CAPÍTULO XIII

DE LAS ESTRELLAS

1. Carácter general, clasificación y distribución de las estrellas en el espacio. --— 2. Vía láctea; firmamentos diversos en las regiones celestes. --— 3. Distancia de las estrellas. --— 4. Sus dimensiones. --— 5. Su destino. -- 6. Estrellas periódicas. -- 7. Estrellas dobles, triples y múltiples. -- 8. Colores de las estrellas dobles. -- 9. Movimiento de las estrellas. --— 10. Nébulas.

1

Aunque diferentes entre sí bajo algunos respectos, las estrellas convienen todas en dos atributos generales: el de brillar con luz propia, y el de conservar una inmovilidad completa, o al menos un alto grado de permanencia, en sus posiciones recíprocas.

Según su brillo, se distinguen varias magnitudes en ellas hasta la sexta o la séptima, en que terminan todas las que están al alcance de la vista desnuda; pero la clasificación se ha llevado mucho más allá con el telescopio, y las hay hasta de la décimasexta magnitud; sin que aparezca motivo para creer que cesa en éstas la progresión, pues a cada nuevo grado de poder en los instrumentos, se descubren multitudes innumerables de astros antes desconocidos. Esta clasificación tiene el inconveniente de no poderse fijar con claridad los limites en que una clase termina y principia otra; y además es poco instructiva, pues no nos dice si el mayor brillo consiste en el resplandor intrínseco de la estrella, en las dimensiones de la superficie iluminada, o en su menor distancia de la tierra. Según experimentos fotométricos¹ de Sir W. Herschel, ejecutados a la verdad sobre un corto número de estrellas, la luz en las de primera magnitud es como 100, en las de segunda como 25, en las de tercera como 12, en las de cuarta como 6, en las de quinta como 2, y en las de sexta como la unidad; pero su hijo Sir John encontró que la de Sirio (la más brillante de todas) era como 324 veces la de una estrella de sexta magnitud.

^*. Este capítulo fue publicado en El Araucano nº 762, Santiago, 28 de marzo de 1845, con el título de "“Estrellas Fijas”", con una advertencia que hemos reproducido en nota al título del capítulo VI.
Presenta diferencias sustanciales la publicación de El Araucano y el texto de la Cosmografía. Aunque Bello desarrolla el tema sobre el plan inicial y reproduce casi totalmente el artículo aparecido en El Araucano, las modificaciones que introduce, para publicarlo en libro, son importantes. A veces párrafos enteros, para poner al día los conocimientos de la ciencia astronómica. (Comisión Editora. Caracas). ↩

¹. Fotometría es la medición de la intensidad o viveza de la luz. (Nota de Bello). ↩

Que las estrellas fijas son otros tantos soles o centros de sistemas, es una cosa de que ya no se duda; no obstante que, aun con el aumento de fuerza a que ha llegado recientemente el telescopio, no se han podido descubrir los orbes planetarios que giran alrededor de ellas, y reciben de sus rayos luz, calor y existencia vital.

2

Aunque las más notables estrellas están distribuidas con bastante imparcialidad sobre la esfera celeste, las de menor magnitud abundan mucho en las inmediaciones de la vía láctea; principalmente las telescópicas, de que se presentan enjambres inmensos sobre todo aquel círculo, y sobre su rama accesoria; de modo que toda su luz se compone sólo de estrellas, que serán como de la décima o undécima magnitud. Sir W. Herschel (que armado de sus poderosos instrumentos hizo una análisis completa de esta zona maravillosa), contando las de un solo campo de su telescopio, calculaba que en una faja de dos grados de ancho habían pasado a su vista cincuenta mil estrellas durante una hora de observación. Tan condensadas se presentan en algunas partes. Parece, pues, que las estrellas no están derramadas indiferentemente sobre todo el espacio.

Nuestro sol con la tierra y los demás planetas que le rodean, está colocado hacia el centro de una capa o firmamento de estrellas, que, proyectado alrededor sobre la esfera celeste, nos presenta un vasto anillo que llamamos vía láctea. En efecto, suponiendo un número incalculable de estrellas de diferentes magnitudes y a diversas distancias, entre dos planos paralelos de extensión indeterminada, siendo nuestro sol una de ellas, es preciso que las más distantes se nos proyecten como una zona anular en el cielo, al paso que las comparativamente cercanas nos aparecerán derramadas en todas direcciones sobre la bóveda celeste. La lejanía de las primeras las hará confundirse y perderse al cabo en una especie de luz nebulosa, oscura o clara a trechos, según se acumulen más o menos en la perspectiva los luminares que la componen. Las otras, al contrario, se nos mostrarán diseminadas y solitarias.

Supongamos ahora que hacia el lugar que nuestro sistema planetario ocupa, la capa o firmamento de estrellas de que hablamos, se divida en dos. ¿No será necesario que la proyección anular aparezca hendida en dos laminas por casi la mitad de su circunferencia?

Nuestro sol no es pues más que uno de los millones de millones de soles de que se compone la vía láctea; un grano en la arena dorada de esta magnífica zona.

