedario.
La respuesta fue la sig-uiente : « Ni el Antig-uo ni el Nuevo Testamen-
to, ni la Mischna , ni el Talmut , ofrecen huella de los nombres de los
planetas anexos á los dias. No se acostumbraba tampoco a decir el
seg-undo o tercero día de la shehua; sino que se contaba por la fecha
del mes : sin embarg-o , la víspera del Sábado se llamaba también el
sexto día, sin otra designación. La palabra Sábado se estendió mas tarde
á la semana entera (Ideler, Handbuch der ChronoL, t. 1, p. 480); así se vé
en el Talmud, para los diferentes dias de la semana el 1°, 2.°, 3.° dia del
Sábado, y así los demás. La palabra ¡SSo/xác: por schebua no esta en el Nue-
vo Testamento. El Talmud, cuya redacción empieza en el siglo II que se
prolonga hasta el V, ofrece epítetos hebraicos aplicados á algunos plane-
tas, á Venus la brillante y al rojo Marte. Lo que hay mas de singular en
ello es el nombre de Sabattai , propiamente estrella del Sábado , empleado
para designar á Saturno, así como entre los números farisaicos de las es-
trellas relacionados por Epifanes, el mismo planeta tiene por nombre fío-
chab Sabbath. ¿Es esto lo que hizo que se tomase el dia del Sábado para
el dia de Saturno (Saturni sacra dies, dice Tibulo. íUég., lib. 3, v. 18)?
Un pasaje de Tácito (Historias, lib. Y, cap. 4) agrandó el círculo de esas
relaciones entre el personaje consagrado por la tradición legendaria y el
planeta del mismo nombre. » Véase también Fürst, Cultur-und Litteratur-
geschichte der luden in Asien, 1849, p. 40.

No hay duda de que las diferentes fases de la Luna debieron llamar
desde luego la atención de los pueblos cazadores y pastores, y servir de
alimento á sus delirios astrológicos. Es, pues, preciso admitir con Ideler,
que la semana es un desmembramiento del mes sinódico, un cuarto del
cual representa por término medio 7 dias Yg. Por el contrario, todo lo
que respecta al orden de los planetas y á las distancias que los separan en-
tre sí, así como á los nombres de las horas y de los dias, no puede per-
tenecer sino á una época de civilización mucho mas avanzada, y que
empieza á mostrar aficiones por las teorías.

— 545 —

En lo que concierne á los nombres de los planetas, aplicados á los dias
de la semana, y al orden en el cual se colocaban esos cuerpos celestes
(Gemino, Elem, Astron., p. 4; Cicerón, íZe República, lib. VI, cap, 10;
Firmico, lib. If, cap. 4), fijándolos todos, seg-un la opinión mas antigua
y mas estendida, entre la esfera de los fijos y la tierra inmóvil , a saber:

Saturno ,
Júpiter ,
Marte ,
El Sol ,
Venas ,
Mercurio ,
La Luna,

hánse presentado tres suposiciones diferentes : la una pedida á los inter-
valos musicales ; otra á los nombres planetarios de las horas en el voca-
bulario astrológñco; la tercera fundada en una división de los doce sig'nos
del zodiaco entre los 36 decanos ó entre los cuerpos p'anetarios repu-
tados como los señores (domini) de esos decanos, y cuya serie "está repe-
tida cinco veces, de tal modo, que estando Marte repetido solo seis veces,
resulte para cada sig'no tres decanos ó tres planetas. Las dos primeras hi-
pótesis están espuestas en el notable pasaje de Dion Casio (lib. XXXVíí,
cap. 17), donde el autor quiso esplicar por qué celebran los Judíos el dia
de Saturno (nuestro sábado). «Si se aplica, dice, el intervalo musical,
que se llámala cuarta, Sia rsaaápav, á los siete planetas, seg-un la duración
de su revolución, dando el primer lug^ar á Saturno como el mas lejano,
se cae primeramente en el cuarto, el Sol, después en el sétimo, la Luna,
y los planetas se presentan así en el orden en que se suceden los nom-
bres de los dias.»' Vincent ha dado un comentario de este pasaje, en su
Memoria sobre los Manuscritos relativos á la Música ^1847, p. 138); véase
también Lobeck, Aglaophamus, p. 941-9ÍG. La segunda esplicacion de
Dion Casio descansa en la vuelta periódica de las horas consagradas á
los planetas. «Si se cuentan , dice , las horas del dia y de la noche, par-
tiendo de la primera hora del dia, y refiriendo esta hora á Saturno, la se-
gunda a Júpiter, la tercera á Marte, la cuarta al Sol, la quinta á Venus,
la sexta á Mercurio, la sétima á la Luna, en el orden en que los Egipcios
colocan los planetas , de modo que se empiece siempre por Saturno ; se
encontrará, después de haber recorrido la serie de veinte y cuatro horas,
que la primera hora del dia siguiente será atribuida al Sol , la del tercer
dia á la Luna; cu una palabra, que la primera hora de cada dia corres-
ponde al planeta al cual debe ese dia su nombre. » También Pablo de Ale-
jandría, matemático astrónomo del siglo IV, hace presidir á cada dia de
la semana el planeta que dá su nombro á la hora por que empieza el dia.
Tojio iii. 35

— 546 —

Esta manera de esplicar los nombres de los días de la semana habíase
considerado hasta aquí como el mas exacto ; pero Letronne, apoyándose
en el zodiaco de Bianchini, mucho tiempo olvidado en las colecciones del
Louvre, y sobre el cual, sorprendido yo mismo de una sing-ular semejan-
za entre un zodiaco griego y un zodiaco de los Tártaros kirg-iros, habia
llamado la atención de los arqueólog'os en 1812, Letronne, repito, decla-
ra adoptar con preferencia una tercera espücacion que consiste en repar-
tir, como se ha visto mas arriba, merced á una multiplicación, tres plane-
tas sobre cada sig'no del zodiaco (Letronne, Observaciones criticas y arqueo-
lógicas sobre el objeto de las representaciones zodiacales, 1824, p. 97-99). Esta
distribución de ios planetas entre los treinta y siete decanos de la dode-
catemoria, es precisamente la que describe Julio Firmico Materno (lib. II,
cap. 4: Sig-norum decani eorunque domini). Si en cada sig-no se toma el
planeta que está el primero de los tres, se obtiene la serie de los días pla-
netarios de la semana: üies Solis , Lunse, Martis, Mercurrii. Virgo : el Sol,
Venus, Mercurio; Libra: la Luna, Saturno, Júpiter ; Ecorpion : Marte,
el Sol, Venus ; Sagitario : Mercurio... Como, seg"un Diodoro, los Caldeos
contaban primitivamente no siete, sino cinco planetas, no reconociendo
por tales mas que los que tenían una apariencia estelar, todas las combi-
naciones de que acabamos de hablar, en las cuales fig-uran mas de cinco
planetas, no parece que se remontan á los Caldeos, y deben tener un orí-
gen astrológ'ico mucho mas reciente. Véase Letronne, sobre el origen del
Zodiaco griego, 1840, p. 29.

Alg-unos lectores podrán regocijarse de encontrar aquí ciertos esclare-
cimientos sobre la concordancia que presentan la serie de los dias déla
semana y la repartición de los planetas entre los decanos , en el zodiaco
de Bianchini. Sise representa cada planeta , sig-uiendo el orden que ha-
blan adoptado los antig^uos, por un carácter del alfabeto : Saturno por a,
Júpiter por b , Marte por c , el Sol por d , Venus por e, Mercurio por f,
la Luna por g- , y se forma así la serie periódica de estos siete términos:

abcdefg-jabcd...
se obtendrá, recordando que cada decano precede á tres planetas, de los
cuales el primero da su nombre á uno de los dias de la semana, y supri-
miendo dos términos sobre tres, la nueva serie periódica:

abg'cfbe,adg'C...
€5 decir, Dies Salurni, Solis, Lunse, Martis, etc.

Se obtendrá también la misma serie

a d g- c...
por el método de Dion Casio, seg-un el cual cada planeta da su nombre
al dia cuya primera hora depende especialmente de él. Para llegar á
este resultado , basta estraer un término de 24 en cada una de las 7 se-
ries. Es, con efecto, indiferente suprimir en una serie periódica cierto
número de términos , ó suprhnir ese mismo número aumentado en un

i

— 547 —

múltiplo cualquiera del número de los términos que componen el perio-
do: ahora bien, el periodo de que aquí se trata está formado de 7 términos
y 23 r= 3 X 7 -4- '2. Es, pues, absolulameate ig^ual restar 23 números, se-
g"un el método de Dion Casio, ó restar solamente 2, según la proposi-
ción de Letronnc.

En las pág-inas anteriores hemos señalado ya una analog-ía siag-ular
entre el nombre latino del cuarto dia de la semana, dies Mercurii , la do-
minación india Budliavara y el antig^uo nombre sajón Vodanes-dag (Jacobo
Grimm, Deutsche Mylhologic, ISií, t. I, p. 114). La cuestión de identidad
que G. Jones pretende establecer entre Budda , fundador del bud-
hismo, y Odin, llamado también Wuotan o Wotan, famoso en los cantos
heroicos y en la historia de la civilización de las razas septentrionales,
parecerá quizás mas interesante todavía, si se piensa que el nombre Wo-
tan es el de un personaje mitad fabuloso, mitad histórico, célebre en una
parte del Nuevo-jflundo, y sobre el cual he recog"ido g-ran número de
documentos en mi obra sobre los monumentos y las creencias de las
razas americanas fF/sía de /as Cor dillera<i y Monumentos délos 'pueblos indigenaa
déla América, t. I, p.208 y 382-38Í ; t.II,p. 356). Seg-un las tradiciones de
los habitantes de Chiapa y de Soconusco, el americano Wotan es el des-
cendiente del ho:nbre que, cuando el g"ran diluvio, se salvó en una barca
y renovó el g"éncro humano. Dispuso que se hicieran g^randes construc-
ciones que, lo mismo que la pirámide mejicana de Cholula, produjeron la
confusión de leng-uas, la g-uerra y la dispersión de las razas. Su nombre
se introdujo también, como el de Odin en Germanía, en el calendario de
los naturales de Chiapa, cuyo verdadero nombre era Teochiapaii' Llamó-
se, como él, á uno de los períodos de cinco dias, que reunidos de cuatro
en cuatro , forman el mes, ya en uso entre los Aztecas y los Chiapaneses.
Mientras que los Aztecas desig-naban sus meses por nombres tomados de
las plantas y de los animales, los Chiapaneses disting-uan los meses por
los nombres de veinte caudillos, llegados del Norte, que los hablan lle-
vado hasta aquellos lug-ares. Los cuatro mas heroicos de entre esos jefes:
Wotan ó Wodan, Lambat, Been y Chlnax, abrian las semanas de cinco
dias, inaug"urados entre los Aztecas por los símbolos de los cuatro ele-
mentos. Wotan y los demás jefes pertenecen incontestablemente ala raza
de los Toltecas , que antes del sig'lo vii invadieron el país. El primer his-
toriador de la nación de los Aztecas, Ixtlilxochitl, cuyo nombre cristiano
era Fernando de Alva, dice positivamente en manuscritos fechados á
principios del siglo xvi, que la provincia Teochiapan y toda la Guate-
mala, de una parte á otra estaban pobladas de Toltecas. En los primeros
tiempos de la conquista española, habia todavía en el pueblccillo de Teo-
pixca una familia que se vanagloriaba de descender de Wotan. El obis-
po de Chiapa, Francisco Nuñcz de la Vega, coleccionó muchos documen-
itos acerca de la leyenda americana de Wotan, en su Preámbulo de las

— 548 —

constituciones diocesanas. La leyenda del primer Odin escandinavo (Odian ,
Othinus) ó Wotan, salido, dice, de las orillas del Volg-a ¿tiene un origen
histórico? Sobre este particular hay indecisión (Jacobo Grinim, Deutsche
Mytliologie, t. I, p. 120-150). A decir verdad, la identidad de los dos hé-
roes, aunque apoyada en otros motivos que la semejanza de los sonidos,
no es menos dudosa que la de Wuolancon Budha, ó la que se intentó
establecer entre el nombre del legislador de los Indios y el nombre del
planeta Budha.

La existencia de una semana hebdomadaria en el Perú , presentada
con mucha frecuencia como una analogía semítica entre los dos conti-
nentes, es un hecho erróneo. El padre Acosta que visitó el Perú poco
tiempo después de la conquista española , lo habia demostrado ya en su
Historia natural y moral de las Indias (1591, Jib. VI, cap. 3). El inca Gar-
cilaso de la Vega rectifica también las noticias que habia dado en un
principio (l.'^ parte, lib. II, cap. 3o), diciendo claramente: que en cada
uno de los meses que estaban calculados sobre el curso de ía Luna,
habia tres dias de fiesta, y que el pueblo debia trabajar ocho dias para
descansar el noveno (1.^ parte, lib. VI, cap. 23). Las semanas perua-
nas estaban, pues^ formadas de nueve dias. Véase á este respecto mis
Vistas de las Cordilleras, t. I, p. 841-343.

(3) Pág. 296.— Boeckh, Philolaüs, p. 102 y 117.

(4) Pág, 297. — Es necesario, cuando se quiere escribir la historiado
los descubrimientos , distinguir la época en que se ha hecho un descu-
brimiento de la en que ha sido publicado. La falta de esta precaución ha
sido causa de que se hayan dejado introducir en los manuales astronó-
micos nombres equivocados y poco acordes. Así, por ejemplo, Huyghens-
descubrió el sesto satélite de Saturno, Titán, el 2o de marzo de 1655-
(Hugenii, Opera varia, 1724, p. o23), y no lo dio á conocer hasta el o de
Marzo 1036 (Sijstema Saturnium, 1659, p. 2). EL mismo astrónomo, que se
ocupaba sin interrupción de Saturno desde el mes de marzo de 165o, ad-
quirió desde el 17 de diciciembre de 1637 una noción clara y completa
del anillo que rodea á este planeta (Sijst. Sat., p. 29): sin embargo, hasta
1639 no publicó una esplicacion científica de todos los aspectos bajo
los cuales se presenta ese fenómeno. Galileo creyó distinguir únicamen-
te dos discos circulares separados de cada lado del planeta.

(o) Pág. 298.— CosíJios, t. I, p. 79. Véase también Encke,. en las As-
tronomische Nachrichtem de Schumacher, t. XXVI, 184S, n.° 622, p. 347.

(6) Pág. 307. — Boeckh, de Platónico Systemate, p. XXIV, y Philolaüs,
p. loo. La serie de los planetas, tal como ha sido dada por Gesenio, y que
ha servido para denominar los dias de la semana, y para ponerlos bajo la.

— 549 —

invocación de los dioses, cslá desig^nadapositivaniente como lamas anti-
gua por Tolomeo ('A/?naí7es/as , lib. XI, cap. 1). Tolomeo vitupera los mo_
tivos por los cuales «han colocado los modernos á Venus y Mercurio
delante del Sol.»

(7) Pág-. 307 — 'Los Pitagóricos pretendian, con el fin de establecer la
realidad de los sonidos musicales producidos por la rotación de las esfe-
ras, que solo puede oirse allí donde hay alternativas de ruido y de silen-
cio (Aristóteles, de Coció, lib. 1.1, cap. 9, p. 290, núms. 24 y 30, ed. Bek-
ker). Escusábasc también por la sordera, la no percepción de esos acor-
des de las esferas (Cicerón, de República, lib.Yl, cap. 11). El mismo Aris-
tóteles califica la fábula musical de Pitdgoras de bella y de ingeniosa
(«o-/t^áq- xai icsptTTÚg), y no le hace mas cargo que el de no ser verdadera
(ibid., núnis. 12 y 15).

(8) Pág. 807.— Boeckh, Philolaüs, p. 90.

(9) Pág. 308. —Platón, de República, lib. X, p. 617. Ese filósofo cal-
cula las distancias de los planetas según dos progresiones diferentes, una
de las cuales tiene por razón 2, la otra 3, lo que compone la serie
i, 2, 3, 4, 9 8, 27. Esta es la misma serie que se encuentra en el Timéo,
an el sitio que trata de la división aritmética del alma del mundo (p. 35,
ed. Estienne). Platón ha considerado simultáneamente las dos progresio-
nes geométricas 1,2,4,8 — y 1 , 3 , 9 , 27 ; después ha intercalado los
términos^ lo que ha dado la serie de los números 1,2, 3, 4, 9, 8, 27, Véase
Boeckh), en los Studien de Daub y Creuzer, t. III, p. 34-43; H. Martin, Es-
tudios sobre el Timéo, i. I, p. 3S4, y t. II, p. 64. Véase también Prevost, sobre
el Alma según Platón, en las Memorias de la Academia de Rerlin para 1802,
p. 90 y 97; y otro escrito de este mismo autor en la Biblioteca británica,
Ciencias y Artes, t. XXXVII, 1808, p. 1ü3.

(10) Pág. 308. — Véase el ingenioso escrito del profesor Fernando Pi-
per, von der Harmonio der Sphoer en, 1850, p. 12-18. ídeler hijo (Hermapion,
1841 , 1.^ parte, p. 196-214), ha tratado en detalle y con gran saber y
crítica, de la pretendida relación que existe entre las siete vocales de la
antigua lengua egipcia y los siete planetas , así como de himnos astroló-
gicos, en que abundan las vocales, y que cantaban los sacerdotes
egipcios. Esta hipótesis que adelantada por Seyfarth, el cual se funda-
ba en un pasaje del pseudo Demetrio de Phalere , quizás Demetrio de
Alejandría {de Interpret., § 71), acerca de un epigrama de Ensebio , y so-
bre un manuscrito gnóstico, conservado en Leyde, habia ya sido refuta-
da por las investigaciones de Zoega y de Taílken. Lobeck, Aglao-
phamus , p. 002.

— 550 —

(11) Pág". 308. — Acerca del desarrollo prog-resivo de las ideas musica-
les de Keplero, véase el comentario del Harmonice Mundi, por Apelt, en
la obra titulada Johann Kepler^^ Weltausicht , 1849 , p. 76-116 , y Delam-
bre, Historia de la Astronomía moderna, t. I, p. 352-36.

(12) Píig-. 308.— Cosmos, lomo II, pág. 305.

