available by the ,bibliothque nationale de ,france 7,bn,f_/,gallica7 at http3_/_/gallica4bnf4fr7 ,,enciclopedia ,,de ,,las ,,escuelas ,,cosmograf,a por ,,amadeo ,,guillemin ,,hachette ,y ,cia ,illustracin ,,par,s ,,librer,a ,,de ,,hachette ,y ,cia #gi1 ,,boulevard ,,saint-,,germain1 #gi #ahhi ,,ndice ,,movimiento ,,diurno ,,del ,,cielo ,,la ,,tierra ,la ,tierra es redonda ,la ,tierra gira sobre si misma ,dimensiones ,de la ,tierra ,movimiento de translacin de la ,tierra alrededor del ,sol rbita de la ,tierra ,los das y las noches ,las estaciones ,,la ,,luna ,fases de la ,luna1 etc ,eclipses de ,sol y de ,luna ,,el ,,sol ,,los ,,planetas ,,los ,,cometas ,,las ,,estrellas 99 99 99 ,coulommiers4--,imp4 ,p4 ,brodart et ,gallois 99 99 99 99 99 ,,cosmograf,a ,,movimiento ,,diurno ,,del ,,cielo #a4 ,objeto de la ,cosmografa4--,cuando durante el da est el cielo libre de nubes y de brumas1 parece una bveda transparente1 de color azulado brillante 7ese azulado especial llamado celeste71 sobre la cual se mueve1 desde su orto hasta su ocaso1 el disco del ,sol4 ,as que este astro desaparece debajo del horizonte1 el cielo se oscurece poco poco1 toma tono azul ms profundo1 y empiezan distinguirse1 ac y acull1 unos puntos luminosos cuyo nmero va aumentando medida que la noche se hace ms completa4 ,esos puntos luminosos1 cuyo brillo no es idntico1 son las estrellas4 ,la ,luna se deja ver tambin en el cielo1 ya bajo la forma de un sector esfrico1 que vulgarmente se llama media luna1 ya bajo la de un pedazo de crculo ms menos recortado1 ya bajo la de un crculo completo4 ,el ,sol1 la ,luna y las estrellas son astros cuerpos celestes4 ,pero pronto se ver que la ,tierra que habitamos es tambin un astro1 y que se mueve en los espacios1 lo mismo que los restantes cuerpos anlogos4 ,la ,cosmografa tiene por objeto el estudio de todos esos cuerpos1 de sus formas y dimensiones1 de su aspecto y movimientos4 #b4 ,salida y ocaso de los astros4--,todo el mundo ha visto salir el ,sol por las maanas de debajo del horizonte1 elevarse poco poco en el cielo durante la primera mitad del da1 y luego descender1 acabando por ocultarse en un punto del horizonte opuesto al de su orto4 ,examinando con cuidado las estrellas en el curso de la noche1 se observa que estn animadas de un movimiento anlogo al del ,sol4 ,vselas salir sucesivamente por la misma parte que aqul1 subir por la bveda celeste1 y luego descender1 para ocultarse por el opuesto4 ,cada estrella describe una lnea curva1 un arco de crculo ms menos grande1 y todas juntas parecen moverse como si la bveda del cielo girara toda entera de oriente 7parte del orto7 al occidente 7parte por donde se efecta el ocaso74 ,de ah resulta que las estrellas ocupan siempre las mismas posiciones relativas4 ,las figuras que estos cuerpos forman en el cielo1 y que son fciles de reconocer examinando los ms brillantes de ellos1 permanecen siendo siempre las mismas1 no slo durante cada noche1 sino durante todas las noches del ao4 ,por eso se las denomina estrellas fijas1 porque parece que estn sujetas1 clavadas1 sobre la bveda celeste2 pero ya se ver que esa fijeza no es ms que aparente y proviene de la enorme distancia que nosotros nos encontramos de las estrellas4 ,algunas estrellas1 cuyo nmero es relativamente muy escaso1 no slo salen y se ponen como las otras1 sino que se mueven respecto de ellas1 atravesando el cielo4 ,ese movimiento ha hecho que se les d el nombre de planetas1 voz derivada de otras de origen griego1 que significan cuerpos-errantes4 ,la ,tierra es un planeta porque1 como estos ltimos astros1 se mueve tambin en el cielo4 #c4 ,movimiento diurno4--,se da ese nombre al movimiento de conjunto que arrastra todo el cielo de oriente a occidente en el intervalo de un da prximamente4 ,cada estrella describe1 desde su orto hasta su ocaso1 una circunferencia entera2 una parte de esta circunferencia es trazada sobre el horizonte y la otra debajo4 ,todas estas circunferencias son paralelas entre si y tienen dos centros comunes polos1 que son puntos invariables de la bveda celeste4 ,uno de esos polos est situado sobre el horizonte del lugar donde se le observa2 el otro1 que est situado por debajo1 no puede1 en consecuencia1 ser visto4 ,el polo visible en los lugares situados en el hemisferio norte de la ,tierra se denomina por tal razn polo norte polo boreal4 ,el segundo1 visible en el hemisferio sur1 se llama polo sur austral4 ,mirando desde el ecuador terrestre1 los dos polos celestes se encuentran sobre el horizonte1 en dos puntos diametralmente opuestos4 #d4 ,eje del mundo4--,se da este nombre la lnea recta que une los dos polos celestes1 y cuyo alrededor se efecta el movimiento diurno4 ,en el ecuador1 el eje del mundo aparece recostado sobre el horizonte4 ,en los puntos situados1 sea al norte1 sea al sur del ecuador1 este eje se encuentra inclinado sobre el horizonte1 hacia el norte en el hemisferio norte1 hacia el sur en el hemisferio sur2 y la inclinacin va disminuyendo medida que la latitud aumenta4 ,en ambos polos de la ,tierra1 el eje es perpendicular al horizonte4 ,,la ,,tierra ,,la ,,tierra ,,es ,,redonda #e4 ,forma de la ,tierra4--,en los pases llanos1 bien en la superficie del mar1 parece que la forma de la ,tierra es plana2 en las regiones montaosas accidentadas1 aquella forma se nos antoja completamente irregular4 ,pero esto no es ms que una apariencia1 dependiente de que la vista no puede abarcar1 en cada punto1 ms que una pequesima parte de la superficie terrestre4 ,en realidad1 la ,tierra es redonda4 ,su figura es la de una bola de un globo casi esfrico4 ,podis daros cuenta de ese hecho de la manera siguiente4 #f4 ,horizontes terrestres circulares4--,primeramente1 cuando se est en medio de una extensa llanura1 el horizonte tiene la forma de un crculo1 cuyo centro se halla ocupado por el observador4 ,si se cambia de posicin1 persiste la forma circular del horizonte1 por ms que varan sus lmites4 ,otro tanto ocurre en alta mar1 donde la lnea que separa el cielo de las aguas es siempre una circunferencia claramente marcada4 ,podra creerse que esta forma circular del horizonte procede de la debilidad de nuestra vista1 limitada por la distancia1 puesto que el limite dista lo mismo por todos lados4 ,pero la prueba de que eso no es verdad se tiene en que elevndose verticalmente a alturas cada vez mayores1 sobre un edificio1 si se est en la llanura1 la extremidad de los mstiles de un navo si nos hallamos en el mar1 se ve extenderse la zona visual4 ,objetos que antes eran invisibles1 se convierten en visibles4 ,este ensanche del horizonte no puede explicarse ms que por la redondez de la ,tierra4 #g4 ,horizontes martimos circulares4--,cuando se observa desde una altura de la costa la marcha de un navo que se aleja del puerto1 lo primero que se pierde de vista son las partes bajas del navo1 el casco1 la cubierta1 y los palos1 empezando por abajo y siguiendo hasta sus topes4 ,si el buque se acerca la tierra firme1 empezamos1 al contrario1 por ver lo alto de sus mstiles1 cuando aun el casco se encuentra oculto debajo del horizonte4 ,illustracin3 ,fig4 #a4--;,curvatura de los continentes4 ,illustracin3 ,fig4 #b4--;,curvatura de los mares4--,explicacin de los diversos aspectos de un buque1 etc4 ,lo mismo sucede la gente que se encuentra bordo del barco2 al acercarse una costa1 empiezan por ver las cimas1 y luego la base de las montaas colinas que se extienden lo largo de aqulla2 al alejarse ocurre lo inverso4 ,de esa manera se patentiza la curvatura de la superficie del mar4 ,y como las mismas apariencias se presentan sea cual fuere la direccin en que se observe1 se puede deducir con entera confianza que la figura de la ,tierra es esfrica casi tal4 #h4 ,aislamiento de la ,tierra en el espacio4--,por lo dems1 este cuerpo se encuentra completamente aislado en el espacio y en el cielo1 del cual no lo separa ms que la capa transparente que forma lo que se denomina su atmsfera 7esfera de vapores74 ,ese aislamiento de la ,tierra se muestra patente ante nuestra vista de varias maneras4 ,en primer lugar1 por el movimiento diurno de los astros1 que1 despus de haber desaparecido cada da por la parte del ocaso1 efectan su reaparicin al da siguiente por la del orto3 de modo que han acabado por debajo de la ,tierra la rotacin empezada por encima1 movimiento que no podra concebirse si la ,tierra no se hallara completamente aislada por todos sus puntos4 #i4 ,viajes de circumnavegacin4--,otra prueba de la redondez de la ,tierra y de su aislamiento en el espacio se deduce de los viajes de circumnavegacin4 ,dase ese nombre al trayecto seguido por un navo que1 andando siempre en el mismo sentido1 por ejemplo1 hacia el oeste1 acaba por volver al punto de partida1 pero por el lado del este4 ,en vez de dar de esa manera la vuelta al mundo por mar1 se puede efectuarla por tierra1 bien tomar ya una ya otra de esas dos vas4 ,el resultado es siempre el mismo3 se sale de un punto en una direccin1 y se vuelve al mismo punto por la opuesta4 ,el primer viaje autntico de circumnavegacin fu efectuado por varios buques que mandaba el portugus ,fernando ,magallanes4,a ,ese navegante se embarc el #bj de setiembre de #aeai en el ,ocano1 en un puerto de ,espaa1 y1 dirigindose hacia el oeste1 lleg al continente americano1 descubierto poco tiempo haca4 ,la falta de un paso que le permitiese continuar su ruta hacia occidente1 lo determin costear la ,amrica en la direccin del sur1 doblar la extremidad meridional de la misma por el estrecho que lleva su nombre1 y continuar su navegacin hacia el oeste4 ,as atraves el ,pacfico1 toc en las ,molucas1 y los barcos acabaron por volver ,europa como si hubiesen venido de oriente1 despus de dar la vuelta entera al globo terrqueo4 ,a3 ,magallanes no pudo acabar el viaje de circumnavegacin1 porque muri en las ,molucas4 ,del mando de la escuadrilla se encarg entonces ,sebastin de ,elcano1 marino vascongado1 quien el rey de ,espaa1 que orden la expedicin1 di como divisa un globo con esta frase3 ,primus circumdidisti me4 #aj4 ,antpodas4--,no estando la ,tierra1 esta enorme masa1 sostenida por parte alguna1 se pregunta uno cmo es que no cae4 ,siendo esfrica su forma1 tambin extraa que sus habitantes puedan permanecer en equilibrio alrededor de todo ese globo4 ,cada punto de l tiene lo que se llama sus antpodas1 es decir1 un lugar en que lo alto y lo bajo se encuentran precisamente en sentido opuesto de lo alto y de lo bajo en el primer punto4 ,cmo es posible1 nos decimos1 que las personas situadas en nuestros antpodas puedan mantenerse con las pies para arriba y la cabeza para abajo8 ,illustracin3 ,fig4 #c4--,las verticales concurren en el interior de la ,tierra4--,antpodas4 ,en realidad1 las palabras caer1 arriba y abajo son expresiones cuyo sentido es completamente relativo1 esto es1 que depende de la posicin de cada observador4 ,en cada punto1 la vertical indica la