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guir en los mismos esa variedad agradable e infinita que la naturaleza prodiga en todas sus maravillosas creaciones. En 1686, Mariotte escribió en su Tratado de los colores, que algunas estrellas despiden brillo rojo y otras aparecen amarillas y azules; que las rojizas y amarillas dan una luz viva, aunque no muy limpia, y las azules, al contrario, poseen una intensidad luminosa bastante débil, pero muy pura. Más tarde, los telescopios descubrieron nuevas estrellas de colores. Según Struve, con nuestros refractores se pueden percibir los colores de las de 9.a y aún 10.a magnitud.

Poco há coleccionó el profesor Schjellerup una serie de 280 estrellas de diferentes magnitudes, todas de color rojo, y las cuales están como aisladas en el cielo. Las estrellas dobles son las que presentan las coloraciones más raras y los contrastes de color más curiosos. W. Herschel y W. Struve fueron los primeros que observaron este fenómeno. Struve halló que si se consideran 596 estrellas dobles, entonces entre éstas 375 presentan el mismo color; 101 se componen de elementos de distinto aunque análogo color (por ejemplo: azulado ó amarillento en diversos matices) y las otras 120 son de colores cuyos componentes están muy variados. De estas últimas, 52 tenían color amarillo y azul; 52 ostentaban amarillo y azulado, y en las 16 restantes, uno de sus componentes era verde y azul el otro: entre las primeras, cuyos componentes tenían igual color, halló 78 de blanco resplandeciente, 217 blancas, 27 blancas tirando al amarillo, 35 de amarillo pálido, 11 amarillas, 2 de color de oro y 5 verdes.

Por desgracia no hay perfecta uniformidad en las observaciones relativas á los colores de las estrellas. La que un astrónomo halla de color rojizo sanguíneo, otro la juzga del rojo pálido ó amarillento; el mismo telescopio presenta de diverso matiz los colores de una estrella según el tamaño de los oculares empleados para mirarla. Struve asegura que si al gran refractor de Dorpat se aplica un ocular que aumente de 600 á 1000 veces, entones todas las estrellas, sin ninguna excepción, tenderán al amarillo, y con cristales de menos aumento aparecerán de su color verdadero; de lo cual se desprende que el mismo observador califica de diversa manera una estrella mirando con telescopio de diferente abertura.

Tales hechos dieron motivo para suponer que en observaciones de esta índole ejercen poderoso influjo las cualidades personales y fisiológicas del observador, así como la clase de instrumentos que se emplean, hasta el punto de que sólo con suma dificultad se consigue saber algo positivo de semejante asunto. Sin duda por esta razón permaneció hasta hoy dicho particular en tan lamentable olvido. Debe, empero, advertirse, que hay cierta exageración respecto á las incertidumbres aludidas: los colores asignados por Herschel y Struve á las estrellas do-
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bles, aunque se descubrieran por medio de instrumentos muy diversos y en intervalos de más de cuarenta años, concuerdan en general de una manera perfecta.

Schmidt, director del Observatorio de Aténas, quien desde 1841 empezó á estudiar los colores de las estrellas, las que ha observado en Bonn, Olmütz y Aténas, por medio de diferentes aparatos, sacando resultados, que comparó con los de otros astrónomos coetáneos, afirma que dichos colores pueden ser determinados de un modo positivo, con toda certidumbre y dentro de ciertos límites: cabe representar á aquellos numéricamente, siendo por tanto este particular objeto á propósito para indagaciones científicas. Schmidt no examina los colores verde, azul, ni púrpura, de algunas estrellas dobles, ni tampoco el verdoso característico de otras muchas sencillas y aisladas. Aquel sabio limita el exámen de que se trata á la serie de colores comprendida entre el blanco y amarillo con todas sus gradaciones, que se resuelven paulatinamente en el rojo. Sostiene que nunca ha visto en el cielo estrellas ni realmente blancas ni encarnadas; que en las que nadie deja de calificar cual blancas como Sirio, Wega, etc., halló Schmidt siempre cierto tinte amarillo, y todas las encarnadas tienen en sus núcleos, sin excepción de color fundamental, un amarillo intenso, con más ó menos tendencia al rojo; pero no descubrió en ninguna estrella el verdadero encarnado de carimín, el de las protuberancias solares, el rojo del espectro luminoso que circunda la línea C de Frauenhofer. Así es que en la escala de colores que publicó Schmidt en Marzo de 1872 pone el blanco puro igual á cero, el rojo igual á diez; entre ambos está el amarillo puro señalado con el número 4, el amarillo intenso de oro con el 6, y todas las estrellas rojas que fueron objeto de sus indagaciones, están señaladas con números comprendidos entre el 6, 5 y 9.