Pero ¿qué diremos al saber que esta vía láctea tan grandiosa y magnífica no es más que una de tres mil vías lácteas semejantes ya descubiertas y contadas, fuera de otras más remotas que apenas pueden columbrarse, y que probablemente sólo aguardan a que se aumente más el alcance del telescopio, para resolverse de la misma manera en inmensos agregados de luminares separadamente perceptibles? Entre estos firmamentos, ha descubierto Sir John Herschel uno que en su estructura se asemeja mucho a nuestra vía láctea, porque se nos muestra bajo el mismo aspecto que ésta presentaría a los habitantes de otra lejana región del cielo.

3

Si se pregunta a qué distancia se hallan de nosotros las más cercanas de las estrellas, la ciencia tiene muy poco que decirnos. El diámetro de la tierra ha servido de medida para computar el de la órbita que ella describe alrededor del sol, y con el diámetro de la órbita se han prolongado después las mensuras hasta los últimos confines de nuestro sistema planetario y aun más allá, siguiendo las huellas de los cometas en sus dilatadas excursiones. Pero entre la más remota de las órbitas planetarias y la más cercana de las estrellas hay un golfo inmensurable, cuya anchura (excepto en uno u otro caso de que hablaremos luego) no se ha podido ni aun aproximadamente apreciar. Baste decir que mirada una estrella cualquiera desde los extremos opuestos de nuestra órbita, no se percibe la más pequeña paralaje ni de un segundo siquiera; de que se deduce por el calculo que la distancia excede sin duda a 200,000 veces el radio de la órbita terrestre; lo cual equivale a 6 billones 900 mil millones (seis billones y novecientos mil millones) de leguas. Cuánto mayor sea todavía la distancia, no se sabe. La imaginación se pierde en estos números. Ayudémosla computando el tiempo que la luz emplea en atravesar ese espacio. La luz anda como 70,000 leguas por segundo. Debe pues recorrer ese espacio en cerca de 100 millones de segundos, esto es, en más de tres años. ¿Cuál será, pues, la distancia de las innumerables estrellas de la más pequeña magnitud que el telescopio descubre? Una estrella de primera magnitud necesitaría ponerse (según calcula Sir John Herschel), a una distancia 362 veces mayor que la actual para que pudiese parecernos de la décimasexta magnitud. Por tanto, entre la inmensa multitud de las estrellas de esta última clase, debe haber muchas cuya luz haya tardado a lo menos mil años en llegar a nosotros; de modo que cuando observamos sus posiciones y notamos sus varios aspectos, estamos leyendo una historia de más de mil años de fecha.

Recientemente se han encontrado paralajes de estrellas fijas por tres eminentes astrónomos: Bessel de Koenigsberg, Struve de San Petersburgo, y Henderson de Edimburgo. La estrella en que ha trabajado Bessel, es la 61 del Cisne; su distancia se ha calculado en 670,000 veces el radio de la órbita terrestre; es decir, en 23 millones de millones de leguas.

La imaginación desfallece al querer abarcar tan vastos espacios.

4

De las dimensiones reales de las estrellas no nos da informe alguno el telescopio; el disco en que nos las muestra, es una ilusión óptica, que se debe a su brillo. Su luz es lo único que puede darnos algún indicio. La de Sirio, según experimentos fotométricos de Wollaston, es a la del sol, como 1 a 20,000,000,000. Para que el sol nos pareciese pues no más brillante que Sirio debería retirarse a 141,400 veces su distancia actual, supuesto que la intensidad de la luz decrece en razón inversa del cuadrado de la distancia. Por otra parte, de lo que se ha dicho en el número anterior se sigue que la distancia de Sirio es de más de 200,000 veces el radio de la órbita terrestre. Luego, según el cómputo más moderado, la luz que Sirio derrama es a la que derrama el sol como el cuadrado de 200 es al cuadrado de 141: excede, pues, sin duda dos veces a la que el sol emite; y consiguientemente Sirio es (juzgando por su esplendor intrínseco) igual, cuando menos, a dos soles, y probablemente mayor.

5

¿Para qué existen tan magníficos cuerpos, tan estupendas masas de luz, en los abismos del espacio? No sin duda para alumbrar nuestra noche, pues una luna de la milésima parte del tamaño de la que tenemos, desempeñaría mejor ese oficio; ni para presentarnos un espectáculo distante de que solo alcanzamos a ver una pequeñísima parte, o para descarriar nuestra imaginación en vanas conjeturas. Útiles son ciertamente al hombre, en cuanto le sirven de señales; pero tampoco sirven para eso las que no alcanzamos a divisar, que forman incomparablemente el mayor número. Poco fruto habrá sacado de la contemplación y estudio del cielo, el que se figure que el hombre es el único objeto de que cuida el Creador, y el que no vea en el vasto y prodigioso aparato de que estamos rodeados medios de existencia y conservación para otras muchas razas de vivientes. Las estrellas, como antes dijimos, son otros tantos soles; y cada una es acaso en su esfera el centro de un mundo peculiar de planetas, como el nuestro, o de otros cuerpos de que no podemos formar idea.