direccin en que caen los cuerpos graves4 ,siendo redonda la ,tierra1 las verticales de todos sus puntos iran reunirse1 si se pudiera prolongarlas1 en el centro mismo de nuestro globo4 ,en ese centro es donde caeran todos los cuerpos situados en la superficie1 si el suelo no les sirviese de apoyo4 ,en cada sitio se establece el equilibrio relativamente la direccin de la vertical y en el sentido de sta4 ,de anloga manera1 en el cielo1 donde se mueve la ,tierra1 no hay alto ni bajo4 ,el ,sol es para aqulla lo mismo que el centro de nuestro globo es para los cuerpos que se encuentran en su superficie4 ,si la ,tierra no estuviese animada de un movimiento que la obliga dar vueltas alrededor del ,sol1 caera inmediatamente sobre este astro4 ,por efecto de un movimiento anlogo es por lo que la ,luna no cae sobre la ,tierra4 ,,la ,,tierra ,,gira ,,sobre ,s ,,misma #aa4 ,movimiento real de la ,tierra4--,puesto que en el intervalo de un da poco ms menos1 describen todos los astros juntos1 ,sol1 ,luna y estrellas1 una circunferencia entera1 sea por encima1 sea por debajo del horizonte1 resulta necesariamente de este hecho3 que el cielo efecta una revolucin en ese perodo2 que la ,tierra gira sobre s misma1 en sentido contrario del movimiento diurno4 ,este segundo supuesto es el verdadero1 segn lo demostr antes que nadie ,galileo1 har pronto tres siglos4 ,es completamente inverosmil que el movimiento diurno de las estrellas1 del ,sol y de la ,luna pertenezcan individualmente cada uno de estos cuerpos4 ,para que as ocurriese1 sera necesario admitir que todos esos astros1 sea cual fuese su distancia la ,tierra1 se hallasen animados de prodigiosas velocidades1 capaces de hacerles recorrer en #bd horas una circunferencia entera2 se necesitara1 por otra parte1 que dichas velocidades fuesen desiguales1 y tales1 no obstante su desigualdad1 que todas esas revoluciones independientes se realizaran rigurosamente en el mismo espacio de tiempo4 ,esos movimientos se explican del modo ms sencillo1 con slo admitir que no son sino aparentes y que la ,tierra es la que gira uniformemente de occidente oriente1 alrededor de un eje que pasa por su centro4 ,este eje conserva en el espacio direccin invariable1 yendo atravesar el cielo en dos puntos que parecen inmviles4 ,son los polos celestes1 que corresponden precisamente los dos polos terrestres2 stos son los dos nicos puntos de la superficie de nuestro globo que1 por hallarse situados en el eje mismo de la rotacin1 no participan de este movimiento4 ,nosotros1 los habitantes de la ,tierra1 no nos damos cuenta del movimiento de rotacin de que estamos animados con todo cuanto existe en su superficie4 ,esto depende de que los cuerpos que nos rodean giran con nosotros1 animados de anloga velocidad2 en consecuencia1 sus distancias y posiciones relativas no se modifican3 las tierras1 los campos y hasta el aire son arrastrados como nosotros4 ,podramos compararnos con los viajeros que desde lo interior de un vagn de un buque ven los campos1 los rboles y las casas1 alejarse en sentido opuesto al del carro barco que los lleva4 ,el globo terrestre es ese bajel en que vamos todos embarcados1 y que nos parece inmvil1 mientras que los objetos exteriores1 es decir1 los astros1 parecen arrastrados en sentido contrario4 #ab4 ,orientacin4--,plano meridiano4--,orientarse1 en un horizonte cualquiera1 es hallar la direccin exacta de las lneas que van los puntos cardinales1 de norte sur y de este oeste4 ,es fcil lograrlo por medio de la observacin del movimiento diurno de los astros1 sea durante la noche1 sea de da4 ,illustracin3 ,fig4 #d4--;,estrella ,polar4 ,la primera indicacin la suministran el orto y el ocaso1 pues aqul se efecta por la parte de oriente del este1 y el segundo por la de occidente oeste4 ,cada estrella describe un arco de crculo1 elevndose cada vez ms hasta un punto partir del cual empieza por el contrario bajar1 hasta que llega su ocaso4 ,el punto ms alto de su camino1 que es el punto medio mismo del arco1 culminacin de la estrella1 se encuentra en el plano meridiano1 esto es1 en el plano vertical que corta el horizonte en los dos puntos norte y sur4 ,este plano es el mismo para todos los astros1 pues contiene todos los puntos culminantes de stos2 pero es difcil orientarse buscando la posicin de este plano por medio de los puntos culminantes de las estrellas1 cuando se carece de los instrumentos necesarios4 #ac4 ,orientacin de noche en el hemisferio norte4--,si el horizonte del punto donde nos hallamos se encuentra situado en el hemisferio norte de la ,tierra1 ser posible orientarse durante la noche1 con tal de que se vean las estrellas1 de la siguiente manera4 ,fcilmente se reconocer un grupo de siete estrellas1 que tiene el nombre de ,osa ,mayor1 representado en la figura #d4 ,como las siete estrellas del grupo en cuestin no se ponen nunca en los pases del hemisferio norte que se encuentran por encima del paralelo #dj1 siempre se las ver1 sea cual fuese su posicin en el cielo4 ,si la lnea ab1 que une las dos estrellas del trapecio1 se prolonga unas cinco veces su distancia aparente1 se encontrar en esta prolongacin una estrella de segunda magnitud1 que pertenece otro grupo1 cuya forma es casi idntica la de la ,osa ,mayor y que por lo mismo ha recibido el calificativo de ,osa ,menor4 ,esa estrella1 muy cercana al punto que constituye el polo celeste boreal1 es la ,polar4 ,illustracin3 ,fig4 #e4--;,cruz del ,sur4 ,pues bien1 el plano vertical que la contiene es el meridiano apenas se diferencia de ste4 ,desde este momento1 la direccin de la meridiana es conocida1 pues se tiene el punto cardinal norte por la parte de la estrella1 y el punto sur en la direccin opuesta4 ,la lnea que corta la meridiana formando ngulos rectos1 dar la derecha del norte el punto este y la izquierda el oeste4 #ad4 ,orientacin de noche en el hemisferio sur4--,si el lugar donde se est pertenece al hemisferio sur de la ,tierra1 la orientacin ser fcil tomando como punto de partida un grupo muy aparente y bien conocido de cuatro estrellas1 dispuestas manera de brillante cruz y llamadas por eso mismo la constelacin de la ,cruz del ,sur 7fig4 #e74 ,estas estrellas no se ponen nunca1 desde que la latitud del lugar pasa de #dj grados4 ,el movimiento diurno les hace describir entonces una circunferencia entera alrededor del polo4 ,pero en todas las posiciones que la ,cruz ocupa en esa revolucin1 su brazo mayor1 ab1 se encuentra dirigido siempre hacia el polo celeste austral1 y se encontrar el punto de ste1 prolongando ab cuatro veces su longitud4 ,desgraciadamente1 en ese sitio y en sus alrededores1 no existe estrella ninguna algo brillante1 como la ,polar en el hemisferio norte4 ,de modo que para hallar en el horizonte el punto sur1 ser necesario imaginar un plano vertical que pase por este punto del cielo1 que nada distingue ni caracteriza4 ,sin embargo1 no es difcil lograrlo con un poco de prctica4 #ae4 ,determinacin de la meridiana1 de da4--,digamos ahora la manera de orientarse durante el da1 observando la direccin de las sombras que proyecta una varilla vstago vertical1 dispuesta sobre un plano horizontal4 ,se empieza por establecer1 con ayuda de un nivel1 una superficie plana perfectamente horizontal1 y en su centro se coloca una varilla recta1 en la lnea misma de la vertical determinada con la plomada4 ,antes se habr tenido cuidado de trazar con el comps cierto nmero de circunferencias1 tomando por centro el punto donde se va colocar la varilla4 ,y luego1 aprovechando un da de sol despejado1 se sigue atentamente la marcha de la sombra proyectada por la varilla4 ,esas sombras van disminuyendo de tamao partir de la maana hasta el momento en que el ,sol1 al llegar al punto ms alto de su carrera diurna1 pasa por el meridiano2 luego aumentan medida que avanza la tarde1 pasando en sentido inverso por las mismas alturas4 ,illustracin3 ,fig4 #f4--;,determinacin de la meridiana por las sombras de un vstago vertical4 ,el observador notar en cada circunferencia 7fig4 #f7 el punto donde la extremidad de la sombra de la maana y la de la tarde coinciden exactamente con la extremidad de su radio4 ,las dos lneas obtenidas de esa manera forman un ngulo ,,boa4 ,dividindolo en dos partes iguales1 por medio de una lnea recta ,,on1 se tendr la direccin de la meridiana del lugar4 ,repitiendo la misma operacin con otras circunferencias1 se obtendr medio de comprobar la exactitud de la primera2 bien se suplirn as las observaciones que puedan faltar por efecto de una interposicin pasajera de nubes delante del ,sol4 #af4 ,orientacin3 uso de la brjula4--,finalmente1 tambin se puede determinar la posicin de la meridiana si se conoce la declinacin magntica del lugar donde se observa2 es decir1 el ngulo que esta lnea forma con la direccin de la aguja imanada1 suspendida sobre un eje1 y en libertad para girar libremente en un plano horizontal4 ,este medio es tanto ms valioso cuanto que no siempre es posible observar el ,sol las estrellas1 cuando el cielo est brumoso nublado4 ,el instrumento que sirve para este gnero de observacin es la brjula de declinacin 7fig4 #g74 ,la direccin de la aguja imanada no es la misma del meridiano2 pero como el ngulo que forma con el plano de ste es conocido para cada punto1 es fcil deducir la direccin de la meridiana4 ,por ejemplo3 en ,pars la aguja imanada se dirige prximamente unos #af grados al oeste2 en consecuencia1 habr que volver la brjula de modo que la aguja quede en esta posicin 7poco ms menos en la direccin ,n4 ,,no4--,s4 ,,se474 ,entonces la lnea sealada por las palabras norte1 sur1 dar la orientacin que se busca4 ,illustracin3 ,fig4 #h4--;,brjula terrestre de declinacin4 ,como la declinacin vara1 no slo de un ao para otro en un mismo lugar1 sino tambin de un pas otro1 los marinos y los viajeros necesitan mapas que les indiquen el valor de este elemento en todos los mares y regiones que deben recorrer1 y para la poca en que deban hallarse en ellos4 ,cuando se conoce la meridiana1 se tienen los puntos norte y sur del horizonte4 ,la lnea este-oeste se traza formando ngulo recto con la primera1 y as se conocen los cuatro puntos cardinales4 ,el ,sol no sale exactamente por el este para ponerse por el oeste ms que en la poca de los equinoccios1 es decir1 del #bj al #ba de marzo del #bj al #bb de setiembre4 ,ese da1 el ,sol describe la mitad exactamente de un crculo sobre el horizonte1 y otra semi-circunferencia por debajo de ste4 ,la circunferencia completa es el ecuador celeste4 #ag4 ,rosa de los vientos4-- ms de los cuatro puntos cardinales1 se distinguen otros puntos del horizonte1 que sirven para orientarse1 en una direccin cualquiera4 ,el conjunto de todos ellos forma una estrella de mltiples brazos1 llamada rosa de los vientos 7fig4 #h7 porque puede servir para indicar de que punto del horizonte soplan aqullos4 ,illustracin3 ,fig4 #h4--,rosa de los vientos4 #ah4 ,aspecto del cielo en latitudes diversas4--,zonas celestes4--,se ha visto antes de que manera es posible reconocer la curvatura de la ,tierra1 sea en el mar1 sea en los continentes4 ,veamos ahora cual debe ser el efecto de esta curvatura sobre el aspecto del cielo estrellado4 ,recordemos que el movimiento diurno se efecta alrededor de una lnea fija1 cuya inclinacin sobre el horizonte de un punto dado es invariable4 ,de esta invariabilidad resulta que siempre se elevan sobre el horizonte las mismas estrellas1 en el intervalo de una rotacin de la ,tierra1 sea cual fuere la poca del ao4 ,slo que1 entre las que salen se ponen1 unas se encuentran sobre el horizonte durante la noche1 y entonces son visibles1 mientras que las otras salen y se ponen durante el da1 y el brillo de la luz solar no permite distinguirlas4 ,por el contrario1 como las estrellas circumpolares no descienden nunca por debajo del horizonte1 permanecen la vista todas las noches del ao4 ,finalmente1 otras estrellas que describen sus circunferencias diurnas por debajo del horizonte1 no son nunca visibles en el sitio considerado4 ,se ve1 por tanto1 que la esfera celeste puede dividirse en tres zonas3 la de las estrellas circumpolares1 de estrellas perpetuamente visibles2 la de las estrellas que salen y que se ponen1 y cuya visibilidad durante la noche depende de la poca del ao en que se est2 y1 finalmente1 la zona de las estrellas que no se elevan nunca por encima del horizonte4 #ai4 ,movimiento en la direccin de un meridiano4--,sentado esto1 veamos qu debe suceder cuando el observador cambia de horizonte1 movindose en la direccin de la meridiana1 sea de norte sur1 sea de sur norte4 ,suponemos que el punto de partida se encuentre en el hemisferio austral4 ,si la ,tierra fuera plana1 en nada se modificara evidentemente el aspecto del cielo4 ,como el movimiento del observador puede considerarse nulo respecto de la inmensa distancia que se encuentran los astros1 sin excluir los ms cercanos la ,tierra1 sucedera1 en aquel supuesto1 que las mismas estrellas permaneceran visibles siempre y las mismas ocultas siempre por debajo del plano del horizonte4 ,pero si la ,tierra es esfrica1 no puede ocurrir esto4 ,en tal caso1 al pasar de un horizonte otro1 caminando hacia el norte1 verbi gracia1 el viajero penetrar por debajo del plano del primer horizonte1 y su vista descubrir por la parte norte estrellas de la zona que primitivamente no poda ver4 ,por la parte sur1 cierto nmero de estrellas que se hallaban en la zona circumpolar1 tendrn ahora para dicho observador movimiento de orto y de ocaso que antes les faltaba1 pues siempre se hallaban sobre el horizonte4 ,en definitiva1 la parte visible del cielo habr aumentado de extensin4 ,lo contrario ocurrira evidentemente si el viaje se efectuara en la direccin del sur2 entonces aumentara la zona de las estrellas circumpolares2 pero por la parte norte1 cierto nmero de estrellas que salan y se ponan por encima del primer horizonte1 quedaran en adelante por debajo de l1 y seran invisibles para el observador3 la parte perceptible del cielo habra disminuido4 ,pues bien1 tal es1 en efecto1 la variacin de aspecto que la esfera estrellada presenta al observador que se mueve en la superficie de la ,tierra siguiendo un meridiano cualquiera4 ,esta es1 por consiguiente1 una nueva prueba de la forma redondeada de nuestro planeta4 #bj4 ,movimiento diurno en el ecuador1 en los polos4--,mientras ms se camina hacia el sur1 ms se eleva el polo de ese nombre1 y si fuera posible penetrar mucho en los hielos polares1 se llegara un punto en que el polo sur se hallara en el mismo cenit4 ,en ese punto1 el movimiento diurno de las estrellas se efecta siguiendo crculos paralelos al horizonte y ninguna de ellas sale ni se pone nunca4 ,pero una mitad entera de la esfera celeste permanece constantemente invisible4 ,illustracin3 ,fig4 #i4--,movimiento diurno en un horizonte cualquiera4 ,por el contrario1 mientras ms se avanza hacia el norte1 ms baja el polo sur1 y as se acaba por llegar una regin en que los dos polos se encuentran en la lnea del horizonte4 ,all los arcos diurnos descritos por las estrellas son semi-crculos perpendiculares al horizonte1 y la esfera estrellada entera sale y se pone en el intervalo de un da4 ,esta regin forma el ecuador de la ,tierra4 ,si se contina caminando hacia el norte1 empieza elevarse cada vez ms sobre el horizonte el polo boreal del cielo1 mientras que el austral va descendiendo cada vez ms por debajo de aqul4 ,as se acabara1 de ser posible penetrar hasta lo profundo de la zona glacial rtica1 por llegar un punto de la ,tierra en que el polo norte del cielo se hallara en el cenit4 ,y ahora sera la mitad boreal de la esfera celeste la que se movera describiendo los mismos crculos paralelos de la figura #aj4 ,la mitad austral no sera visible4 ,illustracin3 ,fig4 #aj4 ,movimiento diurno en los polos4 #ba4 ,polos y cenador terrestres4--,como ya se ha dicho1 la ,tierra es redonda y casi esfrica4 ,en el espacio de un da prximamente1 gira alrededor de uno de sus dimetros1 cuya direccin en el espacio es fija1 y que toma el nombre de eje del mundo1 cuando se le considera relativamente al movimiento diurno1 aparente1 de la esfera estrellada4 ,illustracin3 ,fig4 #aa4 ,movimiento diurno en el equador4 ,dos puntos de la superficie de la ,tierra permanecen inmviles1 y son las extremidades del eje de rotacin polos terrestres ,p y ,p' 7fig4 #ab74 ,si se imagina un plano que pase por el centro de la ,tierra perpendicularmente al eje1 este plano1 que corta al globo en dos mitades hemisferios1 formar sobre la superficie un crculo mximo ,,ee'1 que se denomina ecuador4 ,el hemisferio que contiene el polo norte es el boreal2 el otro1 en que est el polo sur1 es el hemisferio austral4 ,illustracin3 ,fig4 #ab4 ,coordenadas terrestres4 ,longitudes y latitudes geogrficas4 ,todo crculo1 anlogo ,,cc'1 trazado en la superficie de la ,tierra paralelamente al ecuador1 recibe el nombre de crculo paralelo simplemente de paralelo4 ,es evidente que el ecuador es el mayor de todos los paralelos1 y que los radios de stos van disminuyendo medida que decrecen sus distancias uno otro de los polos4 ,un plano que pase por el eje de la ,tierra la corta tambin en dos partes iguales1 siguiendo una lnea que puede considerarse casi como un crculo3 este plano es lo que se llama un meridiano1 y la curva ,pmm,mm,p es la meridiana1 en los horizontes de los lugares m1 m1 ,m1 m4 #bb4 ,coordenadas geogrficas de un lugar1 longitud4--,la posicin de un punto cualquiera de la superficie del globo se determina exactamente por medio de los meridianos y de los paralelos4 ,con ese fin1 se toma como punto de partida un meridiano conocido3 en ,francia1 el que pasa por el observatorio de ,pars2 en ,inglaterra1 el de ,greenwich1 etc4 ,luego se mide el ngulo que el meridiano del lugar considerado forma con el que se design para punto de partida4 ,este ngulo es lo que se denomina longitud4 ,para calcularla1 se divide el ecuador en grados1 minutos y segundos1 contados partir del #j del primer meridiano1 sea oriente1 sea occidente4 ,la longitud se califica de oriental occidental1 segn que el lugar se encuentre situado en uno otro de los hemisferios separados por el meridiano inicial4 ,todos los puntos de la ,tierra situados lo largo de la misma mitad de un meridiano1 tienen evidentemente la misma longitud4 #bc4 ,latitud geogrfica4--,para acabar de determinar la posicin del lugar1 se cuenta el nmero de grados1 minutos y segundos comprendidos sobre el meridiano entre ese lugar y el ecuador3 esto es lo que se denomina la latitud4 ,se la cuenta de #j #ij1 yendo del ecuador hacia los polos1 y es boreal austral1 segn que el punto considerado se encuentre en uno otro de los dos hemisferios que determina el plano del ecuador4 ,illustracin3 ,fig4 #ac4 ,la latitud geogrfica de un lugar es igual la altura del polo4 ,evidentemente1 todos los puntos de la ,tierra situados en un mismo paralelo tienen igual latitud4 ,tales son las coordenadas geogrficas que se usan para determinar la posicin exacta de un lugar de la superficie terrestre4 ,,dimensiones ,,de ,,la ,,tierra #bd4 ,medida de un grado terrestre4--,se ha visto antes que la ,tierra tiene la forma de una bola casi perfectamente esfrica4 ,las tierras1 continentes islas1 no ocupan ms que la cuarta parte de la superficie total2 las otras tres cuartas partes son las aguas4 ,la superficie de stas1 es decir1 la de los ocanos y de los mares1 es la que principalmente afecta la forma de una esfera2 las tierras presentan desigualdades de nivel1 que parecen hallarse primera vista en contradiccin con dicha forma regular4 ,ntanse elevaciones y depresiones1 montaas y valles1 aparentemente considerables4 ,pero vamos ver que las ms altas montaas no son sino aristas imperceptibles en la superficie de la ,tierra1 por efecto de las enormes dimensiones del globo entero4 ,demos una idea de la manera cmo ha sido posible medir esas dimensiones4 ,si la ,tierra es una esfera1 todos los planos meridianos que la cortan segn su eje1 son crculos que tienen por puntos comunes ambos polos4 ,el ecuador1 que corta al globo en dos partes iguales hemisferios1 as como los paralelos l1 son crculos4 ,los meridianos y el ecuador son crculos iguales2 los paralelos1 crculos cada vez ms pequeos medida que se van acercando uno de los polos4 ,la geografa ensea todo lo dicho4 ,la cuestin que se haba de resolver1 para saber cuales son las dimensiones del globo terrestre1 era medir la longitud de uno de los mencionados crculos1 por ejemplo1 de uno de los meridianos4 ,esta operacin es mucho ms complicada de lo que se puede imaginar4 ,en efecto1 no hay posibilidad de seguir un meridiano en toda su longitud2 por causa de las nieves y de los hielos no cabe penetrar en las regiones polares2 adems1 la mayor parte de los meridianos atraviesan los mares en parte de su extensin1 pases montaosos de difcil acceso4 ,as es que se ha considerado suficiente medir una parte del meridiano1 lo que se llama un grado1 que es1 como lo ensea la geometra1 la #cfj parte de toda circunferencia4 ,una vez conocida la longitud del grado1 se deduce de ese dato1 por medio de una sencilla multiplicacin1 la de la circunferencia entera1 y1 por tanto1 del meridiano4 ,tomemos un ejemplo4 ,pars y ,amiens se encuentran bajo el mismo meridiano con corta diferencia1 y su latitud difiere en un grado prximamente4 ,desde #aeej1 un mdico francs1 llamado ,fernel1 coloc un contador en una de las ruedas de su carruaje y se puso en camino yendo de ,amiens ,pars4 ,as midi1 casi por completo en la direccin del meridiano1 la longitud del camino que una dichas ciudades4 ,el resultado fu #eg1jgj toesas1 esto es1 unos #aaa kilmetros1 como longitud del grado4 #be4 ,dimensiones de la ,tierra4--,ms tarde se han medido numerosos arcos de meridiano1 por medios mucho ms complicados1 pero tambin mucho