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Martes, 2 de junio de 2020

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Las estrellas variables se encuentran en la mayor diversidad.  Algunas son apariciones temporales que a menudo surgen de la invisibilidad a un grado de brillantez asombroso, luego se retiran más lentamente hasta una cuasi extinción.    La Nova Persei, que brilló el 22 de febrero de 1901, y fue estudiada fotográficamente por el Padre Sidgreaves en [[Colegio Stonyhurst |Stonyhurst]], es el caso reciente (a 1907) más notable del fenómeno.    Las estrellas cuyas variabilidades constan de siete a veinte meses o más se denominan "variables de largo período."  Hasta 1906 se habían registrado alrededor de 400.  Comúnmente alcanzan un máximo de mil veces su brillantez mínima.  Mira, la “maravillosa” estrella de la Ballena, descubierta por David Fabricio en 1596, es el modelo de esta clase.  Las fluctuaciones de las "variables de periodo corto" tienen lugar en unos días u horas y con mucho más puntualidad.  Cierta proporción de ellas son "estrellas eclipsantes" (para 1907 se había reconocido como tales a unas 35) que deben sus fluctuaciones de luz recurrentes regulares a la interposición de satélites grandes.    El espécimen más conocido es Algol en Perseo, cuyas variaciones fueron percibidas por Montanari en 1669.  Se han detectado variables rápidas entre los componentes de los cúmulos globulares; pero su curso de cambio es de una naturaleza totalmente diferente a la de las estrellas eclipsantes.     
 
Las estrellas variables se encuentran en la mayor diversidad.  Algunas son apariciones temporales que a menudo surgen de la invisibilidad a un grado de brillantez asombroso, luego se retiran más lentamente hasta una cuasi extinción.    La Nova Persei, que brilló el 22 de febrero de 1901, y fue estudiada fotográficamente por el Padre Sidgreaves en [[Colegio Stonyhurst |Stonyhurst]], es el caso reciente (a 1907) más notable del fenómeno.    Las estrellas cuyas variabilidades constan de siete a veinte meses o más se denominan "variables de largo período."  Hasta 1906 se habían registrado alrededor de 400.  Comúnmente alcanzan un máximo de mil veces su brillantez mínima.  Mira, la “maravillosa” estrella de la Ballena, descubierta por David Fabricio en 1596, es el modelo de esta clase.  Las fluctuaciones de las "variables de periodo corto" tienen lugar en unos días u horas y con mucho más puntualidad.  Cierta proporción de ellas son "estrellas eclipsantes" (para 1907 se había reconocido como tales a unas 35) que deben sus fluctuaciones de luz recurrentes regulares a la interposición de satélites grandes.    El espécimen más conocido es Algol en Perseo, cuyas variaciones fueron percibidas por Montanari en 1669.  Se han detectado variables rápidas entre los componentes de los cúmulos globulares; pero su curso de cambio es de una naturaleza totalmente diferente a la de las estrellas eclipsantes.     
  