6

Entre las estrellas hay varias, que, no distinguiéndose de las otras en su apariencia, están sujetas a diminuciones y aumentos periódicos en su lustre, llegando en uno o dos casos a apagarse enteramente para encenderse de nuevo. Llámanse estrellas periódicas. Una de las más notables es la Ómicron de la constelación Cetus, observada primero por Fabricio en 1596. Su periodo es de 334 días; dura en su mayor esplendor unos 15 días, pareciendo a veces como de segunda magnitud; y decrece después por tres meses, hasta que se hace del todo invisible, y en ese estado permanece cinco meses, al cabo de los cuales vuelve a verse, y empieza a crecer hasta completar el periodo. Pero no siempre adquiere igual brillo, ni pasa por las mismas mutaciones, y aun en algunos periodos ha dejado de verse.

Otra notable estrella es Algol o la Beta de Perseo. Aparece ordinariamente como de segunda magnitud, y así continúa por 2d 14h; empieza entonces a amortiguarse súbitamente, y en tres horas y media queda reducida a la cuarta magnitud; pero después de ese tiempo se aviva otra vez, y en otras tres horas y media recobra su lustre; empleando en estas mutaciones como 2d 20h 48m. Pueden explicarse estas variaciones suponiendo que circula en torno a ella algún cuerpo opaco de extraordinario tamaño. La Chi del Cisne apenas pudo verse en los años de 1699, 1700 y 1701. Otro hecho curioso es el aparecimiento de nuevas estrellas, que resplandecen desde luego con una brillantez notable, y después de permanecer inmóviles algún tiempo se extinguen, y no dejan vestigio de su existencia. Una de ellas, que apareció el año 125 antes de Cristo, llamó la atención de Hiparco. Otra se dejó ver el año 389 de la era cristiana cerca del Alpha del Águila, se mantuvo allí por tres semanas tan brillante como el lucero, y después desapareció. En 945, 1264 y 1572, se vieron nuevas y brillantes estrellas entre Cefeo y Casiopea, si ya no fueron una misma, sujeta a un período de 150 a 300 años, como algunos creen. La aparición de la de 1572 fue tan repentina, que Ticho Brahe, célebre astrónomo danés, volviendo de su laboratorio a casa, vio un grupo de labradores que se habían juntado a mirarla; y media hora antes no existía. Brillaba como Sirio; creció hasta exceder en esplendor a Júpiter; era visible al mediodía; principió a menguar en diciembre de aquel mismo año; y en marzo de 1574 no había rastro de ella en el cielo. El 10 de octubre de 1604 se dejó ver otra estrella de la misma clase, y no menos resplandeciente, en la constelación de Serpentario; y continuó visible un año sólo. En 1670, se observó una nueva estrella como de tercera magnitud en la cabeza del Cisne; perdióse de vista; dejóse ver otra vez; y al cabo de dos o tres fluctuaciones de luz, se apagó del todo, y no se le ha visto más. En fin, recorriendo antiguos catálogos, se echan de menos muchas estrellas.

7

Otro fenómeno curioso es que no pocas estrellas, examinadas con buenos telescopios, son dobles, y parecen tener una íntima relación entre sí. Cástor, por ejemplo, se compone de dos estrellas de entre tercera y cuarta magnitud, y éste es uno de muchos casos de la misma especie. Sir W. Herschel contó más de 500 estrellas dobles, y el, profesor Struve quintuplicó este número, que es más y más grande cada día. Pero lo que sobre todo merece notarse es la influencia mutua que tienen entre sí las estrellas que componen estos grupos. De ellas las hay que circulan una en torno a otra, formando sistemas siderales sujetos a periodos determinados. La revolución de Cástor, por ejemplo, dura 334 años; la de Gamma de la Virgen, 708; y la de Gamma del León, 1200. El período de otras es mucho más corto; algunas de las observadas por Sir W. Herschel han recorrido ya la mayor parte de sus respectivas elipses, y a una de ellas (Eta de la Corona) se le ha visto hacer una revolución completa. El número de estrellas que forman sistemas siderales reconocidos, era ya de 30 a 40, pocos años ha, cuando escribió su tratado de astronomía Sir John Herschel. Tenemos aquí, pues, no planetas que circulan alrededor de un sol, sino pares de soles que giran en torno a un centro común de gravedad, obedientes a las leyes descifradas por el gran Newton.

Ni sólo hay sistemas siderales binarios. Los hay triples, cuádruplos, quíntuplos y aún más complejos. De manera que los sistemas binarios deben mirarse como la más sencilla forma de una dependencia mutua, que probablemente domina a todos los grupos de estrellas, que se nos presentan en el cielo.

8

Un hermoso fenómeno que se ha observado en las estrellas binarias, es el de sus colores contrastados o complementarios¹. La estrella más grande es ordinariamente de un tinte rojo o anaranjado, mientras su compañera parece azul o verde. Puede concebirse qué variedad de iluminación ofrecerán dos soles, el uno escarlata y el otro verde, o el uno anaranjado y el otro azul, a los planetas que circulan alrededor del uno o del otro; un día rojo y otro verde, por ejemplo, alternando con un día blanco, resultante de la mezcla de los dos colores complementarios, o con la oscuridad de la noche, según estuviese el uno de los dos soles, o ambos, o ninguno de ellos, sobre el horizonte. Hay estrellas aisladas de un color rojo tan subido como el de la sangre; pero no hay ejemplo de estrellas verdes o azules, sino asociadas con otras de matiz diferente^*.