(13) Pág-. 309. — Ticho habia destruido la hipótesis de las esferas de
cristal, en las cuales se suponían fijos á los planetas. Keplero le ala-
ba en esta empresa; pero insiste en representar el firmamento como una
envuelta esférica sólida, de dos millas alemanas de espesor, sobre la cual
brillan doce estrellas de primera mag-nitud , situadas todas á ig-ual dis-
tancia de la Tierra, y correspondiendo á los áng-ulos de un icosaedro.
Las estrellas dice, lumina sua ab intus emütuní; y aun durante largo
tiempo creyó los planetas laminosos por sí mismos , hasta que Galileo le
hizo entrar en ideas mas exactas. Aunque de acuerdo en esto con machos
filósofos de la antig^üedad y con Giordano Bruno, consideraba todas las
fijas como soles semejantes al nuestro ; sin embargo , examinando la hi-
pótesis seg-un la cual cada una de esas estrellas está rodeada de pla-
netas, no se inclina á adoptarla tanto como yo habia supuesto en un
principio. (Cosmos, i. ¡I, p. 316.) Véase Apelt, Kepler's Weltansicht,Tp. 21-24.

(14) Pág-. 309. — En 1821 fue solo cuando Delambre hizo notar (Histo-
ria de ¡a Astronomía moderna , t. í, p. 314) en los pasag-es que tomó de
Keplero, y que completos bajo el punto de vista astronómico , no lo son
bajo el punto de vista astrológico , la hipótesis de un planeta imaginado
por Keplero entre Mercurio y A'^enus. «Ninguna atención se ha prestado»
dice, á esta suposición de Keplero, cuando se han formado proyectos para
descubrir el planeta que (según otra de sus predicciones) debia girar en-
tre Marte y Júpiter.»

(15) Pág. 309. — «El notable pasage respecto de una laguna (hiatus)
entre Marte y Júpiter se encuentra en la obra titulada Prorfromus disserta-
tionum cosmographicarum, continens Mysterium cosmographicum de admirabili
proportione orbium coslestium, 1596, p. 7: «Cum igitur hac non succede-
ret, alia via, mirum quam auclaci, tentavi aditum. ínter Jovem et Mar-
tem interposui novum Planetam, itemque alium inler Venerem et Mcr-
curium , quos dúos forte ob exilitatem non videamus, iisquc sua tém-
pora periódica ascripsi. Sic enim existimaban! me aliquam sequalitatem
proportionum effecturum , quce proportiones inter binos versus Solem
ordine minuerentur, versus fixas augescerent : ut proprior est Terra
Veneri quantitate orbis terrestris, quam Mars Terree, in quantitate orbis
Mariis. Verunihoc pacto ñeque unius planetse interpositio sufficiebat in-

— 551 —

genti hiatu , Jovem inter et Martem : manebat enim major Jovis ad illum
wovumproporlio, quara est Saturni ad Jovem. Rursus alio modo explo-

ravi " Képlero tenia veinticinco años cuando escribia esas líneas. Se

ve cuánto se recreaba su espíritu inquieto en crear iiipótesis que aban-
donaba en seg-uida por otras. Conservó siempre la firme esperanza de
descubrir leyes numéricas allá donde las perturbaciones múltiples de las
fuerzas atractivas han determinado á la materia cósmica á condensarse
en g-lobos planetarios , y á moverse, ya aisladamente en órbitas sencillas
y casi paralelas entre sí, ya por grupos, sobre órbitas enlazadas mara-
villosamente. Keplero no comprendía que á consecuencia de la ig-noran-
cia en que estamos de las condiciones accesorias, esas perturbaciones
complicadas escapan al cálculo, y que así sucede también con el oríg-en
y constitución de gran número de objetos en la naturaleza.

(16) Pág. 310. — Newtoni , Opuscula mathemaíica, phüosopJdca et phito-
logica, 1744, t. II. Opuse. XVIII, p. 246: «Chordam musice divisam po-
tius adhibui, non tantum quod cum phsenomenis (lucis) optime convenit,
sed quod fortasse, aliquid circa colorum harmonías (quarum pictores nou
penitus ignari sunt), sonorum concordantiis fortasse análogas, involvat.
Quemadmodum verisimilius videbitur inmadvertenti affinitatem, quee
est inter extimam Purpuram (Violarum colorem) ac Rubedinem, Colo-
rem) ac Rubedinem , Colorum extremitates, qualis inter oclavai térmi-
nos (qui pro unisonis quodammodo haberi possunt) reperitur..-..» "Véa-
se también Prévost, en las Memorias de la Academia de Berlín para 1802,
p. 77-93.

(I7j Pág. 310. — Séneca, Naturales QucBstiones , lib. VIIT , cap. 13:
«Non has tantum stellas quinqué discurrere , sed solas observatas esse:
ceterum innumerabiles ferri per occultum.»

(18) Pág. 311. — Las esplicaciones dadas por Heine en su disertación
de Arcadibus Luna anquUioribus (Opuse. Acad., t. lí , p. 332) acerca del
origen del mito astronómico de los Proselenios, tan estendido en la an-
tigüedad , no me satisfacieron ; así que esperimenté uii placer mucho ma-
yor cuando recibí de un filólogo dotado de gran penetración, mi amigo
el profesor J. Frantz, una solución nueva y muy acertada, de un proble-
ma tan frecuentemente discutido. Esta solución, obtenida merced a una
simple asociación de ideas, no tiene relación alguna ni con la disposicio-
nes del calendario de los Arcadios , ni con el culto de ese pueblo por
la Luna. Me limito á dar aquí un estracto de un trabajo inédito y mu-
cho mas completo. En una obra en la cual me he impuesto como ley re-
ferir frecuentemente la suma de nuestros conocimientos actuales á la de
los conocimientos de la antigüedad y tradiciones variables ó generalmen-

— 552 —

te miradas como tales, esta esplicacion será, así lo espero , bien recibida
por alg-unos de mis lectores.

«Empezaremos por los pasajes principales que, entre los antig^uos, se
refieren á los Proselenos. Esteban de Bizancio , en la palabra kpnáq^ in-
dica el log-ógrafo Hipys de Rheg^ium , contemporáneo de Jerg-es y de Da-
río , como el primero llamado por los Arcadios Tupoo^kñ^ovi;. El escolias-
ta de Apolonio de Rodas (lib. IV, v. 264), y el de Aristófanes {JSubes,
V. 397) están conformes en decir que la remota antig-üedad de los Arca-
dios está atestig'aada especialmente por la calificación de ■7vpo(T¿?.r¡voi. Á»i,
liabia un pueblo que era reputado como anterior á la Luna, como afir-
man también Eudosio y Teodoro : el ultimo añade ademas que la Luna
apareció poco antes del combate de Hércules. Aristóteles dice al ocupar-
se de la constitución de los Tcg-eatos: que los bárbaros que poblaban
primitivamente la Arcadia habían sido arrojados y reemplazados por
otros habitantes antes de la aparición de la Luna, de donde tomaron
el nombre de -itpoaéXnvoi, Cuentan otros que Endimion descubrió el mo-
vimiento de la Luna, y que como era Arcadio, sus compatriotas fueron
llamados -xpooéfLYjvoi. Luciano se levanta contra las pretensiones de los
Arcadios (de Astrologia , cap. 26): «Es locura de su parte , dice , que-
rer ser anteriores á la Luna.» El escoliasta de Esquilo (Ad Prometh.,
V. 436) nota que ^poaskovuírov tiene el mismo sentido que v^pi^ó/xerov, y
que los Arcadios fueron apellidados TrpoasXri^ol en razón á su violencia.
Todo el mundo conoce los pasag^es de Ovidio acerca de la existencia
antilunar de los Arcadios. Una nueva opinión se ha abierto paso en
estos últimos tiempos , y es que la antig-üedad entera se habría dejado
engañar por la forma icpocrelnvoL, que no seria otra que %. palabra
■jvpo¿X,?iY¡voi^ y sig^nificaria anterior á los Llenos. Sábese que la Arcadia es-
taba con efecto habitada por Pelasgos.

"Si puede probarse, continua el profesor Frantz, que alg'un pueblo unía
también su origen al de otro astro , no habrá necesidad de recurrir á eti-
molog-ías engañosas. Esta prueba existe de un modo decisivo. El sabio
retórico Menandro que vivía en la segunda mitad del siglo III antes de
Jesucristo , dice testualmente en su Tratado (\e Eco)iomii (sec. II, cap. 3,
ed. Heeren). El tercer punto que añade valor á las cosas y puede
hacer su elogio , es el tiempo : mérito es este que no se deja de invocar
liara todos los objetos muy antiguos , cuando por ejemplo decimos de
una ciudad ó de un país que fueron fundados ó habitados antes de tal ó
cual astro , ó en el momento mismo de su aparición , antes ó después del
diluvio, como los Atenienses pretenden haber nacido al mismo tiempo que
el Sol , como los Arcadios creen remontarse mas allá de la Luna , como
los habitantes de Delfos afirman que vinieron al mundo inmediatamente
después del diluvio : porque estos son puntos de partida en el tiempo y
como otras tantas eras distintas.

— 553 —

«Asi la isla de Belfos, cuya relación con el diluvio de Dcucalion se
halla también establecida por otros testimonios (Pausanias, lib. X, c. 6),
cede en antigi'iedad á la Arcadia, y esta á su vez á Atenas. Apolonio
de Rodas se inspiró en las mismas tradiciones cuando dice (lib. IV,
V. 261) que el Eg-ipto fué la primera comarca que recibió habitantes:
«Todos los astros no describían aun sus órbitas en el firmamento: nadie
habia oido hablar de los hijos de Danao: la única raza que existia era
la de los Arcadios, que según los poetas vivian antes que la Luna y se
alimentaban de frutos en las montañas.» Nono dice también de la ciu-
dad de Beroe en Siria, que fué habitada con anterioridad ala aparición
del Sol (Dionis., lib. XLI).

«La costumbre de tomar términos fijos á las grandes épocas de la
creación del mundo ha nacido en este período contemplativo cuyas
ficciones nos parecen aun tan vivas, y tienen mas interés para nosotros
que las concepciones de las edades posteriores, y pertenece á la poesía ge-
nealógica que ha florecido en cada localidad. Asi, no es inverosímil que
la leyenda del combate de los gigantes en Arcadia, á la cual aluden las
palabras citadas mas arriba del historiador Teodoro, oriundo de la Samo-
tracia, según algunos críticos, y cuya obra debia abarcar una vasta ma-
teria, que esta leyenda, repito, cantada por algún poeta de la Arcadia,
haya eslendido el uso de la palabra -TcpoaéXriroi aplicada á los Arcadios.»
Respecto de la doble denominación de A^xáSf? UíKaayol, y sobre la
distinción entre las dos razas que se han sucedido en Arcadia, véase la
escelente obra de Ernesto Curtió, der Peloponnesos, 1831, p, 160 y 180.
Ya he demostrado en otra parte (Kleine Schriften, t. I, p. 115) que en el
nuevo continente, sobre la meseta de Bogotá, la tribu de los Muyscas ó
Mozcas se vanagloriaba también de ser anterior á la Luna. El naci-
miento de la Luna se liga á la leyenda de una gran inundación causada
por los sortilegios de una mujer llamada Huythaca ó Schia, que acom-
pañaba al mágico Botschika. Arrojada por Bolschika, esta mujer aban-
donó la Tierra y llegó á la Luna «que hasla entonces no habia aun lucido
sobre los Muyscas." Bolschika tuvo piedad do la especie humana, y rom-
pió con su mano poderosa un trozo de roca abierta, cerca de Canoas, en
el sitio donde el Rio de Funzha forma hoy la célebre cascada de Tequen-
dama. El valle inundado fué de este modo desecado. Esta novela geológica
se repite en diferentes sitios; especialmente en el valle alpino de Cache-
mira, donde el genio poderoso que arroja las aguas se llama Kasyapa.

(19) Pág. 312. — Carlos Bonnet, Contemplación de la Naturaleza, tra-
ducción alemana por Ticio, 2.^ edición, 1772, p. 7, nota i (la primera
edición era de 17G6). En la obra original de Bonnet, no se habla de esta
ley de las distancias. Véase también Bode, Anleitung zur Kenntniss des
gestirntenHimmels, 2.^ edición, 1772, p. 462.

— 554 —

(20) Pág-. 313. — Si se divide eon Ticlo en cien partes la distancia del
Sol á Saturno, reputado en aquella época como el planeta mas retirado,
y si se fija la distancia de los demás planetas como sigue, según la pre-
tendida prog-resion 4, 4 + 3, 4 + Ü, 4 + 12, 4 + 24, 4 -f- 48:
Mercurio Venus la Tierra Marte Peq.Plan. Júpiter

■4/ 7/ 10 16/ 28/ 52/

<dOO 1 100 100 /lOO /lOO /lOO

se puede, evaluando la distancia de Saturno en 197,3 millones de millas
g-eog-ráficas, trazar el cuadro siguiente que permite formar juicio de los
errores que contiene la ley de Ticio:

DISTANCIAS AL SOL

en millas geográficas de 15 al grado
SEGÚN TICIO.

Mercurio 7,9 millones.

Venus 13,8 —

La Tierra 19,7 —

Marte 31,5 —

Los pequeños planetas. . 55,2 —

Júpiter 102,6 —

Saturno 197,3 —

Urano 386,7 —

Neptuno 765,5 —

DISTANCIAS

VERDADERAS,

en millas

geográficas

DE 15 AL GRADO.

8,0

millones.

15,0

—

20,7

—

31,5

—

55,2

—

107,5

—

197,3

—

396,7

—

621,2

—

(21) Pág. 313.— Véase Wurm,en Bod's Astron. Jahrbuch für 1790
p. 168, y Bode, von dem neun zwischen Man und Júpiter entdeckten achten
Hauptplaneten des Sonnensystems, p. 45. Adoptando la corrección deWurm
se halla para las distancias de los diferentes planetas al Sol, los resulta-
dos siguientes:

Mercurio 387 partes.

Venus 387 -f 293 = 680

La Tierra 387 + 2 x 293 = 973

Marte 387 -f 4 x 293 = 1559

Los pequeños planetas. 387 -(- 8 x 293 = 2731

Júpiter 387 + 16 x 293 = 5075

Saturno 387 -f 32 x 293 = 9763

Urano 387 + 64 x 293 = 19139

Neptuno 387 -f- 128 x 293 = 37891

555 --

Con el fin de que se pueda apreciar la exactitud de esos resultados,
indico en la tabla que s¡g"ue las verdaderas distancias medias de los pla-
netas, tales como se admiten hoy, añadiendo á estas las cifras que Ke-
plero miraba como verdaderas hace dos siglos y medio, seg^un las ob-
servaciones de Ticho. Tomo esos números de la obra de Newton, de Mundi
Systemate (Opus. mathem. philos. et philol., 1744, t. lí, p. 11):

PLANETAS.

VERDADERAS

DISTANCIAS.

RESULTADOS

de
KEPLERO.

Mercurio

0,38709
0,72333
1,00000
1,52369
2,66870
5,20277
9,53885
19,18239
30,03628

0,38806
0,72400
1,00000
1,52350

5,19650
9,51000

Venus

La Tierra

Marte

Juno

Júpiter

Saturno

Urano

Neptuno

(22) Pág-. 316. — Keplero, que indudablemente entusiasmado por los
-divinos descubrimientos» de su contemporáneo, justamente célebre, Gui-
llermo Gilbert, miraba el Sol como un cuerpo magnético, y afirmaba que
ese astro se movia en el mismo sentido que los planetas aun antes de que
las manchas hubiesen sido descubiertas, Keplero, declara en el Commen-
tarius de motibus SlelltB Mariis (cap 23), y en su Asíronomice pars óptica
(cap. 6), "que el Sol es el mas denso de todos los cuerpos celestes porque
pone en movimiento á todos los que pertenecen á su sistema.»

(23) Pág. 316. — Newton, de Mundi Systemate (Opuscula, t. II, p. 17):
«Corpora Veneris et Mercurii majore Solis calore magis cononcta ct coa-
gúlala sunt. Planette ulteriores, defectu caloris, carent substantiis ilUis
metalliciset mineris ponderosis quibus Terra referta est.Densiora corpo-
ra quíe Soli propiora: ea ratione constabit oplime pondera Planetaruní
omnium esse Ínter se ut vires.»

(24) Pág. 320.— Míedler, Astronomia, § 193.

— 556 —

(2o) Pág-. 321. — Humboldl, de Distributione Geographica Plantarum,
p. 104, y Cuadros de la Naturaleza, t, 1, p, 123-127 de la traduc. franc. pu-
blicada por Gide y Baudry , 18ol.

(26) Pág-. 322. — «La ostensión entera de esta variación seria de 12
g-rados próximamente, pero la acción del Sol y de la Luna la reduce casi
á3 g-rados (centesimales).» (Laplace , Esposicíon del Sistema del Mundo,
p. 303).

(27) Pág-. 322. — Heliechover en otra parto, porla comparación do nu-
merosos términos medios de temperatura anual, que en Europa , desdo
el Cabo Norte hasta Palermo, la diferencia es casi de 0'^,5 del termóme-
tro centígrado, por cada grado de latitud, mientras que en el sistema de
temperatura que reina en las cosías do America entre Boston y Charles-
town, á cada g"rado de latitud corresponde una diferencia de O", 9. Véase
Humboldt, Asia central, t. llf, p. 229.

(28) Pág. 823.— Cornos, t. 11, p. 3S1 (nota (>).

(29) Pág". 323. — Véase Laplace, Esposicion del Sistema del Mundo,
S.'^ cdic, p. 303, 34o, 403, 406 y 40S, y en el Conocimiento de los tiempos
para ISll, p 386. Véase también Biot, Tratado elemental de Astronomía
física, t. I, p. 61: t. IV, p. 90-99 y 614-623.

