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de cereales nuestras provincias del Mediterráneo, rompiendo atrevidamente por el estrecho bloqueo en que las mantenía la escuadra francesa. Por muchos años sostuvieron los valientes Hydriotas y Spetziotas este lucrativo tráfico, llevando á sus islas de retorno cargamentos de pesos duros españoles, que llegaron á constituir grandes fortunas (1), y lo que valía más, la buena nueva de que allá en Occidente existía un pueblo, igualmente oprimido y esquilmando que la misma Grecia, el cual había descubierto y enseñado al resto de Europa la manera de desafiar el poder del tirano dominador del mundo, sacando fuerzas de su propia flaqueza.

No tardaron los Griegos en imitar el ejemplo y en 1821, aprovechando la ocasión de estar las fuerzas del Imperio Otomano ocupadas en apaciguar disturbios de otras provincias, el venerable patriarca Germanós, obispo de Patras, levantó el estandarte de la independencia en los bosques de la Arcadia (2). Todos los patriotas, todos los valientes, es decir, todos los Griegos acudieron en derredor de su bandera. Las fortunas privadas que se habían acumulado en Hydra y en Spetzia, de resultas del contrabando de cereales en las costas de España, fueron el primero y acaso el único elemento con que los Griegos contaron para empezar la lucha. Casi toda la flota mercante de Grecia se convirtió en una escuadra militar terrible, no por la calidad de los buques ó de su armamento, sino por la habilidad marinera y el temerario arrojo de sus tripulantes. Todos los navíeros que eran al par armadores y capitanes de sus propios buques se pusieron al servicio de la patria con sus naves, sus caudales, sus personas y sus familias. Viérnose mujeres, como la Boubouli, mandando sus bajeles en persona, bombardear fortalezas y acabar otras empresas navales de increíble atrevimiento y osadía. La lucha se hacía cada día más terrible, más salvaje y más desigual; pero no por eso se presentaba su fin. Porque si bien los Griegos, después del desembarque en Morea de las hordas egipcias al mando del feroz Ibrahim Pachá y de la

(1) Tal es el origen del predominio de la colonata en todos los mercados de Levante; el peso duro español era todavía pocos años há la moneda más corriente y mejor recibida en Turquía y Grecia; hoy pasa con prima.
(2) En todos los movimientos verdadera y legítimamente populares de la Grecia, el clero ha aparecido siempre á la cabeza, el primero en las filas y en el puesto de mayor peligro, renunciando después generosamente á su parte en el botín, cuando lo ha habido.
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Expuestos ya los principales puntos relativos á los eclipses de sol, considerados astronómicamente, darémos fin á este artículo, dejando para el inmediato la exposición de la parte física del fenómeno.

II.

DEL ECLIPSE CONSIDERADO BAJO EL PUNTO DE VISTA FISICA.

Como ya hemos visto, el eclipse no es otra cosa que el paso de la luna por delante del sol, á quien llega á cubrir por completo en los eclipses totales; este paso va acompañado de fenómenos variados ó interesantes de los principales, de los cuales vamos á ocuparnos ahora.

Poco después de verse sobre el sol el limbo oriental de la luna principia á decrecer la claridad lenta y gradual, aunque no uniformemente, y los objetos situados sobre el horizonte del observador van perdiendo los colores que les presta la luz del día: á medida que la oscuridad va siendo más profunda, los objetos distantes parecen oscilantes y rodeados de una vaga penumbra; la luna continúa su invasión sobre el disco solar hasta dejarlo convertido en una ligera falce, cuya claridad es posible soportar sin el auxilio de vidrios moderadores: esta parece poco después teñida de un color rojizo que se convierte gradualmente en violeta: se ven en el suelo sombras móviles que parecen caminar en sentido del movimiento de la sombra lunar: finalmente transcurre un brevíssimo instante, y desapareciendo por completo el sol, se destaca el cuerpo obscuro de la luna sobre una aureola de un color blanco plateado, de tamaño irregular, del que á veces han visto destacarse unas radiaciones que interrumpe el aspecto general de la aureola; rasantes al borde de la luna se distinguen unas adyacencias de color rosado y caprichosas formas, que ya se asemejan á vaporosas llamas fluctuando á impulso de ligero viento, ó ya á flotantes nubes alumbradas por un sol poniente. ¡El eclipse total ha principiado, y el que le contemple ha de pasar rápidamente su revista á todas estas apariencias sino quiere que la luz del sol le robe bien pronto el espectáculo que admira. La coloración de las protuberancias, nombre que han recibido dichas adyacencias, y el brillo de la aureola, aumentan poco á poco: la luna continuando en su movimiento há-
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cis Oriente, va invadiendo las protuberancias situadas hacia su borde occidental y descubriendo las situadas en el occidental: se distinguen estrellas en las proximidades del sol, y hay momentos en que la corona y las protuberancias aparecen en un estado de movimiento, más ó menos violento; poco á poco disminuye el brillo de estos objetos, hasta que apareciendo de nuevo el disco solar, se borran todos aquéllos objetos. El eclipse total ha concluido, y la corona y las protuberancias apenas son ya visibles para los que observan los fenómenos con anteojos de buenas condiciones.

