Cosmografía

LAS ESTACIONES

45. Las estaciones astronómicas.—Según se sabe, el año se divide en cuatro estaciones, separadas unas de otras por los dos equinoccios y los dos solsticios.

La primavera empieza en el momento en que la Tierra pasa por el punto equinoccial de la primavera ó, lo que significa lo mismo, en el momento en que el Sol atraviesa el ecuador y pasa del hemisferio austral al boreal del cielo. Este paso ocurre ordinariamente entre el 20 y el 22 de marzo.

El fin de la estación de la primavera y el principio de la de verano coincide con la época del solsticio siguiente, que se efectúa de ordinario hacia el 20 de junio.

El estío acaba y el otoño empieza en el momento en que se verifica el segundo equinoccio, es decir, cuando el Sol atraviesa el ecuador para volver al hemisferio austral, allá por el 22 de setiembre.

Finalmente, en la época del segundo solsticio, es decir, á eso del 20 ó 21 de diciembre, empieza la estación de invierno, que termina con el año astronómico al llegar el equinoccio de primavera.

46. Porqué tienen desigual duración las estaciones.—Los equinoccios y los solsticios dividen en cuatro partes desiguales la órbita de la Tierra, según acabamos de ver. Este hecho bastaría para que las estaciones no tuviesen la misma duración; pero esta desigualdad aumenta más aún por la circunstancia de que la Tierra se mueve en su órbita con rapidez tanto mayor cuanto más cerca del Sol se encuentra, cosa que ocurre precisamente cuando recorre los dos arcos más pequeños, los de otoño y de invierno.

He aquí las épocas precisas en que se verificaron durante el año 1888 los equinoccios y los solsticios, esto es, los principios de las cuatro estaciones y las duraciones correspondientes de estos períodos:

Se ve, por los números que preceden, que el Sol ha permanecido en el hemisferio boreal durante 186 días 10^h 57^m y en el austral sólo durante 178 días 19^h 44^m, lo cual constituye una diferencia de 7 días 15^h 30^m en favor de las estaciones estivales del hemisferio norte.

Fig. 19. Órbita anual de la Tierra. Las estaciones.

47. Las estaciones meteorológicas.—Las estaciones no son únicamente las divisiones naturales del año astronómico, sino que además y casi siempre se las considera como períodos que presentan caracteres distintos desde el punto de vista de la temperatura de las diversas regiones de la Tierra.

En lo relativo al hemisferio boreal, el invierno es generalmente la época de los fríos y el verano la de los calores, formando el otoño y la primavera períodos intermedios y templados.

En el hemisferio austral, el orden es inverso, por lo menos en cuanto las temperaturas dependen de la acción exclusiva y directa de los rayos solares. En dichas regiones de la Tierra, las épocas del frío son la primavera y el verano, y el otoño é invierno las de grandes calores. Es fácil darse cuenta de la oposición de las estaciones en ambos hemisferios con sólo estudiar las causas astronómicas de las variaciones de la temperatura.

48. Intensidad de la radiación solar en diversas épocas.—Si se considera en su totalidad el globo terrestre, la cantidad de calor que recibe del Sol no depende sino de la distancia entre ambos astros, y varía con ella. En el perihelio, allá por el 1º de enero, dicha cantidad es la mayor posible; la menor, en el perihelio, hacia el 1º de julio.

Entre estas dos épocas, el calor recibido por el globo varía, á medida que cambian las distancias del Sol á la Tierra. Como el eje mayor de la órbita divide la curva en dos partes iguales recorridas en el mismo tiempo por el planeta, resulta que éste recibe del sol cantidades de calor iguales durante cada una de esas mitades de año.

Por otra parte, la observación enseña que la temperatura media de la Tierra es casi constante, y que no ha variado de manera sensible desde hace miles de años. En consecuencia, podemos sentar que nuestro globo pierde cada año, por radiación en el espacio, todo el calor que recibe del Sol.

49. Influencia de la altura del Sol sobre la intensidad de la radiación.—Las variaciones de distancia no bastan á explicar las grandes diferencias que se notan en la temperatura de un punto dado en las diversas épocas del año, ni la distribución excesivamente desigual del mismo elemento en las distintas latitudes. Las causas de esas variaciones son de dos órdenes: unas, que dependen de la constitución física del globo terrestre y de su atmósfera, son de orden meteorológico; otras, puramente astronómicas. No debemos insistir más que sobre estas últimas.

Dos causas astronómicas principales determinan la intensidad del calor que el Sol irradia hacia un punto dado de la superficie del globo, de la cual resulta la temperatura media de un día en una época determinada. Estas causas son: en primer lugar, la altura meridiana á que el Sol se eleva sobre el horizonte; en segundo lugar, la duración del día, esto es, del tiempo que el astro tarda en recorrer su arco diurno.

En física se demuestra que si una superficie se encuentra enfrente de un foco de calor, la intensidad del calor incidente es tanto mayor cuanto menos oblicuamente se presenta dicha superficie á la acción de los rayos. Así, en el momento de salir el Sol, la Tierra recibe su mínimum de calor, para irse calentando cada vez más á medida que el movimiento diurno, haciendo elevarse el disco del astro, disminuye la oblicuidad de sus rayos. Á las doce, el calor recibido alcanza su máximum, para empezar á disminuir en seguida hasta la hora del ocaso. Comparando, en lo que se refiere á la oblicuidad de los rayos solares, dos días cualesquiera tomados en diferentes épocas del año, se ve que la cantidad de calor recibida en un punto dado, en cada uno de estos días, depende de la altura que alcanza el Sol á al hora de las doce. Ahora bien, esta altura varía con las estaciones, siendo cada vez mayor desde el equinoccio de primavera hasta el solsticio de verano, para disminuir en seguida hasta el equinoccio de otoño; luego sigue bajando hasta el solsticio de invierno, en que es lo más pequeña posible.

Finalmente, durante el invierno vuelve á pasar por los valores que ha tenido en otoño, hasta el equinoccio de primavera.

50. Influencia de la duración del día.—Por último, la temperatura de un día depende también del tiempo durante el cual ejercen los rayos solares su acción sobre la atmósfera y el suelo. En una palabra, depende de la extensión del día. Pues, esta extensión es á su vez, para un punto dado, tanto mayor cuanto más considerable es la altura meridiana del Sol; de modo que esta segunda causa contribuye en unión de las primeras á hacer más cálidas las estaciones de primavera y de verano, y más frías las de otoño é invierno.

Esto es, por lo demás, lo contrario de lo que ocurre con el hemisferio austral de la Tierra, puesto que, para dos latitudes iguales y opuestas, las alturas meridianas del Sol varían en sentido inverso, así como las duraciones relativas de los días y de las noches. El otoño y el invierno son en él las estaciones más cálidas, y la primavera y el verano las más frías.

51. Variaciones de la temperatura según las latitudes.—Todo cuanto acabamos de decir para explicar las variaciones de la temperatura en un punto dado, sirve también para hacer comprender la desigualdad de distribución del calor según las latitudes.

La zona tórrida, comprendida entre el ecuador y los dos trópicos, comprende las regiones cuya temperatura media anual es más elevada, y en que, al mismo tiempo, es menos vivo el contraste entre las estaciones. En efecto, el Sol conserva en ellas, durante todo el año, las alturas mayores sobre el horizonte. Allí es únicamente, según se ha visto, donde alcanza el cenit, y donde sus rayos caen verticalmente sobre el suelo. Su altura meridiana mínimum varía entre 66° y 43°, y nunca es inferior á este último valor.