(30) Pág. 324.— Garcilaso, Comentarios Reales, parte I, lib. II, cap. 22-
26; Prcscott , History of tlie Conquest of Perú, t. I, p. 126. Los Mejica-
nos , entre los 20 signos geroglíñcos con que designaban las partes de
dia, tenian uno llamado Ollin-tonathiuh , es decir, «el signo de los cua-
tro movimientos del Sol," por el cual sentian singular veneración. Este
signo presidia al gran ciclo ó período de 52 años (52 := 4 X 13) , y
representaba la marcha del Sol á través de los solsticios y los equinoc-
cios, que se acostumbraban á representar en caracteres geroglíñcos por
huellas de pasos. En el manuscrito azteca, pintado cuidadosamente, que
se conservaba antiguamente en la casa de recreo del Cardenal Borgia,
en Vellctri, y del cual he tomado cosas muy importantes, se encuentra
con asombro un signo astrológico, formado de una cruz cercado la que
están colocados signos que representan las partes del dia, y que repre-
sentarían perfectamente los tránsitos del Sol en el zenit de Méjico (Te-
nochtitlan), en el ecuador y en los solsticios, si los puntos ó discos re-
dondos que se le han añadido con el fin de marcar las vueltas periódicas
fuesen completos para esos tres tránsitos. (Humboldt, Vista de las Cordi-
lleras, lam. xxxvii, n.° 8, p. 164, 189 y 237). El rey de Tezcuco, Neza-
hualpilli, aficionado con pasión ala observación de los astros, y llamada

— 557 —

hijo tlel ayuno porque su padre se había sometido al ayuno mucho antes
del nacimiento del hijo que deseaba con toda el alma, habia levantado
un edificio que Torquemada llama g-alantemcnle observatorio, y cuyas
ruinas llcg^ó á ver aun (Monarquía Indiana, lib. II c. 6í), En la Raccolta di
Mendoza vemos representado un sacerdote que obsérvalas estrellas: esta
ocupación está indicada por una línea de puntos que va de la estrella al
ojo del observador (Vistas de las Cordilleras, lam. Lviti, n.° 8, p. 289).

(31) Pág-. 326. — Véase Juan Herschell, ontlie astronomical causes which
may influwncs geological Phoenomena, dans les Transactions of the Geological
Societij ofLondon, 2.^ serie, t. III, 1.* part., p. 298, y Tratado de Astrono-
mía, traducido por Cournot, § 3 1 o.

(32) Pág-. 327.— Arag-o, t. V, de las Noticias científicas (t. "VIII de
las Obras).

(33) Pág-. 327. — «Se sig^ue del teorema de Lambert que la cantidad
de calor enviada por el Sol á la Tierra es la misma yendo del equi-
noccio de la primavera al equinoccio de otoño, que volviendo de este al
primero. La mayor cantidad de tiempo que el Sol emplea en el primer
trayecto está compensada exactamente por su alejamiento también ma-
yor; y las cantidades de calor que envia á la Tierra son las mismas, en
tanto se encuentra en el uno ó en el otro hemisferio, boreal ó austral.»
(Poisson sobre la estabilidad del Sistema planetario, en el Conocimiento de los
tiempos para 1836, p. 54).

(34) Pág-. 327. — Véase Arago, t. V. de las Noticias científicas, (t. VÍII
de las Obras). «La escentricidad, dice Poisson (Conocimiento de los tiempos
para 183G, p, 38 y 52), habiendo sido siempre, y debiendo siempre per-
manecer muy pequeña, parece que también deberla estar muy limitada la
influencia de las variaciones seculares de la cantidad de calor solar reci-
bida por la Tierra sobre la temperatura media. No podria admitirse que la
escentricida d de la Tierra que es en la actualidad próximamente */gQ
haya sido nunca ni lleg-ue á ser jamás ^/^, como la de Juno ó Palas.»

(3o) Pág. ^2S.—0utlines of Astron., ^ in.

(30) Pág-. 330.— OM//¿nes, § 348.

(37) Pág- 331.— Véase en /a Asíro/iomm de MEedler,p. 218, la tentativa
hechapor este astrónomo para determinar con un aumento de mil veces,
el diámetro de Agesta, que evalúa cu 40 mirirdmetros próximamente.

-— 558 —

(3S) P%. 332 — Habia tomado por base de los cálculos que he dado
en el primer tomo del Cosmos (p, 85), el semi-diametro ecuatorial de
Saturno.

(39) Pc%. 332.— Véase Cosmos, t. Ilí, p. 193.

(40) Pág-. 332. — He espuesto en detalle en el Cuadro de la Naturaleza
colocado á la cabeza del Cosmos, (t. I, p. 129-131), todo lo que es relativo
al movimiento de traslación del Sol: véase también, (t. III, p. 175.

(41) Pág-. 335.— Cosí/íos, t. III, p. 357.

(42) Pág-. 335. — Véanse las observaciones hechas por el mate>mático
sueco Big-ero Vassenio, en Gothembourg-, durante el eclipse total del
2 de Mayo de 1733, y el comentario que ha dado de él Arag-o Noticias cien-
tíficas, t. IV (t. Vil de las Obras), p. 266 á 280. El doctor Gall, que ob-
servaba en Frauenbourg- el 28 de julio de 1851 , vio <.que pequeñas nubes
flotantes libremente, estaban unidas por tres delg-ados filamentos."

(43) Pág-. 335, — Véase en el mismo tomo, p. 24 í, las notas hechas
en Tolón el 8 de julio de 1842, por un observador práctico, el capitán de
navio Berard. «Vio una faja roja muy delgada, dentada irreg'ular-
mente.»

(44) Pág-. 335.- — Este contorno de la Luna, visto distintamente durante
el eclipse solar de 8 de julio de 1642, por cuatro observadores, no ha-
bia sido descrito todavia en las ocasiones análogas que se han presenta-
do. La posibilidad de ver los bordes de la Luna esteriores al disco solar
parece depender de la luz que proviene de la tercera envuelta del Sol
y de la corona que le rodea. «La Luna se proyecta en parte sobre la at-
mósfera del Sol. En la parte del anteojo donde se forma la imagen de la
Luna, no hay mas que la luz que proviene de la atmósfera terrestre. La
Luna no produce nada sensible , y, semejante á una pantalla , detiene
todo lo que proviene de mas lejos y le corresponde. Fuera de esta ima-
gen, y precisamente á partir de su estremo, el campo está iluminado á la
vez por la luz de la atmósfera terrestre y por la luz de la atmósfera solar.
Supongamos que esas dos luces reunidas forman un total mayor en Yg^
que la luz atmosférica terrestre, y desde ese momento, el borde de la Luna
será visible. Ese género de visión puede tomar el nombre de visión nega-
tiva, y es con efecto por una menor intensidad de la porción del campo
del anteojo donde existe la imagen de la Luna , por lo que se percibe el
contorno de esta imagen. Si la imagen fuese mas intensa qne el resto del

— 559 —

•campo, la visión seria positiva.»» (Arago, Noticias cienlificas, t. IV (t. VII
-délas Obras, p. 221. Véase también el Cosmos, t. 111, p. 152.

(45) Pág-. 336.— Cosmos, t. ÍIT, p. 330-354.

(46) Pág-. 336, — Lepsio, Cfironologie der jEgyptcr , \.^ -parle, p. 92-96.

(47) Pag-. 336.— Cosmos, t. líl, p. 541 (nota 1).

(48) Pág. 336.— Cosmos, t. II, p 219

(49) Pág-. 336. — Véase Lalande , en las Memorias de la Acad. de Cien-
tías para 1766, p. 498. Delambre , Historia de la Astronomía antigua,
t. II, p. 320.

(30) Pág-. 336.— Cosmos, t. III, p. 541 (nota 1).

(31) Pág 336.. — Cuando el paso de Mercurio por el Sol, el 4 de mayo
de 1832, Msedler y Beer (Beitrcege zur fhysíschen Kenntniss der himmlíschen
KoBrper, 1841, p. 145) han encontrado el diámetro de este planeta ig-ual
á 432 miriámetros; pero en la edición de su Astronomía publicada en 1849,
Meedler ha preferido el resultado dado por Bessel.

(52) Pág-. 337. — Laplace, Esposicion del Sístemadel Mundo, 1824, p. 209.
El ilustre autor conviene en que para determinar la masa de Mercurio,
se ha fundado en «la hipótesis precaria en cstremo de que las densidades
de Mercurio y de la Tierra son recíprocas ásu distancia media del Sol.»
lío he creído deber hablar ni de las cadenas de montañas de 58,000 pies
de altura que Sehroster pretende haber medido sobre la superficie de
de Mercurio, y que han sido ya puestas en duda por Kaisser (Sternenhim'
mel, 1850, § 57), ni de una atmósfera señalada por Lcmonnier y Messicr,
vista alrededor de este planeta cuando su paso por el Sol (Delambre, His-
toria de la Astronomía en el siglo XVIII p. 222), ni de grupos de nubes que

» habrían atravesado su disco ú oscurecimientos que hubieran sufrido su
superficie. Por mi parte yo no he notado nada que descubriera una at-
mósfera, cuando el paso que observé en el Perú, el 8 de noviembre
de 1802, aunque durante la observación fijara mucho la atención en la
claridad de los contornos.

(53) Pág-. 338. — «Lareg-ion de la órbita de Venus en que este planeta
puede aparecemos con mayor brillo hasta el punto mismo de ser visible sin
telescopio en pleno día, está colocada éntrela conjunción inferior y la ma-
yor prolongación, á poca distancia de este último punto, y á 40^ del Sol

— 560 —

ó de la conjunción inferior. Por término medio, Venus g-ozade su mayor
brillantez á los 40° al E. ó al 0. del Sol, cuando su diámetro aparente,
que en conjunción inferior puede llegar á 6G" , no tiene mas que 40, y
la estension de su parte iluminada es apenas de 10". La proximidad de la
Tierra presta entonces á su estrecho creciente una luz tan intensa que da
vida á sombras en ausencia del Sol.»»(Litrow TheorischeAstronomie, 1S34,
2.^ parte, p. (íS). Copérnico ¿previo con efecto y anunció también coma
necesario el futuro descubrimiento do las fases de Venus, como se afirma
en el libro de Smith {Optic. sec. lOoO), y en otros muchos escritos? Las
profundas investigaciones del profesor De Morg-an, sobre la obra de Re-
volutionibus y sobre la manera como ha llegado á nosotros, han hecho la
pregunta escesivamente dudosa. Véase la carta de Adams al R. P. Main,
fecha del 7 de setiembre de ISítí, en lasReports oftheRoyalAstron Societi
t. Vil, número 9, p. 142 y el Cosmos , t. 11. 314.

(54) Pág. 339. — Delambre, Historia de la Astronomía en el siglo XVÍIÍ,
p. 256-253. El resultado de Bianchini ha sido defendido porHusseyy
Flaugerg-ues.

(55) Pág-. 339. — Véase sobre la notable observación hecha en Lilien-
thal, el 12 de agosto, 1790, Arago, Astronomía popular ," t. II, p. 528. «Lo
que favorece también la probabilidad de la existencia de una atmósfera
(|ue envuelva á Venus, diceademás Arago, es el resultado óptico obteni-
do con el empleo de un anteojo prismático. La intensidad de la luz del
interior del creciente es sensiblemente mas pequeña que la de los puntos
situados en la parte circular del disco del planeta.» {Manuscritos del847).

(56) Pág. 34q. — Beer y Mfedler, BeitrcBg* zur physischen Kenntniss der
himmlischen Karper, p. 148. El pretendido satélite de Venus, que Fon-
tana, Domingo Cassini y Short pretendieron haber descubierto, por el
cual calculó Lambert sus tablas y que se- dice haber sido visto en Cree-
feld en medio del disco solar, tres horas por lo menos antes de la in-
mersión de Venus {Berliner Jahrbuch, 1778, p. 18G), es una de esas fábulas
astronómicas nacidas en una época en que la crítica habia hecho pocos
progresos.

(57) Pág. ?jAO.—Philnsophical Transad. 1795, t. LXXXVÍ, p. 214.

(58) Pág. 342.— Cosmos, t. ÍII, p. 83.

(59) Pág. 342. — «La luz de la Luna es amarilla, mientras que la de
Venus es blanca. Durante el dia la Luna parece blanca , porque á la luz
del disco lunar se mezcla la luz azul de la parte de la atmósfera que atra-
viesa la luz amarilla de la Luna. " (Arago, Manuscritos de Í8í7). Los co-

— 561 —

lores mas refrang'ibles del espectro solar, comprendidos entre el azul y el
violeta, pueden formar blanco, cuando se combinan con los colares menos
refrang^ibles comprendidos entre el rojo y el verde.

(60) Pág-. 342. — Forbes, on ihe Refraction and Polarisalion of lleat, en
las Transactions of the Royal Society of Edinburgh, t. XII], tS36, p. 131.

(61) Pág-, 343. — Carta de Melloni á Arago , sobre la poteiicia calorí-
fica de la luz de la Luna en las Memorias, t. XXII, 1846, p. 541-544.
Véase también para los datos históricos, le Jahresbericht der pliisikalischen
GesellschafLzu Berlin, t. II, p. 272. Siempre me ha parecido dig-no de ob-
servación que en los tiempos mas atrasados, en que no se reconocía el ca-
lor sino por la impresión que producía en los sentidos, haya la Luna dado
lug-ar antes que nada á la idea de que podian encontrarse separadamente la
luz y el calor. En sánscrito, la Luna, honrada entre los Indios como rei-
na de las -estrellas, se llama el astro frío ('sítala, hima) ó también el astro
de donde irradia el frió (himán'su), mientras que el Sol , representado por ra-
yos de luz que caen de sus manos, es llamado el creador del ca/or (nidág-ha-
kara). Las manchas de la Luna en las cuales creen ver los pueblos occiden-
tales un rostro, representan, seg-un las ideas indias, un corzo ó una liebre-
de donde recibe el Sol los nombres de portador de corzo (mrig-adhara)
ó portador de liebre (sa'sabhrit). Véase Schütz, five Cantos of the BJiatti-
Küvya, 1837, p. 19-23. — Quejábanse los Grieg^os de que «la luz solar, re-
llejadapor la Luna, perdia todo su calor, y que no lleg-aba de ella á nos-
otros mas que un débil resto luminoso, w (Plutarco, de Facie quce in orbe
Lunce apparet; ed. Wyttenbach, t. IV, Oxon., 1797, p. 793). Léese en Ma-
crobio {Comment. in Somnium Scipionis, lib. 1, p. 19, Biponti, 1788, t. I,
p. 93 y 94) ; « Luna speculi instar lucem qua. illustratur... rursus emittit,
nullum tamen ad nos perferentem sensum caloris : quia lucis radius, cum
ad nos de orig-ine suá, id est de Solé, pervenit, naturam secum ig-nis de
quo nascitur devehit ; cum vero in Lunse corpus infunditur et inde res_
plendet, solam refundit claritatem, non calorem. ;? Macrobio, 5aíwr^aZ,
lib. Vil, cap, 16 , Biponti, t. II. p. 277.

(62) Pág. 343.— Msedler, Astronomía, § 112.

(63) Pág-. 344. — Véase Lamber t, sobre la luz cenicienta de la Luna, en
las Memorias de la Academia de Berlin, año 1772, p. 46 : "La Tierra, vista
desde los planetas podrá aparecer de una luz verdosa, como Marte nos
parece de un color rojizo. » No podemos, sin embarg-o, adherirnos á la
hipótesis propuesta por ese ing^enioso sabio, de que el planeta Marte está
cubierto de una veg-etacion roja, semejante á los chaparros de Boug-ain-

TO.MO iii. 50

— 562 ~

villsea (Humboldl, Cuadros de la Naturaleza, t. II, p. 323 de la traducción
francesa, .publicada por Gide y Baudry , 1851). «Cuando en la Eu-
ropa central está colocada por la mañana la Luna antes de su renovación
en el Oriente, recibe la luz terrestre principalmente de las grandes mese-
tas del Asia y del África. Cuando por el contrario, la nueva Luna está co-
locada por la tarde al Oeste , no puede recibir sino un reflejo menos
intenso de la luz terrestre que le e nvia el continente americano, menos
estendido que el otro, y sobre todo el Océano.»» (Beer y Msedler, der Mond
nach seinenkosmischcn Verhmltnissen , § 106, p. l.G'S.)

(64) Pág-. 34Í. — Sesión de la Academia de Ciencias, el 5 de agosto 1838:
■tíArago señálala comparación de la intensidad luminosa de la porción
■de Luna que los rayos solares iluminan directamente con la de la parte
del mismo astro, que recibe únicamente los rayos reflejados por la Tier-
ra. Cree, según las esperiencias que ha intentado con este motivo, que
con instrumentos perfeccionados , se podrán conocer en la luz cenicienta
las diferencias de brillo mas ó menos nebulosas de la atmósfera de
nuestro globo. No es, pues, imposible, á pesar de todo lo que semejante
resultado sorprenderla al primer golpe de vista, que un dia los meteoro-
logistas vayan á recoger del aspecto de la Luna nociones preciosas acerca
del estado medio de diafaueidad de la atmósferii terrestre, en los hemisfe-
rios que concurren sucesivamente ala reproducción de la luz cenicienta.»

(65) Pág. 344. — Venturi , Ensayo sobre las obras de Leonardo de Vinci,
1797, p. 11.

(66) Pág. 3H. — \i.(i\i\Q^o,ra.ralii^omenavel Astronomiüefars óptica, 1604,
p. 297.

(67) Pág. 345.— M Concíbese que la vivacidad de la luz roja no depen-
de únicamente del estado de la atmósfera, que refracta mas ó menos debi-
litados los rayos solares, inflexándolos en el cono de sombra, sino que
está modiflcada sobre todo por la trasparencia variable de la parte de la
atmósfera á través de !a cual distinguimos la Luna eclipsada. Bajo los tró-
picos, un cielo sereno, una diseminación uniforme de los vapores, dismi-
inuyen la estincion de ía luz que el disco solarnos envia.» (Humboldt,
Viaje d las Regiones equinocciales, t. 111, p. 544, y Colee, de Observ. astronómi-
cas, t. lí, p. 145.) Léese en la Astronomía popular, t. III, p. 494, esta nota
de Arago : «Los rayos solares llegan á nuestro satélite por efecto de una
xefraccion, y á consecuencia de una absorción en las capas mas bajas de
la atmósfera terrestre ¿podrían tener otro color que el rojo?»»