¹. Colores complementarios se llaman aquellos que se completan mutuamente, y mezclados componen todo el rayo luminoso. El color complementario del rojo es el verde, el del anaranjado el azul, el del amarillo el violeta. (Nota de Bello). ↩

^*. Análisis espectral de las estrellas. -- Las estrellas tienen una constitución parecida a la del sol. El hidrógeno existe en casi todas ellas; también contienen sodio, magnesio y hierro. Hay tres clases principales de estrellas según sus espectros:
a) Estrellas blancas o azules. --— Las rayas metálicas son muy débiles y las del hidrógeno muy pronunciadas. Las rayas son oscuras como en las dos clases siguientes.
b) Estrellas amarillas. --— Las rayas metálicas del espectro son numerosas y bien visibles, muy semejantes a las del espectro solar.
c) Estrellas rojas o anaranjadas. -- Sus espectros tienen las rayas metálicas y numerosas bandas oscuras.
Junto con la fotografía el espectroscopio es uno de los auxiliares más preciosos de la Astronomía.
Los espectros de las nebulosas resolubles en estrellas son continuos y presentan rayas oscuras cuando las estrellas se perciben bien. Los espectros de las nebulosas no resolubles son discontinuos y se componen de un pequeño número de rayas brillantes, lo que hace ver que esos cuerpos son gases incandescentes. (Nota de F. J. Duarte). ↩

9

A priori era de esperar que llegasen a descubrirse movimientos de traslación entre tan grande multitud de cuerpos, diseminados en el espacio; de manera que al cabo de cierto tiempo los viésemos variar de posición entre sí. Sus recíprocas atracciones, aunque sumamente debilitadas por la distancia y por las opuestas direcciones en que se ejercen, no pueden menos de producir efectos sensibles para nosotros en una larga serie de siglos. Está probado que estos movimientos existen: el nombre de estrellas fijas, como dice Arago, es ya una mentira. Muchas de las dobles no solo dan vueltas una en torno a otra, sino que ambas en compañía se trasladan a otra región del cielo. Así en el Cisne una estrella binaria, cuyos dos individuos se conservan entre sí a la distancia de 15’’'', ha andado en 50 años 4'’23''’’. La estrella Mu de Casiopea anda cada año cerca de 4’’''. Varía pues la posición recíproca de las estrellas, aunque su marcha es lentísima.

¿No será verosímil que varios grupos de estrellas formen sistemas aparte, ligados por su recíproca gravitación; que las estrellas individuales que los componen, se muevan en estupendos giros; y que, como los planetas circulan en torno al sol, el sol mismo, acompañado de todos los orbes sujetos a su dominio, gire a su vez alrededor de algún otro foco atractivo? Ya el viejo Herschel había proclamado desde 1805 que el sol con toda su comitiva corría apresuradamente hacia cierto punto de la constelación de Hércules. Indagaciones posteriores han confirmado plenamente este aserto. Nuestra vía láctea no es una zona fija en el espacio, sino un ejército inmenso de cuerpos activos, móviles, que desenvuelven en el curso de los siglos los destinos estupendos que les ha señalado el Creador. Pero ¿cual es el punto alrededor del cual gira el sol? El Dr. Maedle, director del observatorio de Dorpat, anunció el descubrimiento de un gran centro, alrededor del cual da vueltas todo nuestro sistema y aun todo el universo de las estrellas. "“Las Pléyades, ha dicho, son el grupo céntrico de la falange de las estrellas fijas limitadas por la vía láctea, y Alcyone es la estrella individual de este cuerpo, a que puede asignarse con mayor probabilidad el carácter de verdadero sol central"”. Él calcula que la distancia de este sol de soles es como 34 millones de veces el radio de la órbita de la tierra; de manera que la luz necesita 537 años para atravesar el espacio que lo separa de nosotros. Calcula también que el período de la revolución de nuestro sol con su numeroso cortejo de planetas, satélites y cometas en torno al gran centro, es de 18 millones y 200,000 años. Pero estos anuncios son demasiado recientes para que hayan podido confirmarse o refutarse^*.

^*. Gran número de estrellas tienen movimientos propios. El más rápido es el de la estrella 1830 Groombridge que es de cerca de 8''’’ por año.
Existen hoy cerca de 20 estrellas cuyas paralajes y, por consiguiente, sus distancias a la tierra, se conocen con alguna precisión. Por ejemplo, de alpha del Centauro la luz llega a la tierra en cuatro años y medio; de Sirio, en 9 años. De las más pequeñas estrellas visibles sin instrumento, se calcula que la luz emplea en llegar a la tierra 140 años y de las más pequeñas que pueden verse con telescopios, varios millares de años.
Se conoce la componente de la velocidad de varias estrellas en el plano tangente a la esfera celeste. Es de 23 kilómetros por segundo para alpha del Centauro, de 17 km. para Sirio y de 55 km. para la 61 del Cisne.
Los movimientos propios de las estrellas son, en general, uniformes. Sin embargo, el movimiento de Sirio sufre de irregularidades que Bessel atribuyó a la atracción de una estrella vecina invisible. Este astro fue descubierto en 1862, confirmando la hipótesis de Bessel. Se le llama el compañero de Sirio y sus posiciones concuerdan con las que se habían calculado antes de su descubrimiento. (Nota de F. J. Duarte). ↩