Edmund Halley (1656-1742), el segundo Astrónomo Real, anunció en 1718 que las estrellas, lejos de ser fijas, se mueven hacia adelante a través del cielo cada una por su cuenta.    Llegó a esta conclusión al comparar las observaciones modernas con las antiguas; y los “propios movimientos” estelares constituyen en la actualidad un amplio y expansivo campo de investigación.    Un intento preliminar de regularizarlas fue hecho por la determinación que hizo Herschel, en 1783, de la línea de viaje del Sol.  Su éxito dependió del hecho de que los desplazamientos aparentes de las estrellas parecen incluir un elemento común, transferido por perspectiva del avance solar.    Sus movimientos individuales o “peculiares”, sin embargo, no muestran cierto método de rastreo.    También se ha afirmado que un buen número de estrellas viajan a velocidades probablemente no controlables por el poder gravitacional de todo el sistema sideral.    Arturo, con su portentosa velocidad de 250 millas por segundo, es una de esas estrellas "fuera de control". El ritmo del Sol, de alrededor de 12 millas por segundo, parece comparativamente muy tranquilo; y es probablemente sólo la mitad de la velocidad estelar promedio.  Las mejores investigaciones recientes (hasta 1907) localizan el ápice del camino del sol, o el punto hacia el cual tiende su movimiento, cerca de la brillante estrella Vega
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Edmund Halley (1656-1742), el segundo Astrónomo Real, anunció en 1718 que las estrellas, lejos de ser fijas, se mueven hacia adelante a través del cielo cada una por su cuenta.    Llegó a esta conclusión al comparar las observaciones modernas con las antiguas; y los “propios movimientos” estelares constituyen en la actualidad un amplio y expansivo campo de investigación.    Un intento preliminar de regularizarlas fue hecho por la determinación que hizo Herschel, en 1783, de la línea de viaje del Sol.  Su éxito dependió del hecho de que los desplazamientos aparentes de las estrellas parecen incluir un elemento común, transferido por perspectiva del avance solar.    Sus movimientos individuales o “peculiares”, sin embargo, no muestran cierto método de rastreo.    También se ha afirmado que un buen número de estrellas viajan a velocidades probablemente no controlables por el poder gravitacional de todo el sistema sideral.    Arturo, con su portentosa velocidad de 250 millas por segundo, es una de esas estrellas "fuera de control". El ritmo del Sol, de alrededor de 12 millas por segundo, parece comparativamente muy tranquilo; y es probablemente sólo la mitad de la velocidad estelar promedio.  Las mejores investigaciones recientes (hasta 1907) localizan el ápice del camino del sol, o el punto hacia el cual tiende su movimiento, cerca de la brillante estrella Vega.
 
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==Distancias del Sol y las Estrellas==
 
==Distancias del Sol y las Estrellas==

Revisión de 16:53 29 mar 2020

(Recuerde que este artículo fue escrito en 1907.)

Definición

La astronomía (del griego astron, estrella; nemein, distribuir) es una ciencia de antigüedad prehistórica, que se originó en las necesidades elementales de la humanidad. Se divide en dos ramas principales, que se distinguen como la “astrometría” y la astrofísica; la primera se ocupa de determinar los lugares de los cuerpos celestes; la segunda, de la investigación de su naturaleza química y física; pero la división es de una fecha bastante reciente (a 1907). Las posibilidades de la vieja ciencia no pudieron fijar las posiciones aparentes de los objetos en la esfera. Tampoco se hizo ningún intento de racionalizar los hechos observados hasta que los griegos construyeron laboriosamente un sistema especulativo, que finalmente fue desplazado por el amplio tejido de la teoría gravitacional.

Mientras tanto la astronomía descriptiva tuvo su origen a partir de la invención del telescopio y las facilidades así provistas para el escrutinio cercano de los habitantes del cielo; mientras que la astronomía práctica ganó continuamente en el refinamiento con la mejora de las artes mecánicas y ópticas. Al presente (1907), se puede decir que la astrofísica ha absorbido a la astronomía descriptiva, y la astrometría necesariamente incluye la investigación práctica. Pero la astronomía matemática basada en la ley de gravedad mantiene su lugar aparte, aunque, para el perfeccionamiento de sus teorías y la ampliación de su ámbito, depende de los avances en las antiguas direcciones y exploraciones en las nuevas.

Astronomía Prehistórica

Los chinos, indios, egipcios y babilonios establecieron temprano sistemas formales de conocimiento astronómico. Probablemente para el tercer milenio a.C. ya los chinos estaban familiarizados con el ciclo de diecinueve años (redescubierto en el año 632 a.C. por Metón en Atenas) por el cual, ya que constaba solo de 235 lunaciones, se armonizaron los años solares y lunares; ellos registraron las apariciones de cometas, observaron los eclipses y emplearon aparatos de medición efectivos. En el siglo XVII los misioneros jesuitas introdujeron a Pekín los métodos europeos. La astronomía india contenía pocos elementos originales. Le asignó prominencia particular al zodíaco lunar, llamado el nakshatras, o mansiones de la luna, contadas variamente a 27 o 28; y éstas, que probablemente se tomaron prestadas de Caldea, sirvieron mayormente para propósitos supersticiosos. Por otro lado, en Egipto se logró una habilidad técnica considerable y se comenzó a usar un sistema de constelaciones de derivación obscura.