,(68) Pág. 345. — Babinct, en una Noticia sobre las diferentes propor-

— 563 —

•Clones de las luces, blanca, azul ó roja, que se producen cuando la in-
flexión de los rayos presenta esla coloración roja, como consecuencia de
la difracción; véase el Repertorio de Óptica moderna de Moigno, 18'JO, t. IV,
p. 1656: «La luz difractada, dice Babinel, que penetra en la sombra de
la Tierra, predomina siempre y aun ha sido solo la sensible. Es tanto mas
roja ó naranjada cuanto mas cerca se halla del centro de la sombra geo-
métrica, porque los rayos menos refrangibles son los que se propagan con
mas abundancia por difracción, á medida que nos alejamos de la propaga-
ción en línea recta. »» Según las ingeniosas investigaciones á que se en-
tregó Magnus, cuando discutían Airy y Faraday, los fenómenos de la
difracción tienen también lugar en el vacío. Véanse sobre las esplicacio-
nes la difracción, Arago, Noticias cientificas, i. ÍV (t. Vil de las Obras),
p. 274 y 275.

(69) Pág. 345. —Léese en Plutarco (de Facic in orbe Lunce ; ed. Wytten-
bach, t. IV, p. 780-783), que «el cambio de color de la Luna, que como
afirman los matemáticos, pasa del negro al rojo y á una tinta azulada,
según la hora en que se produce el eclipse, prueba suficientemente que el
aspecto inflamado (a>^pwx¿5íí) que presenta, cuando está eclipsada hacia
media noche, no puede ser considerada como una propiedad inherente al
suelo del planeta.» Dion Casio, que se ocupó mucho de los eclipses de
Luna y de los notables edictos , en que el emperador Claudio anun-
ciaba anticipadamente las dimensiones de la parte eclipsada , llama
la atención sobre el color de la Luna, tan diferente de sí mismo durante
la conjunción. "El eclipse que tuvo lugar en esa noche, dice (lib. LXV,
cap. 11, cf., lib. LX, cap. 26), causó un gran trastorno en el campo de
Vitelio; pero lo que alarmó sobre todo ios ánimos, á mas de la oscuridad
que pudo ya muy bien parecer de triste agüero , fué el color rojo , negro
y todas las tintas lúgubres, por las cuales pasó sucesivamente la Luna.»

(70) Pág. 345. — Schroetcr, Selenotopographische Fragmente, 1.^ parle
1791, p. 668; 2.* parte, 1802, p. 51.

(71) Pág. 346. — Bessel, über eine angenommene Atmosplicere des Mondes,
en las Astronomische Nachrichten de Schumacher, n.° 263, p 416, 420.
Véase también Beer y Maídler, der Aíond,-et., § 83 y 107, p. i 33, y' 153,
y Arago, Astronomía popular, t. Ill, p. 434-442. Frecuentemente háse pre-
sentado como prueba de la existencia de una atmósfera la mayor ó menor
claridad, con la cual se dislingucn algunos accidentes de la superficie de
la Luna, y las «nieblas que parecen atravesar sus valles. " Este es de to-
dos los fundamentos el menos sostenible, en razón á las variaciones con-
tinuas que modifican la transparencia de las capas superiores de nuestra
propia atmósfera. Herschell , padre , se habia pronunciado por la nogati-

— 564 —

va, seg"un consideraciones sacadas de la forma que presentaba una de las
puntas del creciente lunar, en el eclipse de Sol del 5 de setiembre de 1893
(Phílosoph. Transad, t. Lxxxiv,p. 167),

(72) Pág-. 346.— Míedler, en el Jahrbuch de Schumacher, para 1840
p. 188.

(73) Pág-. 346. — Juan Herschell (Outlines. p. 247) llama la atención de
los astrónomos sobre la inmersión de las estrellas dobles, en el caso en
que la proximidad de los astros apareados que forman cada sistema,
no permita separarlos al telescopio.

(74j Pág-. 346. — Platean, sobre la Irradiación, en las Memorias de la Aca-
der»ia real de Ciencias y Bellas Letras de Bruselas, t. XI, p. 142, y Ergátyzun-
gsband zu Poggendorffs Annalen, 1S42, p. 79-125, 193-232 y 403-443. La
causa probable de la irradiación es una escitacion producida por la luz so-
bre la retina, que se esliendo un poco mas allá de los contornos de la
imág-en.

(75) Pág-. 346. — Véase la opinión de Arago, en las Memorias, t. Vlií,
1839, p. 7l3 y 883 : «Los fenómenos de irradiación señalados por Pla-
teau, son considerados por Arago como efectos de las aberraciones de re-
frangibilidad y de'esferoicidad del ojo, combinados con la distinción de
la visión, consecuencia de las circunstancias en que se encuentran situa-
dos los observadores. Medidas exactas tomadas sobre discos neg-ros con
fondo blanco, y discos blancos en fondo neg-ro, que estaban colocados en
el Palacio Luxemburg-o, visibles en el Observatorio, no han indicado los
efectos de la irradiación. "

(76) Pág-. 347.— Plutarco, de Facie in orbe Luna;; cd. Wyttenbach, t. IV,
p. 786-789. La sombra del monte Athos, que ha visto también el vjajero
Belon (Observaciones de singularidades encontradas en Grecia, Asia, etc., 1S54.

í lib. I, cap. 25), llegaba bástala vaca de bronce levantada en la plaza de-
¿ Ja ciudad de Mirina, en la isla de Lcmnos.

(77) Pág. 347. — Para testimonios de la visibilidad de esas cuatro re-
g-ianes, véase Beer y Msedler, der Mond nach seinen Kosmischen Verhcelínis-
sen, p. 191 , 241 , 290 y 338. Es casi inútil recordar que he sacado todo
lo que tiene relación con la topog-rafía lunar, de la escelente obra de mis
dos amig-os , uno de los cuales , Beer , ha sido arrebatado desgraciada-
mente á la ciencia por una muerte prematura. Con el fin de orientarse
mas fácilmente, es bueno consultar el bello mapa sinóptico que dio
Maídler en 1837, tres años antes del g-ran mapa lunar que publicó ea
cuatro hojas separadas.

— 565 —

(78) Pág. 347. — Plutarco, de Facie in orbeLunce, p. 726-729. Wyttenb.
Este pasaje no deja de tener algan interés para la g-eog'rafía antigua.
Véase Humboldt. Examen critico de la historia de la Geografía, 1. 1, p. 145.
En cuanto á las otras opiniones propuestas por los antiguos, pue<le verse
la de Anaxágoras y de Demócrito , en Plutarco , de Placitis Philosoph,
lib. 11, cap. 2o, y la de Parmenides, en Stobée , p. 149, 453, 516 y
563,od.nceren. Schneider, Eclog(jephysícaí,t. 1, p. 433-443. Según un pa-
saje muy notable de Plutarco, en la Vida de Nicias (cap. 23), Anaxágo-
ras mismo, que llama ala Luna otra Tierra, habia hecho un dibujo del
disco lunar. Véase también Orígenes, Philosoplmmena; cap. 8, ed. Miller,
1851, p. 14. Gran asombro me causó un dia que enseñaba las manchas de
la Luna en un gran telescopio á un Persa oriundo de Ispaham, que aun-
que muy inteligente, no habia leído jamás, ciertamente, un libro griego,
oirlc enunciar la opinión de Agesianax, como muy estendida en su país.
«Lo que vemos allá en la Luna, decía, somos nosotros mismos, es el

-mapa de la Tierra." Uno de los interlocutores del Tratado de Plutarco,
sobre la faz de ¡aluna, no se hubiera espresado de igual manera. Si fuera
posible suponer hombres habitando nuestro satélite, sin aire y sin agua,
la Tierra, girando sobre sí misma con sus manchas, en un cielo casi ne-
gro aun en pleno dia, les presentaría una superficie catorce veces mayor
cjue lo es para nosotros la Luna llena , y les produciría el efecto de un
mapa mundí, fijado siempre en un mismo punto del firmamento; pero sin
duda los oscurecimientos, producidos sin cesar por las variaciones de
nuestra atmósfera, borrarían los contornos de los continentes^ y algo di-
ficultarían los estudios geográficos. Véase Mtedler, Astronomía, p. 169, y
J. Herschell, Outlines ofAstron., § 436.

(79) Pág. 349 — Beer y Maídler, der Mond.,]). 273.

(80) Pág. 350.— Schumacher's Jahrhuch für, 1841, p. 270.

(81) Pág. 350.— Míedlcr, Astronomía, p. 166.

(82) Pág. 351. — El vértice mas alto del Himalaya y hasta ahora de
toda la Tierra, el Kinchínjínga tiene, según las últimas medidas de
Waugh, 8,587 metros, ó 4,406 toesas. El vértice mas alto de las monta-
ñas de la Luna tiene, según Maídler, 3,800 toesas; ahora bien, como el
•diámetro de la Luna es de 337 míríámelros y el de la Tierra de 1 ,274,
resulta de aquí que la altura de las montañas lunares está con el diáme-
tro de la Luna en la relación de 1 á 454; la de las montañas de la Tier-
ra es al diámetro terrestre, como 1 es á 1,481 .

(83) Pág. 352. — Consúltese, con respecto á las seis alturas que esce-

— 566 —

den de 3,000 toesas, Beer y Msedler, der Mond., p. 99, 12S, 234, 242,.
330 y 331.

(84) Pág:. 333.— Roberto Hooke, Micrographia, 1667, obs. LX,p. 242-
246. "These seeni to me to have been the effects of some motions withirií
the body of the Moon , analog-ous to our Earthquakes , by the eruptioii
of which, as is has thrown up a brini or ridge round about, higher Ihau
the ambient surface of the Moon, so has it left a hole or depression iii
the niiddle, proportionably lower." Hooke se espresa asi con ocasión de
sus espcriencias sobre el hervidero producido por el abaslro: «Presently
ceasing' to boly, the whole surface will appcar all over covered with
smal pits, exactly shaped like these of the Moon. — The earthy part ol"
the Moon has been undermined or heaved up by eruptions of vapours,

.and thrown into the same kind of figured holes as* the powder of ala-
baster. It is not improbable also, that there may be g-enerated, within
the body of the Moon, divers such kind of internal fires and heats, as
may produce exhalations.«

(85) Pág-. 3o3.- Cosmos, t. lí, p. 469 (nota 43).

(86) Pag-. 3o3.— Beer y Msedler, der Mond, p. 126. Tolomeo tiene U
millas de diámetro, Alfonso é Hiparco tienen 19.

(87) Pág-, 3o4. — Prcséntanse como escepciones Arzachel y Hércules,
de los cuales el primero tiene un cráter en el vértice, y el segundo
un cráter lateral. Esos puntos, interesantes para la geognosia, merecen
ser estudiados de nuevo con instrumentos mas perfectos (Schroeter, 5e-
Itnolopographische Fragmente, 2.* parte, lam. i4 y 68, fig. 23). Nada
análogo se ha observado hasta aquí á las corrientes de lavas que se
amontonan en nuestros valles. Los rayos que parten del Aristóteles,
siguiendo tres direcciones distintas, son cadenas de colinas (Beer y Míed-
Icv, der Mond, p. 236J.

(88) Pág. 354. — Beer y Msedler, der Mond, p. 151; Arago, Astronomía
popular, t. ÍII, p. 493; véase también Manuel Kant, Schrifien der physis-
chen Geographie, 1839, p. 593-402. Según investigaciones recientes y mas
profundas, la hipótesis de los cambios temporales producidos en el relie-
ve de la Luna, tales como la formación de nuevos picos centrales ó crá-
teres en el Mare crisium, en Hevelio y en Cleomedcs, es defecto de una
ilusión semejante á aquella por la cual se han creido ver erupciones vol-
cánicas en la Luna. Véase Schroeter, Selenotopograph. Fragmente, 1.* par-
te, p. 412-523; y 2.* parte, 268-272. Es difícil, por lo general, resolver
la cuestión de cuáles son los menores objetos cuya altura ú estensioa

— 567 ~

puede ser medida en el estado actual de los insirumentos. Según el
juicio del Dr. Robinson acerca del magnífico reflector de Rosse , se
puede, merced al telescopio, distinguir con mucha claridad un espacio
de 220 pies. Míedler ha medido en sus observaciones sombras de 3 se-
gundos- lo que según ciertas hipótesis sobro la posición de la montaña y
la altura del Sol, corresponder ia á una elevación do 1'20 pies únicamen-
te. Pero al mismo tiempo hace observar Msedler que la sombra debe te-
ner una cierta estension para ser visible y monsuralilc. La sombra proyec-
tada por la gran pirámide de Cheops, tendría escasamente, en razón á las
I dimensiones conocidas del momento, unnoveno de segundo de estension
aun en la parte mas ancha; seria, pues, ijivisible para nosotros. Véase^
í Meedler, en el .7a/ir6uc/i, de Schumacher, para 1841, p. 264. Arago re-
1 cuerda que por ^medio de un aumento de 6,000 veces, que verdadera-
,■ mente no podria aplicarse á la Luna con un resultado proporcional á su
/ potencia, las montañas lunares causarían un efecto igual al del Mont-
V — B.lanc, observado á simple vista desde el lago de Ginebra.

(89) Pág. 355. — Los surcos ó zanjas son en reducido número, y no es-
ceden jamás de una longitud de 22 miriámetros. Esos surcos están á ve-
ces bifurcados: es este el caso de Gassendi. Otras veces también, aunque
no con tanta írecucncia, tienen el aspecto de venas como Triesnecker.
Siempre son luminosos, no quitan nada de terreno á las montañas y no
corren sino á través de las llanuras; sus estremidades no presentan nada
de particular, y no tienen ni mas ni menos estension que la parte inter-
media (Beer y Míedler, der jilond, p. 135, 225 y 249.

(90) Pág. 355.— Véase mi Ensayo sobre la vida nocturna de los anímale!^
en los bosques del Nuevo Mundo (Cuadros de la Naturaleza, 1. I, p. 319 de la
traducción ñ-anc. publicada por Gide y Baudry). Las especulaciones
deLaplace (porque no fueron nunca ideas fijas) con respecto de una cla-
ra Luna perpetua (Esposicion del sistema del Mundo, \S2 1, ^. 232), han
sido refutadas en una Memoria de Liouville , sobre un caso particular del
problema de los tres cuerpos. «Algunos partidarios de las causas finales,
dice Laplace , han imaginado que la Luna fué dada á la Tierra para ilu-
minarla durante las noches; en ese caso la naturaleza no hubiera llegado
al objeto que se proponía, puesto que con frecuencia nos vemos privados
á la vez de la luz del Sol y de la de la Luna. Para llegar hasta esta hipó-
tesis hubiera bastado poner desde el origen á la Luna en oposición con
el Sol , en el plano mismo de la eclíptica , á una distanci igual á la centé-
sima parte de la que existe entre la Tierra y el Sol, y dar á la Luna
y á la Tierra 'velocidades paralelas y proporcionales á sus distancias
dedieho astro. Entonces la Luna, en oposición incesante con el SoU
hubiera descrito alrededor de el una elipse semejante á la de la Tierra j

— 568 —

esos dos astros se hubieran sucedido el uno al otro en el horizonte ; y
como á esta distancia la Luna no hubiera podido padecer eclipses, su luz
hubiera ciertamente reemplazado á la del Sol.» Liouville cree por el con-;
trario, «que si la Luna hubiera ocupado en el oríg'en la posición particu-
lar que el ilustre autor de la Mecánica celeste le asigna, no habría podido
mantenerse en ella sino durante un breve espacio de tiempo."

(91) Pág-. 35o. — Véase respecto del transporte de los terrenos por las
mareas, de la Beche, Geological Manual, 1833 , p . 111.

(92) Pag-. 356. — Arag-o , fiobrc la cuestión de saber si la Luna ejerce sobre
nuestra atmósfera una influencia apreciable, t. V, de las Noticias científicas
(t. ViU de las 06ras). Las principales autoridades citadas son: Scheibler
(Untersuchungen über Einflwns des Mondes auf die Verandcrungen in unserer
Átmosph&re, 1830, p. 20), Flaug^erg-ues {Veinte años de observaciones en Vi-
viers, en \b. Biblioteca universal, Ciencias y Artes, t. XL, p, 265-283, y
en la Colección de Kastner: Archiv für die gesammte Naturlehre, t. XYlí,
1829, p. 32-50) y Eisenlohr, en los Poggendorff's Annalen der Physik,
t. XXXV, 1835, p. 141-160 y 309-329. Juan Herschell cree muy pro-
bable "que reine en la Luna una temperatura muy elevada sobre la
ebullición del ag^ua , porque la superficie de ese astro está espuesta á la
acción del Sol durante catorce dias, sin interrupción y sin nada que la
temple. La Luna debe, pues, en oposición ó pocos dias después, convertirse
en cualquier grado que sea (i nsommesmall degree), en una fuente de calor
para la Tierra ; pero emanando este calor de un cuerpo cuya temperatu-
ra está aun muy lejos de la incandescencia (belowthe temperature of ig-
nition), no puede llegar á la superficie de la Tierra en atención á que
queda absorbido en nuestra atmósfera donde se transforman los vapores
vesiculares y visibles, en vapores trasparentes.» Juan Herschell con-
sidera el fenómeno de la disolución rápida de las nubes bajo la influen-
cia de la Luna llena, cuando el cielo nq está muy cubierto , como uu
hecho meteorológico, «confirmado, añade , por las esperiencias de Hum-
boldt, como también por la opinión muy general de los navegantes es-
pañoles en los mares tropicales." Véase Report of the flfteenth Meeting of
the British Association for the advancement of Science, 1846. Noticias, p. 5,
y Outlines of Astronomy , p. 261,

(93) Pág. 356. — Beer y Mocdler Beitroege zur physisclien Kenntniss des
Sonnensystems , 1841 , p. 113 ; las cifras indicadas resultan de observacio-
nes hechas en 1830 y en 1832. Véase también Ma'dler, Astronomía, 1849,
p. 906. La primera e importante corrección hecha á la duración de la ro-
tación de Marte , que habia sido evaluada por Domingo Cassini en 24
horas 40' se debe á las laboriosas observaciones hechas por G. Her-

— 569 --

chell desde 1777 á 1781; esas observaciones dieron por resultado 24h 30,
21'/ 7. Kunowsky en 1821, habla hallado 24h 36' iO", resultado muy
próximo al obtenido por Moedlcr. La primera observación hecha por Cas-
sini acerca de la rotación de una mancha de Marte , parece haber tenido
lug^ar poco tiempo después del año 1670 (Delanibre , Historia de la Astro-
nomía moderna , t. II, p. 654); pero en la Memoria muy rara de Kern de
Scintillatione Stellarum, Wittenberg , 1686, § 8, hallo citados como ha-
biendo descubierto la rotación de Marte y la de Júpiter: «Salvator Ser-
ra y el Padre Egidio Francisco de Coltignez, astrónomos del Colegio
romano.»