En las zonas templadas hay una diferencia más considerable entre las temperaturas de las estaciones extremas. Por la época del solsticio de invierno, el Sol alcanza escasa altura meridiana, mientras que en el solsticio de verano, se eleva á alturas muy cercanas del cenit. Pero lo que distingue principalmente dichas zonas de la tórrida, es que la duración de los días, durante las estaciones invernales, es mucho menor que la de los días de las estaciones estivales.

Finalmente, entre todas las zonas, las menos favorecidas en lo relativo á la temperatura, son las glaciales. Durante los largos días de primavera y de estío se presentan dichas zonas muy oblicuamente á los rayos del Sol, y la ausencia del astro durante sus largas noches de otoño y de invierno, acumula en ellas las nieves y los hielos convirtiendo á esas regiones en países casi inhabitables.

52. Épocas del mayor calor y del mayor frío.—La primavera y el estío son dos estaciones que podrían creerse idénticas á primera vista, puesto que, dado un punto cualquiera, el Sol pasa en él por las mismas alturas meridianas y que los días tienen duraciones sucesivamente iguales. Lo mismo pudiera creerse acerca del otoño y del invierno. Sin embargo, la observación prueba que la temperatura media del verano es superior á la de la primavera, y que los grandes calores se presentan durante el verano y no en el solsticio. El invierno es análogamente más frío que el otoño, y las temperaturas más rigurosas no coinciden ordinariamente con la época del solsticio.

53. Estaciones meteorológicas de ambos hemisferios.—Se ha visto que el otoño y el invierno, esto es, las estaciones más frías del hemisferio boreal, corresponden á las distancias más cortas del Sol y de la Tierra, y la primavera y el verano á su mayor alejamiento. Como en el hemisferio austral ocurre lo contrario, deberían resultar de esto calores estivales más intensos y fríos de invierno más rigurosos. Pero esta causa de desigualdad queda compensada por el hecho de que, si bien el calor recibido por el hemisferio austral es más intenso durante las dos primeras estaciones, la duración de éstas es, por otra parte, menor que la de las otras dos.

Sin embargo, dada la igualdad de latitud, la temperatura media del hemisferio austral es inferior á la del hemisferio boreal. Las observaciones meteorológicas atestiguan la exactitud de este hecho, que se encuentra además confirmado por la diversa extensión de los hielos alrededor de ambos polos. Mientras que los hielos del boreal se extienden sólo hasta el 81° paralelo, en la zona austral los mares se hielan hasta el paralelo 71. Mas las causas de estas diferencias no son astronómicas: tal fenómeno debe atribuirse á la desigual repartición de las tierras y las aguas en los dos hemisferios. El boreal contiene la mayor parte de los continentes, mientras que el austral se encuentra cubierto en más de las tres cuartas partes por los océanos. Es cierto que ambos reciben en un año la misma cantidad de calor solar; pero la superficie líquida se enfría con más rapidez que el suelo, porque á medida que una capa superficial disminuye de temperatura, su mayor densidad la hace bajar, siendo reemplazada por otra inferior, que se enfría á su vez. Así pues, la mar pierde más que el suelo firme por la radiación nocturna de la Tierra, y esto explica la diferencia que acabamos de señalar entre las temperaturas medias del hemisferio sólido y del líquido.

LA LUNA

SATÉLITE DE LA TIERRA

54. Fases de la Luna.—La Tierra va acompañada por la Luna en su movimiento de rotación alrededor del Sol.

La Luna gira á su vez en torno de la Tierra, y en el mismo sentido que nuestro propio movimiento alrededor del Sol, esto es, de occidente á oriente. Su revolución se efectúa en un intervalo de 27 días y medio.

Como la distancia de la Luna á la Tierra es considerablemente más pequeña que la del Sol, la órbita de aquel astro lo coloca en cada revolución en una serie de posiciones respecto de este último, llamadas fases, y que nos la presentan de manera muy distinta. Ya aparece como un disco completamente iluminado; ya la vemos bajo la forma de un semi-círculo luminoso; ya, por fin, se limita á una sección más ó menos delgada, que es lo que llamamos media luna, ó una porción de círculo superior á la mitad de esta figura.

55. Explicación de las fases de la Luna.—La razón de estos aspectos es muy fácil de comprender. Basta para ello con examinar la figura 20, que representa una revolución completa de la Luna alrededor de la Tierra. En ella se ve á nuestro satélite en ocho posiciones principales sobre su órbita, cuyo centro está ocupado por la Tierra. Se supone que el Sol se halla fuera de la figura á una distancia igual á cerca de 400 veces la de la Tierra á la Luna. Su luz ilumina la mitad superior de ambos globos. Examinemos las posiciones sucesivas de la Luna.

En lo alto de la figura, nuestro satélite vuelve hacia la Tierra la mitad oscura y, por consiguiente, la Luna queda entonces invisible. Esta es la Luna nueva, y entonces se dice que se opera la conjunción.

El movimiento de la Luna la lleva á su segunda posición, y se empieza á ver desde la Tierra una pequeña parte del disco lunar, que parece una hoz, cuya convexidad está vuelta hacia el Sol, por la parte de occidente. En los días siguientes la media Luna se hace cada vez más ancha, y á los 7 y medio próximamente después de la Luna nueva, se encuentra iluminada toda una mitad del disco: este es el cuarto creciente.

Fig. 20. Órbita de la Luna. Explicación de las fases.

En los días siguientes, nuestro satélite vuelve hacia la Tierra porciones cada vez mayores de su mitad iluminada, hasta que llega á la quinta posición, esto es, la que se encuentra situada en la parte inferior de la figura, y en la cual vuelve hacia nosotros la mitad entera. Entonces se ve iluminado completamente el disco; este es el momento de la Luna llena ó de la oposición, porque al llegar este momento nuestro satélite ocupa, respecto de la Tierra, una posición opuesta á la del Sol. La Luna llena se verifica 14 días y cuarto próximamente después de la nueva.

El movimiento continúa y la Luna vuelve á ocupar en la segunda mitad de su revolución, pero en sentido inverso, posiciones completamente análogas á las de la primera. El disco presenta porciones iluminadas menguantes, primero el semi-círculo luminoso, luego las hoces ó medias Lunas, cada vez más estrechas y que entonces vuelven su convexidad hacia oriente. En los días 21º á 22º de la revolución se presenta el cuarto menguante, y á los 29 y medio, la Luna ha vuelto á hacerse invisible: ha terminado, pues, la lunación.

*Fig. 21. Movimiento propio de la Luna.

Se llama, en efecto, lunación el período que recorre así nuestro satélite entre dos conjunciones consecutivas, ó, lo que es lo mismo, entre dos lunas nuevas.

56. Lunación.—Ya se ha visto que la Luna efectúa su revolución alrededor de la Tierra en 27 días y ¼ próximamente, mientras que la lunación es de 29 días y medio. Esta diferencia procede de que, mientras la Luna efectúa una revolución sobre su órbita, la Tierra recorre igualmente, en el mismo sentido, un arco de la suya. La Luna, que ha dado una vuelta entera, se presenta otra vez á coincidir con la misma estrella; pero no ha llegado aún á su misma posición respecto del Sol, y como necesita aún 2 días y 5 horas más para realizar este regreso, resulta que se debe añadir esta diferencia á la duración de la revolución sobre la órbita, para obtener el tiempo exacto que tarda en efectuarse la lunación.

57. Movimiento propio de la Luna.—El movimiento de la Luna alrededor de la Tierra no se manifiesta sólo por las fases ó apariencias variadas de su disco.