ms precisos1 y se ha hallado el valor de la circunferencia entera de la ,tierra1 que es un tanto superior #dj millones de metros4 ,el dimetro del globo terrestre mide #ab1gjj kilmetros1 en nmeros redondos4 ,la superficie de la ,tierra contiene nada menos que #eaj millones de kilmetros cuadrados1 es decir1 #eaj millones de cuadrados1 cada uno de cuyos lados es un kilmetro4 ,su volumen pasa de #a1jhc1jjj millones de kilmetros cbicos4 #bf4 ,las montaas comparadas con el globo terrestre4--,ahora es fcil darse cuenta de la importancia de las desigualdades de su superficie4 ,consideremos las montaas ms elevadas del globo4 ,en ,europa1 el monte ,blanco y el ,elbrouz se elevan #d1hjj y #e1fjj metros respectivamente sobre el nivel del mar2 en ,asia1 el ,gaurisankar del ,himalaya alcanza #h1hdj metros2 en ,amrica1 el ,aconcagua1 el ,chimborazo1 y las principales cimas de las ,cordilleras de los ,andes1 pasan de #f1hjj y de #f1bjj metros sobre el nivel del ocano ,pacfico4 ,sin embargo1 la ms elevada de esas montaas forma apenas la #a_/addj parte del dimetro de la ,tierra4 ,en un globo que tuviera un metro de dimetro1 el ,gaurisankar formara todo lo ms una arista de dos tercios de un milmetro de alto4 ,en uno de #cj centmetros de dimetro1 esa altura llegara difcilmente #a_/e de milmetro4 ,la mayor parte de las desigualdades que nos parecen tan enormes1 cuando las examinamos de cerca1 seran completamente imperceptibles en esos globos hipotticos4 ,para representarlas en relieve1 sobre los globos los mapas1 hay que exagerar considerablemente la escala de las alturas4 #bg4 ,la ,tierra es aplanada en los polos4--,si se pudiera ver la ,tierra desde el espacio1 por ejemplo1 desde la distancia que se encuentra la ,luna1 nos parecera una esfera casi perfecta4 ,sin embargo1 las medidas de meridiano han hecho ver que la longitud del grado va aumentando partir del ecuador1 hasta los polos de la ,tierra4 ,de ah se ha deducido que nuestro planeta se halla un tanto aplastado en los polos1 1 lo que significa lo mismo1 elevado en el ecuador4 ,el dimetro que pasa por los polos1 es decir1 el eje de rotacin es ms pequeo que el dimetro de la circunferencia ecuatorial3 la diferencia es poco ms menos la #cjj parte de este ltimo1 es decir1 de un milmetro1 si se toma como punto de comparacin un globo de #cj centmetros de dimetro4 ,,movimiento ,,de ,,translaci,n ,,de ,,la ,,tierra ,,alrededor ,,del ,,sol #bh4 ,revolucin anual de la ,tierra4--,segn se ha dicho1 la ,tierra gira alrededor de s misma1 esto es1 de la lnea que une sus polos1 y de este modo efecta una rotacin completa en el intervalo de un da4 ,este movimiento real es el que1 por efectuarse de occidente oriente1 nos hace creer que los astros1 estrellas1 ,sol1 ,luna1 se mueven en sentido contrario1 esto es1 de oriente occidente4 ,nuestro globo se halla animado de otro movimiento que lo transporta en el espacio1 y en virtud del cual efecta una revolucin entera alrededor del ,sol en el intervalo de un ao4 #bi4 ,movimiento de translacin de la ,tierra4--,cambio de aspecto del cielo4--,procuremos hacer comprender cmo se ha llegado reconocer la existencia de este segundo movimiento1 y los fenmenos que prueban su existencia4 ,coloquemos en una mesa redonda1 casi en su centro 7fig4 #ad71 una lmpara que representar al ,sol4 ,una bola1 por ejemplo1 una naranja1 atravesada en su centro por una aguja larga1 ser la ,tierra4 ,coloquemos la bola en un punto ,t de la orilla de la mesa1 de modo que la aguja que representa el eje de rotacin1 quede inclinada sobre el plano de la mesa4 ,precisa suponer1 adems1 que alrededor de los objetos que colocamos de esta manera1 se extiende el cielo1 hasta distancias infinitamente mayores que la del ,sol la ,tierra1 es decir1 en el caso presente1 que el semi-dimetro de nuestra mesa4 ,en todo ese espacio y en todas direcciones se encuentran las estrellas4 ,el globo ,t est iluminado en aquella de sus mitades hemisferios que se encuentra vuelto hacia la lmpara1 representacin del ,sol4 ,esto es el da para todas las regiones de dicho hemisferio4 ,la otra mitad1 sumida en la sombra1 se encuentra en la noche1 y la falta de luz solar le permite ver las estrellas en la parte opuesta del cielo4 ,si la ,tierra permaneciera en la posicin ,t1 conservando el movimiento sobre su eje1 se veran siempre1 desde uno otro de los hemisferios de nuestro planeta las mismas estrellas y las mismas regiones del cielo4 ,una estrella dada saldra1 pasara por el meridiano1 y se pondra uniformemente las mismas horas1 en la sucesin de las noches4 ,adems1 el ,sol se encontrara en el mismo caso que las estrellas1 y como ellas tendra horas fijas su orto1 su mximum de elevacin y su ocaso4 ,pero eso no sucedera en el caso de que la ,tierra1 en vez de permanecer inmvil en ,t1 se moviese siguiendo la orilla de la mesa1 conservando para su eje de rotacin la misma inclinacin y la misma direccin en el espacio4 ,por ejemplo1 media noche1 cuando la ,tierra se halla en ,t1 se encontrar opuesta al ,sol una estrella e4 ,al llegar el planeta la posicin ,t'1 otra estrella ir encontrarse la misma hora en la direccin de la lnea que une la ,tierra al ,sol4 ,en ,t''1 har lo mismo otra estrella e''4 ,y es fcil comprender que si la bola contina efectuando de esa manera una revolucin completa alrededor del ,sol1 ir presentando sucesivamente en la sombra su mitad todas las regiones del cielo4 ,por el contrario1 la lmpara ,sol1 visto de la ,tierra1 parecer haber dado en el mismo sentido una vuelta completa al cielo4 ,y as es cmo ocurren efectivamente las cosas4 ,el aspecto del cielo cambia de una noche otra en el mismo lugar2 las mismas horas se ven salir nuevas estrellas1 ms orientales1 mientras que en occidente se encuentran ya ocultas otras estrellas que antes se hallaban todava sobre el horizonte4 ,illustracin3 ,fig4 #ad4 ,movimiento de translacin de la ,tierra4 #cj4 ,da sideral ms corto que el da solar4--,tambin resulta de esto que una estrella determinada vuelve pasar por el meridiano antes que el ,sol4 ,la duracin de un da solar1 de #bd horas1 que comprende un intervalo de la hora del medioda al medioda siguiente1 es mayor que la del da sideral2 la diferencia se eleva #c minutos #ef segundos4 ,al cabo del ao1 una estrella ha pasado #cff veces por el meridiano1 mientras que el ,sol lo efecta nicamente #cfe4 ,en una palabra1 el ao1 que se compone de #cff das siderales1 de #cff rotaciones de la ,tierra1 no contiene ms que #cfe das solares4 ,esta es consecuencia del doble movimiento de la ,tierra1 de rotacin sobre s misma y de translacin de revolucin alrededor del ,sol4 ,,rbita ,,de ,,la ,,tierra #ca4 rbita de la ,tierra4--,la ,tierra describe1 en su revolucin anual alrededor del ,sol1 una curva rbita1 cuya posicin1 forma y dimensiones vamos indicar4 ,illustracin3 ,fig4 #ae4 rbita de la ,tierra4 ,esta curva es plana1 de manera que el centro de la ,tierra permanece siempre en el mismo plano1 llamado eclptica4 ,como1 segn ya se ha visto1 el eje de rotacin conserva siempre la misma direccin y la misma inclinacin1 otro tanto ocurre con el ecuador1 que permanece paralelo s mismo1 formando un ngulo constante con el plano de la eclptica4 ,este ngulo1 denominado oblicuidad de la eclptica1 es igual un poco ms de #bc grados1 esto es1 algo ms de la cuarta parte de un ngulo recto2 tiene suma importancia1 puesto que l se deben las estaciones1 la desigualdad de los das y de las noches para un mismo punto1 en el curso del ao1 bien para los lugares cuya latitud es diferente4 ,ms adelante volveremos tratar del particular4 ,la rbita de la ,tierra no es un crculo1 y la distancia de nuestro globo al ,sol vara continuamente de un da para otro4 ,es una curva llamada en geometra elipse1 especie de valo1 que tiene en su dimetro eje mayor ,,ab1 dos puntos ,,ff focos1 situados una y otra parte del centro ,o 7fig4 #ae7 y que gozan de la propiedad de que las distancias reunidas desde un punto de la elipse hasta ellos1 forman siempre la misma longitud1 igual por cierto al eje mayor4 ,el ,sol no ocupa el punto medio de la rbita1 sino uno de los focos4 #cb4 ,excentricidad de la rbita4--,cuando la ,tierra se encuentra en ,a1 vrtice del eje mayor ms inmediato al ,sol1 la distancia este astro es la ms pequea de todas2 por esta razn se dice que nuestro planeta est en su perihelio1 lo que ocurre ahora hacia el #a de enero de cada ao4 ,tambin se dice que el ,sol est en su perigeo1 esto es1 en la distancia ms corta la ,tierra4 ,de modo que esas dos palabras1 perihelio y perigeo1 indican el mismo hecho4 ,desde ,a la ,tierra marcha alrededor del ,sol1 recorriendo su rbita en el sentido indicado por la flecha1 y sus distancias van aumentando1 hasta la otra extremidad ,b del eje mayor1 donde la distancia de nuestro planeta al ,sol alcanza su mximum2 entonces se dice que la ,tierra1 se encuentra en su afelio1 1 lo que equivale lo mismo1 que el ,sol est en su apogeo1 cosas que ocurren all por el #a de julio4 ,despus la ,tierra sigue su camino sobre la segunda mitad de su rbita1 acercndose constantemente al ,sol1 hasta que vuelve encontrarse en ,a1 donde da principio otra nueva revolucin4 ,en dos pocas intermedias1 la ,tierra se halla en dos puntos1 ,d y ,c1 en los cuales la distancia al ,sol es exactamente igual la distancia media entre los extremos del perihelio y del afelio4 ,esos puntos son los vrtices del dimetro eje menor de la rbita4 ,la diferencia entre las distancias extremas es prximamente de #a_/ac parte de la distancia media4 ,la mitad es lo que se llama excentricidad de la rbita4 #cc4 ,distancia de la ,tierra al ,sol4--,la distancia de la ,tierra al ,sol es igual por trmino medio #adh1jjj1jjj de kilmetros y la longitud total de la rbita llega #icj millones de kilmetros4 ,como nuestro planeta la recorre en el intervalo de un ao1 esto es1 de #cfe das y cuarto1 mejor dicho1 de #ca1eeg1fjj segundos1 es fcil calcular el camino que nuestro globo recorre en el corto intervalo de un segundo2 hllanse #bi kilmetros y medio poco ms menos por segundo1 velocidad #fj veces superior la de una bala de can al salir del arma4 ,debemos aadir que esta velocidad vara1 siendo tanto mayor cuanto ms pequea es la distancia al ,sol3 cuando la ,tierra est en su perihelio1 alcanza unos #cj kilmetros por segundo2 luego va disminuyendo hasta el afelio1 donde slo es de #bi2 partir de este punto vuelve pasar1 pero en orden inverso1 por las velocidades con que recorriera la primera mitad de su rbita4 ,nosotros no sentimos que la ,tierra nos arrastra as por los espacios celestes1 en compaa del globo que habitamos1 como tampoco nos damos cuenta del movimiento de rotacin diurna4 ,los antiguos los desconocan ambos1 y los atribuan aqul al cielo entero1 y el segundo al ,sol en persona4 ,tomaban1 pues1 por realidades1 lo que slo era apariencia4 ,coprnico 7#aedc7 y ,galileo 7#afjj7 fueron los primeros en descubrir y demostrar esas dos grandes verdades