(94) Pág". 3o6. — Lap\^ce, Esposicion del sistema del mundo , p. 36. Las
medidas muy imperfectas de Schroetcr acerca del diámetro de Marte atri-
buyen á este planeta un aplanamiento de \'go únicamente.

(95) Pág. 357.— Beer y Mícdler, Beitrcegc , etc., p. 111.

(Utí) Pág. 357. — Juan HerschcU, Quilines of Astron.

(97) Pág. 3S7. — Beer y Msedler , Beitrmge, etc. , p. H7-125.

(98) Pág. 357. — Maedler, en las Astronom. Narchrichíen de Schuma-
cher , núm. 192.

(99) Pág. 358.— Cosmos, t. IIÍ, p. 379 y 380. Véase también sobre el
orden cronológico en el cual se han sucedido los descubrimientos de los
pequeños planetas , Ibid., p. 377 y 410 , sobre su magnitud relativamen-
te á la de los asteroides meteóricos ó aerolitos, p. 384; por último sobre
la hipótesis según la cual llenaba Keplero por medio de un planeta la
gran laguna que separa á Marte de Júpiter , hipótesis que por otra parte
no ha contribuido en modo alguno al descubrimiento del primer planeta
de Céres , p. 393-399 y 551-oo3 (notas 61-63). No creo justa la censura
severa dirigida á un ilustre filósofo , porque ignorando el descubrimien-
to de Piazzi en una época en que podía, es cierto , serle conocido hacia
cinco meses, comprobaba, no la probabilidad , sino la necesidad de un
planeta existente entre Marte y Júpiter. Hegel con efecto en la Diserta-
ción de Orbitis planetarum, que escribió durante la primavera y el vera-
no de 1801 , trata délas ideas de los antiguos sobre las distancias res-
pectivas de los planetas ; y citando la serie de los números de que habla
Platón en el Timéo (p. 33, Estienne): 1. 2. 3. 4. 9. 8. 2. 7 (Véase Cos-
mos, t. III, p. 547. nota 51), asienta que es necesario admitir una laguna.
Dice sencillamente: «Quse series si verior naturce ordo sit, quam arithme-
tica progressio , inter quartum et quintum locum magnum esse spa-

— 570 —

tium, ñeque ibi plaiietara desiderari apparet." (HegePs, Werhe, t. XVI.
1834, p. 28; véase también Rosenkranz Hegers Leben, 1844. p. 154),
Kant en el ingenioso escrito titulado Naturgenchichte des Himmels , 1755,
se limtta á decir que desde la formación de los planetas, Marte debia
su pequenez al inmenso poder de atracción de Júpiter. No alude masque
una sola vez y de un modo muy embozado, á los «miembros del sistema
solar, que están muy distantes entre sí y en los cuales no se han encon-
trado aun los intermediarios que los separan. "(Emmanuel Kant, 5ammí/ic/ie
Werke, d.'' parte, 1839, p. 37, 110 y 193.)

(100) Pág. 358. — Véase respecto de la influencia que el perfecciona-
miento de los mapas celestes pueden tener sobre el descubrimiento do
los pequeños planetas. Cosmos, t. líl, p. 106 y 107.

(i) Pág. 359. — D'Arrest, ueber das System der Kleinen Planetem zwis-
chen Mars und Júpiter, 1851, p. 8.

(2) Pág. 359.— Cosmos, t. III, p. 379 y 406.

(3) Pág. 361 . — Benjamín Abthorp Gould (hoy en Cambridge , en el
Estado de Massachussets) Untersachungen ueber die gegenseitige Lage der
Bahnen zwischen Mars und Júpiter , 184S , p. 9-12.

(4) Pág. 361.— D'Arrest , ueher das System der Kleinen Planeten , p. 30.

(5) Pág. 361. — Zach, Monaitliche Correspondenz, t. Yf, p. 88.

(6) Pág. 362.— Gauss, en la misma colección, t. XXVÍ , p. 299.

(7) Pág. 362. — Daniel Kirlvwood, déla Academia de Poltsville, creyó
poder intentar la reconstrucción del planeta roto, por medio de los frag-
mentos que quedan de él, como se componen los animales antidiluvianos.
De este modo llegó á asignarle un diámetro que escedia al de Marte en
mas de 1800 Uiiriámetros, y la rotación mas lenta de todos los planetas
principales, durando el dia nada menos de 57 horas V 2- {Reporfofthe Bri-
tish Association, 1880, p. XXXV).

(8) Pág. 363. — Bcer y Msedler, Beitrcege zur physischen Kenntniss der
himmlischen Kcerper , p. 104-106. Las observaciones mas antiguas, pero
menos seguras de Hussey, daban hasta ^/^^. Laplace {Sistema del Mundo,
p. 266) ha encontrado teóricamente suponiendo creciente la densidad de
las capas, un valor comprendido entre ^/^¡ y ^'/^j.

(9) Pág. 363. — La obra inmortal de Newton, Philosophice naturalis Prin-

— 571 —

cipiamathematica, apareció en mayo de 1687, y las Memorias de la A cade-
miado París no dan la medida del aplanamiento determinado por Cassi-
ni: (Vis) liíista 1691 , de suerte que Newton que ciertamente podia conocer
las esperiencias hechos sobre el péndulo en Cayenne por Richer, según
la' Relación de su viaje impresa en 1679, debió tener la primera noticia
déla fig-urade Júpiter por narraciones verbales y por las correspondencias
escritas tan activas en aquella época. Véase respecto de esto y acerca de
la época en que Huighens tuvo conocimiento de las observaciones de Ri-
cher sobre el péndulo, el Cosmos, t. I, p. 389 (nota 29) y t.[n, p. 480
(nota 2).

(10) Pág-. 363. — Airy, en]RsMemoirs oftheRoyal Astron, Societij, t. IX'
p, 7; t. X, p. i'i.

(11) Pág-. 363. — Usábase todavía esta evaluación en 1824. Véase La-
place, Sistema del Mundo , p. 207.

12. Pág. 363. — ^Delambre. Historia de la Astronomía moderna, t. II, pá-
ina 73 i.

(13) Pág-. 36o. — «Sábese que existen encima y debajo del ecuador de
Júpiter dos bandas menos brillantes que la superficie general. Si se las
examina con un anteojo, parecen menos distintas á medida que se alejan
del centro, y aun Ueg^an á ser invisibles cerca de los bordes del planeta.
Todas esas apariencias se esplican admitiendo laexíslenciade una atmós-
fera de nubes interrumpida en los alrededores del ecuador por una zona
diáfana, producida quizá por los vientos alíseos. Reflejando la atmósfera
de las nubes mas luz que el cuerpo sólido de Júpiter, las partes de ese
cuerpo que se vean á través déla zona diáfana, tendrán menos brillo que
el resto, y formarán las bandas oscuras. A medida que nos vayamos ale-
jando del centro, el rayo visual del observador atravesará espesores. mas
y mas grandes de la zona diáfana, de suerte que ala luz reflejada por el
cuerpo sólido del planeta habrá que añadir luz reflejada por esta zona mas
espesa. Por esta razón las bandas serán menos oscuras ai alejarse del cen-
tro. Por último, en los bordes mismos, la luz reflejada por la zona, vista
en el mayor espesor podrá hacer desaparecer la diferencia de intensidad
que existe entre las cantidades de luz reflejada por el planeta y por la at-
mósfera de nubes; y se cesará entonces de ver las bandas que no existen
sino en virtud de esta diferencia. En lospaises montañosos se observa algo
análogo: si nos encontramos cerca de un bosque de abetos, parecerá negro
pero á medid» que nos alejemos de él las capas de atmósfera interpuestas
se hacen cada vez mas espesas y reflejan luz. La diferencia de tinte entre
el bosque y los objetos próximos di^^minuye mas y mas, y acaba por con-

— 572 —

fundirse con ellos si nos alejamos una distancia conveniente.» (T. XI de
las Obras de Arag-o).

(14) Pág-. 366.— Cosmos, t. II, p. 309-811 y Í70 (nota] 44).

(15) Pág-. 367.— Juan Hcrschell, Outlines ofAstron., §540.

(16j Pág, 368. — Las primeras observaciones deG, Herschell, hechns
en noviembre de 17{)3 , dieron para la rotación de Saturno lO"" 16'
44". Háse concedido sin razón al g-ran filósofo Manuel Kant, la gloria de
haber adivinado por consideraciones puramente teóricas, y consignado en
la brillante obra titulada: Algemeine Naturaeschichte des Himmele, cuarenta
años antes de Herschell, la verdadera duración de la rotación de Satur-
no. El número que indica es 6h 23' 53". Considera este valor «como la
determinación matemática del movimiento todavía desconocido de un
cuerpo celeste, predicción única quizás en su g-enero, y que no puede ser
comprobada sino por las observaciones de los sig-los futuros.» La promesa
no se ha cumplido; las observacionesposteriores han revelado un error de 4
horas, es decir de los Ys- Hállase en la misma obra, con respecto al Ani-
llo de Saturno, que «en el conjunto de las partículas de que se compone,
unas situadas en el interior del lado del planeta verifican su rotación en
10 horas, y otras que forman la parle esterior, emplean 15 horas en reali-
zar el mismo movimiento." El primero de esos dos númmeros se acerca
por casualidad á la velucidad ang-ular del planeta (10'' 29' 171'). Véase
Kant, ScemmlUche Werke , 6.* parte, 1839, p. 135 y 140.

(17) Pág-. 368. — Laplace (Esposicion del sistema del Mundo, p. 43), evalúa
el aplazamiento de Saturno en*/^,. Bessel no ha confirmado, antes por el
contrario, declarado inexacta esta sing-ular depresión seg-un la cual G.
Herschell después de una serie de observaciones laboriosas hechas con
distintos telescopios, encontró que el eje mayor del planeta estaba situado
no en el plano de su ecuador, sino en un plano que forma con el del ecua-
dor un ángulo de 45° próximamente.

(18) Pág-. 369. — A.iSLgo,Astronomiapopular,t.YV,i^.ioi.

(19) Pág-. 369.-— Doming-o Cassini habia señalado también esta dife-
rencia de brillo de los dos anillos. Y éütnse Memorias de la Academia de Cien-
cias, 1715, p. 13.

(20) Pág-. 369.— Cosmos, t. U, p. 311. Cuatro años después, es decir
en 1659, fue cuando se publicó en el Systema ^atuvnium el descubrimiento
ó mas bien la esplicacion completa de las apariencias que presentan Sa-
turno y su anillo.

— 573 —

(21) Púj. 370.— Eminencias semejantes han sido vistas de nuevo úlli-
mamente por Lassellcn Liverpool, con un reflector de 20 pies de lone^itud
focal, que el mismo habia construido. Véase RepoHofthe Bristish Associa-
tim, 1850, p. XXXV.

(•1^) Pág-. 370. — Véase Harding-. Kleine Ephemeriden für 1835, p. 100, y
Struve, en las Ástronom. Nachrichten de Schumaeher, n.° 139 p. 3St).

(23) Pág-. 370.— Léese en las icía Eníí/iYoruw pro anno 1684, p. Í2í,
el pasaje sig-uiente estractado de la obra titulada Systcma fhcenomenoruní
Salurni , autore Galletio , prceposito eccles. Ávenionensis. .♦Nonnunquaní
Corpus Saturni nonexacíe annuli médium obtinere visum fuit. Hinc evenit,
iit, quum planeta orientalis est, centrum ejus exlremitati orientali annu-
li propius videatur, ct major paro ob occidental! latere sit cum amplioro
obscuritate.»

(24) Pág-. 371. — Horner, en el Neus Physik Wierierbiich do Gehler,
t. VIII, 1836, p. 174.

(25) Pág'. 371. — Benjamín Peircc. on the Constifution o f Saturnas Ring,
en ei ÁstronomicalJour nal de Gonld, 1851, t. II, p. 16; "The ring- consists of
a síream or of streams of a fluid rather denser than water flowing- aro-
uud the primary.» Véase también Silliman's Diario Americano, 2.^ serie,
t. Xll, 1851, p. 99, y sobre las desig^ualdades del anillo ó las acciones
perturbadoras y por esto mismo conservadoias de los satélites, Juan
Herschell, Quilines of Astronomy, p. 320.

(26) Pág-. 372. — Juan Herschell, Cape Observalions, p. 414-430, y Out-
iines, p. 650. Véase también acerca de la ley de las distancias, ibid.,
p. 337, § 550.

(27) Pág-. 373. — Fries, Vorlesungen ueber die Sternkunde, 1833, p. 325;
Challis, en las Transactions of the Cambridge Pliilosophical mociety, t. 111,
p. 171.

(28) Pág-. 373. — Guillermo Herschell, Account of aComet, en las Phiio-
sóphal Transactions for 1781, t. LXXí, p. 492.

(29) Pág-. S14.—Cssmos, t. III, p. 397.

(30) Pág-. 375— Véase, para las observaciones de Lasell en Starfield
(Liverpool) y las de Struve, los Monthly 'Notices of tha roijal Asíronomical
Society, t. VIII, 1848, p. 43-47, 135-139, y las Ástronom. Nachrichten de
Schumaeher, n.o 623, p. 365.

(31) Pág-. 376. — Bcrnliard von Lindenau , Beitrag zur Geschichie der

-- 574 -^

Nepíun's Entdeckung, en el suplemento de las Astronom. Nachrichten de
Schumacher, 1849, p. 17.

(32) Pág-. 376.— isíronom. Nachrichten, n.° 580.

(33) Pág-. 377. — Le Verrier, Investigaciones sobre los movimientos del pla-
neta Ilerschell, 18Í6, en el Conocimiento de los Tiempos para 1849, p. 254.

(34) Pág-. 377. — El elemento muy importante de la masa de Nepluno
ha recibido muchos crecimientos sucesivos. Apreciado primero en V20897
por Adams, fué evaluado en Vd984o Po^' Peircc, en '/1940o por Bond, en
Vi878o P'^'' Juan Herschell, en Vib48o P^"^ Lassell, y por último en Vií44«
por Otto y Aug-usto Struve en Pulkova. Este último resultado es el que
hemos adoptado en el testo.

(33) Piíg-. 377. — Airy, en las Monthly Notices of the royal Astronomical
Society, t. Vil, n.° 9 (noviembre 1846), p. 121-152; Bernhard von Linde-
iiau, Beitrag zur Geschichte dcr Neptun's Entdeckung, p. 1-32 y 285-238. —
Le Verrier, invitado por Arag-o, empezó á ocuparse en el verano de 1845,
de la teoría de Urano. Presentó al Instituto los resultados de sus in-
vestigaciones el 10 de noviembre de 1845, el 1.° de junio, el 3 de ag-osto
y el 5 de octubre de 1846, y los publicó aseg"uida. El mayor y mas im-
portante trabajo de Le Verrier, el que contiene la solución completa del
problema, apareció en el Conocimiento de los Tiempos ])SLTa. 1849, Adams co-
munico sus primeros resultados, aunque sin confiar nada ala impresión,
al profesor Challis en setiembre de 1845, y con alg"unos variantes al
Astrónomo Real en el mes de octubre del mismo año, siempre sin publicar
nada de ellos. El Astrónomo Real tuvo conocimiento de los resultados defini-
tivos de Adams, correg^idos de nuevo en sentido de una disminución de la
distancia, á principios del mes de setiembre de 1846, El joven g-eómetra
de (3ambridg-ese espresa en esos trabajos sucesivos, encaminados todos al
mismo objeto, con tanta modestia como abncg-acion. « I mcntion these
earlier dates mcrely to show, that my results were arrived at indepen-
dently and previously to the publication of M. Le Verrier, and not -w'úh
the intention of interfering- with his just claims to the honors of the dis-
covery; for Ihere is no doubt that his researches were ñrst publisched to
the world, and led to the actual discovery of the planet by Dr. Galle, so
that the facts stated abo ve caimot detract, in the slightest deg-ree, from
the credit due to M. Le Verrier,"

Como en la historia del descubrimiento de Nepíuno se ha repetido
frecuentemente que el ilustre astrónomo de KoenigsI)era^ habia participa-
do de la esperanza espresada ya en 1834 por Alexis Bouvard, el autor de
las Tablas de Urano, «deque las perturbaciones de Urano debian ser causa-

das por un planeta todavía desconocido,» he pensado que podría intere-
sar á los lectores dcL Cosmos el hallar aquí una parte de la carta que me
escribió Bessel en 8 de mayo de 1840, por consig^uicnte dos años antes
de su conversación con Juan Hcrschell en su visita á Collig'wood: «Me
pedís noticias nuevas del planeta situado mas allá de Urano. Podria di-
rig^iros a alg-uno de mis amigos de Kosnig-sberg que creen saber mas que
yo respecto de este punto. Habia cscog-ido para texto de una lección pú-
blica el 28 de febrero de 1840, la exposición de las relaciones que existen
entre las observaciones astronómicas y la Astronomía misma. El público
no establece diferencias entre esos dos objetos; habia pues lugar de rec-
tificar su opinión. La parte de la observación en el desarrollo de los cono-
cimientos astronómicos me llevaba naturalmente á notar queno podemos
estar seguros de esplicar por nuestra teoría todos los movimientos de
los planetas. Cité como prueba á Urano: las antiguas observaciones de
que este planeta ha sido objeto no están conformes en modo alguno con
los elementos deducidos de las observaciones mas recientes, hechas des-
de 1783 á 1820. Creo haberos dicho ya, que he estudiado mucho esta
cuestión; pero todo lo que he sacado de mis esfuerzos, es la certidumbre
deque la teoría actual ó mas bien la aplicación que se hace de ella al sis-
tema solar, tal como lo conocemos hoy, no basta para resolver el misterio
de Urano. En mi sentir no es esto una razón para desesperar del éxito. En
primer lugar nos es preciso conocer exactamente y de una manera com-
pleta todo lo que ha sido observado en Urano. He encargado á uno de
mis jóvenes oyentes, Flemming, reducir y comparar todas las observa-
ciones ^ y ahora tengo reunidos todos los hechos comprobados. Si
las determinaciones antiguas no convienen ya á la teoría, las de hoy se
separan mas aun; porque actualmente el error es de un minuto entero, y
aumenta de 7 á 8 segundos por año, de suerte que pronto será muy
considerable. Después de esto pensé en que llegaría un momento en que
la solución del problema sería dada quizá por un nuevo planeta, cuyos
elementos se hubieran reconocido por su acción sobre Urano, y comproba-
dos por la que ejerciera sobre Saturno. Me he guardado muy hiende decir
por otra parte que ese tiempo hubiera llegado: me limito á buscar hasta
donde pueden conducir los hechos actualmente conocidos. Trabajo es
este cuya idea sigo desde hace muchos años y respecto del cual he pa-
sado por tantas opiniones diferentes, que aspiro á darle fin, y no perdo-
naré medio para llegar al resultado tan pronto como me sea posible.
Tengo gran confianza en Flemming, que en Dantzig, donde se encuentra
continuará para Saturno y para Júpiter la reducción de las observaciones
que ha hecho para Urano. Bajo este punto de vista, celebro que carezca
por el momento de medio alguno de observación y que no tenga otra
cosa que hacer. Dia llegará también para el en que deba entregarse á
observaciones dirigidas hacia un objeto determinado; entonces, sin duda,

— 576 ^-

no han de faltarle las facilidades materiales, como hoy no le falla tam-
poco habilidad.»