Nada extraño es que, á medida que la luna cubre al sol, vaya desapareciendo la claridad del día, que los colores de los objetos vayan borrándose, y que estos aparezcan más ó menos oscilantes; y aun el que conozca algo las leyes de la óptica, no encontrará dificultad en explicarse la diferente coloración de los objetos y hasta las sombras volantes que preceden al momento de la totalidad, apelando á las reflexiones de la luz solar en la atmósfera terrestre y á una ondulación análoga á la que se nota en el limbo del sol cuando está muy próximo al horizonte; pero no encontrará tan fácil explicación para las protuberancias y la corona quien no esté al corriente del estado de la ciencia en este particular; si alguna vez ha presenciado un eclipse total de sol, ó si conoce por referencia los curiosos aspectos que durante él se presentan, no podrá menos de preguntarse: ¿Qué cosa son las protuberancias y la corona? ¿Son fenómenos reales ó simples juegos de luz? ¿Si su existencia es real, son alguna parte de los cuerpos del sol ó luna, ó atmósferas que á semejanza de la tierra rodean á los astros? A casi todas estas preguntas puede darse una contestación satisfactoria; y justamente el deseo de desvanecer las pocas dudas que aún abrigan algunas personas acerca de la validez de las explicaciones imaginadas para dar razon suficiente de todas las apariencias mencionadas, es el que hace prepararse á los astrónomos para la observacion del próximo eclipse de sol.

Poco es lo que los anteojos, único medio de investigacion de que hasta hace poco tiempo se ha dispuesto para estudiar estas manifestaciones, y en general la constitucion física de los astros, han podido enseñarnos sobre ellas; y fácil de comprender es que tratándose de objetos situados á distancias tan inmensas como los astros, los más potentes telescopios apenas hagan más que dar una idea superficial de sus contornos, colores y principales pecu-
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liaridades; pero, por fortuna, uno de los caracteres principales de las ciencias físicas es su mutua trabazón y el auxilio que se prestan; y así es que los progresos de cada una de ellas contribuyen á ensanchar la esfera de acción de las demás, ya facilitando principios aplicables á la explicación de los fenómenos que forman el objeto de cada una, ó ya creando nuevos métodos de investigación. La descomposición de la luz solar obtenida por Newton, el examen de su espectro hecho por Fraunhofer, y los estudios de los señores Bunsen y Kirchhoff sobre los espectros de la luz producida por los cuerpos simples, han llegado á formar el cuerpo de doctrina á que se ha llamado Análisis espectral, que en manos de Janssen, Secchi, Lockyer y otros, ha permitido llegar á entrever la constitución física de los cuerpos celestes. Este método de investigación empleado en los eclipses solares ha revelado la constitución de las protuberancias, y á él se ha de recurrir para poner fuera de duda la causa primordial productora de la corona.