También se le observa por el movimiento de la Luna sobre la bóveda celeste. Si este astro permaneciese inmóvil, tendría el mismo movimiento diurno que las estrellas, y se le vería ocupar siempre el mismo sitio en las constelaciones. Por el contrario, de un día á otro cambia de lugar retrocediendo hacia el oriente, como es fácil comprobarlo en el curso de una misma noche. Dicho movimiento de occidente á oriente es, en efecto, muy sensible, y llega á 13 grados próximamente en 24 horas.

ECLIPSES DE SOL Y DE LUNA

58. Órbita de la Luna.—La órbita que la Luna describe alrededor de la Tierra no está en el mismo plano que la de la Tierra alrededor del Sol. Aquél se inclina sobre la eclíptica formando un ángulo de 5 grados próximamente.

Examinando la figura que nos ha servido para explicar las fases, es fácil ver:

Que si la Luna describiese su órbita en el plano de la eclíptica, al llegar cada Luna nueva ó novilunio, la mitad oscura que este astro presenta á la Tierra, se encontraría opuesta necesariamente al Sol en línea recta; como los discos de ambos cuerpos tienen la misma dimensión aparente, la luna ocultaría el Sol á la Tierra, durante todo el tiempo de su paso en conjunción. El Sol sería invisible para las partes de la Tierra sobre que proyectara su sombra nuestro satélite; en una palabra, habría eclipse de Sol;

Que, en el mismo supuesto, al llegar la época de la oposición ó el plenilunio, habría eclipse de Luna, puesto que entonces la Tierra se hallaría interpuesta en línea recta entre el Sol y nuestro satélite. Este último quedaría sumido, pues, en la sombra de la Tierra.

De modo que en cada lunación habría dos eclipses, uno de Sol y otro de Luna, separados entre sí por un intervalo de catorce días y medio próximamente.

59. Inclinación sobre la eclíptica de la órbita de la Luna.—Todo el mundo sabe que los fenómenos de esta clase son mucho más raros, lo cual depende de que, como la órbita lunar se encuentra en un plano inclinado respecto de la órbita de la Tierra, una mitad de esta órbita es descrita por encima de la eclíptica, y la otra mitad por debajo. En la época del novilunio, nuestro satélite se encuentra, es verdad, en la dirección indicada, pero ya por encima ya por debajo del disco de la Tierra; y la sombra proyectada por él en el espacio pasa por encima ó por debajo de nuestro globo.

De análoga manera, en la oposición ó durante el plenilunio, la sombra de la Tierra que se encuentra necesariamente en el plano de la eclíptica, pasa por encima ó por debajo de la Luna sin tocarla, y no hay eclipse.

60. Condiciones de posibilidad de los eclipses.—No olvidemos, sin embargo, que la Luna, para describir su órbita ya por encima ya por debajo del plano de la órbita terrestre, pasa necesariamente dos veces por este plano, en cada revolución. Dichos dos puntos se denominan nodos.

Ahora bien, los nodos de la Luna cambian de posición, moviéndose sobre la órbita, y ocurre de tiempo en tiempo que la Luna se encuentra en uno y luego en el otro de estos nodos, en los instantes en que es también Luna nueva y Luna llena. Cada vez que se efectúa la mencionada coincidencia, hay eclipse de Sol ó de Luna, puesto que entonces Luna, Tierra y Sol se encuentran en línea recta. Lo que hemos dicho arriba sobre lo que ocurriría en la hipótesis de que la órbita lunar coincidiese con la eclíptica, se aplica en todo su rigor á los casos que acabamos de indicar.

Ahora es posible darse cuenta de la razón que ha hecho dar su nombre al plano de la Eclíptica ó de la órbita terrestre. Los eclipses no son posibles más que cuando la Luna pasa por este plano.

Fig. 22. Eclipse total de Sol.

61. De los eclipses de Sol.—Distínguense tres especies de eclipses solares. Unos son totales: en ellos el disco oscuro de la Luna cubre enteramente la superficie aparente del astro radioso (fig. 22). Los demás son parciales, es decir que en ellos sólo se oculta una parte más ó menos grande del disco solar que aparece recortado. Por fin, hay eclipses de Sol anulares, que se verifican cuando el disco de la Luna no es bastante grande para ocultar enteramente el del Sol; entonces un anillo luminoso de cierto ancho desborda alrededor del hemisferio oscuro de la Luna.

Esto equivale á decir que el cono de sombra pura proyectado por la Luna nueva hacia la Tierra, alcanza ó no la superficie de nuestro globo. Si llega á dicha superficie, hay eclipse total para todos los puntos de la Tierra que entran en su circunferencia, y parciales para cuantas regiones sólo quedan sumidas en la penumbra. Este es el caso representado por la figura 23.

Fig. 23. Eclipse anular de Sol.

Según esto, las condiciones de posibilidad de los eclipses totales de Sol son las siguientes:

La Luna debe hallarse en conjunción, esto es, ha de ser novilunio.

Este astro debe encontrarse además en las cercanías de uno de sus nodos.

Finalmente, su distancia á la Tierra debe ser menor que la longitud del cono de sombra pura proyectado por ella en el espacio.

Las mismas condiciones, excepto la última, son las de los eclipses anulares de sol.

62. Visibilidad de los eclipses de Sol.—Los eclipses de Sol no son visibles más que en una porción muy limitada de la superficie de la Tierra. Es perfectamente evidente, en primer lugar, que el fenómeno es completamente invisible en todos los puntos de la Tierra para los cuales no ha salido aún el Sol mientras dura el eclipse entero. Pero esto es también exacto para otros muchos puntos de la Tierra, y la razón se comprende sin dificultad.

En efecto, la Luna tiene un diámetro que es casi cuatro veces inferior al de la Tierra. Su cono de sombra es, en su mayor anchura, demasiado estrecho para que nuestro globo entero quepa en él; y hacia las extremidades, sus dimensiones son bastante pequeñas para no producir en la superficie de nuestro globo más que un círculo negro de unas 22 leguas de ancho. Según esto, un eclipse de Sol no es total, en un mismo instante físico, sino para un círculo de dicha dimensión. Sólo que los movimientos combinados de la rotación terrestre y lunar hacen que en realidad el cono de sombra se pasee por gran parte de la superficie de la Tierra, describiendo esta superficie una curva oscura. Las mismas observaciones se aplican á la penumbra.

63. Eclipse de Luna; condiciones de posibilidad.—Los eclipses de Luna pueden ser también parciales ó totales; pero nunca anulares, porque el cono de sombra de la Tierra tiene siempre, aún en las mayores distancias á que puede hallarse el satélite, dimensiones mucho más considerables que el disco lunar mismo.

Los eclipses de Luna no pueden efectuarse más que en la época de la oposición ó en plenilunio, con tal sin embargo que dicho astro se encuentre en uno de sus nodos ó á escasa distancia de ellos. En definitiva, para que el fenómeno ocurra, es indispensable que el globo lunar atraviese los conos de sombra y de penumbra que la tierra proyecta en el espacio, conos cuyo eje común coincide necesariamente con el plano de la eclíptica.

Si la penetración en la sombra pura es completa, el eclipse de Luna es total; si el astro sólo penetra en parte en dicho cono, el eclipse es parcial.

Finalmente, el eclipse total se llama central cuando la Luna atraviesa el cono de sombra en su mayor diámetro, lo cual exige evidentemente que el instante de la oposición coincida con el paso de la Luna por su nodo.