(36) Pág-. 378. — La primera carta en la que Lassell anunció su desca-
brimienlo era del 6 de agosto de 1847. Véase Schumacher', s Isíronom.
Nachrichíen, n." 611, p. 165.

(37) Pág-. 378.— 0. Struve, en las Astronom. Nachrichten , n.° 629.
Seg-un las observaciones hechas en Pulkova, Augusto Struve calculó en
Dorpart, la órbita del primer satélite de Neptuno.

(38) Pág-. 378, — C. Bond, en los Proceudings of the American Academy
o[ Arts and Sciences, t. II, p. 137 y 40.

(39) Pág. 378. — Schumacher's Astronom. Nachrichten, n.^ 729, p. 143.

(iO) Pág-. 380. — «Dia Ueg-ará, dice Kant, en que los plañe las últimos
que andando el tiempo se descubrirán mas allá de Saturno, forman una
serie de miembros intermedios que se aproximan mas y mas á la natura-
leza de los cometas y procuran la transición entre esas dos especies de
cuerpos planetarios. La leysegnn la cual, la cscentricidad de las órbitas
descritas por los planetas está en razón de su distancia al Sol, corrobora
esta hipótesis. Resulta de aqui, en efecto, que á medida que esta distan-
cia aumenta, los planetas obedecen mas y mas á la definición de los co-
metas. Nada impide el que se considere ala vez como el ullimo planeta
y el primer cometa al cuerpo celeste que corta en el perielio la órbita del
planeta mas próximo, quizá'la de Saturno. El volumen de los cuerpos
planetarios, crecieudo al mismo tiempo con su distancia al Sol, demues-
tra también claramente ia verdad de nuestra teoría sobre la mecánica
celeste." (Naturgeschichte des Himmels, 1755, 6.'* parte, p. 88 y 195 de la
colección de las Obras completas.) Al principio de la 5^ parle se habla
de la antigua naturaleza cometaria que se supone haber perdido Saturno.

(41) Pág-. 381. — Alexander, on the similarity of arrangement of the
Asteroids and the Comets of short period, ünd the possibility of Iheir common
origin, en el Astronomical Journal de Gou'd, n.° 19, p. 147, y n.° 20.
p. 181. El autor de acuerdo con Hind (Schumacher's Astrrnom. Nachrich-
ten, n." 724(, disting-ue «the coméis of short period, whose semiaxes are
all nearly the same with those of the small planets beíween Mars and Jú-
piter; and the other class, including- the comets whose mean distance or
semi-axis is somewhat less Ihan Ihat of Uranus." Termina la primera de
esas dos Memorias del modo siguiente: «Different facts and coincidences
ag-ree in indicating a near appulse if not an actual colusión of Mars with
a large comet in 1315 or 1316, that the comet was thereby broken into

— 577 —

three parts whose orbils (it may be presumed) received evcn then their
present form: viz. that still presented by the comets of 1812, 1815 and
1846 Khich are frag-ments of the dissovered cornet.»

(42) Pág-. 381. — Laplacc, Exposición del Sistema del Mundo, edie. de
1824, p. 414.

(43) Pág. 381.— Cosmos, i. I, p. 88-102 y 362-36a (notas 52-57).

(44) Pág-. 381. — En tres siglos y medio, desde loOO á 1850, han apa-
recido en Europa 52 cometas perceptibles á simple vista. Repartiéndolos
por períodos de 50 años, se obtiene el cuadro siguiente:

TOMO ni.

— 578 —

1500 — lo'iO 1664

1665
1668
1672
16S0
1682
1686
1689
1696

1500
1503
1506
1312
1514
loÍ6
1318
1521

1522

1330 10 cometas.

1531

1532 1700 _ 1750

1533

10 cometas.

1607
1618

1702
1744

13 cometas. 1743 (-g)

1350 — 1600 4 cometas.

1536

1558 1750 — 1800

1569
1577.
1580
1382
1585

1590 ~

1393 4 cometas.

1596

1759
1766
1769
1781

1800 — 1850

1807
1811
1600 — 1650 1819

1823
1830
1835
1843
2 cometas. ISi")

1847
1650 — 1700

1652 9 cometas.

— 579 --

De los 23 cometas observados en el siglo XVí, elsig-lo de Apiano, de Gi-
rolomo Fracaslro, del landgrave Guillermo IV de Hesse, de Ma?sllinyde
Ticho, los 10 primeros han sido descritos por Pingré.

(4o) Pag". 38o. — Es este el cometa de «mal agüero» al cual se atribu-
yó la tempestad que causó la muerte del célebre navegante portugués
Bartolomé Diaz, en el momento en que hacía con Cabral la travesía del
Brasil al Cabo de Buena Esperanza. Véase Humboldt, Examen critico de la
historia de ¡a Geografía del nuevo Continente, t. I, p. 296; t. V, p. 80, y
Souza, Asia Portugal., t. I, 1.^ parte, cap. o, p. 45.

(16) Pág. 3S3. — Laugicr, en el Conocimiento de los Tiempos, para 18í6,
p. 99. Véase también Eduardo Biot, Investigaciones sobre las antiguas
apariciones chinas del Cometa de Halley, anteriores al año 1378, en el mismo
tomo de igual Colección, p. 70-84,

(47) Pág. 383. — Acerca del cometa descubierto por Galle, en el mes
de marzo de 18í0, véanse las Asíronomische Nachrichten de Schumacher,
t. XVn,p. 188.

(18) Pág. 384.— Humboldt, Vistas de las Cordilleras, (ed. en folio),
lam. Lv, íig. 8, p. 2Sl. Los Mejicanos tenían también una idea muy
<;xacta de la causa que produce los eclipses de Sol. El mismo manuscrito
mejicano de que se habla en el testo, y que se remonta por lo menos á
2o años antes de la llegada de los Españoles, représenla el Sol casi com
pletamente cubierto por el disco de la Luna, y las estrellas brillando al-
rededor de todo ello.

(49) Pág. 384. — Newton y Winlhrop hablan adivinado ya la forma-
ción de la cola de los cometas por los efluvios de la parte anterior, pro-
blema del cual se ha ocupado tanto Bessel. Véanse los Principia pJiilo-
soph. natural, de Newton, p. 511, y las Philosoph. Transactions for 1767,
t. LVII, p. 140, fig. 5. Según Newton, es cerca del Sol donde la cola
tiene mas fuerza y ostensión, porque el aire cósmico, que llamo con En-
cke el medio resistente, tiene en esas regiones su máximum de densidad,
y las partículas de la cola muy quemadas por-.la aproximación al Sol, su-
ben mas fácilmente al medio de un aire mas denso. Winthrop cree que
el efecto principal se produce después del perihelio, porque en virtud de
la ley espuesta por Newton (Principia, ele, p. 424 y 466), ios máximos
tienen siempre una tendencia á retardar la época de su aparición.

(00) Pág. 384.— Arago, Astronomía popular, t. II, p. 31S. La observa-
ción es de Amici hijo.

(01) Pág. 384. —Juan Herschell, en sus Outline; (§ oS9-í>97), y Peirec

— 580 —

en el American Journal , for 1844 (p. 42), han recogido todos los detalle
concernientes al cometa del mes de marzo de 1843, que brilló en el Norte
de Europa, cerca de Orion, de un resplandor estraordinario,y que es de to-
dos los cometas observados y calculados, el que mas próximo esta del Sol.
Ciertas semejanzas de fisonomía, g-énero de prueba, cuya poca certeza ha-
bla por otra parte demostrado ya Séneca (Qucestiones naíur., lib. A^lU'
cap. 11 y 17), hicieron considerar en un principio á este cometa, como
idéntico al de 1668 y de 16S9. Véase Cosmos, t. I, p. 125 y 380 (nota 92), y
Galle, en los Olbers Cometenbahnen, números 42 y 30. Boguslawski cree,
por otra parte (Schumacher's, Astron. Nachrichten, n.° oío, p. 272), que
el período del cometa de 1843 es de 147 años, y que sus anteriores apa-
riciones tuvieron lugar en 1693, 1348, 1401, etc. Llega así hasta el año
371 antes de la era cristiana, y conforme en esto con el célebre helenis-
ta Tlersch, de Munich, considera á este cometa como idéntico, con aquel
del cual se ha hecho mención en las Meteorológica de Aristóteles (lib. I,
cap. 6), y lo designa con el nombre de cometa de Aristóteles. Pero desde
luego recordaré que esta denominación es vaga y puede aplicarse a mu-
chos objetos. Si se quiere hablar del cometa que Aristóteles hizo desapa-
recer en la constelación de Orion y que refirió al temblor de tierra de la
Acha'ia, en ese caso, es necesario no olvidar que este cometa, que según
el filósofo de Estagira, se presentó simultáneamente con el temblor de
tierra, fue anterior á osle acontecimiento, según Calistenes, y posterior se-
gún Diodoro. El 6.*^ y 8.° capitulo de la Meteorológica tratan de cuatro
cometas designados con el nombre de los Arcontas de Atenas, en cayo
tiempo aparecieron, y por los acontecimientos desastrosos á los cuales van
unidos. Aristóteles menciona sucesivamente el cometa occidental, que fue
observado cuando el temblor de tierra é inundaciones de Achala (cap. Q,
8), después el que marca el arcontado de Euclés, hijo de Molón. Yiene
enseguida el cometa occidenlal, y nombra con este motivo el arcontado de
Asteio , que ha llegado á ser en lecciones viciosas Aristco, y que
Pingré ha confundido por esto en su Cométografia, con Aristenes ó Al-
cistenes. El brillo del cometa de Asteio se estendia por mas de un ter-
cio de la bóveda celeste. La cola que se designaba bajo el nombre de ó5ó?,
camino, tenia 60° de longitud, y se prolongaba hasta la región de Orion,
donde se disolvía. Aristóteles cita también (cap. 7, 9) el cometa cuya apa-
rición coincidió con la caida delaereolito de ^gos-Potamos, que es pre-
ciso no confundir con la nube meteórica, c^ue según la versión deDaima-
cho brilló durante 70 dias y lanzó estrellas errantes. Por último, Aristó-
teles (cap. 7, 10) señala un cometa que se observó bajo el arcontado de Ni-
comaqucs, y al cual se atribuyó una violenta tempestad que estalló cerca
de Corinto. Estos cuatro cometas llenan el largo período de 32 olimpia-
das El primero, por orden de fechas, el que coincide con el aereolito de
^-Egoi-Potamos, se presentó, según los mármoles de Paros, el primer año

— 58] —

de ia LXXVIIÍ Olimpiada (antes de J.-C, 468), bajo el arcoiitado de Tea-
genides; el cometa de Euclés, llamado sin razón Euclides por Diodo-
vo (lib. XII, cap. 53), fue observado en el segundo año de la Olimpia-
da LXXXVIll (entes de J.-C. , 427), como lo prueba también el comenta-
rio de Juan Filopon; el de Astcio en el cuarto año de la Olimpiada CI
(antes de J.-C, 373); por último, el deNicomaquesen el cuarto año de la
Olimpiada CIX (antes de J.-C, 3íl). Plinio (lib. II, cap. 25) refiere i la
CVIII Olimpiada la transformación del cometa, que después de haber
presentado la forma de una crin, tomó la forma de una lanza (jubse
efñg"¡es mutata in hastam). Séneca creyó también en una relación
directa entre el cometa de Asteio y el temblor de tierra que quebrantó
la Achala. Dice, refiriéndose á la destrucción de las ciudades de Hélice y
de Bura,quc no están citadas espresamente por Aristóteles: "Eífiig-ien
ignis long-i fuisse Callisthenes tradit, antequam Burin et Helicen.mare
absconderet. Aristóteles ait nod trabem illam sed Cometam fuisse (Qucest
natur., lib. Vil, cap. o). " Strabon (lib. VIH, p. 38i ; ed. Casaubon) colo-
ca la ruina de esas ciudades dos años antes de la batalla de Leuclres,
que corresponde al cuarto año de la CI Olimpiada. Diodoro de Sicilia,
después de haber descrito en detalle el temblor de tierra del Peloponeso y
las inundaciones que sig-uieron, como acontecimientos ocurridos bajo elar-
contado de Asteio (lib. XV, cap, Í8 y 49), refiere al año sig^uiente bajo
el arcontado de Alcistenes (Olimpiada CU, I), la aparición del brillante co-
meta, que producía sombra como la Luna, y en el cual vio un presagio de
la decadencia de losLacedemonios. Pero Diodoro, que escribía mucho tiem-
po después los acontecimientos que cuenta, no comete ordinariamente la
falta de referirlos de un año á otro, y se pueden invocar en pro de la opo-
nion que coloca al cometa bajo el arcontado de Asteio, anterior en un
año al de Alcistenes, los testimonios mas antiguos y mas seguros, los de
Aristóteles y de la Crónica de Paros. Para volver ahora alpuntode partida,
como Boguslawski , atribuyendo al cometa de 1843 una revolución de 147
años 2 4, ha llegado sucesivamente á los años 1695, 1548, 1 401, H06, y
finalmente, al año 371 antes de nuestra era, esta última aparición coincide
con el cometa que acompañó al temblor de tierra del Peloponeso, en cerca
de dos años, según Aristóteles, en un solo año, según Diodoro, diferencia,
que, si pudiera comprobarse la semejanza de las órbitas, seria de poca tras-
cendencia, mirando sobre todo alas perturbaciones verosímiles en un in-
tervalo de 2,214 años. Si Pingré (Cométografia, t. I, p. 259-262), sustitu-
yendo, en todo, según Diodoro, el arcontado de Alcistenes al de Asteio,
y refiriendo el cometa que desapareció en la constelación de Orion, al
primer año de la CU Olimpiada, le asigna, sin embargo, para fecha, los
primeros dias del mes de Julio, de 371 y no de 372, la razón es, que á
ejemplo de algunos historiadores, señala con un cero el primer año de la
•era cristiana. Importa notar, para concluir, que Juan Herschell adopta

— 582 —

para la revolución del brillante cometa, que fue visto cerca del Sol en 8i3,
un período de 17o años, lo que traslada á los años 1668, 1433 y 1318
(Outlines, p. 370-372, Galle, en los Olbers Cometenbahnen, p. 208, y
el Cosmos, i. í, p. 125). Otras combinaciones de Peirce y de Clausen clan
periodos de 21 Ys ó de 7 años Yg , y prueban cuan atrevido es declarar al
cometa de 1843 idéntico con el del arconta Asteio, Gracias á la mención
hecha en las Meteorológica de Aristóteles (lib. J, cap. 7, 10), de un cometa
que apareció bajo el arcontado de Nicomaques, sabemos que el filósofo
de Estagira tenia cuando menos 44 años, cuando compuso esta obra. Siem-
pre me ha parecido sorprendente que Aristóteles, que en la época del
temblor de tierra del Peloponeso y del g-ran cometa, que cubria con su
cola un espacio de tíO°, contaba ya 14 años, habla con tanta diferencia
de semejante fenómeno, y se limita á colocarlo éntrelos cometas observa-
dos hasta él. El asombro aumenta aun, cuando se lee en el mismo capí-
tulo que Aristóteles ha visto por sus propios ojos una aparición nebulosa
que representaba una crin, alrededor de una estrella fija en la pierna del
Perro, y quizás también alrededor de Procion en el Perro-Pequeño. Aris-
tóteles dice también (lib. I, cap. 6, 9), que hubo observado en Géminis
la ocultación de una estrella por el disco de Júpiter. La crin de vapor ó
la envuelta nebulosa de Procion rae recuerda un fenómeno frecuente-
mente citado en los anales del antiguo imperio mejicano, según elCodex
Tellerianus: ¡«Este año, dice alli, se vio humear de nuevo á Citlalcholoa,»
es decir, el planeta Venus, llamado también TJazoteotl en la lengua de los
Aztecas. (Humboldt, Vistas de ¡as Cordilleras, t. II, p. 303). Probablemente,
bajo el cielo de Méjico, como bajo el de Grecia, se vieron formados peque-
ños halos alr3dedor de las estrellas por la refracción de sus rayos.

(52) Pág. 38o.— Eduardo Biot, en las Memorias de ¡a Academia de Cien-
cias, t. XYI, 1843, p. 7ol.

(o3) Pág. 3So. — -Galle, en el apéndice de la obra titulada Olbers Come-
tenbahnen, p. 221, n." 130. Acerca del paso probable del cometa de doljje
cola de 1823, véase Edinburrj Rcoieiü, 1848 n.° 17o, p. 193. La Memoria
de Encke citada un poco antes en el testo, y que contiene los verdaderos
elementos del cometa de 1680, trastorna las fantasías deHalley, según las
cuales este mismo cometa, verificando su revolución en 575 años, habría
aparecido en todas las épocas críticas de la historia de la humanidad: en
la época del diluvio, según las tradiciones hebraicas; en la de Ogygés, se-
gún las leyendas griegas: durante la guerra de Troya; cuando la des-
trucción de Ninive; en la muerte de Julio César, y asi de las demás. La
duración de la revolución de este planeta es según los cálculos de Encke
de 8814 años. En elperihelío, el 17 de diciembre de 16S0, distaba del Sol
23000 miriámetros, esto es, 15000 miriámetros menos que la distancia de

— 583 —

la Lana a la Tierra. Su afelio es de 853, 3 distancias de la Tierra al Sol.
La velación del afelio al periiielio es de 140 000 á 1.