10

Echando una mirada a los cielos en una noche serena, observaremos de trecho en trecho ciertos grupos en que las estrellas están como más condensadas que las de las regiones vecinas. En las Pléyades o Cabrillas se notan seis o siete si se las mira de frente, y muchas más si se vuelve la cara a otro lado, manteniendo la atención fija en ellas. Con el telescopio se ven hasta 50 ó 60. Otro grupo hay en la cabellera de Berenice, de más lucidas estrellas, pero algo más esparcidas; y en la constelación de Cáncer se ve una mancha luminosa llamada la Colmena, que, observada con un regular telescopio, se compone toda de estrellas. Lo mismo se nota en el puño de la espada de Perseo. Gran número de objetos celestes se han tenido a veces por cometas; manchas nebulosas redondas u ovaladas, aunque sin la cauda o cabellera que suelen tener esos astros, examinadas con telescopios de gran fuerza, aparecen compuestas de condensadas estrellas, circunscritas a limites bastante definidos, y con una apariencia de llama en el centro, donde la condensación es ordinariamente más grande. Las hay exactamente redondas; vastos espacios esféricos, poblados de luminares, que forman familias aparte. Sería vano empeño contar los astros asociados en uno de estos racimos esféricos; se calcula que muchos de ellos no contienen menos de diez a veinte mil estrellas, reunidas en un espacio que pudiera cubrirse todo con la décima parte del disco de la luna.

Dase el nombre de nébulas a estas nubecillas más o menos luminosas; prescindiendo de que, como las que forman la vía láctea y la Colmena, se compongan de enjambradas estrellas, miradas a una inmensa distancia, o se deban a modificaciones particulares de una materia luminosa en diversos grados de condensación; de lo cual trataremos después.

Presentan multitud de formas que fueron analizadas y clasificadas menudamente por el viejo Herschel.

Las que pertenecen a la primera clase, llamadas racimos, son o esféricas, como las que poco ha describimos, o irregulares. Estas últimas parecen menos pobladas de estrellas, menos definidas en su contorno, y menos densas hacia el centro. Herschel las miraba como racimos esféricos en un estado menos avanzado de condensación.

A la segunda clase de nébulas se dio el nombre de resolubles, porque si bien era de creer que se componían de estrellas distintas, no las dejaban columbrar a los telescopios de más alcance.

Las nébulas propiamente dichas forman la tercera clase en la cual no se creía percibir apariencia alguna de aglomeración de estrellas. Su variedad es grandísima. Las más notables son la que rodea la Theta, estrella cuádrupla o séxtupla de Orión, y la del Roble de Carlos (Robur Caroli), constelación austral. La primera se compone de pequeños copos adherentes a menudas estrellas, y en especial a una estrella considerable, a la que envuelve uno de estos copos en una atmósfera nebulosa de grande extensión y de singular aspecto. Otra de estas nébulas propiamente dichas está vecina a la Mu de Andrómeda; es visible sin telescopio, y ha pasado frecuentemente por cometa. Forma un óvalo oblongo; y su lustre se aumenta por insensibles graduaciones de la margen al centro, que es mucho más brillante que el resto, aunque no tiene la apariencia de estrella. Es muy grande; tiene casi un grado de largo y 15 a 20 minutos de ancho.

Las nébulas planetarias forman la cuarta clase. Son de un aspecto muy extraordinario, parecido al de los planetas: discos redondos o ligeramente ovalados; con bien definido contorno, a veces algo oscuro y anublado, y con luz uniforme o ligeramente salpicada de manchas, que en su brillo se acerca a veces al de la luz planetaria. Cualquiera que sea su naturaleza, sus dimensiones son inmensas; bastantes para llenar, según el más moderado cómputo, dice Sir John Herschel, la órbita toda de Urano; y si son cuerpos solares, su esplendor no puede menos de exceder mucho al de nuestro gran luminar.

En algunas de estas nébulas, la condensación es leve y gradual; en otras, grande y súbita; tan súbita que presentan el aspecto de una estrella empañada con una ligera borra en contorno, lo que ha hecho que se las llame nébulas estelares (quinta clase); al paso que otras ofrecen el bello fenómeno de una estrella brillante, cercada de una atmósfera circular lánguidamente luminosa, y cuyo lustre se amortigua por insensibles graduaciones, o de golpe. Éstas, denominadas estrellas nebulosas, forman la sexta clase; y a ellas pareció pertenecer nuestro sol, por la cabellera cónica o lenticular que le rodea en la dirección de su ecuador, y a que se ha dado el nombre de luz zodiacal. Hay asimismo nébulas anulares. La más notable es la que se halla entre Alpha y Beta de la Lira, y puede verse con telescopios de moderada fuerza.