64. Aspecto de la Luna durante un eclipse.—Al principio de un eclipse total de Luna se observa primeramente una disminución marcada de la luz del disco; la Luna entra en este momento en la penumbra. Luego, y de pronto, se forma sobre el contorno un pequeño recorte oscuro que invade poco á poco la parte luminosa del disco; pero este recorte dista mucho de ser tan marcado como el de los eclipses solares. Su forma es circular; pero de una curvatura menos pronunciada, circunstancia fácil de prever y que el cálculo confirma, puesto que el diámetro de la sombra de la Tierra es casi tres veces tan grande como el diámetro lunar.

65. Forma y dimensión de la órbita lunar.—La órbita de la Luna no es circular; su forma es la de una elipse en uno de cuyos focos se hallara la Tierra.

De ahí resulta que la distancia de nuestro satélite á nuestro globo es ya mayor, ya menor. Su distancia media, calculada tomando como unidad el radio del ecuador de la Tierra, es algo más de 60. Expresándola en kilómetros, se encuentran 384,000, ó sean 96,000 leguas. En su mayor distancia ó apogeo, la luna se halla á 101,000 leguas; en el perigeo, sólo dista de nosotros 91,000 leguas. Estos números se aplican á los centros de ambos astros.

Fig. 24. Dimensiones comparadas de la Tierra y de la Luna.

66. Dimensiones de la Luna.—Conociendo la distancia de la Luna á la Tierra se han podido deducir las dimensiones de su diámetro, su superficie y su volumen.

El diámetro es algo mayor que la cuarta parte del diámetro de nuestro globo: equivale, en efecto, á sus 27 centésimos, lo que hace en kilómetros 6,950, ó sean unas 1,738 leguas. La Luna mide 11,000 kilómetros de contorno.

Su superficie es la 13ª parte de la terrestre; su volumen, la 49ª parte próximamente del de nuestro globo.

67. Rotación de la Luna.—Examinando las manchas que cubren el disco lunar, no se tarda en reconocer, si se continúa este examen durante algún tiempo, que la Luna presenta siempre las mismas á la Tierra, es decir, que vuelve constantemente hacia nosotros el mismo hemisferio. Este hecho constituye una prueba de que la Luna tiene movimiento de rotación que dura lo mismo que la revolución sideral. Nada más que por el hecho de presentar siempre la Luna la misma cara á la Tierra, que es el centro de su movimiento, resulta claro que, dado un punto del espacio celeste más ó menos distante de la órbita lunar, nuestro satélite debe por el contrario presentar, en el mismo intervalo, todas sus caras á un observador colocado en dicho punto.

68. Montañas de la Luna.—Constitución física.—Cuando se estudia la Luna por medio de un telescopio de bastante alcance, se ven en la superficie de su disco multitud de asperezas cuya presencia se acusa más aún por las sombras que proyectan en la dirección opuesta á la del Sol. La mayor parte de esas asperezas que no son más que las montañas de la Luna, tienen forma circular que las hace parecerse á grandes circos, ó á los cráteres de los volcanes terrestres. Las hay de todas dimensiones. La altura de muchas de estas montañas ha sido medida; casi todas son muy elevadas, y son varias las que suben tanto como las principales cimas de la Tierra.

Rigurosamente hablando, en la Luna no hay cordilleras de montañas ó, por lo menos, las alturas que se denominan así, son sólo los bordes ó barreras, en parte ruinosas, de grandes cavidades circulares, á las cuales ha hecho dar el nombre de mares el color agrisado de su fondo. Pero se ha reconocido que en la Luna no hay agua, y por tanto tampoco océanos, así como no existe en ella atmósfera alguna.

Por efecto de su revolución alrededor de la Tierra y de su rotación sobre su eje, la Luna presenta sucesivamente al Sol todos los puntos de su superficie, durante la lunación, que se efectúa, según ya se ha visto, en 29 días y medio. De ahí resulta que el día y la noche lunares tienen en junto 709 horas. En el ecuador del mencionado astro, la duración de los días es igual á la de las noches, siendo por tanto una y otra de 354 horas y media. En las polos, el Sol permanece sobre el horizonte 179 días, esto es, casi la mitad de uno de nuestros años. Ese día viene seguido por una noche de análoga extensión.

EL SOL

69. Foco de las órbitas de los planetas.—El Sol es el foco común de las órbitas de los planetas, esto es, de los astros que efectúan á su alrededor un movimiento periódico de revolución, como lo hace la Tierra. Está inmóvil respecto de ellos, á los cuales envía su luz y su calor.

Todo el mundo sabe que esta luz es tan viva que no se puede mirar al Sol de frente, á menos que alguna nube ó la niebla no se interpongan entre su disco y la vista del observador; en este último caso, es fácil ver que dicho disco tiene forma perfectamente circular y que el Sol es esférico, lo mismo que la Tierra y la Luna.

Sus dimensiones aparentes son con corta diferencia las mismas que las de la Luna; pero como su distancia á la Tierra es mucho mayor que la á que se encuentra nuestro satélite, sus dimensiones verdaderas son también infinitamente mayores. Entremos en algunos detalles sobre este punto.

70. Distancia del Sol á la Tierra.—La distancia del Sol á la Tierra ha sido calculada por procedimientos que no podemos describir aquí. Se ha hallado que en su término medio equivale á 23,200 radios del ecuador terrestre, esto es, en números redondos, á 148 millones de kilómetros, ó á 37 millones de leguas. Es unas 384 veces la distancia de la Luna.

Estos últimos números dan la distancia media: las extremas se deducen de ellos fácilmente, cuando se recuerda que la diferencia en más ó en menos es de la 60ª parte próximamente de la distancia media. Entonces se encuentra que el Sol, en la época de su máximum, se halla alejado de la Tierra 23,600 radios terrestres, ó 37,600,000 leguas, y en su distancia mínima 22,000 radios ó 36,350,000 leguas.

Como la distancia media sirve de unidad á todas las restantes, sea en nuestro mundo solar, sea en el sideral, haremos algunas comparaciones para que se comprenda mejor que por una simple enumeración de cifras, cuan considerable es. Por lo demás, no hay dificultad para efectuar los cálculos cuyos resultados damos aquí: un tren expreso de camino de hierro que anduviese sin pararse 50 kilómetros por hora, no llegaría al Sol sino al cabo de 336 años y 7 meses. Si el sonido pudiera propagarse á través de los espacios celestes, desde el Sol á la Tierra, uno cuya intensidad fuera bastante grande para agitar el aire en espacio tan grande, no sería percibido por nosotros hasta los 13 años y ¾ próximamente después de su emisión. Por último, la misma luz, cuyo movimiento de propagación es el más rápido de todos los movimientos conocidos, tarda 8 minutos y 16 segundos para recorrer la misma distancia, no obstante su velocidad de 300,000 kilómetros por segundo.

71. Dimensiones del Sol.—Vengamos ahora á las dimensiones del Sol. El radio de esta inmensa esfera equivale á más de 108 veces el radio ecuatorial de la Tierra. Calculándolo en kilómetros, mide 692,000 ó sean 173,000 leguas, lo que da 4,350,000 kilómetros próximamente para la circunferencia de uno de sus círculos máximos.

Si de las dimensiones lineales pasamos á las superficiales, se encuentran 6,000,000 de millones de kilómetros cuadrados, esto es, 11,800 veces la superficie terrestre.

Fig. 25. Dimensiones comparadas del globo del Sol y de la órbita de la Luna.

Finalmente, el volumen del Sol no es inferior á 1,280,000 veces el de nuestro globo, lo que da, en cubos de un kilómetro de lado, la cifra enorme de 1,381,000,000,000,000,000.