(54) Pág-. 386. — Arago, Astronomía Popuhir, t. 11, p. 51', 444 á 154.

(lil)) Pág-. 3S6. — Juan Herschel, Outlines, ofÁstronomy, § 592.

(56) Pag. 386. — Bernardo áeL'mdaimii enlas Astrononmche Nachrichten
de Schumacher, n.° 61)8, p. 25.

(57) Pág-. 3S6.— Cosmos, t. III, p. 3G-38,

(58) Pág-. 38S. — Le Verrier , en las i¥emonas de la Academia de Cíen^
das, t, XIX, 1844, p. 982-993.

(59) Pág-. 388. — Newton atribuia el resplandor délos cometas mas bri-
llantes solo al reflejo de la luz solar: «splendent cometce luce solis a se re-
flexa.» (Principia matliemaf; ed. Le Seur y Jacquier, 1760, t. III, p. 577).

(60) Pág-. 388.— Bessel, Schumacher's /ar/í6uc/i fi'n- 1837, p. 169.

(61) Pág-. 'SS9. — Cosmos, t. I, p. 90 y t. III, p. 39.

(62) Pág-. 389.— Yalz, Ensayo sobre la determinación de la densidad
del Éter en el espacio planetario, 1830, p, 2 y Cosmos, t. 1, p. 95. El creci-
miento del núcleo de los cometas á medida que aumenta su distancia al
Sol, liabia llamado ya la atención de un observador muy cuidadoso y
exento de toda prevención, de Hevelio. Véase Pingré, Cometografia ,
t. II, p. 193. Es un trabajo muy delicado, cuando se quiere contar con
la exactitud, determinar los diámetros del cometa de Enckeen superihe-
lio. Este cometa es una masa nebulosa en la cual se destaca por el brillo de
su luz el centro ó una parle del centro. A partir de esta región que no
tiene en modo alg-uno la forma de disco y no puede tampoco recibir el
nombre de cabeza del cometa, la intensidad de la luz disminuye rápida-
mente en derredor. La nebulosidad presenta en un sentido una prolong-a-
cion que tiene la apariencia de una cola; las medidas indicadas en el tes-
to se refieren á esta materia nebulosa cuya circunferencia sin estar bien
determinada se reduce en el perihelio.

(63) Pág. 389.— Juan Hcrschell , Cape Observations , 1847, § 366,
lam. XV y XVí.

(64) Pág-. 390. — Mucho después, el 5 de marzo, viúse crecer hasta la
distancia de 9" 19' el intervaloque separaba los dos cometas; este aumen-
to, según ha probado Plantamour, no era mas que aparente y con-

— 584 —

secuencia de la aproximación del astro á la Tierra. Desde el mes de fe-
brero hasta el 10 de marzo, las dos partes del doble cometa quedaron á
ig-.ual distancia una de la otra.

f65) Pág. 390.— El 19 de febrero de 1846 se dísting^uió el fondo neg-ro
del cielo que separa los dos cometas. (0. Struve en el Boletín físico-mate-
mático de la Academia de Ciencias da Saint- Petershourg, t. VIn.° 4).

(66) Pá^. 390.— Véanse Outlines of Astron, § 580-S83, y Galle, Olbers
Cometenbahnen, p. 232.

(67) Pág". 391. — «Ephorus non religiosissimee fidei, ssepc decipitur,
ssepe decipit Sicut hic Cometem qui omniunimortaliumoculis custoditus
est, quia ing-entis rei traxit cventus, cumHelicem et Burin ortosuomer-
serit, ait illum disccssisse in duas stellas: quod prpeter illuní nemo tradi-
dit. Quis enimposset observare illud momentum quo cometessolutus etin
duas partes redactus est? Ouomodo autem, si est qui viderit cometem in
duas dirimi, nemo vidit fieri ex duabus? (Séneca, Quoestiones naturales,
lib. VII, cap. 16).

(68) Pág-. 391. — 'Eduardo Biot, Investigaciones sobre los cometas de la co-
lección de Ma-tuan-lin, en las Memorias de la Academia de Ciencias, t. XX,
1845, p. 334.

(69) Pág. 392. — Galle, en los Otbers Cometenbahnen, p. '232, n.° 174. Los
cometas de Colla y de Bremiker, que hicieron su aparición en los años
1845 y 1840 describen su órbita elíptica en un tiempo bastante corto,
comparados con los cometas de 1814 y 1680 que no emplean menos de
3000 y 8800 años. Los períodos délos dos cometas de Colla y de Bremi-
ker á lo que parece, son de 249 y de 344 años. Véase Galle ibid , página
229 y 231.

(70) Pág-. 39Í. — El corlo período de 1204 dias fue comprobado por
Enckc cuando la reaparición de su cometa en 1819. Los elementos de la
órbita elíptica de este cometa están calculados por primera vez en el
Berlin astronom. Jahrbuch für 1822, p. 193. Véase también para la cons-
tante del medio resistente, considerada como modo de esplicar la rapi-
dez de la revolución, la 4.^ Memoria de Encke, en la colección de la Aca-
demia de Berlin, año 1844 y compárese en este respecto, Arag-o, Astron.
popular, t. II, p. 287 y Carta á Alejandro de Humboldt, 1840, p. 12, asi
como Galle en los Olbers Cometenbalinen, p. 221. Para completar, remon-
tándose tan lejos como sea posible, la historia del cometa de Encke, es
bueno recordar que fue visto por primera vez por Mechain, desde el 17 al
19 de enero de 1786, después por Carolina Herschell, desde el 7 al 27

— 585 —

(le noviembre de 1795, por Bouward, Pons y Huth, desdeel 20 do ocíubre
al 19 de noviembre de 1805, por último por Pons, desde el 26 de noviembre
de 1818 al 12 de enero de 1819, cuando su décima reaparición después
del descubrimiento de Mechain La primera vuelta calculada de antema-
no porEncke, fue observada por Rumker cnParamatta: véase Galle, ibid,
p. 215, 217, 221 y 222. El cometa interior de Biela, ó como también se
acostumbra a llamar, el cometa de Biela y de Gambart, observado por pri-
mera vez el 8 de marzo 1772 por Montaigne, fue visto enseg-uida sucesi-
vamente por Pons, el 10 de noviembre de 1805, por Biela en Josephstadt,
en Bohemia, el 27 de febrero de 1826, y por Gambart, en Marsella el 9 de
marzo del mismo año. Biela fue ciertamente el primero que descubrió de
nuevo el cometa de 1772, pero en cambio Gambart determinó los ele-
mentos elípticos antes que Biela y casi al mismo tiempo que Clausen. La
primera vuelta del cometa de Biela determinada matemáticamente fue
observada por Henderson en el cabo de Buena Esperanza, durante los
meses de octubre y diciembre de 1S31. La maravillosa disminución del
cometa de Biela de la cual se habla en el testo, tuvo lugar en su oncena
reaparición después del año 1772 hasta fines del 1845. Véase Galle en los
Olbers Comefenbahnen, p. 214,218, 224, 227 y 232.

(7lj Víiíx. 394. — JuanHerschell, Outlines of astron.., § 601.

(72) Pág. 395. — Laplace, Esposicion del Sistema del Mundo, p. 396 y 41 4.
Las opiniones particulares de Laplace acerca de los cometas, que consi-
dera como pequeñas nebulosas vagando de sistemas en sistemas , están
refutadas por la resolución de un gran número de nebulosas ocurrida
después de la muerte de ese grande hombre.

(73) Pág. 396. — En el colegio délos astrónomos caldeos en Babilonia,
existia divergencia de opiniones, Jo mismo que éntrelos Pitagóricos , y
en todas las escuelas antiguas. Séneca (Quces. natur., lib. 7, cap. 3) cita
los sentimientos opuestos de Apolonio el Mindo y de Epigenes. Aun-
que rara vez se cita á Epigenes, Plinio (lib. YII, cap. 3) le llama «gra-
vis auctor in primis.» Vuélvese á encontrar su nombre , pero sin califi-
cación, en Censorino (de Die natali, cap. VI) y en Stobee {Écloga physica,
lib. I, cap. 29, p. 586 ed. Hoeren). Véase también Lobek Aglaophamus,
p. 341. Diodoro de Sicilia (lib. XV , cap. 50) cree que la opinión ge-
neral y dominante entre los astrólogos de Babilonia era que los come-
tas después de los intervalos de tiempos invariables entraban en órbitas
determinadas. El disentimiento que dividía a los Pitagóricos acerca de
la naturaleza planetaria de los cometas , y que citan Aristóteles y el
Pseudo-Plutarco (Meteorológica , lib. I, cap. 6, I; de Placitis Philosoph.,
lib. III, cap. 2) se estendia según el Estagirita (Mefeorol., lib. I, cap. 8, 2)

— 586 —

a la naturaleza de la Via láctea , que señalaba la senda abandonada por
el Sol, y aquella de la cual Faetón había sido precipitado. Véase Le-
ronne, en Jas Memorias de la Academia de Inscripciones , 1839, t. XII,
p. 108. Aristóteles cita también la opinión de alg-unos Pitag-óricos,.
de que los cometas pertenecen á la clase de planetas que, como Mer-
curio, no llegan á hacerse visibles sino elevándose durante un largo tiem-
po sobre el horizonte. En el Tratado del Pseudo-Plutarco cuyas indica-
ciones son siempre truncadas por desgracia , se dice que los cometas se
levantan en el horizonte en épocas determinadas , verificada que es su
revolución. Muchos datos sobre la naturaleza de los cometas contenidos
en los escritos de Arrien que pudo aprovechar Stobee , y en los de Cha-
rimander , cuyo nombre ha sido conservado solo por Séneca y por Pap-
pus hanse perdido para nosotros (Écloga, lib. T, cap. 23, p. 61, ed. Plan-
tiii). Stobee cita como perteneciente á los Caldeos, la opinión deque los
cometas son tan raramente visibles, porque en su larga escursion van á
ocultarse en las profundidades del éter, como los peces en el Océano. La
csplicacion mas seductora y al mismo tiempo la mas seria , a pesar de su
sabor retórico , la que esta mas en armonía con las opiniones recientes,
es la dada por Séneca : «Non enim existimo cometem subitaneum ignem
sed Ínter seterna opera naturte. — Quid enim miramur cometas tam rarum
mundi spectaculum, nondum teneri legibus certis? nec initia illorum fi-
nesque patescere, quorum ex ingentibus intervallis recursus csl?Nondun
sufit anní quingcnti ex quo Grsecia

Stellis números et nomina fecit ,

multseque hodie sunt gentes quse tantum facie noverinl ccelum : quare
obumbretur. Hoc apud nos quoque nuper ratio ad certum perduxit Ve-
niet tempus quo ista quse nunc latcm in luvem dies extrahat et longioris
sevj diligentia. — Yeniet tempus quo posteri nostritam aperta nos nescisse
mirentur — Eleusis servat quod ostendat revisentibus. Rerum natura sa-
cra sua non simul íradit: initiatos nos credimus ; in vestíbulo ejus haí-
remus ; illa arcana non promiscué nec ómnibus patent , reducta et in in-
teriore sacrario clausa sunt. Ex quibus aliud hcec cCtas, aliud qute post
nos subibit, despiciet. Tarde magna proveniunt...-' (Qucestiones naturales,
lib. VII, cap. 22, 25 y 31.)

(74) Pág. 403. —El aspecto del firmamento ofrece objetos que no co-
existen simultáneamente. Muchos se han desvanecido antes de que la luz
que emana de ellos haya llegado hasta nosotros; algunos ocupan lu-
gares diferentes de aquellos donde los distinguimos. Véase el Cosmos, 1. 1,
p. 117; t. lil, p. 72-247 y Bacon. Novum Orcjanum, Lond. 1733, p. 371, y
G. Herschell en los Philosophical TransacHons , for 1802, p. 498.

— 587 —

(75) Pág-. íQi.— Cosmos, t. I, pá.g-. 417 y 123.

(76) Pág". 405. — Véanse las opiniones (lelos Grieg-os acGi-ca de la cai-
da de piedras meteóricas , en el Cosmos, 1. 1, p. 117, 120, 368, 371 y 37í$
(notas 61, 62, 61), 87, 8S y 81): t. II, p. 463 (nota 27).

(77) Pág-. 405. — Véase en Brandis, Gcschichte der Griecliisch-rcemischcn
Philsophie, 1. 'aparte, p. 272-277) un pasage donde se halla refutada la
opinión emitida por Sclileierniacher , en la Colección de la Academia de
Berlín, años 1804-1811 (Berlin, 1815) p. 79-124.

(78) Pág-, 405. — Stobee, en el pasag-e citado (Écloga pliysica , \). 508)
atribuye a Dióg^enes de Apoloiiia el haber llamado á las estrellas cuerpos
porosos. Esta idea puede haber sido suministrada por la creencia tan es-
tendida en la antigüicdad de que los cuerpos celestes se nutrian de eva-
poraciones húmedas. "El Sol devuelve las sustancias que recibe. (Aris-
tóteles, Meteorológica, cd. Ideler, t. I, p. 509: Séneca, Quccsliones naturales,
lib. ÍV, cap. 2). Los cuerpos celestes , semejantes á la piedra pómez , es-
taban también considerados como teniendo exhalaciones propias." Esas
exalaciones que no pueden ser vistas en tanto que vagan en los espacios
celestes, no son sino piedras que se inflaman y apagan al caer sobre la
tierrc%." (Plutarco, de Placitis Philosophorura, lib. II, cap. 13). Plinio (li-
bro lí, cap. 59) cree que las caldas de piedras meteóricas son accidentes
que se renuevan frecuentemente : «Deciderc tamen, crebro non erit du-
bium.w Dice también (lib. II, cap. 43) que cuando el cielo está sereno la
caida de esas piedras determina una detonación. Un- pasage de Séneca
(Qucest. natur., lib. II, cap. 17) en el cual se habla de Anaxímenes, y que
parece espresar un pensamiento análog"o , no se. refiere probablemente
sino al ruido del rayo en una nube tempestuosa.

(79 Pág-. 40G.~Cito aquí el notable pasaje de la vida de Lisandro tra-
ducido literalmente: Alg-unos físicos han emitido una opinión mas ve-;
rosimil, seg-un ellos, las estrellas errantes no fluyen ni se separan del
fueg-Q etéreo que se apag-a en el aire inmediatamente después de haberse
inflamado, y no se producen tampoco ])or la ig-nicion y la combustión-
del aire que la condensación oblig-a á elevarse en las rcg'iones superiores:
esos son cuerpos celestes que arrojados sobre la tierra por la cesación del
movimiento g-iratorio, no caen siempre en los espacios habitados , sino
en el mar con mucha frecuencia cu donde se ocultan á nuestras miradas.

(80) Pág-. 406.— Respecto de los astros completamente oscuros ó que
cesan de emitir luz , quizá periódicamente , acerca de las opiniones do
los modernos respecto de este asunto, y en particular sobre las ideas

— 588 —

de Laplace y de Bcssel, y sobre la observación de Bessel relativa á un
cambio ocurrido en el movimiento propio de Procyon, observación con-
firmada por Pelers en Koenig-sberg-, véase el Cosmos, t. III, p. 179-182,

(81) Pá^. 407.— Véase el Cosmos, t. III, p. 32 y 40.

(82) Pág-. 407. — Dice literalmente el pasaje de Plutarco, de Facie in
orbe Luna: , p. 923 : «La Luna tiene un auxiliar contra la fuerza que la
solicita á caer; su movimiento mismo y la rapidez de su revolución, como
los objetos colocados en una honda no pueden caer , merced al movi-
miento giratorio que los arrastra."

(83) Pág-. 408.— CosíHOs, t. L p. 108.

(84) Pág-. 408.— Coulvicr-Gravier y Saigey , Investigaciones sobre las Es-
trellas errantes, 1847, p. 69-86. .

(8o) Pág-. 409. — Eduardo Hcis, dic periodischen Stems chnvppen und die
der Resultaie der Erscheinungen, 1849, p. 7 y 26-30.

(86) Pág-, 409 — La designación del polo Norte como punto de partida
.de un gran número de estrellas errantes en el período de agosto, descansa
únicamente en las observaciones del año 1839. Lln viajero que ha recor-
rido el Oriente, el Dr. Asahel Grant, escribió desde Mardin , Mesopota-
mia , que hacia media noche estaba el cielo como herizado de estrellas
errantes que partían todas de la región de la estrella polar. Véase en
Heis (die periodischen Sternschnuppen, etQ., p. 28), un pasaje redactado se-
gún una carta de Herrick á Qaételet, y el diario de Grant.

(87) Pág. 409. — El predominio de Perseo sobre Leo, como punto de
partida de un número mayor de estrellas errantes, no se había aun mani-
festado, cuando las observaciones hechas en Brema durante la noche
del 13 al 14 de noviembre de 1838. Un observador muy práctico, Ros-
winkel, vio en una lluvia de estrellas muy abundante partir de Leo y
de la parte merional de la Osa mayor casi todas las trayectorias ; míen-
tras que en la noche del 12 al 13de noviembre, en una lluvia de estre-
llas verdaderamente poco considerable , solo vio cuatro trayectorias
partir de la constelación de Leo. Olbers observa á este respecto en las
Astronomische Nachrichten, de Schumacher, n.° 372, que durante aquella
noche «las trayectorias no eran paralelas entre sí, que nada parecía unir-
las á la constelación de Leo, y que esta falta de paralelismo las hacia
asemejar á estrellas errantes aisladas, mucho mas que aflujos periódi-
cos. Es cierto que el fenómeno de noviembre no pudo compararse en 1838
á los de los años 1799, 1832 y 1833.»

— 589 —

(88) Pág-. 410. — Ssiigey , Investigaciones sóbrelas Estrellas errantes, p. 151.
Véase también sobre la delerminacion hecha por Erman, de los puntos
de converg-encia, diamelralmeiite opuestos á los puntos de partida, la
misma obra, p. 125-129.