Entre las naciones de tiempos antiguos, solo los babilonios lograron sentar las bases de una ciencia progresiva. Por medio de los griegos transmitieron a Occidente la totalidad de su esquema de uranografía, habiendo sido diseñadas sustancialmente nuestras constelaciones familiares en la llanura de Sinar alrededor de 2,800 a.C. También aquí se dio a conocer el “Saros” en una época remota. Este es un ciclo de dieciocho años y diez u once días, el cual provee los medios para predecir la recurrencia de los eclipses. Además, las situaciones cambiantes de los planetas entre las estrellas eran registrados diligentemente y se aseguró una exacta familiaridad con los movimientos del sol y de la luna. La interpretación que hicieron en 1889 los padres Epping y Strassmaier de una colección de tabletas inscritas conservadas en el Museo Británico iluminó vívidamente los métodos de la astronomía babilónica oficial en el siglo II a.C. Eran perfectamente eficaces para el propósito principalmente a la vista, que era la preparación de efemérides anuales que anunciaban eventos celestes esperados y rastreaba por adelantado las rutas de los cuerpos celestes. En 1899 el padre Kugler, SJ, hizo un análisis más detallado de los datos tabulados empleados en el cálculo de la casa de la luna, el cual dio a conocer el hecho sorprendente de que los cuatro períodos lunares —meses sinódicos, siderales, anomalísticos y draconítico— fueron adoptados sustancialmente por Hiparco de sus predecesores caldeos.

Astronomía Griega

Sin embargo, tan pronto la astrología se convirtió en una ciencia característicamente griega sufrió una transformación memorable. Se comenzó a intentar volver inteligibles las apariencias del cielo. De hecho, estos intentos se vieron obstaculizados en gran medida por la suposición de que el movimiento en el espacio debe conducirse de manera uniforme en un círculo, alrededor de una Tierra estacionaria; sin embargo, Apolonio de Perga (250-220 a.C.) resolvió el problema ostensiblemente, y su solución, que fue aplicada por Hiparco para explicar los movimientos del sol y de la luna, fue extendida a los planetas por Claudio Ptolomeo. Esta fue la famosa teoría de excéntricos y epiciclos, que, por el ingenio de su elaboración, se mantuvo firme entre los hombres civilizados durante catorce siglos.

Hiparco, el más grande de los astrónomos antiguos, observó en Rodas (146-126 a.C.), pero se considera que perteneció a la escuela alejandrina. Inventó la trigonometría, y construyó un catálogo de 1080 estrellas, incitado, de acuerdo con la afirmación de Plinio, por una explosión estelar temporal en Escorpión (134 a.C.). Comparando, a medida que avanzaba el trabajo, sus propios resultados con los obtenidos 150 años antes por Timócaris y Aristilo, detectó el lento retroceso entre las estrellas del punto de intersección del ecuador celeste con la eclíptica, que constituye el fenómeno de la precesión de la equinoccios. El circuito se completa en 25,800 años; de ahí que el año trópico, por el que se regulan las estaciones, es más corto que el año sideral por sólo veintiún minutos, y el equinoccio se desplaza hacia atrás para encontrarse con el sol por la cantidad anual de 50.25 pulgadas.

La astronomía griega se materializa en el "Almagesto" de Ptolomeo (el nombre es de derivación mixta griega y árabe), compuesto en Alejandría hacia mediados del siglo II d.C.; se basaba en el principio geométrico. Se suponía que la esfera estrellada con su contenido girase sobre el globo terrestre fijo una vez en veinticuatro horas, mientras que el sol, la luna y los cinco planetas, además de compartir el movimiento común, describían órbitas variamente condicionadas alrededor del mismo centro. El cuerpo de doctrina que inculcó formó parte del caudal de conocimiento universal hasta el siglo XVI. El activo y ejemplar eclesiástico Nicolás Copérnico, canónigo de Frauenburg (1743-1543) emprendió la formidable tarea de demostrar su falsedad y de reemplazarlo con un sistema correspondiente a las verdaderas relaciones del mundo. El tratado en el que lo realizó, titulado "De Revolutione Orbium Coelestium”, vio la luz sólo cuando su autor estaba en agonía, pero una dedicación al Papa Paulo III reservó la protección de la Santa Sede para las nuevas opiniones filosóficamente subversivas que proponía. Denunciados como impíos por Lutero y Melanchton, de hecho, Roma los recibió favorablemente hasta que las desenfrenadas especulaciones de Giordano Bruno (1548-1600) y las imprudentes declaraciones de Galileo Galilei (1564-1642) lanzaron sobre ellas el descrédito teológico.