Según se ha visto antes, la Luna se encuentra á una distancia media de la Tierra igual á 60 radios terrestres próximamente. Si se imaginara, pues, que el centro de la esfera solar viniese á coincidir con el centro de la Tierra, no sólo se encontraría comprendida toda la órbita de la Luna dentro del cuerpo del Sol, sino que sobraría 48 veces más el radio de la Tierra entre la circunferencia de aquella órbita y la del inmenso astro. La figura 25 da idea exacta de dichas proporciones y del prodigioso tamaño del astro que distribuye en nuestro sistema la luz y el calor.

Para representar al Sol, la Tierra y la Luna en sus verdaderas proporciones de tamaño y de distancia, habría que disponer las imágenes de esta manera. La Luna debería hallarse representada por un grano de munición de 1 milímetro de diámetro. Á la distancia de 11 centímetros de éste, se colocaría otro de 4 milímetros de diámetro, que sería la Tierra. Y siguiendo la misma escala, el Sol quedaría representado por un globo de 40 centímetros de diámetro, colocado á 42 metros de los dos granos, para que la distancia fuera proporcional á las dimensiones elegidas.

72. Manchas del Sol.—Visto á través de una neblina suficientemente transparente, el disco parece de deslumbradora blancura. Pero si se le observa con un anteojo provisto de un vidrio ahumado, se notan en la superficie del cuerpo solar pequeñas manchas, rodeadas de una envoltura agrisada. Estas manchas son en ocasiones redondas, pero á menudo presentan también las formas más variadas é irregulares.

Se ha observado que se mueven siempre en el mismo sentido, y de esos movimientos se ha deducido que el Sol gira uniformemente alrededor de uno de sus diámetros y que la mencionada rotación dura 25 días próximamente.

El Sol tiene luz propia, y su masa se encuentra en estado de continua incandescencia; su globo está envuelto por una capa de hidrógeno en ignición.

Por el contrario, los planetas carecen de luz propia y se limitan á recibir y reflejar la del Sol. Esto lo sabemos ya en lo tocante á la Tierra y á la Luna, y lo que no tardaremos en ver también respecto de los demás cuerpos que efectúan revoluciones alrededor del gran astro.

Si el Sol se encontrara á distancias tan grandes como las estrellas que más cerca se hallan de nosotros, sólo se presentaría á nuestra vista como un sencillo punto luminoso; de lo cual se deduce que el astro central de nuestro sistema no es sino una estrella, ó que cada estrella es un Sol análogo al nuestro.

LOS PLANETAS

73. Los Planetas.—Ya hemos dicho que la Tierra no es el único cuerpo que circula alrededor del sol. Otros siete planetas, cuatro de los cuales tienen dimensiones más considerables que nuestro globo, y tres que las alcanzan casi iguales ó un poco más pequeñas, efectúan sus revoluciones periódicas alrededor del gran astro, en tiempos que varían de 87 días á 165 de nuestros años.

Los ocho planetas son, par orden de sus distancias al Sol:

Además, entre Marte y Júpiter circulan multitud de planetas muy pequeños, separando así á los planetas inferiores de los grandes planetas. Llámaseles pequeños planetas ó planetas telescópicos, porque no se les puede ver más que con anteojos poderosísimos. Se conocen en la actualidad 271, y cada año se descubren otros nuevos.

Entre los planetas medios hay dos que están acompañados de satélites, los cuales circulan alrededor de ellos del mismo modo que los planetas lo efectúan en torno del Sol. Son la Tierra con la Luna y Marte con 2 satélites. También los grandes planetas tienen satélites. Júpiter posee cuatro; Saturno, ocho; Urano, cuatro; y Neptuno, uno solo.

Contando todos estos cuerpos, y entre ellos el Sol, se encuentra que el sistema planetario está compuesto de 300 astros, de ellos 279 planetas y 20 satélites.

74. Distancia de los Planetas al Sol.—He aquí las distancias medias de los 8 planetas principales al Sol, representadas primero tomando por unidad la de la Tierra, y luego en millones de kilómetros:

78. Duración de las revoluciones de los Planetas.—Las duraciones de las revoluciones en días y años de la Tierra son las siguientes:

76. Planetas inferiores; superiores.—Dos de los ocho planetas principales están como se ve, más cercanos que la Tierra al Sol; por el contrario, cuatro se encuentran más distantes. Los primeros se llaman planetas interiores ó inferiores; los otros, entre los cuales se deben incluir los telescópicos, se denominan planetas exteriores ó superiores.

Como Mercurio y Venus describen órbitas que se encuentran envueltas por las de la Tierra, parecen oscilar hacia una y otra parte del Sol; ya pasan delante del astro, y á veces sobre su propio disco, donde se las ve destacarse á manera de pequeñas manchas negras y redondas; ya pasan por detrás del Sol. Estos planetas, vistos con el telescopio, presentan fases como la Luna, y por las mismas razones que ella. Cada uno de dichos cuerpos está animado de un movimiento de rotación que dura casi lo mismo que el de nuestro globo. En efecto, mientras la Tierra gira sobre su eje en... 23 h. 56 m.

Mercurio lo hace en... 24 h. 50 m. y.

Venus, en... 23 h. 21 m.

77. Mercurio y Venus.—Mercurio es más pequeño que la Tierra. Su diámetro equivale á algo menos de los 4 décimos del terrestre, lo que da como volumen algo más de la mitad. En cuanto á Venus, sus dimensiones son casi las mismas que las de nuestro globo. La luz de estos dos planetas es tan viva, que no se puede distinguir nada en su superficie, cuando se les examina con el telescopio. Sin embargo, algunas manchas distinguidas en Venus, y algunas desigualdades sobre el contorno de Mercurio, han hecho suponer que en sus superficies existen altas montañas.

Las órbitas de los planetas superiores envuelven por completo la de la Tierra, de modo que nunca los vemos pasar por delante del Sol; pero en cambio, van periódicamente á colocarse en el sitio opuesto al Sol, y nos presentan un hemisferio completamente iluminado. Como esta posición coincide, además con sus más pequeñas distancias á la Tierra, los planetas mencionados pueden ser objeto de fructuoso estudio.

78. Marte.—Entremos en más detalles sobre cada uno de los planetas superiores.

La órbita que Marte describe alrededor del Sol es, como todas las órbitas planetarias, una elipse; pero, después de la de Mercurio, ninguna es tan prolongada, quiero decir, tan distinta del círculo como ésta. Así es que las distancias de Marte al Sol varían entre 204 y 246 millones de kilómetros, según que el planeta se encuentre en su perihelio ó en su afelio. Sus distancias á la Tierra son igualmente muy diversas, siendo la más pequeña posible cuando Marte se halla en oposición, á 56 millones de kilómetros próximamente.

El globo de Marte es ligeramente aplanado, y presenta manchas de color gris verdoso, que han permitido hacer constar la existencia de un movimiento de rotación que dura 24 horas 37 minutos. En sus polos se notan manchas más blancas que el resto del disco; se ha observado que las dimensiones de estas manchas varían y alcanzan precisamente su máximum durante la estación de invierno de cada hemisferio. Es probable, por tanto, que esas manchas son producidas por las nieves y hielos de cada polo, más abundantes y extensas en la época de los fríos. En cuanto á las manchas oscuras, son probablemente los mares de Marte, y las partes brillantes y rojizas, sus continentes y sus islas.