No faltaban hipótesis que pretendiesen explicar las causas de los fenómenos que se presentan en los eclipses de sol, antes de que se hubiese aplicado á estos objetos el análisis espectral; para los unos todos ellos eran debidos simplemente al sol y sus atmósferas; otros los explicaban por simples efectos ópticos producidos por los rayos de la luz solar al pasar tangenteando las asperidades de la superficie lunar; una atmósfera atribuida á este astro permitía á algunos dar cuenta de ciertas apariencias, y había y aun hay hoy quien atribuya la formación de la corona á la atmósfera terrestre; estas hipótesis, fundadas muchas veces en observaciones contradictorias, han sido apoyadas en multitud de pruebas de más ó menos valor; pero sólo la primera de ellas ha resultado cierta en gran parte: nosotros, prescindiendo de las razones en que se fundaban, nos limitaremos á exponer la parte que tiene de verdadera, recurriendo para ello á las observaciones espectrales hechas durante los últimos eclipses; pero antes expondremos sucintamente lo que es el análisis espectral.

Si se hace pasar un haz de luz blanca, como por ejemplo, la que produce una punta de carbon llevada hasta el estado de incandescencia por medio de una pila voltaica, á través de una abertura vertical estrecha, y se recibe sobre una pantalla ó vidrio deslustrado, se obtiene sobre esta una imagen blanca de la abertura; pero si, en el camino de la luz y por delante de la pantalla, se coloca
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una barra ó prisma triangular de cristal, se cambia bruscamente la dirección del haz luminoso, y en vez de una fajita de luz blanca se obtiene una banda de magníficos colores de diferente intensidad á que se da el nombre de espectro: los colores sucesivos, que van degradándose al pasar de uno en otro, se presentan en el orden siguiente: rojo, naranjado, amarillo, verde, azul, anil y violeta: esta banda no es otra cosa que una serie de imágenes sucesivas de la abertura, formadas por los rayos de diversos colores que se refractan diferentemente á su paso por el prisma; el grado de desvío de cada rayo de luz con respecto á la primitiva dirección del haz de luz blanca, se llama refrangibilidad: la extremidad roja del espectro, que es la que corresponde á los rayos que se han desviado méños de su camino, es la méños refrangible y la violeta la más. Esta experiencia practicada la primera vez por Newton demuestra que la luz blanca no es simple.

Descomponiendo por medio del prisma la luz que proviene de un cuerpo simple en ignición, se obtiene un espectro continuo que contiene todos los colores desde el rojo hasta el violeta; el espectro de una nube que contenga partículas salidas incandescentes es también continuo; y la misma clase de espectro se obtiene con la luz de un líquido calentado hasta el blanco, como, por ejemplo, el cobre fundido: así es que los espectros de esta clase nada indican acerca de la naturaleza del cuerpo de que proviene la luz.

No sucede lo mismo cuando se examina el espectro de un cuerpo gaseoso: éste se compone de una serie de raya brillantes de determinados colores, separadas por intervalos determinados y más ó méños oscuras; todos los cuerpos de esta clase, examinados por medio del prisma, presentan siempre espectros discontinuos que se diferencian en el color y número de sus rayas, pero que siempre son las mismas y están situadas en el mismo lugar para cada cuerpo especial; y por tanto las rayas del espectro de esta clase permiten desde luego decir con toda seguridad cuál es el cuerpo que las produce: así, por ejemplo, el vapor de plata produce una brillante luz verde, que se concentra en dos rayas verdes muy intensas: por consiguiente, si con un espectro se reconocen estas rayas, desde luego se asegurará la existencia del vapor de plata como origen del espectro.

Todavía se obtiene una tercera clase de espectros más notable que las anteriores, y que está formada de una banda luminosa coloreada atravesada por rayas oscuras.
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Si se observa un cuerpo sólido muy luminoso á través de un gas fuertemente calentado, se obtienen á un tiempo los espectros de los dos cuerpos, pero el del gas se presenta invertido; esto es, las rayas que la forman ocupan la región del espectro que les corresponde; pero en vez de aparecer como líneas brillantes, están sustituidas por rayas oscuras. Ahora bien: es evidente que si en un cuerpo existe una clase de luz que es producida por vibraciones de un cierto grado de frecuencia, puede absorber las partes de la luz de otro cuerpo á que corresponde un número igual de vibraciones, y radiarlas en seguida en todas direcciones: por tanto, si la temperatura del vapor que provenga de un cuerpo metálico es inferior á la de otro cuerpo colocado tras él, los rayos absorbidos elevarán un poco la temperatura del vapor, y el cuerpo que lo produce dará una luz algo más fuerte que si estuviera solo, pero menor que la del espectro continuo del cuerpo colocado tras él: de lo cual resulta que si se recibe en una pantalla la imagen combinada de los dos espectros, se obtendrá una raya que parecerá negra, aun cuando realmente no sea sino de mucha menos intensidad, y aparezca oscura por su contraste con la luz más fuerte del espectro: si se eleva la temperatura del vapor hasta que sea igual á la del cuerpo colocado tras él, se producirá también la absorción de que hemos hablado; pero como entonces son iguales las intensidades de la luz del metal y del espectro del cuerpo posterior, no se producirá efecto alguno sensible: finalmente, si la llama del metal que produce el vapor está á más temperatura que la del cuerpo colocado tras él, se obtendrá un espectro atravesado por una raya brillante.