Astronomía Descriptiva

Se puede decir que la astronomía descriptiva se originó con la invención del telescopio por Hans Lippershey en 1608. Su aplicación al escrutinio de los cuerpos celestes, por Galileo y otros, condujo a la vez a una multitud de descubrimientos sorprendentes. Los satélites de Júpiter, las fases de Venus, las montañas de la luna, las manchas en el sol, los apéndices únicos de Saturno, todos fueron descubiertos con un pequeño instrumento, parecido a unos gemelos de teatro monoculares, y cada uno a su manera formó una revelación significativa y sorprendente; y la percepción de la composición estelar de la Vía Láctea representó el primer paso en la exploración sideral.

Johann Kepler (1571-1630) inventó en 1611, y el padre Scheiner de Ingolstadt (1575-1650) fue el primero en usar, el telescopio refractor moderno; y el curso de descubrimiento posterior correspondió cercanamente al desarrollo de sus poderes. Christian Huygens (1629-95) resolvió )1656) el ansæ de Saturno en un anillo, dividido en dos por Giovanni Domenico Cassini (1625-1712) en 1675. Titán, la mayor de las lunas de Saturno, fue detectada por Huygens en 1655, y cuatro miembros adicionales de la familia cerca de 1684. Simón Mario (1612) dio a conocer la nébula de Andrómeda, y J. B. Cysato, un jesuita suizo, la nebulosa de Orión en el 1618; y se reconocieron algunas pocas variables y múltiples estrellas.

Astronomía Teórica

Sin embargo, la astronomía teórica superó por mucho los logros prácticos del siglo XVII. Kepler publicó las dos primeras de las "Tres Leyes" en 1609, la tercera en 1619. La importancia de estas grandes generalizaciones es:

  • (1) que los planetas describen elipses de las cuales el sol ocupa uno de los focos;
  • (2) que la línea recta que une cada planeta con el sol (su radio vector) barre áreas iguales en tiempos iguales;
  • (3) que los cuadrados de los períodos planetarios son separadamente proporcionales a los cubos de su distancia media del sol.

El plan geométrico de movimiento en el sistema solar fue así establecido con maravillosa intuición . Pero se reservó para Sir Isaac Newton (1643-1727) la exposición de su importancia al demostrar que la misma fuerza que actúa uniformemente regula las revoluciones celestes, y obliga a los cuerpos pesados a caer hacia la superficie de la tierra. La ley de gravedad, publicada en 1687 en "Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica" es al siguiente efecto: cada partícula de materia atrae a todas las demás con una fuerza directamente proporcional a sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de sus distancias de separación. Su validez se ensayó mediante la comparación de la cantidad de deflexión orbital de la luna en un segundo con la deflexión orbital en un segundo con la velocidad a la que una manzana cae en un huerto.

Haciendo provisión para la distancia de la Luna, las dos velocidades probaron corresponder perfectamente, y se estableció definitivamente la identidad de la gravedad terrestre con la fuerza que controla las revoluciones de los cuerpos celestes. Pero esto fue sólo el principio. Quedaba por realizarse la colosal obra de calcular las consecuencias de la ley, en los pequeños detalles de su funcionamiento y de su comparación con los cielos. El propio Newton la llevó adelante por primera vez y en el siglo siguiente Euler, Clairaut, d'Alembert, Lagrange y Laplace. Urbain Le Verrier (1811- 77) heredó de estos hombres de genio una tarea que parecía nunca se completaría; y las investigaciones de Adams, John Gough (1819-1892), de Hansen y Delaunay, de Profesores Hill y Newcomb, y muchos más han demostrado que las complejidades de la teoría lunar están cargada de temas de interés inesperado y variado.