El profesor Klein de Colonia, antes que Schmidt, había ideado y aplicado una escala de colores para las estrellas. Las observaciones hechas por aquél, con esta escala, demuestran cambios periódicos en los colores de algunas estrellas. La estrella \( \alpha \) de la Osa Mayor, trasforma su color rojo en amarillo pálido en el trascurso de cinco semanas; de igual manera sufren alteraciones periódicas los de la \( \beta \) del Cisne, \( \alpha \) de Hércules, y \( \alpha \) de Cassiopea, pasando del amarillento á un rojo más ó menos intenso.

Dicho astrónomo, al discurrir por qué no hieren nuestra vista lo mismo unos rayos luminosos de diversos colores que otros, aunque tengan todos idéntica intensidad, supuso que el cambio periódico de color en algunas estrellas produce una mutación periódica de su brillo, la cual es por lo tanto aparente ó una simple consecuencia de la trasformación real de los respectivos colores. Schmidt acepta esta hipótesis de Klein y admite que dichas estrellas no cambian de intensidad luminosa, sino
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únicamente de colorido; supone asímismo que pertenece al grupo de que se trata la estrella \( mu \) de Cefeo.

Todavía no se puede deducir consecuencia alguna positiva de los exiguos resultados que ha obtenido Schmidt. Estos se han publicado sólo con objeto de llamar la atención de los astrónomos hacia los colores de las estrellas fijas. Continuando estos trabajos, quizá se logren en lo vencedero otros resultados importantes, y tal vez algún día se podrá aplicar ventajosamente para medir los colores de las estrellas el colorímetro inventado por Zoellner.

Hoy día de la fecha háse conseguido patentizar la utilidad é interés grandísimo que ofrecen investigaciones racionales y metódicas acerca de los colores de las estrellas, cuyos admirables y magníficos contrastes forman una de las portentosas maravillas comprendidas en el estudio de la ciencia astronómica.

II.

Hay en el cielo estrellas que de una manera sucesiva van despidiendo diversos grados de intensidad luminosa y vuelven á tener en época determinada los mismos órdenes de resplandor que anteriormente habían presentado. Ni los astrónomos de la antigüedad, ni los de siguientes edades, prestaron la menor atención al estudio de esos astros variables hasta que por vez primera los observó Fabricius. Éste descubrió en Agosto de 1596 que la estrella \( o \) de la Ballena tenía el brillo correspondiente á una de tercera magnitud; trascurrido algun tiempo la buscó sin lograr hallarla; porque no daba luz suficiente para ser vista. Treinta años después, Montanari hizo el descubrimiento de otra estrella variable, la \( beta \) de Perseo; desde la época de dichos astrónomos hasta la de Harding, á principios de nuestro siglo, sólo se reconocieron unas cuantas estrellas de esta clase, á saber: \( Ki \) del Cisne, 30 de la Hidra, R del Leon, R de la Corona, \( beta \) de la Lira, \( delta \) de Cefeo, \( gamma \) del Águila y \( alpha \) de Ereole.