Las nébulas han dado motivo a muchas especulaciones y conjeturas. Que la mayor parte se componían de estrellas, no podía dudarse. Veíase ya en ellas una interminable cadena de sistema sobre sistema o de firmamento sobre firmamento, de que apenas divisamos una vislumbre, y en que la imaginación se confunde y se pierde. Pero por otra parte se creyó muy probable la existencia de una materia fosfórica o espontáneamente luminosa, diseminada en extensas regiones del espacio, tomando formas caprichosas, como nubes agitadas por el viento, o concentrándose en atmósferas cometarias alrededor de ciertas estrellas. Sobre la naturaleza y destino de esta materia nebulosa, se levantaron ingeniosas hipótesis. Unos pensaban que era absorbida por las estrellas vecinas y les servía de pábulo; otros creían que por su propia gravedad se concentraba en masas que en el largo trascurso de los siglos engendraban estrellas nuevas y nuevos sistemas planetarios. Según Sir William Herschel las estrellas pasan por diferentes grados de condensación antes de tomar una forma definitiva, y las nébulas irresolubles son masas estelígenas, ora en un estado de embrión, ora en el de formación más o menos adelantada. Esta idea fue acogida con entusiasmo por los más célebres astrónomos. Arago, entre otros, miraba ya como una de las maravillas de que nos haría testigos el progresivo aumento de poder de los telescopios, la generación y nacimiento de las estrellas. “"Estas nébulas de formas diversas de que está sembrado el cielo, son, decía, anchurosos espacios, llenos de materia fosforescente que poco a poco se condensa. Este campo todavía intacto será explorado por la ciencia: el astrónomo observará los progresos de la concentración; señalará el momento en que vea redondearse el contorno exterior; el instante de la aparición del núcleo luminoso central; aquél en que ese núcleo, brillando con el esplendor más vivo, sólo se verá rodeado de una apariencia de vapor; aquél, en fin, en que esta nube se acercará y consolidará, y el astro recién nacido será semejante a los otros¹”."

¹. Journal des Débats, noviembre de 1844. (Nota de Bello). ↩

La supuesta irresolubilidad de ciertas nébulas era todo el fundamento de esta bella hipótesis. Pero los modernos telescopios disminuían cada vez más el número de las que pasaban por irresolubles, y el mundo científico aguardaba con ansia el resultado de un nuevo examen de la que rodea a la estrella Theta en la espada de Orión, que había salido victoriosa de cuantos esfuerzos se habían hecho por analizarla o resolverla en estrellas, aun por el gigantesco telescopio de lord Ross. La expectativa no duró largo tiempo. En marzo de 1846, se anunció al mundo que aquella nébula era, como las otras, no una masa tenue de vapor fosfórico, sino un brillante firmamento de estrellas. La ingeniosa teoría de Herschel se desvaneció como el humo.

APÉNDICE^*

^*. Insertamos en forma de Apéndice, la curiosa redacción de los artículos 6, 7, 8 y 9, de este capítulo puestos en la edición de Caracas, 1853, para suplir las páginas que faltaban en el ejemplar utilizado para la impresión. (Comisión Editora. Caracas). ↩

6

Entre las estrellas hay varias, que no distinguiéndose de las otras en su apariencia, están sujetas a disminuciones y aumentos periódicos en su lustre, llegando en uno o dos casos a apagarse enteramente para encenderse de nuevo. Llámanse estrellas periódicas. Una de las más notables es la Omicron de la constelación Cetus, observada primero por Fabricio en 1596. Su período es de 334 días; dura en su mayor esplendor unos 15 días, pareciendo a veces como de segunda magnitud; y decrece después por tres meses, hasta que se hace del todo invisible, y en ese estado permanece cinco meses, al cabo de los cuales vuelve a verse, y empieza a crecer hasta completar el período. Pero no siempre adquiere igual brillo, ni pasa por las mismas mutaciones, y aun en algunos períodos ha dejado de verse.

Otra notable estrella es Algol o la Beta de Perseo. Aparece ordinariamente como de segunda magnitud; y así continúa por 2d 14h; empieza entonces a amortiguarse súbitamente, y en tres horas y media queda reducida a la cuarta magnitud; pero después de ese tiempo se aviva otra vez, y en otras tres horas y media recobra su lustre; empleando en estas mutaciones como 2d 20h 48m. Pueden explicarse estas variaciones suponiendo que circula en torno a ella algún cuerpo opaco de extraordinario tamaño. La Chi del Cisne apenas pudo verse en los años 1699, 1700 y 1701. Otro hecho curioso es el aparecimiento de nuevas estrellas, que resplandecen desde luego con una brillantez notable, y después de permanecer inmóviles algún tiempo, se extinguen, y no dejan vestigio de su existencia. Una de ellas, que apareció el año 125 antes de Cristo, llamó la atención de Hiparco. Otra se dejó ver en el^* año de 1572 que apareció como de primera magnitud, cuya duración fué de 16 meses, según refiere Ticho Brahe en su astronomía de nueva estrella; y otra aparecida en el año de 1604, en el pie de la Serpiente de igual magnitud y duró 13 meses. Estas dos estrellas son dignas de particular mención: resplandecían tanto, que sobrepujaban a Sirio (que es la estrella más brillante) y aún a Júpiter perigeo, o en su mayor vecindad a la tierra; y lo más raro es que la de 1572 apareció de repente en su mayor resplandor, el cual, antes de desaparecer la estrella, empezó a disminuir gradualmente.