Las estaciones en Marte deben presentar grandes analogías con las de la Tierra, por ser poco más ó menos análoga la inclinación del eje de rotación sobre la órbita. Pero su duración es mucho mayor, y el año de Marte se compone de 668 días. Este planeta tiene dos satélites, que efectúan sus revoluciones en tiempos muy cortos: 7 horas y 39 minutos para el más cercano al astro central y 30 horas 18 minutos para el segundo.

El globo de Marte no mide más que los 15 centésimos del terrestre, y es por tanto unas 7 veces más pequeño. Su diámetro mide 6,800 kilómetros, 1,700 leguas.

79. Júpiter.—Éste es el mayor de todos los planetas. Su volumen equivale a 1,820 veces el de la Tierra, y el diámetro de su ecuador supera 11 veces el diámetro ecuatorial terrestre: mide, en efecto, 140,000 kilómetros.

Mirándolo á simple vista, Júpiter presenta el aspecto de una estrella de primera magnitud; pero en los telescopios es un hermoso globo, surcado por bandas agrisadas, y visiblemente aplanado en las extremidades de un mismo diámetro, que es su eje de rotación. En efecto, algunas manchas permanentes han permitido demostrar aquel movimiento, y medir su duración, que es de 9 horas y 56 minutos. De modo que el día es en Júpiter 2 veces y ½ más corto que sobre la Tierra, y como su año es por el contrario casi once veces mayor, resulta que se compone de un número mucho mayor de días del planeta, esto es, de 10,477.

El eje de rotación forma casi un ángulo recto con el plano de la órbita. Las desigualdades de los días y de las noches, así como las de las estaciones, son por tanto poco pronunciadas en Júpiter.

Fig. 26. Júpiter acompañado de sus satélites.

Este astro va acompañado por cuatro satélites que circulan á su alrededor en tiempos desiguales. He aquí sus nombres, sus distancias al planeta, y la duración de sus revoluciones:

Todos ellos son mayores que nuestra luna, exceptuando el segundo.

Fig. 27. Saturno con su anillo y sus satélites.

80. Saturno.—Júpiter es sin duda el más voluminoso de los planetas; pero Saturno es el más extraordinario. No sólo se mueve en el cielo llevando un cortejo de ocho satélites, sino que posee además un apéndice singular, que lo distingue de todos los cuerpos celestes conocidos: este apéndice consiste en un anillo, ó mejor dicho, en un sistema de anillos que rodean su globo, del cual son completamente independientes.

En su movimiento de revolución alrededor del Sol, cuyo período comprende, según ya se ha visto, cerca de 30 años terrestres, Saturno se presenta bajo aspectos muy diversos, por efecto de la oblicuidad aparente de su anillo. Ya se le ve como un globo que sobresale por cada lado sobre el apéndice anular, y entonces el anillo tiene la forma de una elipse más ó menos abierta ó aplanada; ya se encuentra el planeta enteramente envuelto; ya, finalmente, se le diría privado de su anillo, que sólo se distingue como una línea recta luminosa, ó á manera de una oscura, que viene á ser la sombra proyectada por dicho anillo sobre el disco de Saturno.

81. Dimensiones de Saturno; su rotación.—Este astro es 718 veces tan voluminoso como la Tierra; hállase fuertemente aplanado en las extremidades de su diámetro ó eje de rotación; el diámetro ecuatorial equivale á más de 9 veces el de la Tierra, y mide unos 118,000 kilómetros.

La rotación de Saturno dura 10 horas y cuarto. Los anillos, cuyo plano coincide casi completamente con el plano del ecuador del planeta, tienen también un movimiento de rotación que dura lo mismo que el del planeta.

82. Urano y Neptuno.—Los dos planetas más lejanos del Sol, Urano y Neptuno, no son visibles á simple vista. Así fué que los antiguos no los conocieron, y que no se les ha descubierto hasta 1781 y 1846. Ambos son mayores que la tierra: Urano equivale á 69 globos terrestres y Neptuno á 55.

El primero de estos planetas tiene cuatro satélites, que efectúan sus revoluciones en 2 días 12 horas, 4 días 3 horas, 8 días 17 horas y 13 días 11 horas.

Neptuno no posee más que un solo satélite, cuya revolución dura 5 días y 21 horas.

83. Los pequeños planetas.—Entre Marte y Júpiter se mueven numerosísimos planetas muy pequeños, casi todos invisibles á simple vista, los cuales circulan alrededor del Sol en períodos que parecen comprendidos entre 1,000 y 2,500 días próximamente, á distancias del foco común comprendidas entre 2 y 4 veces próximamente la distancia media de la Tierra al Sol. Los cuatro más notables en esta multitud de astros telescópicos son Palas, Juno, Vesta y Ceres, precisamente los primeros descubiertos.

Hoy se conocen 271 de estos cuerpos celestes.

LOS COMETAS

84. Los cometas. Núcleos y cabellera, colas.—Además del Sol, los planetas y sus satélites, el sistema solar comprende un número bastante considerable de astros que se mueven alrededor del foco común; pero que se distinguen de los planetas, sea por la naturaleza de sus órbitas, sea en caracteres físicos particulares.

Fig. 28. Cometa de 1811.

Estos astros son los cometas.

Si nos referimos á la etimología de la palabra, cometa significa astro cabelludo. En efecto, la mayor parte de las veces un cometa aparece como una estrella cuyo núcleo luminoso se encuentra rodeado por una nebulosidad más ó menos brillante, á la cual daban los astrónomos antiguos el nombre de cabellera.

Independientemente de esta aureola vaporosa, el núcleo del astro se presenta acompañado la mayor parte de las veces por una prolongación cuya longitud varía de un cometa á otro y aun tratándose del mismo cometa: esta prolongación luminosa, este apéndice nebuloso es lo que se denomina cola del cometa. La forma de la cabellera, sus dimensiones aparentes y reales, el aspecto y dimensiones de la cola, son sumamente variables. Se han visto cometas de dos y más colas.

85. Forma de las órbitas cometarias.—Los cometas efectúan, lo mismo que los planetas, movimientos de rotación alrededor del Sol; pero sus órbitas son curvas mucho más prolongadas. Y hasta diremos que la mayor parte de estas órbitas parecen ser curvas de ramas infinitas que se denominan parábolas. Los cometas que tienen tales órbitas, después de haberse acercado al Sol y á la Tierra lo bastante para ser visibles, se alejan de ellos para no volver á presentarse.

86. Número de los cometas.—El número de cometas es considerable. Desde la antigüedad hasta nuestros días se han observado más de 800; pero desde que se les busca con el telescopio, su número va creciendo con enorme rapidez. Es probable que hay que contarlos por millones, lo cual parece justificar la expresión de Képler, quien los consideraba tan numerosos como lo son los peces en el mar.

Pero sólo muy pocos astros de esa clase, aun entre aquellos cuyos períodos de revolución se han calculado, se han presentado por dos ó más veces ante la vista humana. Hoy se conocen catorce de ellos, desde el cometa de Halley, que se presenta cada 76 años, hasta el de Encke, que tiene un período de 3 años y 4 meses.

87. Estrellas errantes, bólidos, aerolitos.—Se da el nombre de estrellas errantes á unos meteoros que se presentan, en un cielo sereno, bajo el aspecto de puntos luminosos que corren por entre las estrellas. Diríase á primera vista que son estrellas desprendidas de la bóveda celeste, que caen y se apagan. Su brillo aparente es tan diverso como el de las estrellas propiamente dichas; pero en ocasiones se ven algunas que alcanzan la primera magnitud y superan en resplandor á Venus y Júpiter, presentando un disco parecido y dimensiones apreciables. Entonces se les da más bien el nombre de bólidos.