Descubrimientos en el Sistema Solar

La extraordinaria mejora de los telescopios reflectores de Sir William Herschel (1738-1822) abrió una nueva época de descubrimiento. Su reconocimiento del planeta Urano (13 marzo 1781) como un objeto no estelar marcó la primera ampliación de los límites asignados al sistema solar desde antiguo; el 11 de enero de 1787 detectó dos lunas de Urano: Oberón y Titania; y el par más interior de Saturno, Encelado y Mimas, 28 de agosto y 17 de septiembre del mismo año. En 1906 se sabía que Saturno posee diez satélites. El 16 se septiembre de 1848 W.C. Bond, en el observatorio de la Universidad de Harvard, descubrió a Hiperión; y Pickering, del mismo establecimiento, mediante laboriosas investigaciones fotográficas, descubrió a Febe en 1898 y Temis en 1905. De hecho, en los anillos de Saturno se aglomeran un número indefinido de satélites. En 1857 J. Clerk Maxwell demostró teóricamente su constitución por cuerpos pequeños girando por separado, y que el difunto profesor Keeler confirmó con un espectroscopio en 1895. El sistema incluye un miembro interior oscuro, detectado por Bond el 15 de noviembre de 1850.

El descubrimiento del planeta Neptuno, 23 septiembre de 1846, fue un hecho matemático, no de observación. Le Verrier y Adams conjeturaron independientemente la existencia de un cuerpo masivo que giraba alrededor de Urano y que ejercía disturbios sobre sus movimientos, cuyo análisis condujo a su captura. Su luna solitaria fue notada por William Lassel de Liverpool en octubre de 1846; y él añadió (1851) dos satélites interiores al notable sistema de Urano. Con el gran refractor Washington, de 26 pulgadas de apertura, el profesor Asaph Hall discernió (16 y 17 agosto 1877) a Deimos y Fobos, las pequeñas lunas que rodean rápidamente a Marte; el Lick de 36 pulgadas le permitió al profesor Barnard percibir (9 sept. 1892) los evasivos satélites interiores de Júpiter; el profesor Perrine (1904-05) detectó fotográficamente dos satélites exteriores del mismo planeta.

Las distancias de los planetas están reguladas visiblemente por un método. Aumentan por una progresión ordenada, anunciada por Titius de Wittenberg en 1772, y designada desde entonces como "Ley de Bode". Pero pronto se vio que su sucesión era interrumpida por una amplia brecha entre las órbitas de Marte y Júpiter; y se aventuró la conjetura de que ahí podría haber un nuevo planeta girando; se verificó mediante el descubrimiento de un ejército de asteroides. Ceres, su líder, fue capturado en Palermo (1 enero 1801) por Giuseppe Piazzi, un monje teatino (1746-1826); Pallas, en 1802 por Olbers (1758-1840), y Juno y Vesta en 1804 y 1807, por Harding y Olbers respectivamente. El cuarteto original de planetas menores comenzó en 1845 a ser reforzado con compañeros, cuyo número conocido ahora se aproxima a 600, y se puede aumentar indefinidamente. Su descubrimiento ha sido enormemente facilitado por la introducción del profesor Max Wolf (1891) del método fotográfico de discriminarlos de las estrellas a través de los efectos de su movimiento en las placas sensibles.

El sistema solar (según conocido en 1907) consistía de cuatro planetas interiores Mercurio, Venus, la Tierra y Marte; cuatro planetas exteriores y relativamente colosales: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, y la multitud difusa de globos pigmeos llamados asteroides o planetas menores, y una formación periférica de cometas con sus sistemas de meteoros concomitantes. Todos los planetas giran sobre sus ejes, aunque en períodos muy diferentes. Signor Schiaparelli de Milán determinó (1889) que el de Mercurio es de 88 días, el tiempo idéntico de su revolución alrededor del sol; y al siguiente año demostró que con toda probabilidad que el de Venus está acondicionado de forma similar al ser su periodo común de rotación y circulación, en su caso, de 225 días. Esto implica que ambos planetas mantienen el mismo hemisferio siempre orientado hacia el sol, al igual que la Luna hacia la Tierra; tampoco se puede dudar de que la fricción de las mareas era, en los tres cuerpos, el medio por el cual se producía el sincronismo observado.