^*. En el texto de la edición de Caracas, figura la siguiente nota: "“Componiéndose estaba la segunda entrega de esta obra, cuando desgraciadamente advertimos la falta en la obra de las páginas 135 y 136, sin podernos dar razón de esta falta, pues el examen previo de ella no llegó a dichas páginas. En tal conflicto solicitábamos otro ejemplar para continuar el trabajo, pero fueron vanas nuestras diligencias, asegurándonos que no había otro en esta ciudad; por esta razón y para que no quedase trunca una obra, que con anhelo esperan los colegios y los numerosos suscriptores, hemos llenado el vacío, tratando las materias que faltan en dichas dos páginas, con las doctrinas de los más clásicos astrónomos que van citados. Confesamos que no se explican con aquel estilo puro, conciso y pulido, propio de la excelente pluma del Sr. Bello, pero sí con la exactitud de los principios de la ciencia. El Editor"”. (Comisión Editora. Caracas). ↩

Sería obra larga hacer relación de todas las estrellas nuevas que aparecen, y de las nuevas y antiguas que desaparecen, guardando períodos determinados: así en la constelación de Bublena, se ve una, que apareciendo de segunda magnitud por 15 días, va disminuyendo en el espacio de 334 días, hasta desaparecer totalmente. En el siglo pasado, esta estrella desapareció por cuatro años.

7

En esa brillante región estrellada se observa aparecer y desaparecer astros, de los que unos tienen ciertamente luz propia y otros la mendigan: vemos cuerpos lucientes anieblados, o estrellas nebulosas que parecen cometas, y vemos que una estrella aparece ya sola, ya doble, ya multiplicada, como si se dividiese en partes: o tanto se juntaran, que su intervalo a nuestra vista desapareciera, por la inmensa distancia desde donde la observamos. De las mismas estrellas conocidas y que tenemos por una sola, algunas son una colección de otras muchas, que por la aparente cercanía se confunden y son reputadas por una sola estrella; de las tres grandes de la espada de Orión, la del medio observó Huygens que era una colección de doce estrellitas compañeras (así las ha calificado Flamsteed). Con infatigable laboriosidad Cristiano Mayer ha observado en las estrellas dobles y triples y principalmente en las nuevas, rodeadas de estrellas cercanísimas, que suelen tener luz pálida. Descubrió ocho estrellitas compañeras, cerca de la nueva estrella de Hércules; cuatro de una estrella de Escorpión, y diez de una nueva de León. Sobre las estrellas dobles muchas de las compañeras, son verdaderamente nuevas, que tienen movimiento propio, que en algunas se conocen por la acelerada mudanza de su luz, grandeza y distancia.

Por tales descubrimientos y otros muchos de insignes astrónomos, con los que últimamente ha hecho Mr. Herschel de estrellas planetarias nebulosas, dobles y variantes de resplandor, le ha hecho conjeturar que el sistema solar se va acercando hacia la constelación de Hércules.

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Nada es más conocido en las estrellas fijas que los diferentes colores que se observan en ellas: unas son muy brillantes como el Can mayor y la Lira; otras algo oscuras, otras nebulosas, como las cercanas al cinto de Orión: otras hay de color bermejo, como son el corazón del Escorpión, Aldebarán, el Arcturo, Capela, Rigel y otras. La causa proveniente es la materia de que se componen, que no es tan pura, y homogénea en unas estrellas, como en otras: aquellas que solamente contienen partículas sutiles, cuyo movimiento vibratorio aumenta su luz, son más resplandecientes, y su resplandor es más claro y hermoso: pero otras que tienen mezclada otra materia menos apta para el movimiento sobredicho, son más oscuras, y causan entre las luminosas algunas sombras pequeñas, que si llegan a formar aquella proporción y mezcla de materia, que requiere el color bermejo o azul que hacen ponerse de ese color la luz de estas estrellas. De lo que tenemos un claro ejemplo en la llama que se levanta de los metales en el crisol, que de la mezcla de extrañas partículas, aparece la llama ya azul, ya bermeja, cenicienta o de otro color.

A más de las causas referidas del color de las estrellas hay otra que aumenta la viveza de su resplandor, y es la luz que les comunican las estrellitas compañeras, a las estrellas dobles, como observa Cristiano Mayer, que dice: que las estrellas dobles más conspicuas, cuyo movimiento propio es más sensible que en otras de la misma clase, tienen mayor número de estrellitas compañeras: la estrella doble Arcturo tiene 14 estrellitas: Sirio el mismo número, el Águila nueve, la Lira ocho &a; y tanto será mayor el aumento de luz de las estrellas principales, cuanto es el número de las estrellitas cercanísimas que la rodean.