Algunos de estos meteoros, después de recorrer en el cielo una trayectoria de cierta extensión, estallan y se dividen en fragmentos que se precipitan sobre la superficie de la Tierra, donde se han podido recoger restos suyos, bajo la forma de masas minerales más ó menos voluminosas; estos son los aerolitos ó meteoritos.

Las líneas descritas por las estrellas errantes tienen casi siempre el aspecto de líneas rectas. La impresión luminosa dejada en el cielo por su rápido movimiento permite fácilmente la comprobación de dicha circunstancia. Pero este hecho general presenta excepciones y se han visto estrellas de esta clase que antes de desaparecer describen curvas sinuosas.

También varía de manera análoga el color de las estrellas errantes y de los bólidos. Dado cierto número de estrellas errantes observadas, dos terceras partes próximamente eran blancas, mientras que el amarillo, el amarillo rojizo y el verde caracterizaban á la otra tercera parte.

Ha sido posible determinar las alturas de un número bastante grande de estrellas errantes en el momento de su aparición, y se han encontrado números muy diversos, desde 8 hasta 60, 100 y aún 200 kilómetros. Su velocidad es igualmente muy diversa, pero, en general, es considerable, igualando y aun superando á la que posee la Tierra en su movimiento de translación.

88. Estrellas errantes esporádicas, enjambres periódicos.—Desde el principio de la ciencia, los astrónomos habían distinguido entre las apariciones aisladas de las estrellas errantes, que llamaban esporádicas, y aquellas en que los meteoros se presentan en gran número y en épocas casi fijas, á las cuales reservaban naturalmente el calificativo de apariciones periódicas.

Desde luego se notaron dos épocas notables: la del 10 de agosto y de las noches próximas á esta fecha y la del 13 al 14 de noviembre; pero posteriormente se han reconocido otros varios períodos.

89. Aerolitos.—Los aerolitos, ó piedras llovidas del cielo, tienen estrecha relación con la aparición de las estrellas errantes y los bólidos. Gran número de hechos confirman esta manera de ver. Citemos algunos de ellos. El 26 de abril de 1803 en el Aigle, pueblo del departamento francés del Orne, unos cuantos minutos después de la aparición de un gran bólido que se movía del sudeste al noroeste, y que fué visto desde Alençón, Caen y Falaise, se oyó una horrible explosión, seguida por detonaciones semejantes al ruido del cañón y al fuego de mosquetería; ese estruendo partía de una nube negra aislada en medio de un cielo muy puro. Gran número de piedras meteóricas todavía humeantes fueron halladas en la superficie del suelo, en una extensión de terreno que medía en el sentido de su mayor dimensión, unos 11 kilómetros. La mayor de dichas piedras pesaba algo menos de 10 kilogramos.

90. Luz zodiacal.—Se llama luz zodiacal á una especie de cono luminoso que se observa después de ponerse el Sol, á fines del crepúsculo, ó por la mañana antes de la salida del astro. Este resplandor es visible principalmente por la tarde hacia la época del equinoccio de primavera y por la mañana en el equinoccio de otoño.

El brillo de esta luz es comparable al de la Via láctea, ó bien á la cola de algunos cometas, que dejan ver á través, por ser muy grande su transparencia, hasta las estrellas más diminutas.

LAS ESTRELLAS

91. Estrellas fijas.—Orden de magnitud.—Las estrellas que brillan en el cielo de nuestras noches cuando está puro son tan numerosas que no se podría distinguirlas unas de otras fácilmente, si no conservaran las mismas posiciones relativas en el curso de los años. Este carácter es lo que les ha valido el calificativo de estrellas fijas, por más que también se muevan y cambien de posición á la larga. Por el contrario, los planetas, que á simple vista se parecen á las demás estrellas, se distinguen de éstas en que sus movimientos sobre la bóveda estrellada son generalmente muy perceptibles, y pueden observarse sin dificultad.

Las estrellas se clasifican también por orden de magnitud; las más brillantes de todas, que son veinte en el cielo entero, forman la categoría de las estrellas de primera magnitud. Citemos entre ellas, por orden de su brillo relativo:

Después vienen las estrellas de 2^a, de 3^a magnitud, etc., tanto más numerosas cuanto más débil es su fulgor. Á simple vista no se distinguen más que los seis primeros órdenes de magnitudes; las personas de muy buena vista suelen percibir hasta las estrellas de 7^a magnitud.

En conjunto hay de 5 á 8,000 estrellas visibles á simple vista; pero con los telescopios se las cuenta por decenas de millones.

92. Constelaciones.—Las estrellas más brillantes dibujan en la bóveda celeste figuras que permiten reconocerlas cuando se está familiarizado con su forma aparente. De esa manera se las distribuye en grupos llamados constelaciones.

Describamos rápidamente los más notables de estos grupos.

En un horizonte dado, por ejemplo, en la latitud de Buenos Aires, la esfera estrellada puede dividirse, según ya se ha dicho al hablar del movimiento diurno, en tres zonas: una, la zona circumpolar austral formada por estrellas que no se ponen ni salen, y que permanecen visibles en este Horizonte todas las noches del año; la segunda comprende las estrellas que describen sus arcos diurnos en parte por encima y en parte por debajo del horizonte, y está dividida en dos mitades por el ecuador celeste. El movimiento de translación de la Tierra hace que las diversas regiones de esta zona no sean visibles durante la noche más que sucesivamente y según la época del año. La tercera zona, inmediata al polo boreal, comprende las estrellas que describen sus círculos enteros por debajo del horizonte, y que son por consiguiente invisibles todo el año en la latitud de Buenos Aires.

Bajo el ecuador, las tres zonas se reducen á una sola, que comprende todas las estrellas del cielo, desde un polo á otro. Lo mismo en el polo sur que en el norte, la zona ecuatorial desaparece y las zonas circumpolares, una visible y otra invisible, comprenden cada una toda una mitad de la esfera celeste.

93. Zona circumpolar austral.—Veamos cuales son las constelaciones más notables de esta esfera. Empecemos por la zona circumpolar austral, siempre visible sobre el horizonte que acabamos de tomar como ejemplo, es decir, bajo la latitud sur de 34° 36′, que es la de Buenos Aires.

Supongamos que en la noche del 20 de diciembre, ó sea en la del solsticio de verano en el hemisferio austral, examinemos á media noche la parte de cielo vuelta hacia el sur. Á esta hora veremos la Via Láctea elevarse desde el horizonte hasta el cenit, inclinándose ligeramente hacia oriente. Á lo largo de su camino aparecen en este momento, unas por encima de otra, tres brillantes constelaciones, que son, nombrándolas de abajo arriba, el Centauro, la Cruz del Sur y el Navío ó Argo. La Cruz del Sur es notable por cuatro estrellas dispuestas en forma de cruz ó de rombo á las cuales debe su nombre; una es de primera y dos de segunda magnitud. Por debajo de la estrella más hermosa de la cruz se ven las estrellas? y? del Centauro notable la primera por ser doble, esto es, por constituir un sistema de dos soles que giran uno alrededor de otro, y también por ser, entre todas las estrellas conocidas, la más inmediata á nuestro sistema. El Centauro se extiende al oriente y al norte de la Cruz del Sur, envolviéndola casi enteramente. Encima de esta última constelación es donde brillan, en esta época del año, las más hermosas estrellas que componen al Navío y entre las cuales es Canopo la más brillante. Esta estrella de primera magnitud, la más brillante de todo el cielo después de Sirio se encuentra á unos 15″ del cenit, algo más allá de los límites de la zona circumpolar austral; de modo que cada día, al describir su círculo diurno, desaparecerá durante cierto tiempo debajo del horizonte.