Á consecuencia de los modernos trabajos de Hind, Argelander, Schmidt, Heis y otros, se ha logrado descubrir mucho mayor número de estrellas variables. Argelander fué el verdadero creador de este ramo de la Astronomía; todos han aprendido y siguen el sistema para observar que aquel empleaba, sin que nadie haya ideado para este linaje de investigaciones, método alguno preferible al que usó dicho famoso sabio.

Este logró asímismo impulsar extraordinariamente el estudio de las aludidas estrellas variables, habiendo demostrado que esta variabilidad de esplendor es uno de esos fenómenos que con mucho y profundo examen pueda quizá hacer surgir conclusiones, que por completo sorpren-
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dan acerca del estado de la materia en la inmensidad de los espacios celestes.

En la actualidad hay ya observadas muy considerable número de estrellas variables. Recientemente Schönfeld y Winnecke han publicado un catálogo con 126, sin incluir las correspondientes á periodos antes estudiados y conocidos. Dichos astrónomos proponen para cuando no existan nombres adecuados con que designar algunas de estas estrellas, que entonces se señalen por medio de las últimas mayúsculas del alfabeto latino, usando desde la R en adelante, sin dejar de añadir á cada letra el título de la constelación, donde se hallen aceptando al efecto los límites puestos en la Uranometría Nueva de Argelander.

Las Noticias astronómicas de Altona (Astronomische Nachrichten) contienen muchas observaciones de estas estrellas hechas en 1872 por Schmidt, en Atenas, por Schönfeld en Manheim y por Winnecke en Carlsruhe: Se refieren á estrellas desde hace tiempo reconocidas como variables, y el objeto principal de dichos astrónomos fué establecer los caracteres especiales de semejante variabilidad. Además, aquella publicacion anuncia el descubrimiento de dos nuevas variables: la descubierta por Borrelly en Marsella, apareció el 3 de Noviembre de 1871, teniendo la categoría de 6.a á 7.a magnitud; el dia 8 era ya de la 8.a, el 24 de la décima y del 30 de Noviembre á Enero de 1872 no volvió á presentar ningún cambio hasta el 21 de Julio que adquirió la 13.a magnitud, presentando su tamaño mínimo en 4 de Febrero de 1873. La otra estrella nueva, descubierta por Peters en el Observatorio de Clintou, fué en Mayo de 1871 de 8.a magnitud y en Abril de 1872 de la 10.a

No corresponde referir aquí pormenores de las propiedades que caracterizan y distinguen á cualquier estrella variable determinada.

Klein, según el estado actual de nuestros conocimientos, establece cuatro formas principales de variabilidad: Hay estrellas que no mudan de aspecto en ningun período bien determinado, y cuyas variaciones son tan débiles que únicamente logramos reconocerlas por medio de minuciosas y delicadísimas observaciones. Así por ejemplo: R de la Corona, mediando intervalos largos é irregulares, vuelve á tomar la misma intensidad luminosa que antes tuvo. Otras estrellas, por la inversa, van recorriendo ciertos grados de intensidad luminosa en tiempos breves, sucesivos y ajustados á regla. Además hay una clase de astros variables, muy numerosa, según novísimas observaciones, como por ejemplo, la beta de Perseo, cuyas mutaciones periódicas se verifican en pocas horas.

En la actualidad faltan datos todavía para establecer caracteres comunes á esas clases de estrellas, así como leyes ciertas y generales á que obedezcan todas las formas de variabilidad. Las relaciones que algunos han creído descubrir entre el número de las variables y el tiempo que
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dura su período de trasformacion, son demasiado inciertas para servir de regla general: sólo se sabe que la mayoría de esta clase de estrellas pasa del esplendor mínimo al máximo más rápidamente que á la inversa.

Si las observaciones que se continúen practicando confirman este hecho, entonces se conocerá un rasgo característico de la causa de semejante variabilidad y quedará probado que esta causa obra universalmente sobre cada estrella variable, residiendo quizá en su constitucion misma.