(89) Pág-. 411. — Heis, periodische Sternschnuppen , p. 0. Aristóteles
Problemata, 23, y Séneca, Qucestiones na'urales, lib. I, cap. 14: uVen-
tum significat ssellarum discurrentium lapsus et quidem ab ca parte qua
erumpit.» Yo mismo he admitido, particularmente durante mi perma-
nencia en Marsella, en la época de la espedicion do Eg-ipto, la influencia
de los vientos sobre la dirección de las estrellas errantes.

(90) Pág-. 411.— Cornos, t. I, p. 3G7 (nota 60).

(91) Pág-. 411. — Todo lo que en el testo está encerrado entre comi-
llas , se debe á las noticias estimables de Julio Schmidt , agregado al ob-
servatorio de Bonn. Puede verse acerca de sus trabajos anteriores veri-
ficados desde 1842 á 1844, Saig"ey, Investigaciones sobre las estrellas er-
rantes, p. 159.

(92) Pág-. 413. — Yo mismo he observado, no obstante, en el mar del
Sud, á los 13° Y2 ^^ latitud Nor^e, una lluvia muy considerable de estre-
llas errantes, el 13 de marzo de 1803. El año 687 antes do la era cristia-
na, se notaron también en el mes de marzo dos flujos de meteoros.

(93) Pág-. 414. — Una lluvia de estrellas errantes semejante en un todo
á la del 21 de octubre de 1366 (estilo antig-uo) , cuya indicación halló Bo-
gusla-wskihijo, en el Chronicon Ecclesiae Pragensis de Benesse de Horovic-
(Cosmos,\. 1, p. 113), ha sido descrita en detalle en la célebre obra histórica
de Duarte Nuñez de Liáo ('C/iromcas dos Reis de Portugal reformadas, p. I,
Lisb. IGOO, fol. 187); pero está referida á la noche del 22 al 23 de octu-
bre. ¿Es preciso admitir dos flujos diferentes, uno de ellos visto en
Bohemia, y el otro en las orillas del Tajo, ó uno de ambos cronistas se
equivocó un dia? Cito el pasaje del historiador portug-ués: «Yindo o
auno de 1366, sendo andados XXIl días do mes de octubro, tres meses an-
tes do fallecimiento del Rey D. Pedro (de Portug-al), se fez no ceo hum
movimento de estrellas, qualos homéesnao virao nem ouviiáo. E fol que
desda mea noitc por dianle correráo todalasstrellas do Levante para o Po-
nente, e acabado de serení juntas comccarao a correr humas para huma
partee outraspara outra. E dcspois descerao doceo tantas e tam spessas,
que tanto que forao baxas no ar, pareciao grandes fog-ueiras, e que e eco
e o ar ardiao, e que a raesma térra queria arder. O ceo parecía partido
em multas partes, alli onde strcllas nao síaváo. E isto durou per muito

— 590 —

spaco. Os que isto viao, houveráo tam grande medo e pavor, que stavao
como atónitos, et cuidavao todos de ser mortos, e que era viuda a finí
do mundo."

(94) Pág. 415. — Hubiéranse podido citar puntos de comparación mas
recientes, si hubiesen sido conocidos en aquella época: por ejemplo los
flujos meteóricos observados por Klosdcn en Postdam, en la noche del 12
al 13 de noviembre de 1823, por Berard, en las costas de España, del 12
al 13 de Noviembre de 1831, y por el conde Souchteln, en Orenbourg",
del 12 al 13 de noviembre de 1832. Véase el Cosmos, 1. 1. p. 108, y Schu-
macher's Ásfronomische Nachrichten, n." 303, p. 242. El gran fenómeno
queBonpland y yo observamos del 11 al 12 de noviembre de 1799 (Via-
(je á las Regiones equinocciales, lib. IV, cap. 10, t. IV, p. 34-53, ed. en 8.°j,
duró desde las dos hasta las cuatro de la mañana. Durante todo el
viaje que hicimos á través de la región del Orinoco, hasta el -rio Ne-
gro, hallamos que este inmenso flujo meteórico habia sido observado
por los misioneros, y anotado por muchos de ellos sobre su ritual. En el
Labrador y la Groenlandia, habia admirado hasta Lichtenau y New-
Herrnhut, á los 60° 14' de latitud. En Itterstedt, cerca de Weimar,
vio el pastor Zeising lo que se veia al mismo tiempo en América,
bajo el ecuador, y cerca del círculo polar boreal. La vuelta periódica
del fenómeno de San Lorenzo llamó la atención mucho después que el
fenómeno de noviembre. He recogido con cuidado las indicaciones re-
lativas á las lluvias considerables de estrellas errantes que han sido
exactamente observadas, según mi noticia, en la noche del 12 al 13 de
noviembre, hasta 1846. Pueden contarse quince de ellas que se produje-
ron en 1799, 1818, 1822, 1S23, en los años comprendidos entre 1831, y
1839, en 1841 y 1846. Escluyo de este cálculo todas las caidas de meteo-
ros que se separan de la fecha fijada en mas de uno ó dos dias, especial-
mente la del 10 de noviembre de 1787 y del 8 de noviembre de 1813.
Esta vuelta periódica casi á dia fijo es tanto mas sorprendente, cuanto
que los cuerpos de tan poca masa están espuestos á un gran número de
perturbaciones, y la longitud del anillo en el cual se supone que están en-
cerrados los meteoros, puede abarcar, muchos dias de la revolución de
la Tierra alrededor del Sol. Los flujos meteóricos mas brillantes fueron
los de 1799, 1831, 1833 y 1834. Quizá sea este el lugar de hacer ob-
servar que ha habido error en la descripción que he dado de los me-
teoros de 1799, y que en vez de igualar el diámetro de los mayores
bólidos á 1° ó 1° ^/4 , hubiera sido preciso decir que ese diámetro era
igual á 1 ó 1 Y4 del diámetro de la Luna. No terminaré esta nota sin
citar el globo inflamado que el director del Observatorio de Tolosa,
Petit , ha observado con una atención especial, y cuya revolución al-
rededor de la Tierra ha calculado. Véanse las Memorias de la Academia

— 591 —

de Ciencias, de 9 de agosto de 1817, y Schumacher's Asfronomischc Na-
chrichtcn, n." 701, p. 71.

(9o) Pag-. AIS. — Yovsicv, Memorias sobre las esírel las errantes, i^. 31.

(96) Púg-, í 1 9.— Cosmos, t. I, p. 110 y 13S.

(97) Pág-. 419. — IvEcmlz, Lerhbuch der Mefeor elogie, t. llí, p. 277.

(98) Pág-. 420. — La caída de los aereolilos ocurrida ca Crema y eii las
orillas del Adda, ha sido descrita con una vivacidad singular, pero des-
graciadamente de una manera oscura y con alg-o de declamación, por el
célebre Mártir Atig-hiera {Opus Epistolarum, Amst., 1670, n.o CCCCLXV,
p. 245 y 246). La caida de las piedras fue precedida de una oscuridad
que ocultó casi por completo el Sol, el 4 de Setiembre de 1511 al medio
dia : «Fama est Pavonem immensum in aerea Cremensi plag'a fuisse vi-
sura. Pavo visus in pyramidem convertí, adeoque celeri ab Occidente in
Orienten! raptari cursu, ut in liorie momento mag^nam hemisphícrii par
teni doctorum inspectantiuní senlentia pervolasse credatur. Ex nubium
illico densitate tenebras ferunt surrexisse, quales viventium nullus un-
quam se cog-novisse fateatur. Per eam noctis faciem, cum formidolosis
fulg-uribus, inaudita tonitruareg-ionem circumsepserumt." Los relámpag:os
eran tan intensos, que alrededor de Berg"amo pudieron ver los habitantes
la llanura de Crema, en medio mismo de la oscuridad que la cubría. El
escritor añade : «Exhorrerído illo fragore quid irata natura in eam re-
gionem pepererit percunctaberis. Saxa demisit in Cremensi planitie (ubi
nullus unquam aequans ovum lapis visus fuit) inmensEemag'nitudinis, pon-
deris eg-regii. Decem fuisse reperta centilibralia saxa ferunt.» Háse dicho
también que murieron pájaros, carneros y peces. Entre esas exag-eracio-
iies es necesario reconocer que la nube meteórica de donde cayeron las
piedras, debía ser de una neg-rura y de una densidad inusitadas. Lo que
Anghiera llama Pavo, era sin duda un bólido alarg-ado y provisto de una
larg-a cola. Seg-un el modo como pinta el autor el espantoso ruido que re-
sonó en la nube meteórica, parece que ha querido describir truenos acom-
pañados de relámpag-os. Anghiera se' procuró en España un frag-mento de
esos aereolitos como el puño de g-ruesos, y lo enseñó al rey Fernando el
Católico, en presencia del célebre capitán Gonzalo de Córdova. La carta
en que refiere este hecho, dirig-ida desde Burgos a Fajardo, concluye
con estas palabras: «Mira super hisce prodigiis conscripta fanatice, phy_
sice, Iheologice ad nos missa sunt ex Italia. Quid portendant quomodoque
g-ignantur, ubi ulraque servo, si aliquando ad nos veneris. » Cardan en-
tra en detalles mas precisos (Opera. Lugd., 1663, t. III , lib. XV, cap. 72,
p. 279), y afirma que cayeron 1,200 aereolitos, entre los cuales habia uno
negro como el hierro y muy denso, que pesaba 120 libras. Según Cardan,

— 592 —

■el ruido se prolongó durante dos horas : «Ut mirum sit tantam molem in
aere sustineri potuisse.» Considera al bólido de cola como un cometa, y se
equivoca en un año en la indicación de la fecha que fija en el de 1510.
En la época en que se produjo este fenómeno, Cardan tenia de nueve á
diez años.

(99) Pág". 420. — Los aereolitos que cayeron recientemente en Brau-
nau , el 14 de Julio de 1847', estaban tan calientes aun á las seis horas de
su caida, que no se les podia tocar sin quemarse. He indicado ya en el
Ásiaceniral (t. I, p. 408) la analogía que presenta con una caida de aeroli-
tos el mito del oro sagrado estendido entre las razas scíticas. Añado aquí
elpasage de Herodoto, en el cual se refiere esta leyenda (lib. V, cap. 5
y 7): «Targitao tuvo tres hijos ^ de los cuales el primogénito se llamaba
Leipoxais, el segundo Arpoxais , y el mas joven Colaxais. Baje su rei-
nado, cayeron del cielo en la Scilia , instrumentos de oro : un arado, un
yugo , una hacha y una copa. El primogénito, que los vio primero , se
acercó para cojerlos y en seguida se inflamó el oro. Tocóle su vez á Ar-
poxais y sucedió lo mismo ; los dos hermanos rechazaron, pues, este oro:
pero cuando el tercer hijo Colaxais se presentó, apagóse el oro , y pudo
transportarlo a su casa. Comprendiendo sus hermanos el sentido de este
prodigio, le cedieron todos sus derechos al reino.»

Tal vez el mito del oro sagrado no es sino un mito etnográfico, una
alusión á los tres hijos del rey que fundaron cada una de las tribus de
que se componian las poblaciones escitas, y á-la preponderancia que ob-
tuvo la tribu fundada por el mas joven , la de los parálalas. Véase
Brandstseter, Scytica, de áurea Caterva, 1837, p. 69 y 81.

(100) Pag. 422.— Entre los metales cuya presencia se ha descubierto
en las piedras meteóricas, Howard reconoció el Nickel, Stromayer el co-
balto, Laugier el cobre y el cromo , Berzelio el estaño.

(1) Pág. 423. — Rammelsberg, en los Annalen de Poggendorf, t. LXXIV,
1849, p. 442.

(2) Pág. 42S. — Rammelsberg, Pogendorf, Annalen, t. LXXIII, 1848,
p. 585: Shepard en el American Journal o Sciences and Arís, de Silliman,
2.^série. t. II, 1846, p. 377.

(3) Pág. 426.— Véase el Cosmos, t. I, p. 115.

(4j Pág. 426. — Zeitschrift der deutschen geologischen Gesellschaff, t. I,
p. 232. Todo lo que en el testo está colocado entre comillas, pertenece
á los manuscritos del profesor Rammelsberg fecha del mes de Mayo
de [851.

>- 593 —

(5) Pag-. 430. — Véase Ke,jlero, Áslronomica nova sen Physica ccclestis,
tradita commentariis de motibus sfellce Mariis ex observatioidbus Thychonis
Brahi elabórala, 1609, cap, XI y LIX.

(6) Pág. 431. — La]AcLCe,Esposicion del Sistema del Mundo, p. 309 y 391,

OBSERVACIONES COMPLEMENTARIAS

PAP.A LA SEGUNDA PARTE DEL TOi\IO TERCERO.

(a) Humboldt, había dado en la edición alemana de este lomo del Cos-
mos, el cuadro de 14 pequeños planetas; pero no habiendo disminuido la
actividad cienlíñca después, pudo el mismo autor, añadir uno mas, Euno-
mia, descubierto por Gasparis el 19 de junio de 1851. Desde esta época
hasta fines de 1857 solamente, se descubrieron 35 nuevosplanetas: en 1852,
Psiquis, el 17 de marzo por Gasparis; el 17 de abril, Tetis por Luther; el
24 de junio y el 22 de ag-osto, Melpomene y Fortuna por Hind; Masalia
por Gasparis, el 19 de setiembre, y por Chacornac el 20 del mismo; Lulecia,
el 15 de noviembre, por Goldschmidt; Caliope, el 15 de noviembre, por
Hind; Talia, por el mismo, el 15 de diciembre, — en 1853, Focea, el 6 de
abril, por Chacornac; Temis, el mismo dia, por Gasparis; Proserpina, el 5
de mayo, por Luther; Euterpe, el 8 de noviembre, por Hind; — en 1854,
Belona, el 1.° de marzo, por Luther; Amfitrides, el mismo dia, por Marth;
Urania, el 28 de junio, por Hind; Eufrosina, el 2 de setiembre, por Fergu-
son; Pomona,el 26 de octubre, por Goldschmidt; Polimnia, el 28 del mismo
mes, por Chacornac; — en 1855, Circe, el 6 de abril, por Chacornac; Leu
cotea, el 19 de abril, por Luther; Atalante, el o de octubre, por Goldsch-
midt;— en 1856, Fides, el 12 de enero, por Luther; Leda, el mismo dia,
por Chacornac; Lseticia, por el mismo, el 8 de febrero, Armonía, el 31 de
marzo, por Goldschmitd; Dafne, el 21 de mayo, por el mismo; Isis el 23
del mismo mes, por Pogson; — en 1S57, Ariana, el 15 de abril, por Pog"-
son; Wisa, el 27 de mayo, por Goldschmidt;->Eug-enia, el 11 de julio, por
el mismo; Hestia, el 16 de agosto, por Pogson; -Aglaia, el 15 de setiem-
bre, por Luther; Doris y Pales, llamados los dos gemelos, el 19 de setiem-
bre, por Goldschmidt; Virginia, el 4 de octubre, por Ferguson. Da-
mos en las dos páginas siguientes á título de anejo, según el orden de los
descubrimientos, los elementos de csosjiuevos planetas, á escepcion de
los cuatro últimos, cuyas órbitas no se habían calculado aun cuando se re-
dactó este cuadro. El campo de los descubrimientos se ensanchó des-
pués mucho mas.

TOMO III. 38

— 594

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(6) A lo que se había dicho, en el texto, acerca de los satélites
de Urano, es preciso añadir, que según noticias del 8 de noviembre de
1831, debidas ala amistad de Juan Herschell, Lassei, había observado
distintamente los dias 24, *28, 30 de octubre y 2 de noviembre de 1838
dos satélites de Urano, colocados todavía mas cerca del planeta princi-
pal que el primer satélite de G. Herschell, al cual atribuía dicho astró-
nomo una revolución de 5 días y 21 horas próximamente, pero que no
ha vuelto á verse después. Las revoluciones de los dos satélites recono-
cidos por Lassei, están evaluadas aproximadamente en 4 dias, y en
2 dias y medio.

FIN DEL TOMO TERCERO.

índice

DE LAS MATERIAS CONTENIDAS EN ESTE TOMO.

PRIMERA Parte.

Introducción pags. 3

Parte uranológ"ica de la descripción física del mundo (generalidades). 23

I. Espacios celestes. — Hipótesis acerca de la materia que parece

llenar dichos espacios 29

II. Vision natural y telescópica; centelleo de las estrellas; velo-

cidad de la luz; resultados de las medidas folométricas. . . 42
Serie fotométrica de las estrellas

III. Número, distribución y colores de las estrellas; grupos estela-

res; via láctea sembrada de raras nebulosas 94

IV. Estrellas nuevas; estrellas cambiantes de periodos comproba-

dos; astros cuyo brillo esperimenta variaciones, pero cuya

periodicidad aun no ha sido reconocida 137

V. Movimientos propios de las estrellas; existencia problemática
de astros oscuros; paralajes, distancias de algunas estrellas;
dudas sobre la existencia de un cuerpo central en el uni-
verso estelar 175

VI. Estrellas dobles y múltiples; su número y sus distancias mu-
tuas; duración de la revolución de dos soles alrededor de su
centro de gravedad 193

Vil. Las Nebulosas. Nebulosas reductibles é irreductibles, Nubes

de Magallanes; manchas negras ó sacos de carbón. . . . 213

SEGUNDA PARTE.

Sistema solar. Los planetas y sus satélites, los cometas, la luz zo-
diacal y los asteroides meteorices 257

I. El sol considerado como cuerpo centra] 264

II. Los planetas 291

— 598 —

Nociones particulares sobre los planetas y los satélites. . . 334

III. Los cometas 379

IV. Luz zodiacal 397

V. Estrellas errantes. Bólidos y piedras nieleóricas 402

Conclusión de la parte uranológ"ica 427

Notas de la primera parte 43o

Observaciones complementarias para la primera parte 526

Notas de la seg-unda parte 527

Observaciones complementarias para la segunda parte 593

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1769-185d.

Cosmos ; ensayo de una descripción
f isica dei mundo / Alejandro De
Humboldt. Vertido al castellano por
Bernardo Giner y José De Fuentes,
aíadrid : Roig, 1874-75.

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