astronmicas4 #cd4 ,duracin del ao4--,la duracin del ao1 esto es1 del tiempo que la ,tierra tarda en efectuar una de sus revoluciones alrededor del ,sol1 bien1 del tiempo que transcurre entre dos pasos por el mismo equinoccio1 es de3 #cfe das #bd #cfe das #e horas #dh minutos y #dg segundos4 ,esto es lo que se denomina ao trpico4 ,el ao civil es de #cfe das exactamente durante #c aos consecutivos4 ,el siguiente es de #cff das1 hallndose formado el #cff par la acumulacin de #d veces el excedente de unas #f horas que el ao trpico astronmico presenta sobre el ao civil4 ,los aos de #cff das son los bisiestos4 ,de cada cuatro aos seculares1 #c no son bisiestos2 as se corrige la diferencia de #aa minutos #ac segundos que faltan al excedente en cuestin para dar seis horas1 un cuarto de da4 ,,los ,d,,as ,y ,,las ,,noches #ce4 ,duracin de los das y de las noches4--,el da solar de #bd horas1 esto es1 el intervalo entre dos pasos sucesivos del ,sol por el meridiano1 se compone1 segn lo sabe todo el mundo1 de dos partes3 una1 el da1 mejor dicho1 la jornada1 va desde la salida hasta la puesta del ,sol2 la otra1 la noche1 desde la puesta hasta el orto del astro4 ,la duracin del da y la de la noche son generalmente desiguales1 y esta desigualdad es tanto ms grande cuanto ms lejos del ecuador se encuentre el sitio de la observacin2 tambin vara de una estacin otra para un mismo punto4 ,sin embargo1 el da tiene en el ecuador la misma duracin que la noche1 durante todo el ao4 ,el ,sol permanece all doce horas por encima del horizonte y doce por debajo4 #cf4 ,equinoccios y ,solsticios4--,esta igualdad del da y de la noche se efecta simultneamente sobre toda la ,tierra en dos pocas diferentes del ao4 ,por esa razn se las ha llamado equinoccios3 coinciden con el principio de la primavera y del otoo4 ,finalmente1 en otras dos pocas1 que caen al principio del verano y del invierno1 se tienen los das ms largos con las noches ms cortas1 y los das ms cortos con las noches ms largas3 estos son el solsticio de verano y el de invierno4 #cg4 ,las estaciones en los dos hemisferios4--,importa hacer notar que la desigualdad de los das y de las noches1 tal como acabamos de describirla1 sigue en cada hemisferio marcha opuesta1 de manera que si los das van creciendo en el boreal1 van disminuyendo al contrario en el austral1 inversamente4 ,el equinoccio del #bj al #bb de marzo es el equinoccio de primavera para el primero y el de otoo para el segundo4 ,la misma observacin debemos hacer para el equinoccio del #bb al #bj de setiembre1 que es el equinoccio de otoo en el hemisferio boreal1 y el de primavera en el austral4 ,otro tanto ocurre con los solsticios4 ,el del #bj al #bb de junio es el solsticio de verano el de invierno1 segn cual sea el hemisferio de que se trate1 y el solsticio del #bj al #bb de diciembre es inversamente solsticio de invierno de verano4 ,en una palabra1 las estaciones son opuestas en los dos hemisferios4 #ch4 ,explicacin de la desigual duracin de los das y de las noches4--,veamos ahora cmo se explican estas variaciones de duracin de los das y de las noches y porqu dan origen al fenmeno de las estaciones de la ,tierra4 ,partamos del equinoccio de marzo y sigamos al ,sol en su carrera diurna por el hemisferio norte4 ,en ese da1 el astro sale por el punto preciso del horizonte oriental que marca el este1 y despus describe un semi-crculo1 que es la mitad del ecuador celeste1 para ir ponerse precisamente por el oeste4 ,la otra mitad de la circunferencia es descrita por el ,sol debajo del horizonte1 durante la noche4 ,pero1 partir de este da1 la salida y puesta del ,sol se verifican en puntos que se acercan cada vez ms al norte1 y el arco diurno es mayor que una semi-circunferencia1 de manera que el da1 cada vez ms largo1 se va haciendo constantemente mayor que la noche1 la cual disminuye en la misma proporcin4 ,el ,sol marca las doce en puntos cada vez ms elevados sobre el horizonte1 alejndose cada vez ms del ecuador celeste4 ,pero llega un instante en que este aumento de altura queda casi estacionario1 para hacerse ms tarde completamente nulo1 y el ,sol alcanza su mayor altura meridiana en el da del solsticio2 entonces es1 pues1 cuando el arco descrito por aquel astro alcanza el mximum de su valor1 y cuando se tiene el da ms largo del ao4 ,despus el astro empieza seguir marcha inversa1 se acerca poco poco al ecuador1 y el da1 siempre mayor que la noche1 disminuye insensiblemente hasta el equinoccio de setiembre1 en el cual la noche y el da quedan iguales1 teniendo doce horas cada uno4 partir de este momento1 el astro va salir y a ponerse por puntos cada vez ms distantes del este y del oeste1 pero por la parte sur2 su altura la hora de las doce disminuir de da en da4 ,el perodo de luz ser constantemente ms corto y siempre de duracin inferior la noche4 ,la desigualdad ir aumentando hasta el solsticio de diciembre1 que es el da de noche ms largo en todo el hemisferio boreal4 ,illustracin3 ,fig4 #af4 ,la ,tierra en uno de los equinoccios4 ,por ltimo1 de diciembre marzo1 el ,sol seguir marcha inversa1 acercndose de nuevo al ecuador1 ir ocupando la hora de las doce alturas cada vez ms elevadas2 el da crece entonces medida que mengua la noche1 hasta que el equinoccio de fines de marzo restablece la igualdad4 ,si en vez de tomar un punto del hemisferio norte de la ,tierra hubiramos considerado un horizonte del hemisferio sur1 el observador habra notado la misma sucesin de fenmenos1 pero en orden inverso4 ,la salida y la puesta del ,sol habran ido alejndose del este y del oeste hacia el norte2 pero su altura meridiana hubiera disminuido primeramente hasta el solsticio de junio para aumentar desde junio al equinoccio de setiembre1 siendo siempre los das ms cortos que las noches4 ,de setiembre marzo1 alturas meridianas crecientes1 salida y puesta ms meridionales hasta el solsticio de diciembre1 das crecientes1 y ms largos que las noches4 ,desde el solsticio de diciembre marzo1 vuelta del ,sol hacia el ecuador y disminucin de los das1 que siguen siendo mayores que las noches4 ,tales son los hechos que todo el mundo puede observar en el espacio de un ao4 ,vamos explicarlos4 ,en el equinoccio1 la posicin ocupada por la ,tierra es esta3 como el plano del ecuador de la ,tierra pasa por el ,sol1 el hemisferio iluminado que la ,tierra le presenta y el hemisferio oscuro1 estn separados uno de otro por un crculo mximo que pasa precisamente por ambos polos y que contiene el eje de rotacin fig4 #af4 ,este crculo de separacin de la luz y de la sombra se confunde en este momento con uno de los crculos meridianos terrestres y1 por consiguiente1 divide en dos partes iguales todos los paralelos4 ,en virtud de la rotacin diurna1 todo punto de un paralelo cualquiera describe1 pues1 el da del equinoccio1 la mitad de su circunferencia en la zona de luz y la otra mitad en la de sombra4 ,el da es igual la noche en toda la ,tierra1 y bajo todas las latitudes2 de esta circunstancia se deriva precisamente el nombre de equinoccio4 ,illustracin3 ,fig4 #ag4 ,la ,tierra entre el equinoccio y el solsticio4 #ci4 ,desigualdad de duracin de los das y de las noches4-- partir del equinoccio de ,aries1 la ,tierra tomar una de las posiciones indicadas en la figura #ag1 porque su eje de rotacin sigue siendo paralelo s mismo1 y conservando la misma inclinacin sobre el plano de la eclptica4 ,el crculo de separacin de la luz y de la sombra dejar de pasar por los polos y dividir en dos partes desiguales cada paralelo4 ,el arco diurno a ,m b1 pongamos por ejemplo1 ser mayor que el nocturno a ,m' b4 ,de modo que el da ser mayor que la noche1 y la diferencia entre sus duraciones tanto ms considerable cuanto mayor distancia del crculo boreal pase el crculo de iluminacin4 ,as pues1 los das1 mayores que las noches1 irn creciendo sin cesar hasta la poca del solsticio de ,cncer1 porque en este momento es cuando el crculo de separacin de la luz y de la sombra alcanzar las regiones ms distantes del polo4 ,entre el solsticio de verano y el equinoccio de ,libra1 la ,tierra ocupar1 respecto del ,sol1 una serie de posiciones idnticas las que acabamos de examinar1 pero en orden inverso4 ,los das boreales1 que siguen siendo mayores que las noches1 irn disminuyendo hasta el momento del nuevo equinoccio1 en el cual volver establecerse entre ellas la igualdad4 ,entonces la ,tierra ir inclinando cada vez ms hacia el ,sol su polo austral1 y el arco diurno boreal ir siendo ms pequeo que el nocturno4 ,las noches1 ms largas que los das1 crecern constantemente1 y alcanzarn su mximum de duracin en el solsticio de ,capricornio 7fig4 #ah71 para menguar inmediatamente en sentido inverso1 hasta el equinoccio de ,aries4 ,illustracin3 ,fig4 #ah4 ,la ,tierra en uno de los solsticios4 #dj4 ,el da ms largo y la mayor noche del hemisferio boreal4--,las variaciones que acabamos de indicar se efectan de ese modo en todos los puntos de la ,tierra comprendidos entre los crculos polares1 es decir1 pertenecientes la zona trrida las templadas4 ,pero las desigualdades varan con la latitud1 y son tanto ms notables cuanto mayor es la latitud 1 en otros trminos1 cuanto ms se aleja uno del ecuador4 ,por lo dems1 la altura meridiana del ,sol sobre un horizonte dado explica estas desigualdades4 ,la amplitud del arco diurno que la rotacin terrestre hace recorrer al ,sol sobre el horizonte1 depende efectivamente de dicha altura4 ,en el solsticio de ,cncer1 all por el #bj de junio1 la altura meridiana del ,sol es mximum para el horizonte de un lugar situado en el hemisferio norte2 por eso resulta el da ms largo1 mejor dicho1 el perodo de luz ms prolongado1 y la noche ms corta4 ,entre el solsticio de ,cncer y cada uno de los equinoccios1 la altura meridiana del ,sol va creciendo durante la primavera y disminuyendo durante el verano3 los das aumentan para menguar inmediatamente despus4 ,finalmente1 en el solsticio de ,capricornio1 all por el #ba de diciembre1 la altura del ,sol sobre el horizonte es la ms pequea posible3 as es que tenemos la poca de noche ms larga y de da ms corto4 ,lo que acabamos de decir se aplica al hemisferio norte2 en un punto cualquiera del hemisferio sur cuya latitud sea superior #bc #bg1 los fenmenos se presentan del mismo modo1 pero en pocas del ao correspondientes posiciones de la ,tierra diametralmente opuestas sobre su rbita4 ,el da ms largo es el del solsticio de ,capricornio1 y el ms corto el del solsticio de ,cncer4 #da4 ,das y noches de la zona intertropical4--,consideremos ahora algunos puntos particulares de la ,tierra4 ,en el ecuador1 durante todo el ao1 la duracin del da y de la noche son iguales1 teniendo cada uno de ellos doce horas4 ,esto depende de que el crculo mximo del ecuador se encuentra siempre dividido en dos partes iguales por el crculo que separa el hemisferio iluminado del oscuro2 el arco diurno y el nocturno tienen la misma amplitud1 sea cual