Todos los planetas viajan alrededor del sol de este a oeste o contra las agujas del reloj y la mayoría de los satélites se mueven en la misma dirección alrededor de sus primarios. Sin embargo, hay excepciones. Foebe, la luna más remota de Saturno, circula en sentido opuesto a los otros miembros del sistema; las cuatro lunas de Urano son retrógradas, al estar su plano de movimiento inclinado en más de un ángulo recto a la eclíptica; y el satélite de Neptuno viaja bastante definitivamente hacia atrás. Estas anomalías son de profunda importancia para las teorías del origen planetario. En agosto de 1877 Schiaparelli reconoció los "canales" de Marte, y dos años más tarde vio a algunos de ellos duplicados. Su registro fotográfico en el Observatorio Lowell en 1905 demuestra que no son una ilusión óptica, pero su naturaleza sigue siendo enigmática.

Cometas y Meteoros

El predicho retorno del cometa Halley en 1759 proporcionó la primera prueba de que los cuerpos de esa clase están unidos permanentemente al sol. Ellos acompañan su marcha a través del espacio, que atraviesa en cualquier dirección indiferentemente, órbitas muy excéntricas inclinadas en todos los ángulos posibles a la eclíptica. En consecuencia, son objeto de violencia, incluso de perturbaciones subversivas de los planetas. Júpiter, en particular, balancea los movimientos de un grupo de más de treinta cometas "capturados", cuyos períodos se ven restringidos y sus velocidades primitivas reducidas por su influencia. En 1866 Schiaparelli anunció que las estrellas fugaces de agosto, o Perseidas, siguen la misma órbita que un cometa brillante visible en 1862; y poco después Leverrier y Weiss establecieron igualmente sorprendentes acuerdos de movimiento entre los otros tres cometas y los enjambres de meteoros Leónica, Lirída y Andrómeda.

La inferencia obvia es que los meteoros son producto de la desintegración de sus compañeros de viaje. En 1882 Theodor Brédikhine de Moscú anunció una teoría de las colas de los cometas basada en la eficacia variable de la repulsión eléctrica sobre tipos de materia químicamente diferentes, y dio una explicación satisfactoria de la apariencia que se inventó para explicar. Sin embargo, la autoridad de Arrhenio de Estocolmo ha prestado boga a una hipótesis de "presión de la luz”, según la cual los apéndices cometarios se forman de partículas del Sol impulsadas por la tensión mecánica de estas radiaciones. Pero los cambios singulares y rápidos divulgados fotográficamente como teniendo lugar en las colas de los cometas, permanecen no asociados con ninguna causa conocida.

Astronomía Sideral

El descubrimiento de Sir William Herschel (1802) de las estrellas binarias, imperfectamente anticipado por el padre Christian Mayer en 1778, fue uno de amplio alcance. Virtualmente probó que el campo de la gravedad incluye las regiones siderales; y las relaciones que insinuó han demostrado ser mucho más ampliamente prevalentes que lo que se podría haber imaginado de antemano. Existe tal profusión de estrellas mutuamente circundantes que probablemente suman tres o cuatro de las no acompañadas. Son de una variedad ilimitada, y algunos de los sistemas son muy cercanos y rápidos, mientras que otros describen, en períodos milenariaos, órbitas muy extendidas. Además, muchos constan de tres o más miembros; y las múltiples estrellas así constituidas se fusionan, mediante incrementos progresivos de complejidad, en verdaderos cúmulos globulares e irregulares. Esta última clase es ejemplificada por las Pléyades e Híades, por la Colmena en Cáncer, apenas visible a simple vista, y por el doble cúmulo en Perseo que hace un espléndido espectáculo con un gemelo de teatro. Los cúmulos globulares son “bolas” comprimidas de estrellas diminutas, de los que se ha catalogado más de una centena. La escala en la que se construyen estos sistemas maravillosos permanece como una conjetura, ya que sus distancias de la tierra son totalmente desconocidas.

