Revista de navegación y comercio (1893-05-15 00:00:00), página 11

Con el empleo del colodión y la mejora de los aparatos fotográficos, el profesor Bond graba en sólo ocho segundos la estrella doble Mirzar de 25° magnitud, y en dos segundos, estrellas de primera y segunda magnitud. Parando la relojería del aparato, reprodujo en el cliché el camino aparente de la estrella Vega. Desde estas observaciones parte la aplicación del valor numérico á las fotografías, midiendo en ellas la distancia y ángulo de posición de las dos componentes de la mencionada estrella doble, con un error máximo de un décimo de segundo de arco.

En 1859, M. De la Rue hizo construir el fotoheliógrafo de Kew, poniendo en práctica el proyecto de J. Herschel de fotografiar el Sol cada medio día, á fin de estudiar la constitución y movimientos de las manchas y fáculas. Con este instrumento de 150 metro de distancia focal y 0'30 de diámetro, hizo en diez años, desde 1862 á 1872, 2.778 fotografías del Sol. La imagen sobre colodión del eclipse total del Sol de 1860, demostró que las protuberancias solares pertenecen al Sol.

En 1864, el eminente físico Dr. Rutherfurd, encontró por medio del espectróscopio el acromatismo químico con la misma facilidad que se obtiene el acromatismo óptico por el método de Foucault. Antes las imágenes quedaban muy difusas en el cliché, por la dificultad de concentrar en el foco de los anteojos los rayos químicos del espectro, los únicos que obran sobre las sales de plata. Por su procedimiento consiguió Rutherfurd que un objetivo de 0'28 metros de diámetro, diera mejores imágenes que un espejo de 0'60 metros; fotografiando con toda limpieza estrellas de 9.ª magnitud, y estrellas dobles separadas solamente por 2' de arco.

En 1869, el profesor S. Alexandre fué el primero que en Olleneuva, consiguió las primeras buenas imágenes de la corona solar; y Draper en 1871 presentó el primer espectro de estrella, el de Vega, en el cual se observan cuatro líneas muy visibles.

Hasta 1874 la fotografía, salvo raras excepciones sólo se había utilizado para darnos el aspecto de los astros, ó sea la astronomía física; pero no á la determinación matemática de las situaciones, ó sea el precisar las coordenadas astronómicas.

En los pasos de Venus por delante del disco solar, que tuvieron lugar en 1874 y 1882, se aplicó la fotografía, no tan sólo para obtener los aspectos del fenómeno, si que para la determinación exacta de las diferentes medidas, ó distancias del planeta á los limbos, medidas que habían de servir para el cálculo de la paralaje del Sol, que por su índole requiere la aproximación de tres decimales por lo menos, siendo el entero el segundo de arco; pero los resultados obtenidos no merecieron la entera satisfacción de los astrónomos.

La invención del colodión seco, que permite prolongar la duración de la pose, ó exposición á la luz; y luego la del gelatino-bromuro que hace más sensibles las placas, han simplificado las operaciones, tanto que Draper en 1881, obtuvo en sólo una hora, una bella imagen de la nebulosa de Orion, comprendiendo estrellas de 13.ª y 14.ª magnitudes.

A la misma época, M. E. Pickering empezó en el Observatorio de Harvard-College á Cambridge (Estados Unidos) una Carta celeste conteniendo todas las estrellas visibles de nuestro hemisferio, hasta las de 6.ª magnitud; cada hoja comprende una superficie de 20² cuadrados.

Este mismo astrónomo ha ideado un procedimiento fotográfico para obtener las magnitudes de las estrellas, apreciando el décimo con toda claridad, sistema que por su sencillez aventaja á los otros métodos fotométricos. Como resultado de numerosos experimentos ha obtenido la regla ó ley: que la acción de la luz sobre la placa sensible es proporcional á la abertura del objetivo, dividida por la raíz cuadrada de su distancia focal.

En 1882 el doctor Gill, Director del Observatorio del Cabo, obtuvo una muy limpia fotografía de cometa, con la particularidad de quedar reproducidas unas 50 estrellas, visibles á través de su cola.

Este resultado puso nuevamente sobre el tapete la construcción de la Carta del cielo por medio de la fotografía.

La duración de pose con las placas actuales, determinada por numerosas experiencias, ha permitido calcular la siguiente tabla, que se refiere á las circunstancias normales del cielo de París.

    Magnitudes
    Duración de pose
    Magnitudes
    Duración de pose

    1.ª
    0s 005
    9.ª
    8s

    2.ª
    0s 01
    10.ª
    20s

    3.ª
    0s 03
    11.ª
    50s

    4.ª
    0s 1
    12.ª
    120s

    5.ª
    0s 2
    13.ª
    5m

    6.ª
    0s 5
    14.ª
    13m

    7.ª
    1s 3
    15.ª
    33m

    8.ª
    3s 0
    16.ª
    1h 20m

Esta tabla, como se comprende, no es absoluta, estando sujeta á las influencias atmosféricas.

Es en extremo curioso y admira la perfección que han alcanzado los métodos y los instrumentos de fotografía aplicados á la Astronomía; los lectores de estas líneas que quieran recrearse, al mismo tiempo que ilustrarse sobre este particular, pueden leer las magníficas Memorias de MM. Janssen y Mouchez publicadas por el «Bureau de Longitudes».

El segundo de estos sabios, Director que fué del Observatorio de Paris en sustitución del gran Le Verrier, y que la muerte ha arrebatado al mundo científico poco después que nuestro Pujazón, dice en uno de sus escritos: «La enorme ventaja que presentan hoy día los procedimientos fotográficos sobre la observación directa, para el estudio de las variaciones de las estrellas en magnitud y en posición, consiste no solamente en la extrema rapidez de ejecución, que permitirá construir en pocos años la Carta del cielo (que de otra manera hubiera sido casi una quimera), si que también en la seguridad de trans-