fuere la altura meridiana del ,sol4 ,en la poca de los equinoccios1 el ,sol describe1 para el horizonte de un punto del ecuador1 el crculo mximo vertical que pasa por los puntos este y oeste4 ,de modo que las doce del da exactamente pasa por el cenit4 ,este ltimo fenmeno es comn todas las regiones de la ,tierra situadas entre el ecuador y ambos trpicos1 hasta los #bc #bh de latitud prximamente4 ,en efecto1 el eje de rotacin se inclina #bc #bh sobre el plano de la eclptica4 ,cuando nuestro globo llega1 por efecto de su movimiento de translacin alrededor del ,sol1 uno otro de los solsticios1 el radio que une los centros de ambos astros pasa precisamente por un punto de uno de los trpicos1 y coincide con la vertical del lugar4 ,as1 el da del solsticio de verano1 el ,sol pasa la hora de las doce por el cenit de todos los puntos situados en el trpico de ,cncer1 y el da del solsticio de invierno por el cenit de los lugares del trpico de ,capricornio4 #db4 ,el ,sol en el cenit4--,entre el ecuador y los trpicos1 es decir1 en toda la zona trrida1 se presenta la misma circunstancia dos veces al ao1 porque entonces la altura meridiana del ,sol llega #ij y pasa de esto4 ,de ah resulta que entre estas dos pocas y uno de los solsticios el ,sol se encuentra la hora del medioda ms all de la vertical por la parte norte1 y durante el resto del ao1 aquende dicha vertical1 por la parte del sur4 ,de modo que los habitantes de la zona trrida ven su sombra meridiana proyectada ya hacia el polo1 ya hacia el ecuador1 esto es1 al norte al sur de su horizonte4 #dc4 ,das y noches de las zonas polares4--,transportmonos ahora uno de los crculos polares1 es decir1 una latitud que slo dista del polo #bc #bg4 ,desde el equinoccio hasta el solsticio1 el da va creciendo sin cesar para ese paralelo1 lo mismo que para todos los dems lugares de la ,tierra2 pero en el solsticio mismo1 la luz del ,sol alcanza al paralelo completo1 de modo que este da el astro permanece #bd horas sobre el horizonte4 ,lo contrario ocurre en el crculo polar del hemisferio opuesto1 cuya noche dura #bd horas el da del solsticio4 ,allende los crculos polares1 en los sitios que forman las zonas glaciales1 los das y las noches tienen duraciones cada vez ms desiguales4 partir del equinoccio de ,libra1 por ejemplo1 el polo austral de la ,tierra ve alzarse al ,sol sobre su horizonte1 efectuar cada veinticuatro horas una vuelta entera sin ponerse1 y1 elevndose siempre1 alcanzar al cabo de tres meses su mayor altura1 en la poca del solsticio de ,capricornio4 ,una vez pasado el solsticio1 el astro luminoso describe en sentido inverso esta especie de espiral1 para ponerse tres meses ms tarde1 con lo cual ha suministrado un da de seis meses enteros dichas regiones heladas4 ,durante este largo intervalo de tiempo1 el polo boreal se hallaba sumido en la noche1 que ahora va empezar para el polo sur4 #dd4 ,duraciones mxima y mnima del da y de la noche en diversas latitudes4--,acabemos este estudio de las variaciones que presentan las duraciones relativas de los das y de las noches1 presentando en un cuadro las duraciones del da ms largo y del ms corto para cierto nmero de latitudes comprendidas entre los crculos polares3 ,duracin ,duracin del da ms largo del da ms corto y de la mayor y de la noche ,latitudes4 noche4 ms pequea4 ,ecuador #j #ab;h #jm #ab;h #jm #ae #ab #ec #aa #g ,trpicos #bc #bg #ac #bg #aj #cc #cj #ac #ef #aj #d #de #ae #bf #h #cd ,pars #dh #ej #af #g #g #cd ,buenos ,aires #cd #cf #ad #bj #i #dj #fj #ah #cj #e #cj ,crculos polares #ff #cc #bd #j #j #j ,,las ,,estaciones #de4 ,las estaciones astronmicas4--,segn se sabe1 el ao se divide en cuatro estaciones1 separadas unas de otras por los dos equinoccios y los dos solsticios4 ,la primavera empieza en el momento en que la ,tierra pasa por el punto equinoccial de la primavera 1 lo que significa lo mismo1 en el momento en que el ,sol atraviesa el ecuador y pasa del hemisferio austral al boreal del cielo4 ,este paso ocurre ordinariamente entre el #bj y el #bb de marzo4 ,el fin de la estacin de la primavera y el principio de la de verano coincide con la poca del solsticio siguiente1 que se efecta de ordinario hacia el #bj de junio4 ,el esto acaba y el otoo empieza en el momento en que se verifica el segundo equinoccio1 es decir1 cuando el ,sol atraviesa el ecuador para volver al hemisferio austral1 all por el #bb de setiembre4 ,finalmente1 en la poca del segundo solsticio1 es decir1 eso del #bj #ba de diciembre1 empieza la estacin de invierno1 que termina con el ao astronmico al llegar el equinoccio de primavera4 #df4 ,porqu tienen desigual duracin las estaciones4--,los equinoccios y los solsticios dividen en cuatro partes desiguales la rbita de la ,tierra1 segn acabamos de ver4 ,este hecho bastara para que las estaciones no tuviesen la misma duracin2 pero esta desigualdad aumenta ms an por la circunstancia de que la ,tierra se mueve en su rbita con rapidez tanto mayor cuanto ms cerca del ,sol se encuentra1 cosa que ocurre precisamente cuando recorre los dos arcos ms pequeos1 los de otoo y de invierno4 ,he aqu las pocas precisas en que se verificaron durante el ao #ahhh los equinoccios y los solsticios1 esto es1 los principios de las cuatro estaciones y las duraciones correspondientes de estos perodos3 ,el equinoccio de ,aries se efectu el #bj de marzo las #d;h #em de la maana 7tiempo medio de ,pars74 ,el solsticio de ,cncer el #ba de junio1 #j;h #bcm de la maana4 ,el equinoccio de ,libra el #bb de setiembre las #c;h #bm de la tarde4 ,el solsticio de ,capricornio el #ba de diciembre1 las #j;h #abm de la maana4 ,la duracin del otoo austral1 de la primavera boreal habr sido1 pues1 de #ib das #bj;h #ahm4 ,la del invierno austral del verano boreal1 #ic das #ad;h #cim4 ,la de la primavera austral del otoo boreal1 #hi das #ah;h #ajm4 ,la del verano austral del invierno boreal 7#ahhh-ahhi71 #hi das #j;h #cdm4 ,se ve1 por los nmeros que preceden1 que el ,sol ha permanecido en el hemisferio boreal durante #ahf das #aj;h #egm y en el austral slo durante #agh das #ai;h #ddm1 lo cual constituye una diferencia de #g das #ae;h #cjm en favor de las estaciones estivales del hemisferio norte4 ,illustracin3 ,fig4 #ai4 rbita anual de la ,tierra4 ,las estaciones4 #dg4 ,las estaciones meteorolgicas4--,las estaciones no son nicamente las divisiones naturales del ao astronmico1 sino que adems y casi siempre se las considera como perodos que presentan caracteres distintos desde el punto de vista de la temperatura de las diversas regiones de la ,tierra4 ,en lo relativo al hemisferio boreal1 el invierno es generalmente la poca de los fros y el verano la de los calores1 formando el otoo y la primavera perodos intermedios y templados4 ,en el hemisferio austral1 el orden es inverso1 por lo menos en cuanto las temperaturas dependen de la accin exclusiva y directa de los rayos solares4 ,en dichas regiones de la ,tierra1 las pocas del fro son la primavera y el verano1 y el otoo invierno las de grandes calores4 ,es fcil darse cuenta de la oposicin de las estaciones en ambos hemisferios con slo estudiar las causas astronmicas de las variaciones de la temperatura4 #dh4 ,intensidad de la radiacin solar en diversas pocas4--,si se considera en su totalidad el globo terrestre1 la cantidad de calor que recibe del ,sol no depende sino de la distancia entre ambos astros1 y vara con ella4 ,en el perihelio1 all por el #a de enero1 dicha cantidad es la mayor posible2 la menor1 en el perihelio1 hacia el #a de julio4 ,entre estas dos pocas1 el calor recibido por el globo vara1 medida que cambian las distancias del ,sol la ,tierra4 ,como el eje mayor de la rbita divide la curva en dos partes iguales recorridas en el mismo tiempo por el planeta1 resulta que ste recibe del sol cantidades de calor iguales durante cada una de esas mitades de ao4 ,por otra parte1 la observacin ensea que la temperatura media de la ,tierra es casi constante1 y que no ha variado de manera sensible desde hace miles de aos4 ,en consecuencia1 podemos sentar que nuestro globo pierde cada ao1 por radiacin en el espacio1 todo el calor que recibe del ,sol4 #di4 ,influencia de la altura del ,sol sobre la intensidad de la radiacin4--,las variaciones de distancia no bastan explicar las grandes diferencias que se notan en la temperatura de un punto dado en las diversas pocas del ao1 ni la distribucin excesivamente desigual del mismo elemento en las distintas latitudes4 ,las causas de esas variaciones son de dos rdenes3 unas1 que dependen de la constitucin fsica del globo terrestre y de su atmsfera1 son de orden meteorolgico2 otras1 puramente astronmicas4 ,no debemos insistir ms que sobre estas ltimas4 ,dos causas astronmicas principales determinan la intensidad del calor que el ,sol irradia hacia un punto dado de la superficie del globo1 de la cual resulta la temperatura media de un da en una poca determinada4 ,estas causas son3 en primer lugar1 la altura meridiana que el ,sol se eleva sobre el horizonte2 en segundo lugar1 la duracin del da1 esto es1 del tiempo que el astro tarda en recorrer su arco diurno4 ,en fsica se demuestra que si una superficie se encuentra enfrente de un foco de calor1 la intensidad del calor incidente es tanto mayor cuanto menos oblicuamente se presenta dicha superficie la accin de los rayos4 ,as1 en el momento de salir el ,sol1 la ,tierra recibe su mnimum de calor1 para irse calentando cada vez ms medida que el movimiento diurno1 haciendo elevarse el disco del astro1 disminuye la oblicuidad de sus rayos4 las doce1 el calor recibido alcanza su mximum1 para empezar disminuir en seguida hasta la hora del ocaso4 ,comparando1 en lo que se refiere la oblicuidad de los rayos solares1 dos das cualesquiera tomados en diferentes pocas del ao1 se ve que la cantidad de calor recibida en un punto dado1 en cada uno de estos das1 depende de la altura que alcanza el ,sol al hora de las doce4 ,ahora bien1 esta altura vara con las estaciones1 siendo cada vez mayor desde el equinoccio de primavera hasta el solsticio de verano1 para disminuir en seguida hasta el equinoccio de otoo2 luego sigue bajando hasta el solsticio de invierno1 en que es lo ms pequea posible4 ,finalmente1 durante el invierno vuelve pasar por los valores que ha tenido en otoo1 hasta el equinoccio de primavera4 #ej4 ,influencia de la duracin del da4--,por ltimo1 la temperatura de un da depende tambin del tiempo durante el cual ejercen los rayos solares su accin sobre la atmsfera y el suelo4 ,en una palabra1 depende de la extensin del da4 ,pues1 esta extensin es su vez1 para un punto dado1 tanto mayor cuanto ms considerable es la altura meridiana del ,sol2 de modo que esta segunda causa contribuye en unin de las primeras hacer ms clidas las estaciones de primavera y de verano1 y ms fras las de otoo invierno4 ,esto es1 por lo dems1 lo contrario de lo que ocurre con el hemisferio austral de la ,tierra1 puesto que1 para dos latitudes iguales y opuestas1 las alturas meridianas del ,sol varan en sentido inverso1 as como las duraciones relativas de los das y de las noches4 ,el otoo y el invierno son en l las estaciones ms clidas1 y la primavera y el verano las ms fras4 #ea4 ,variaciones de la temperatura segn las latitudes4--,todo cuanto acabamos de decir para explicar las variaciones de la temperatura en un punto dado1 sirve tambin para hacer comprender la desigualdad de distribucin del calor segn las latitudes4 ,la zona trrida1 comprendida entre el ecuador y los dos trpicos1 comprende las regiones cuya temperatura media anual es ms elevada1 y en que1 al mismo tiempo1 es menos vivo el contraste entre las estaciones4 ,en efecto1 el ,sol conserva en ellas1 durante todo el ao1 las alturas mayores sobre el horizonte4 ,all es nicamente1 segn se ha visto1 donde alcanza el cenit1 y donde sus rayos caen verticalmente sobre el suelo4 ,su altura meridiana mnimum vara entre #ff y #dc1 y nunca es inferior este ltimo valor4 ,en las zonas templadas hay una diferencia ms considerable entre las temperaturas de las estaciones extremas4 ,por la poca del solsticio de invierno1 el ,sol alcanza escasa altura meridiana1 mientras que en el solsticio de verano1 se eleva alturas muy cercanas del cenit4 ,pero lo que distingue principalmente dichas zonas de la trrida1 es que la duracin de los das1 durante las estaciones invernales1 es mucho menor que la de los das de las estaciones estivales4 ,finalmente1 entre todas las zonas1 las menos favorecidas en lo relativo la temperatura1 son las glaciales4 ,durante los largos das de primavera y de esto se presentan dichas zonas muy oblicuamente los rayos del ,sol1 y la ausencia del astro durante sus largas noches de otoo y de invierno1 acumula en ellas las nieves y los hielos convirtiendo esas regiones en pases casi inhabitables4 #eb4 pocas del mayor calor y del mayor fro4--,la primavera y el esto son dos estaciones que podran creerse idnticas primera vista1 puesto que1 dado un punto cualquiera1 el ,sol pasa en l por las mismas alturas meridianas y que los das tienen duraciones sucesivamente iguales4 ,lo mismo pudiera creerse acerca del otoo y del invierno4 ,sin embargo1 la observacin prueba que la temperatura media del verano es superior la de la primavera1 y que los grandes calores se presentan durante el verano y no en el solsticio4 ,el invierno es anlogamente ms fro que el otoo1 y las temperaturas ms rigurosas no coinciden ordinariamente con la poca del solsticio4 #ec4 ,estaciones meteorolgicas de ambos hemisferios4--,se ha visto que el otoo y el invierno1 esto es1 las estaciones ms fras del hemisferio boreal1 corresponden las distancias ms cortas del ,sol y de la ,tierra1 y la primavera y el verano su mayor alejamiento4 ,como en el hemisferio austral ocurre lo contrario1 deberan resultar de esto calores estivales ms intensos y fros de invierno ms rigurosos4 ,pero esta causa de desigualdad queda compensada por el hecho de que1 si bien el calor recibido por el hemisferio austral es ms intenso durante las dos primeras estaciones1 la duracin de stas es1 por otra parte1 menor que la de las otras dos4 ,sin embargo1 dada la igualdad de latitud1 la temperatura media del hemisferio austral es inferior la del hemisferio boreal4 ,las observaciones meteorolgicas atestiguan la exactitud de este hecho1 que se encuentra adems confirmado por la diversa extensin de los hielos alrededor de ambos polos4 ,mientras que los hielos del boreal se extienden slo hasta el #ha paralelo1 en la zona austral los mares se hielan hasta el paralelo #ga4 ,mas las causas de estas diferencias no son astronmicas3 tal fenmeno debe atribuirse la desigual reparticin de las tierras y las aguas en los dos hemisferios4 ,el boreal contiene la mayor parte de los continentes1 mientras que el austral se encuentra cubierto en ms de las tres cuartas partes por los ocanos4 ,es cierto que ambos reciben en un ao la misma cantidad de calor solar2 pero la superficie lquida se enfra con ms rapidez que el suelo1 porque medida que una capa superficial disminuye de temperatura1 su mayor densidad la hace bajar1 siendo reemplazada por otra inferior1 que se enfra su vez4 ,as pues1 la mar pierde ms que el suelo firme por la radiacin nocturna de la ,tierra1 y esto explica la diferencia que acabamos de sealar entre las temperaturas medias del hemisferio slido y del lquido4 ,,la ,,luna ,,sat,,lite ,,de ,,la ,,tierra #ed4 ,fases de la ,luna4--,la ,tierra va acompaada por la ,luna en su movimiento de rotacin alrededor del ,sol4 ,la ,luna gira su vez en torno de la ,tierra1 y en el mismo sentido que nuestro propio movimiento alrededor del ,sol1 esto es1 de occidente oriente4 ,su revolucin se efecta en un intervalo de #bg das y medio4 ,como la distancia de la ,luna la ,tierra es considerablemente ms pequea que la del ,sol1 la rbita de aquel astro lo coloca en cada revolucin en una serie de posiciones respecto de este ltimo1 llamadas fases1 y que nos la presentan de manera muy distinta4 ,ya aparece como un disco completamente iluminado2 ya la vemos bajo la forma de un semi-crculo luminoso2 ya1 por fin1 se limita una seccin ms menos delgada1 que es lo que llamamos media luna1 una porcin de crculo superior la mitad de esta figura4 #ee4 ,explicacin de las fases de la ,luna4--,la razn de estos aspectos es muy fcil de comprender4 ,basta para ello con examinar la figura #bj1 que representa una revolucin completa de la ,luna alrededor de la ,tierra4 ,en ella se ve nuestro satlite en ocho posiciones principales sobre su rbita1 cuyo centro est ocupado por la ,tierra4 ,se supone que el ,sol se halla fuera de la figura una distancia igual cerca de #djj veces la de la ,tierra la ,luna4 ,su luz ilumina la mitad superior de ambos globos4 ,examinemos las posiciones sucesivas de la ,luna4 ,en lo alto de la figura1 nuestro satlite vuelve hacia la ,tierra la mitad oscura y1 por consiguiente1 la ,luna queda entonces invisible4 ,esta es la ,luna nueva1 y entonces se dice que se opera la conjuncin4 ,el movimiento de la ,luna la lleva su segunda posicin1 y se empieza ver desde la ,tierra una pequea parte del disco lunar1 que parece una hoz1 cuya convexidad est vuelta hacia el ,sol1 por la parte de occidente4 ,en los das siguientes la media ,luna se hace cada vez ms ancha1 y los #g y medio prximamente despus de la ,luna nueva1 se encuentra iluminada toda una mitad del disco3 este es el cuarto creciente4 ,illustracin3 ,fig4 #bj4 rbita de la ,luna4 ,explicacin de las fases4 ,en los das siguientes1 nuestro satlite vuelve hacia la ,tierra porciones cada vez mayores de su mitad iluminada1 hasta que llega la quinta posicin1 esto es1 la que se encuentra situada en la parte inferior de la figura1 y en la cual vuelve hacia nosotros la mitad entera4 ,entonces se ve iluminado completamente el disco2 este es el momento de la ,luna llena de la oposicin1 porque al llegar este momento nuestro satlite ocupa1 respecto de la ,tierra1 una posicin opuesta la del ,sol4 ,la ,luna llena se verifica #ad das y cuarto prximamente despus de la nueva4 ,el movimiento contina y la ,luna vuelve ocupar en la segunda mitad de su revolucin1 pero en sentido inverso1 posiciones completamente anlogas las de la primera4 ,el disco presenta porciones iluminadas menguantes1 primero el semi-crculo luminoso1 luego las hoces medias ,lunas1 cada vez ms estrechas y que entonces vuelven su convexidad hacia oriente4 ,en los das #ba #bb de la revolucin se presenta el cuarto menguante1 y los #bi y medio1 la ,luna ha vuelto hacerse invisible3 ha terminado1 pues1 la lunacin4 ,illustracin3 ,fig4 #ba4 ,movimiento propio de la ,luna4 ,se llama1 en efecto1 lunacin el perodo que recorre as nuestro satlite entre dos conjunciones consecutivas1 1 lo que es lo mismo1 entre dos lunas nuevas4 #ef4 ,lunacin4--,ya se ha visto que la ,luna efecta su revolucin alrededor de la ,tierra en #bg das y #a_/d prximamente1 mientras que la lunacin es de #bi das y medio4 ,esta diferencia procede de que1 mientras la ,luna efecta una revolucin sobre su rbita1 la ,tierra recorre igualmente1 en el mismo sentido1 un arco de la suya4 ,la ,luna1 que ha dado una vuelta entera1 se presenta otra vez coincidir con la misma estrella2 pero no ha llegado an su misma posicin respecto del ,sol1 y como necesita an #b das y #e horas ms para realizar este regreso1 resulta que se debe aadir esta diferencia la duracin de la revolucin sobre la rbita1 para obtener el tiempo exacto que tarda en efectuarse la lunacin4 #eg4 ,movimiento propio de la ,luna4--,el movimiento de la ,luna alrededor de la ,tierra no se manifiesta slo por las fases apariencias variadas de su disco4 ,tambin se le observa por el movimiento de la ,luna sobre la bveda celeste4 ,si este astro permaneciese inmvil1 tendra el mismo movimiento diurno que las estrellas1 y se le vera ocupar siempre el mismo sitio en las constelaciones4 ,por el contrario1 de un da otro cambia de lugar retrocediendo hacia el oriente1 como es fcil comprobarlo en el curso de una misma noche4 ,dicho movimiento de occidente oriente es1 en efecto1 muy sensible1 y llega #ac grados prximamente en #bd horas4 ,,eclipses ,,de ,,sol ,y ,,de ,,luna #eh4 rbita de la ,luna4--,la rbita que la ,luna describe alrededor de la ,tierra no est en el mismo plano que la de la ,tierra alrededor del ,sol4 ,aqul se inclina sobre la eclptica formando un ngulo de #e grados prximamente4 ,examinando la figura que nos ha servido para explicar las fases1 es fcil ver3 ,que si la ,luna describiese su rbita en el plano de la eclptica1 al llegar cada ,luna nueva novilunio1 la mitad oscura que este astro presenta la ,tierra1 se encontrara opuesta necesariamente al ,sol en lnea recta2 como los discos de ambos cuerpos tienen la misma dimensin aparente1 la luna ocultara el ,sol la ,tierra1 durante todo el tiempo de su paso en conjuncin4 ,el ,sol sera invisible para las partes de la ,tierra sobre que proyectara su sombra nuestro satlite2 en una palabra1 habra eclipse de ,sol2 ,que1 en el mismo supuesto1 al llegar la poca de la oposicin el plenilunio1 habra eclipse de ,luna1 puesto que entonces la ,tierra se hallara interpuesta en lnea recta entre el ,sol y nuestro satlite4 ,este ltimo quedara sumido1 pues1 en la sombra de la ,tierra4 ,de modo que en cada lunacin habra dos eclipses1 uno de ,sol y otro de ,luna1 separados entre s por un intervalo de catorce das y medio prximamente4 #ei4 ,inclinacin sobre la eclptica de la rbita de la ,luna4--,todo el mundo sabe que los fenmenos de esta clase son mucho ms raros1 lo cual depende de que1 como la rbita lunar se encuentra en un plano inclinado respecto de la rbita de la ,tierra1 una mitad de esta rbita es descrita por encima de la eclptica1 y la otra mitad por debajo4 ,en la poca del novilunio1 nuestro satlite se encuentra1 es verdad1 en la direccin indicada1 pero ya por encima ya por