La mayor parte de las variables son estrellas de colores, predominando las rojizas. Está demostrado que \( \frac{5}{6} \) de todas las estrellas variables presentan color rojo. Guiado por estas consideraciones, deduce Schönfeld que la causa de la variabilidad debe buscarse en la constitucion física de las estrellas, y que por tanto es más bien problema de la Física que de la Mecánica celeste.

Hay varias hipótesis para explicar la variabilidad de que se trata. Segun algunos, las estrellas aludidas tienen sobre sus superficies unas partes brillantes y otras oscuras; y al girar dichos astros, vemos alternativamente éstas ó aquellas. No falta quien supone que las variables están rodeadas por cuerpos opacos que, interponiéndose periódicamente, ocultarán á nuestra vista la luz de tales estrellas. Hay además otras explicaciones relativas al mismo asunto; pero aquí sólo pondremos la que atribuye semejante variabilidad á causa análoga á la del origen de las manchas del Sol, pues muchas señales que presentan estas estrellas pueden explicarse, suponiendo que en su superficie luminosa se formen ciertas manchas. Tal hipótesis, sin embargo, nada enseña sobre la diversa duracion del brillo cuando éste aumenta ó disminuye, ni tampoco da aquella razon de semejante periodicidad por intervalos más ó menos regulares.

Empero ni los anteriores ni otros supuestos del mismo linaje explican satisfactoriamente la causa de la variabilidad del brillo de las estrellas, fenómeno que constituye uno de los problemas más curiosos de la Astronomía, para el cual no se conoce hoy dia de la fecha ninguna resolución. Mas como está probada su importancia, no faltarán astrónomos con el vigor suficiente para emprender las numerosas y penosas indagaciones necesarias, á fin de hallar datos que sirvan para resolver semejante problema.

III.

Llámase en general múltiples dos estrellas, distantes entre sí únicamente pocos segundos de arco, y las cuales confunden sus rayos luminosos como lo de una sola estrella. Ésta, observada con telescopios
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á propósito, se resuelve en dos estrellas distintas, que se dividen y desdoblan en sus dos componentes. No son, empero, las aludidas dos estrellas que se vean en puntos muy próximos del fondo del cielo, puesto que entonces su multiplicidad sería sólo relativa y aparente, sino que, al contrario, aquéllas forman un verdadero sistema de dos estrellas, girando una en torno de la otra, ó alrededor de su centro comun de gravedad.

Dichos luminares señalan en la historia de la Astronomía portentósimo progreso, porque con ellos se demostró que la ley de la atracción de la materia, según la entendió Newton al aplicarla á nuestro sistema solar, rige igualmente respecto á todo cuerpo situado en cualquier parte del espacio infinito del universo. Merced á semejante progreso, tenemos datos positivos que patentizan que hay muchas estrellas que giran alrededor de un centro comun, lo mismo que los planetas en torno del Sol.

Las combinaciones de dichas estrellas múltiples forman temas predilectos para cuantos escriben algun trabajo científico popular sobre esta materia. Porque si cada astro de estos es un Sol, y cada sol centro de distinto sistema planetario, entonces las estrellas dobles pueden revelar diversos mundos con sorprendentes maravillas, misterios y todo género de mágicos encantos. Si existiera cualquier planeta que girase dia y noche alrededor de una estrella doble, en tal caso los fenómenos que se verificaran en periodos fijos y siempre continuos, se presentarian de tan extraña y nunca vista manera, que casi es imposible imaginarla.