Fig. 29. Zona circumpolar austral.

Citemos de paso las constelaciones del Triángulo y del Altar, donde se ven algunas estrellas de segunda y tercera magnitud; luego el Pez Volador, la Dorada y el Retículo situadas por encima del Navío. En esta región del cielo austral se ven dos notables nebulosas, conocidas por el nombre de Nubes de Magallanes (nubecula major y nubecula minor) Entre estos dos singulares grupos estelares y la Cruz del Sur esta el polo celeste austral. En esta región no se ve ninguna estrella notable, que permita distinguir a simple vista, como en el hemisferio norte, el punto a cuyo alrededor parecen efectuar su movimiento de revolución diurna todas las estrellas visibles. Al oeste de las nubes de Magallanes, la constelación del Eridan notable por su estrella de primera magnitud Achernar, que hace vis a vis por la otra parte del polo a las dos brillantes estrellas del Centauro. La mayor parte de las estrellas del Eridan pertenecen por lo demás a la zona ecuatorial.

Fig. 29 Zona circumpolar boreal.

94. Zona circumpolar boreal. La zona circumpolar boreal comprende las estrellas invisibles en el horizonte de Buenos Aires. En el centro de ella se encuentra una estrella de 2ª magnitud denominada la Polar por efecto de su proximidad al polo celeste boreal. Esta es la más brillante de la constelación de la Osa menor.

En las cercanías de esta constelación se halla la Osa mayor cuyas 7 principales estrellas están dispuestas del mismo modo aunque en sentido inverso, que las 7 estrellas de la Osa menor.

Casiopea, el Dragón, el Cochero, donde brilla la Cabra, estrella de 1ª magnitud, el Cisne, son constelaciones de la misma zona.

95. Zona ecuatorial.—En la zona que rodea al ecuador celeste es donde brillan las más hermosas constelaciones del cielo. En el hemisferio norte, Leo ó el León, con la hermosa estrella Régulo, Virgo ó la Virgen con la Espiga, el Boyero con Arturo, Tauro con Aldebarán. Orion está sobre el ecuador, parte al norte y parte al sur de éste. El Gran Can, en que brilla Sirio, es una de las más hermosas constelaciones del hemisferio austral.

El cielo se halla atravesado en toda su extensión por una zona vaporosa, blanquecina, que se divide en varias ramas, y que se denomina la Via Láctea. Mirándola con el telescopio, esta zona se descompone en miriadas de estrellas; su inmenso número y lo débil de su brillo es la causa de aquella apariencia lechosa á que debe su nombre la Via Láctea.

96. Distancias de las estrellas á la Tierra y al Sol.—Si la distancia que separa la Tierra de las estrellas propiamente dichas no fuese infinitamente superior á la que existe entre nuestro planeta y el Sol, se notaría así de la manera siguiente. Puesto que la Tierra describe alrededor del Sol una curva cuyo radio medio es de 148 millones de kilómetros, en un intervalo de seis meses, nuestro globo anda el doble de este radio. Por consiguiente hay 296 millones de kilómetros entre una cualquiera de sus posiciones y la posición diametralmente opuesta en la órbita, y por consiguiente nuestro planeta se acerca ó se aleja de las estrellas tan enorme cantidad. Por un efecto de perspectiva fácil de comprender, las estrellas á que se acerca de esta manera, deberían parecer separarse unas de otras, acercándose por el contrario entre sí las estrellas de que se aleja. Pues bien, este efecto es nulo para la gran mayoría de las estrellas, y sólo se le ha podido medir tratándose de algunas, respecto de las cuales es, sin embargo, sumamente pequeño.

De ahí se ha deducido que las estrellas en general están tan distantes de la Tierra, que una longitud de 300 millones de leguas próximamente es como nula en comparación de sus distancias.

La más cercana á nosotros es, entre las conocidas, la estrella más brillante de la constelación del Centauro, designada por la letra griega α—alfa—en los catálogos de estrellas ó en los mapas celestes. Su distancia á la Tierra ó al Sol es 220 mil veces tan grande como el radio de la órbita de la Tierra. En números redondos, se eleva á 8,350 mil millones de leguas de 4 kilómetros. Sirio está seis veces más lejos, y se encuentra á 50,500 mil millones de leguas de nuestro mundo solar. Para formarse idea de tan prodigiosas distancias, se calcula el tiempo que tarda en atravesarlas la luz. Sábese que en el corto intervalo de un segundo, la luz recorre una distancia de 75,000 leguas próximamente: este es el más rápido de todos los movimientos conocidos. Ahora bien, para llegarnos, desde la estrella más cercana, tarda la luz algo más de tres años y medio; de Sirio más de 21 y medio; de la Cabra, ¡72 años por lo menos!

La inmensa mayoría de las estrellas se encuentran mucho más distantes aún. Herschel, gran astrónomo inglés, veía en su telescopio estrellas á que atribuyó distancia 2,300 veces mayor que la de las de primera magnitud. Por ahí se puede juzgar de la extensión del universo, aun cuando sólo se considere la parte de él accesible á la visión telescópica.

97. Las estrellas son soles.—Las estrellas brillan con luz propia y no por efecto de la luz refleja del Sol, según lo efectúan los planetas y sus satélites. Esta verdad es consecuencia de su inmenso alejamiento. Cuando se las mira con el telescopio, las más brillantes de entre ellas, las que pueden considerarse mayores, sólo aparecen como puntos luminosos, tan pequeños que no hay posibilidad de medirlos.

La consecuencia de todo cuanto antecede es que las estrellas son verdaderos soles, y probablemente muchas de ellas se encuentran acompañadas como nuestro astro central, de planetas, satélites y cometas, formando sistemas análogos á nuestro sistema solar.

98. Estrellas dobles.—También existen sistemas de soles. En efecto, se conocen miles de estrellas que, sencillas al parecer á simple vista, se descomponen cuando se las examina con el telescopio. Las estrellas que componen estos pares, giran una alrededor de otra, haciendo la mayor de ellas respecto de la menor, el mismo papel que nuestro Sol en lo tocante á uno de los planetas del sistema.

También hay estrellas triples y cuádruples.

99. Nebulosas, grupos estelares.—Por último, se conocen multitud de pequeñas manchas denominadas nebulosas, porque á simple vista ó con anteojos de escaso poder, se parecen á nubes luminosas. Examinadas con aparatos de gran aumento, muchas de ellas se descomponen en infinidad de estrellas; son, pues, grupos estelares. Pero las hay también que no han podido ser descompuestas, ya porque se hallen demasiado lejos ó porque sus estrellas sean muy pequeñas, ya porque se hallen constituídas por una especie de materia gaseosa, luminosa por sí misma, pero no condensada en estrellas.

La Via Láctea entera aparece como una gran nebulosa, compuesta por multitud de estrellas, ya aisladas y dispersas en el cielo, ya agrupadas en núcleos compactos. Las nubes de Magallanes, la Nube mayor y la Nube menor, que se ven en el cielo del hemisferio austral, están compuestas á la vez de estrellas dispersas, de grupos estelares, y de nebulosas indescomponibles.

Tal es la estructura del universo considerado en conjunto. Nuestro Sol con todo su cortejo de planetas y de cometas no es más que un punto del Cosmos, y la Tierra, tan grande para nosotros, representa apenas un átomo imperceptible en la masa de los mundos.