El espectro solar es un ejemplo notable de los espectros de la tercera clase: está atravesado por multitud de finas rayas negras de variado número, ancho y definición en sus diferentes regiones. Wollaston, que fue el primero que las vió, no se ocupó de ellas: posteriormente las volvió á descubrir Fraunhofer, quien se ocupó de determinar sus posiciones relativas y de formar un mapa del espectro solar; pero su interpretación es debida á Bunsen y Kirchhof, á quienes realmente somos deudores de todos los progresos realizados en esta parte de la ciencia: ellos fueron los primeros que se dedicaron al estudio de los espectros de los elementos químicos, sin el cual hubiera sido imposible explicar las rayas negras del espectro solar. Por lo que llevamos dicho acerca de los espectros
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de diversos órdenes, es fácil comprender que las rayas negras del espectro indican los efectos de la absorción producida por vapores metálicos colocados por delante de la superficie brillante del sol sobre la luz de ésta. Muchas de estas rayas se han identificado con las de ciertos cuerpos terrestres, identificación á que se llega por medio de un aparato dispuesto convenientemente para presentar á un tiempo el espectro solar y el de una sustancia terrestre cualquiera.

Interpretadas ya las rayas del espectro solar, se pensó desde luego en aplicar el mismo método de investigación á las protuberancias; y puesto en práctica durante el eclipse total de 1868 por los Sres. Janssen y Rayet y los demás observadores de aquel fenómeno, se encontró que el espectro de las protuberancias estaba formado de líneas brillantes, las principales de las cuales correspondían al hidrógeno; y que á más provenían de una capa exterior que envuelve al sol y cuyo principal elemento es dicho gas; pero el Sr. Janssen, no sólo obtuvo este resultado, sino el más interesante aún de reconocer la existencia de las protuberancias en cualquier momento, por medio de las líneas espectrales á que dan lugar.

Los aparatos necesarios para estas observaciones han recibido el nombre de espectróculos, y su tipo general es el de uno ó más prismas dispuestos tras una abertura que puede agrandarse ó disminuirse á voluntad, y un anteojos para el examen del espectro.

Al mismo tiempo que Janssen anunciaba el descubrimiento relativo á la constitución de las protuberancias y á la posibilidad de examinarlas sin esperar á los eclipses totales, el Sr. Lockyer obtenía por su parte idénticos resultados; y desde entonces quedó fuera de duda la existencia de las protuberancias como formaciones derivadas de una envolvente del sol, compuesta en su mayor parte de hidrógeno, á que se dió el nombre de chromoesfera.

Continuando esta clase de estudio, han llegado á reunirse copiosísimos datos relativos á la constitución física del sol, cuya sola exposición exigiría más tiempo y lugar del que aquí podemos dedicarles; nos limitaremos, por tanto, á indicar sucintamente algunos de los principales resultados obtenidos: el más interesante de todos, sin duda alguna, es haber llegado á ver las protuberancias, que primeramente era preciso estudiar sirviéndose de las longitudes de las líneas espectrales que se obtenían en diferentes
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posiciones de la ranura del espectróscopo; las protuberancias se ven en todos los puntos del disco solar: pero son relativamente menos frecuentes en las proximidades del Ecuador y de las zonas circumpolares del sol: algunas de ellas se elevan muy poco sobre el nivel general de la chromoesfera, mientras que otras se lanzan á enormes alturas: sus formas varian casi hasta el infinito, y muchas de ellas se forman, sufren prodigiosos cambios y desaparecen en intervalos muy breves; las manchas, las fáculas y las protuberancias están intimamente ligadas; en general, el origen de las protuberancias es una erupcion de la chromoesfera que llega á alturas más ó menos considerables; á veces esas erupciones se lanzan como los caños oblicuos de una fuente; otras se difunden en gigantescas ramificaciones, y, cuando esto sucede, estas masas vuelven á caer sobre el sol: la rapidez con que se verifican estos enormes cambios, demuestra que la resistencia del medio en que ocurren estos fenómenos es muy corto, y por consiguiente muy pequeña la densidad de la atmósfera solar.