Porque, ¿quién puede imaginar los efectos diversos de un par de soles, juntos ó separados, vistos sobre cualquier planeta, entrambos en el horizonte ó quizá á un mismo tiempo puestos? ¿En un planeta con dos astros cual nuestro Sol, qué linaje de días habrá? ¿Cómo serán las noches? ¿Cuántas gradaciones de luz se experimentarán allí? ¿Qué clase de oscuridad ó qué género de tinieblas existirán en semejante planeta? Además, las dos estrellas que componen una doble, tienen en cada par distintos colores; por ejemplo: amarillo y azul, ó verde y violado. Ahora bien; girando un planeta alrededor de aquellas, ¿qué clase de extraña luz producirán sobre el mismo? ¡Cuántos contrastes admirables, extraños y prodigiosos! Arrancando de todo esto, la imaginacion puede representarse los más grandiosos espectáculos, y crear escenas ilusorias, que nadie ha soñado, con millones de extraordinarios y magníficos encantos. Lo referente á dichas estrellas, suministra manantial inagotable para abastecer de ricos materiales la fantasía de todos los más inspirados novelistas y pintores del mundo juntos. Pero á lo anterior, aunque bello, ameno y admirable, le falta por completo todo linaje de valor positivo, sólido y científico.
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co); ya sobre demostraciones matemáticas; bien sobre ideas del entendimiento é ilacion de las mismas; ó ya bien sobre todo eso junto. Esta clase de saber se funda singularmente en la necesidad, es decir, en el principio llamado de contradicción: Una cosa no puede ser, y no ser, á un mismo tiempo. Por tanto aquel convencerá forzosamente á cualquiera dotado con sana razon. (1)

El conocimiento ideal abstracto es un saber motivado por la razon. Los animales, faltos de esta última, no pueden saber aunque conocen. El saber corresponde á cuanto está fundado en la razon y el conocer á todo lo que pertenece al entendimiento. El saber es una conviccion abstracta y una fijacion interior de ideas establecidas por la razon, merced á todo cuanto esta última generalmente y por diversos medios observe y conozca.

El saber correspondiente sólo á un momento dado, comparado con la acumulacion total del saber que uno tenga, tratándose del mismo indivíduo, forman singular contraste. El primero es un pensamiento aislado y claro; lo segundo forma una masa inmensurable y caótica. Eso consiste en la naturaleza de la memoria, que no es un receptáculo, sinó una facultad ejercitada en producir imágenes, de las que se limita á presentar sólo una á un tiempo, aunque dicha facultad pertenezca á la cabeza mejor organizada y de mayor saber.

La calidad del saber es más importante que su cantidad, puesto que la primera es una magnitud intensa

(1) F. H. Jacobi observó que todo saber se funda sobre cierto género de fé, es decir, sobre el convencimiento de que no puede haber más pruebas.
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La Astronomía lo que enseña es cómo se observan atentamente tan extraños sistemas de estrellas, y cómo se determina la posición recíproca de las dos componentes, junto con la que una de éstas respecto á la otra ocupa. También enseña á medir la distancia que las separa, así como el ángulo que forma la recta que las une, y la que corre por una dirección fija y determinada (ángulo de posición).

Instruye asimismo á calcular el camino verdadero que una de las componentes recorre en torno de la otra, arrancando de los datos y observaciones relativas al curso aparente ó visible de ambas, y aplicando á este cálculo las leyes de la mecánica.

Semejante rama de la Astronomía relativa al estudio del cálculo de las órbitas, la han cultivado Savary, Encke, y últimamente, De-Gas-Paris: la que se refiere á reunir datos y observaciones para dicho cálculo, fué creada por Herschel y F. G. W. Struve.

Herschel demostró primero que en algunas dobles una estrella gira alrededor de otra, y también explicó los aspectos que presentan los sistemas de las estrellas dobles, patentizando que era falsa la opinión de cuantos entonces le combatían. En 1782, 1785 y 1804, publicó tres catálogos que contienen 445 dobles, y excluyen los sistemas cuyos componentes distan entre sí más de treinta y dos segundos de arco. Examinó la distancia angular y el ángulo de posición de las dos componentes. Estas observaciones abarcan 97-dobles en que la distancia angular de las componentes es inferior á cuatro segundos de arco, 102 en que aquélla está comprendida entre 4 y 8, 114 entre 8 y 16, y 132 cuya citada distancia está comprendida entre 16 y 32 segundos.