Las estrellas variables se encuentran en la mayor diversidad. Algunas son apariciones temporales que a menudo surgen de la invisibilidad a un grado de brillantez asombroso, luego se retiran más lentamente hasta una cuasi extinción. La Nova Persei, que brilló el 22 de febrero de 1901, y fue estudiada fotográficamente por el Padre Sidgreaves en Stonyhurst, es el caso reciente (a 1907) más notable del fenómeno. Las estrellas cuyas variabilidades constan de siete a veinte meses o más se denominan "variables de largo período." Hasta 1906 se habían registrado alrededor de 400. Comúnmente alcanzan un máximo de mil veces su brillantez mínima. Mira, la “maravillosa” estrella de la Ballena, descubierta por David Fabricio en 1596, es el modelo de esta clase. Las fluctuaciones de las "variables de periodo corto" tienen lugar en unos días u horas y con mucho más puntualidad. Cierta proporción de ellas son "estrellas eclipsantes" (para 1907 se había reconocido como tales a unas 35) que deben sus fluctuaciones de luz recurrentes regulares a la interposición de satélites grandes. El espécimen más conocido es Algol en Perseo, cuyas variaciones fueron percibidas por Montanari en 1669. Se han detectado variables rápidas entre los componentes de los cúmulos globulares; pero su curso de cambio es de una naturaleza totalmente diferente a la de las estrellas eclipsantes.

Edmund Halley (1656-1742), el segundo Astrónomo Real, anunció en 1718 que las estrellas, lejos de ser fijas, se mueven hacia adelante a través del cielo cada una por su cuenta. Llegó a esta conclusión al comparar las observaciones modernas con las antiguas; y los “propios movimientos” estelares constituyen en la actualidad un amplio y expansivo campo de investigación. Un intento preliminar de regularizarlas fue hecho por la determinación que hizo Herschel, en 1783, de la línea de viaje del Sol. Su éxito dependió del hecho de que los desplazamientos aparentes de las estrellas parecen incluir un elemento común, transferido por perspectiva del avance solar. Sus movimientos individuales o “peculiares”, sin embargo, no muestran cierto método de rastreo. También se ha afirmado que un buen número de estrellas viajan a velocidades probablemente no controlables por el poder gravitacional de todo el sistema sideral. Arturo, con su portentosa velocidad de 250 millas por segundo, es una de esas estrellas "fuera de control". El ritmo del Sol, de alrededor de 12 millas por segundo, parece comparativamente muy tranquilo; y es probablemente sólo la mitad de la velocidad estelar promedio. Las mejores investigaciones recientes (hasta 1907) localizan el ápice del camino del sol, o el punto hacia el cual tiende su movimiento, cerca de la brillante estrella Vega.

Distancias del Sol y las Estrellas

Fotografía Celestial

Astrofísica

Construcción Sideral

Bibliografía: NEWCOMB, Popular Astronomy (Londres, 1883); YOUNG, General Astronomy (Boston, 1898); YOUNG, Manual of Astronomy (Boston, 1902); BALL, The Story of the Heavens (Londres, 1900); GRANT, History of Physical Astronomy (Londres, 1852); CLERKE, Hist. of Astr. During the 19th Century (Londres, 1903); BERNY, Hist. of Astronomy (Londres, 1898); DREYER, Hist. of the Planetary Systems (Londres, 1906); EPPING Y STRASSMAIER, Astronomisches aus Babylon (Friburgo, 1889); KUGLER, Die babylonische Mondrechnung (Friburgo, 1900); TANNENY, recherches sur l´hist. de l´astr. Ancienne (París, 1893); JENSEN, Kosmologie der Babylonier (Estrasburgo, 1890); YOUNG, The Sun (Nueva York, 1897); NEWCOMB, The Stars (Londres, 1901); CLERKE, The System of the Stars (Londres, 1905); CLERKE, Problems in Astrophysics (Londres, 1903); PICKERING, The Moon (Nueva York, 1903); NASMYGH Y CARPENTER, The Moon (Londres, 1903); SCHEINER (Die Speciralanalyse der Gestirne (Leipzig, 1890, tr. Boston, 1894); SCHEINER, Die Photometrie der Gestirne (Leipzig, 1897); SECCHI, Le soleil (París, 1875-77); MOREUX, Le probleme solaire (París, 1900); TURNEN, Modern Astronomy (Londres, 1901); MOULTON, An Introduction to Astronomy (Nueva York, 1906).

Fuente: Clerke, Agnes. "Astronomy." The Catholic Encyclopedia. Vol. 2, págs. 25-29. New York: Robert Appleton Company, 1907. 23 Mar. 2020 <http://www.newadvent.org/cathen/02025a.htm>.

Está siendo traducido por Luz María Hernández Medina