Conocida ya la naturaleza de las protuberancias, y pudiendo éstas verse y estudiarse en todo tiempo, claro es que todos los momentos de la totalidad del eclipse que se dediquen á hacer observaciones sobre ellas son completamente perdidos.

No estamos en el mismo caso con respecto á la corona; y aunque para muchos esté ya demostrado que no es otra cosa más que la atmósfera del sol, quedan todavía algunos que pretenden explicarla por la atmósfera terrestre: todas las observaciones que se hagan deben, pues, tender á decidir cual de las dos hipótesis es la verdadera.

Tres son los métodos de observacion que pueden aplicarse al estudio de la corona durante el próximo eclipse: el primero consiste en la observacion directa, ya á la simple vista ó ya por medio de anteojos, de todos los fenómenos que presente: el segundo consiste en reproducirla fotográficamente y el tercero en el análisis spectral de su luz. El primer medio de observacion puede dar de sí pocos resultados útiles, tanto por la dificultad de abrazar todas las apariencias en pocos momentos, cuanto por la diversidad de apreciacion de los observadores, aun tratándose de accidentes vistos por todos en un mismo lugar; el segundo promete mejores resultados, pues aun cuando el tiempo necesario para obtener una buena impresion fotográfica de la corona es bastante largo, á
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consecuencia de lo cual no se podrán reconocer en la fotografía los cambios que han podido experimentar durante en él, este inconveniente quedará compensado por la ventaja de obtener un verdadero aspecto general de su apariencia; y finalmente el tercero, es el que proporcionará datos de más confianza.

Todos estos métodos se emplearon para la observación del eclipse total de sol del pasado año, en los Estados Unidos de América; y tanto por los resultados obtenidos, cuanto por la interpretación hecha de ellos, creemos conveniente presentar aquí un breve resumen de las principales observaciones hechas allí, que al par que sirva de descripción y explicación de las apariencias observadas, permitirá fijar cuáles son los puntos de preferente estudio en el próximo eclipse.

La colección de observaciones más completa es sin duda la de la expedición organizada por el Observatorio de Washington, que eligió para estación á Des Moines en el estado de Iowa. Los astrónomos del Observatorio y algunas personas más que se les agregaron fueron los encargados de las observaciones á vista y de las espectroscópicas. La parte fotográfica fué dirigida por el Dr. Curtis, quien además de conocer las teorías químicas que son el fundamento de la fotografía, reunía la práctica de los procedimientos, dos condiciones, sin las cuales no es posible obtener resultados satisfactorios, y menos interpretar convenientemente el significado de las fotografías.

Todos los observadores están bastante conformes en la descripción de la corona, que á la simple vista aparecía sin estriaciones y terminada por un contorno dentado que afectaba una forma trapezoidal; no se vieron radiaciones en dirección alguna, y uno de los observadores que la vió á través de un vidrio moderador dice que parecía consistir en cuatro ó cinco grandes prominencias de contornos suaves que se extendían alrededor de la luna, elevándose á alturas la mayor de las cuales no excedía de cinco minutos: el color de la corona era de un blanco plata modificado en las regiones interiores por un ligero tinte violeta: en las inmediaciones del cuerpo de la luna se notaba una banda circular más luminosa, como de un minuto de altura, y comparable con las regiones más brillantes de la parte irresoluble de la vía láctea: las partes en que la corona se separaba más del cuerpo de la luna, aparecían como agrupaciones de puntos estelares, dispuestos en rayos convergen-