En los años 1824 y 1837 ejecutó Struve sus famosos trabajos clásicos relativos á las estrellas dobles, que por mucho tiempo han de ser las obras maestras y fundamentales para este género de indagaciones. Dichas obras comprenden 2,641 estrellas que indudablemente son dobles, y excluyen 492, cuyos componentes no pudieron distinguirse, ó que distaban entre sí más de 32 segundos de arco. Además los citados trabajos contienen 113 estrellas triples; clase nueva de sistemas, cada uno de los cuales consta de cuatro componentes, exceptuando á dos que sólo tienen cinco.

El mismo Struve logró probar á fines de 1836, respecto á muchas de las 2,640 dobles, un movimiento real de las dos componentes. Este ramo de la Astronomía se ha seguido cultivando desde entonces, y hoy existen observaciones de seis mil dobles esparcidas por los dos hemisferios celestes, habiéndose además comprobado un movimiento real en los dos componentes de una décima parte de las mismas. Sin embargo, sólo en muy pocas se ha podido determinar con certeza la órbita que cada una describe alrededor de la otra. En éstas son muy variables los períodos de revolución, al cabo de los cuales una de las componentes llega
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al mismo sitio que antes tuvo respecto de la otra; así la estrella 42 de la Cabellera verifica su revolución en veinticinco años, y el alfa de los Gemelos, en novecientos noventa y seis años. Esto indica que hay necesidad de seguir practicando mucho mayor número de semejante clase de observaciones, á fin de que aumenten los progresos de la Astronomía en su parte relativa á las estrellas múltiples.

En tal ramo, desde hace mucho tiempo, el baron Dembowski trabaja sin descanso en su observatorio particular de Casagno Magnago, cerca de Gallarate, habiendo practicado observaciones muy valiosas y tan exactas como las de Struve. Las Astronomische Nachrichten de 1872, contienen asimismo algunas nuevas observaciones relativas á las principales estrellas del Catálogo de Dorpat. Como Dembowski, trabajan muchos en Alemania, Inglaterra y Norte-América (I). Grandísima admiracion causan estos hombres que cultivan la ciencia por la ciencia misma, consiguiendo así aplauso, no sólo de personas de nuestra época, sino que también en el porvenir lograrán entusiastas alabanzas de todas las generaciones cultas.

CAPÍTULO LIII.

LA VIA LÁCTEA.—SUSTANCIAS EN LOS ASTROS.—NEBULOSAS.—SATÉLITES DE PROCION.

I. Trabajos antiguos relativos á la Via láctea.—Aspecto de la misma.—II. El nuevo Atlas celeste de Heis.—III. Nuevo género de investigaciones astronómicas.—La Química invade la jurisdicción de la Astronomía.—El análisis espectral aplicado á conocer las sustancias de los astros y sus diversas condiciones.—Tres géneros de estrellas.—Resultados de estos trabajos.—IV. Los grandes cambios de la nebulosa que rodea la gran constelación Argos.—Las 400 nuevas nebulosas.—El notabilísimo descubrimiento de un satélite que se mueve al rededor de la estrella Procion.

I.

Mucho menor es el número de las observaciones referentes á la Via láctea, que el de las especulaciones caprichosas, lucubraciones fantásticas y sistemas sin fundamento que acerca de aquella hay ideados.

(1) En 1873 se ha anunciado la publicacion de un catálogo completo de todas las estrellas dobles observadas, obra póstuma de Sir J. Herschel. También está concluido otro catálogo completo de la misma clase por Mr. Burnham de Chicago. Estos catálogos son muy necesarios para cuantos cultivan semejante rama de la Astronomía.

Huelin: Cronicon científico. I.