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Las estrellas en todos tiempos se habían visto como términos y limites, que con su situación fija servían para conocer el movimiento de los planetas, sus órbitas y otros fenómenos semejantes. Ellas se habían llamado fijas, porque se creían siempre inmóviles en un mismo punto del cielo; y el movimiento diurno que se advierte en ellas, se juzgaba provenir de una esfera, que los antiguos llamaban cielo estrellado, el cual cada día se suponía dar una vuelta, sin que por esto ninguna estrella mudase de sitio.

Los modernos conociendo que la tierra cada día da una vuelta sobre su eje, de occidente a oriente, conciben muy bien la quietud de las estrellas; las cuales por la rotación diurna de la tierra, aparecen dar una vuelta cada día alrededor del orbe terrestre; según, esto, se entiende e infiere claramente, que este movimiento de las estrellas es aparente. Otros movimientos se observan en las estrellas y vamos a exponerlos.

Otra clase de movimiento es el que se llama precesión, o mudanza de longitud; para cuya inteligencia debe suponerse que la longitud de las estrellas, se cuenta desde el punto en que sucede el equinoccio de primavera, o en que la eclíptica corta al ecuador en el principio del signo zodiacal llamado Aries. En esta suposición, si se advierte que las estrellas, en el discurso de algunos años, mudan de longitud, es necesario decir, o que ellas tienen movimiento rotatorio, o que le tiene el punto dicho en que la eclíptica corta al ecuador. Así, por ejemplo, cuando vemos que la estrella zodiacal llamada León, tiene de longitud 4 signos, 26° y 53'’: y que 128 años antes de Cristo, en tiempo de Hiparco, tenia de longitud 4 signos menos diez minutos, desde luego inferimos, o que la dicha estrella se ha apartado 26° 43’' del punto desde donde se cuenta su longitud: o que este punto ha retrocedido, o se ha apartado el número dicho de grados y minutos de la estrella. Los antiguos con Hiparco, creían que las estrellas se iban poco a poco apartando del punto en que sucede el equinoccio de la primavera; y llamaban año grande, o platónico, el tiempo que ellas tardaban en volver otra vez al mismo sitio, cuyo movimiento es de 25,920 años.

Los modernos niegan este movimiento a las estrellas, y suponen que cada año va retrocediendo el dicho punto en que sucede el equinoccio de primavera; y este retroceso es lo que se llama precesión anual del equinoccio, la cual es de 2 minutos y 31 segundos cada tres años.

Otra especie de movimiento que se advierte en las estrellas, es el que se llama de latitud, por el cual se ve en ellas variar su distancia hasta la eclíptica desde cuya línea hacia sus polos, se cuenta la latitud de las estrellas: de este movimiento descubierto por Ticho Brahe, se podrá decir lo mismo que del antecedente; que por cuanto la latitud de las estrellas se cuenta desde la eclíptica, si esta muda de situación, disminuyendo el ángulo que ella hace con el ecuador, resultará en las estrellas un movimiento aparente en latitud; pero si la eclíptica no se mueve, el movimiento de las estrellas en latitud será verdadero; y en este caso la diferencia proviene de estrecharse o disminuirse el ángulo de la eclíptica con el ecuador. La disminución de este ángulo, calcula Lalande de 20 segundos por año, y que en el espacio de 263.370 años, habrá desaparecido totalmente el dicho ángulo, coincidiendo la eclíptica con el ecuador; y entonces faltarán en el año la variedad de estaciones, y la diferencia de duración que tienen los días en diferentes climas terrestres.

El tercer movimiento de las estrellas, que se llama de mutación, consiste en un desvío de 9° que se las ve hacer en el período de 18 años. Bradley por observaciones de 20 años advirtió en las estrellas variedad de longitud, de ascensión recta y de declinación; y que esta variedad no provenía de la precesión de los equinoccios. Continuó en sus observaciones, y notando que la dicha variedad desaparecía en 18 años conjeturó que ella era efecto de la acción de la luna, cuyos nodos recorrían la eclíptica en dicho tiempo; y que el eje terrestre describía en 18 años un círculo, cuyo diámetro era de 18 segundos, y que por razón del movimiento retrógrado de dicho eje, resultaba en las estrellas la variedad de longitud, ascensión, recta &a.

Otro de los movimientos aparentes de las estrellas, es el que se llama de aberración. Hook, Flamsteed y otros astrónomos, observaron que en el espacio de un año, se notaba en las estrellas la diferencia de 40 segundos en su situación, y conjeturaron que esto era efecto de la paralaje anual de las estrellas; pues por el movimiento de la tierra, las estrellas vistas en diferentes tiempos y desde diferentes sitios de la órbita terrestre, deben aparecer en diferentes lugares, Bradley se decidió a observar este fenómeno, que creyó efecto resultante del movimiento de la tierra y del tiempo que la luz de las estrellas tardaba en llegar a ella. Los astrónomos universalmente han adoptado este modo de pensar.

Sin embargo de los movimientos aparentes que dejamos notados, hay otros realmente verdaderos observados por Riecioti y por Halley en diferentes estrellas de primera y segunda magnitud, como dejamos dicho en los parágrafos anteriores, de tener movimiento propio muchas de ellas.