debajo del disco de la ,tierra2 y la sombra proyectada por l en el espacio pasa por encima por debajo de nuestro globo4 ,de anloga manera1 en la oposicin durante el plenilunio1 la sombra de la ,tierra que se encuentra necesariamente en el plano de la eclptica1 pasa por encima por debajo de la ,luna sin tocarla1 y no hay eclipse4 #fj4 ,condiciones de posibilidad de los eclipses4--,no olvidemos1 sin embargo1 que la ,luna1 para describir su rbita ya por encima ya por debajo del plano de la rbita terrestre1 pasa necesariamente dos veces por este plano1 en cada revolucin4 ,dichos dos puntos se denominan nodos4 ,ahora bien1 los nodos de la ,luna cambian de posicin1 movindose sobre la rbita1 y ocurre de tiempo en tiempo que la ,luna se encuentra en uno y luego en el otro de estos nodos1 en los instantes en que es tambin ,luna nueva y ,luna llena4 ,cada vez que se efecta la mencionada coincidencia1 hay eclipse de ,sol de ,luna1 puesto que entonces ,luna1 ,tierra y ,sol se encuentran en lnea recta4 ,lo que hemos dicho arriba sobre lo que ocurrira en la hiptesis de que la rbita lunar coincidiese con la eclptica1 se aplica en todo su rigor los casos que acabamos de indicar4 ,ahora es posible darse cuenta de la razn que ha hecho dar su nombre al plano de la ,eclptica de la rbita terrestre4 ,los eclipses no son posibles ms que cuando la ,luna pasa por este plano4 ,illustracin3 ,fig4 #bb4 ,eclipse total de ,sol4 #fa4 ,de los eclipses de ,sol4--,distnguense tres especies de eclipses solares4 ,unos son totales3 en ellos el disco oscuro de la ,luna cubre enteramente la superficie aparente del astro radioso 7fig4 #bb74 ,los dems son parciales1 es decir que en ellos slo se oculta una parte ms menos grande del disco solar que aparece recortado4 ,por fin1 hay eclipses de ,sol anulares1 que se verifican cuando el disco de la ,luna no es bastante grande para ocultar enteramente el del ,sol2 entonces un anillo luminoso de cierto ancho desborda alrededor del hemisferio oscuro de la ,luna4 ,esto equivale decir que el cono de sombra pura proyectado por la ,luna nueva hacia la ,tierra1 alcanza no la superficie de nuestro globo4 ,si llega dicha superficie1 hay eclipse total para todos los puntos de la ,tierra que entran en su circunferencia1 y parciales para cuantas regiones slo quedan sumidas en la penumbra4 ,este es el caso representado por la figura #bc4 ,illustracin3 ,fig4 #bc4 ,eclipse anular de ,sol4 ,segn esto1 las condiciones de posibilidad de los eclipses totales de ,sol son las siguientes3 ,la ,luna debe hallarse en conjuncin1 esto es1 ha de ser novilunio4 ,este astro debe encontrarse adems en las cercanas de uno de sus nodos4 ,finalmente1 su distancia la ,tierra debe ser menor que la longitud del cono de sombra pura proyectado por ella en el espacio4 ,las mismas condiciones1 excepto la ltima1 son las de los eclipses anulares de sol4 #fb4 ,visibilidad de los eclipses de ,sol4--,los eclipses de ,sol no son visibles ms que en una porcin muy limitada de la superficie de la ,tierra4 ,es perfectamente evidente1 en primer lugar1 que el fenmeno es completamente invisible en todos los puntos de la ,tierra para los cuales no ha salido an el ,sol mientras dura el eclipse entero4 ,pero esto es tambin exacto para otros muchos puntos de la ,tierra1 y la razn se comprende sin dificultad4 ,en efecto1 la ,luna tiene un dimetro que es casi cuatro veces inferior al de la ,tierra4 ,su cono de sombra es1 en su mayor anchura1 demasiado estrecho para que nuestro globo entero quepa en l2 y hacia las extremidades1 sus dimensiones son bastante pequeas para no producir en la superficie de nuestro globo ms que un crculo negro de unas #bb leguas de ancho4 ,segn esto1 un eclipse de ,sol no es total1 en un mismo instante fsico1 sino para un crculo de dicha dimensin4 ,slo que los movimientos combinados de la rotacin terrestre y lunar hacen que en realidad el cono de sombra se pasee por gran parte de la superficie de la ,tierra1 describiendo esta superficie una curva oscura4 ,las mismas observaciones se aplican la penumbra4 #fc4 ,eclipse de ,luna2 condiciones de posibilidad4--,los eclipses de ,luna pueden ser tambin parciales totales2 pero nunca anulares1 porque el cono de sombra de la ,tierra tiene siempre1 an en las mayores distancias que puede hallarse el satlite1 dimensiones mucho ms considerables que el disco lunar mismo4 ,los eclipses de ,luna no pueden efectuarse ms que en la poca de la oposicin en plenilunio1 con tal sin embargo que dicho astro se encuentre en uno de sus nodos escasa distancia de ellos4 ,en definitiva1 para que el fenmeno ocurra1 es indispensable que el globo lunar atraviese los conos de sombra y de penumbra que la tierra proyecta en el espacio1 conos cuyo eje comn coincide necesariamente con el plano de la eclptica4 ,si la penetracin en la sombra pura es completa1 el eclipse de ,luna es total2 si el astro slo penetra en parte en dicho cono1 el eclipse es parcial4 ,finalmente1 el eclipse total se llama central cuando la ,luna atraviesa el cono de sombra en su mayor dimetro1 lo cual exige evidentemente que el instante de la oposicin coincida con el paso de la ,luna por su nodo4 #fd4 ,aspecto de la ,luna durante un eclipse4--,al principio de un eclipse total de ,luna se observa primeramente una disminucin marcada de la luz del disco2 la ,luna entra en este momento en la penumbra4 ,luego1 y de pronto1 se forma sobre el contorno un pequeo recorte oscuro que invade poco poco la parte luminosa del disco2 pero este recorte dista mucho de ser tan marcado como el de los eclipses solares4 ,su forma es circular2 pero de una curvatura menos pronunciada1 circunstancia fcil de prever y que el clculo confirma1 puesto que el dimetro de la sombra de la ,tierra es casi tres veces tan grande como el dimetro lunar4 #fe4 ,forma y dimensin de la rbita lunar4--,la rbita de la ,luna no es circular2 su forma es la de una elipse en uno de cuyos focos se hallara la ,tierra4 ,de ah resulta que la distancia de nuestro satlite nuestro globo es ya mayor1 ya menor4 ,su distancia media1 calculada tomando como unidad el radio del ecuador de la ,tierra1 es algo ms de #fj4 ,expresndola en kilmetros1 se encuentran #chd1jjj1 sean #if1jjj leguas4 ,en su mayor distancia apogeo1 la luna se halla #aja1jjj leguas2 en el perigeo1 slo dista de nosotros #ia1jjj leguas4 ,estos nmeros se aplican los centros de ambos astros4 ,illustracin3 ,fig4 #bd4 ,dimensiones comparadas de la ,tierra y de la ,luna4 #ff4 ,dimensiones de la ,luna4--,conociendo la distancia de la ,luna la ,tierra se han podido deducir las dimensiones de su dimetro1 su superficie y su volumen4 ,el dimetro es algo mayor que la cuarta parte del dimetro de nuestro globo3 equivale1 en efecto1 sus #bg centsimos1 lo que hace en kilmetros #f1iej1 sean unas #a1gch leguas4 ,la ,luna mide #aa1jjj kilmetros de contorno4 ,su superficie es la #ac parte de la terrestre2 su volumen1 la #di parte prximamente del de nuestro globo4 #fg4 ,rotacin de la ,luna4--,examinando las manchas que cubren el disco lunar1 no se tarda en reconocer1 si se contina este examen durante algn tiempo1 que la ,luna presenta siempre las mismas la ,tierra1 es decir1 que vuelve constantemente hacia nosotros el mismo hemisferio4 ,este hecho constituye una prueba de que la ,luna tiene movimiento de rotacin que dura lo mismo que la revolucin sideral4 ,nada ms que por el hecho de presentar siempre la ,luna la misma cara la ,tierra1 que es el centro de su movimiento1 resulta claro que1 dado un punto del espacio celeste ms menos distante de la rbita lunar1 nuestro satlite debe por el contrario presentar1 en el mismo intervalo1 todas sus caras un observador colocado en dicho punto4 #fh4 ,montaas de la ,luna4--,constitucin fsica4--,cuando se estudia la ,luna por medio de un telescopio de bastante alcance1 se ven en la superficie de su disco multitud de asperezas cuya presencia se acusa ms an por las sombras que proyectan en la direccin opuesta la del ,sol4 ,la mayor parte de esas asperezas que no son ms que las montaas de la ,luna1 tienen forma circular que las hace parecerse grandes circos1 los crteres de los volcanes terrestres4 ,las hay de todas dimensiones4 ,la altura de muchas de estas montaas ha sido medida2 casi todas son muy elevadas1 y son varias las que suben tanto como las principales cimas de la ,tierra4 ,rigurosamente hablando1 en la ,luna no hay cordilleras de montaas 1 por lo menos1 las alturas que se denominan as1 son slo los bordes barreras1 en parte ruinosas1 de grandes cavidades circulares1 las cuales ha hecho dar el nombre de mares el color agrisado de su fondo4 ,pero se ha reconocido que en la ,luna no hay agua1 y por tanto tampoco ocanos1 as como no existe en ella atmsfera alguna4 ,por efecto de su revolucin alrededor de la ,tierra y de su rotacin sobre su eje1 la ,luna presenta sucesivamente al ,sol todos los puntos de su superficie1 durante la lunacin1 que se efecta1 segn ya se ha visto1 en #bi das y medio4 ,de ah resulta que el da y la noche lunares tienen en junto #gji horas4 ,en el ecuador del mencionado astro1 la duracin de los das es igual la de las noches1 siendo por tanto una y otra de #ced horas y media4 ,en las polos1 el ,sol permanece sobre el horizonte #agi das1 esto es1 casi la mitad de uno de nuestros aos4 ,ese da viene seguido por una noche de anloga extensin4 ,,el ,,sol #fi4 ,foco de las rbitas de los planetas4--,el ,sol es el foco comn de las rbitas de los planetas1 esto es1 de los astros que efectan su alrededor un movimiento peridico de revolucin1 como lo hace la ,tierra4 ,est inmvil respecto de ellos1 los cuales enva su luz y su calor4 ,todo el mundo sabe que esta luz es tan viva que no se puede mirar al ,sol de frente1 menos que alguna nube la niebla no se interpongan entre su disco y la vista del observador2 en este ltimo caso1 es fcil ver que dicho disco tiene forma perfectamente circular y que el ,sol es esfrico1 lo mismo que la ,tierra y la ,luna4 ,sus dimensiones aparentes son con corta diferencia las mismas que las de la ,luna2 pero como su distancia la ,tierra es mucho mayor que la que se encuentra nuestro satlite1 sus dimensiones verdaderas son tambin infinitamente mayores4 ,entremos en algunos detalles sobre este punto4 #gj4 ,distancia del ,sol la ,tierra4--,la distancia del ,sol la ,tierra ha sido calculada por procedimientos que no podemos describir aqu4 ,se ha hallado que en su trmino medio equivale #bc1bjj radios del ecuador terrestre1 esto es1 en nmeros redondos1 #adh millones de kilmetros1 #cg millones de leguas4 ,es unas #chd veces la distancia de la ,luna4 ,estos ltimos nmeros dan la distancia media3 las extremas se deducen de ellos fcilmente1 cuando se recuerda que la diferencia en ms en menos es de la #fj parte prximamente de la distancia media4 ,entonces se encuentra que el ,sol1 en la poca de su mximum1 se halla alejado de la ,tierra #bc1fjj radios terrestres1 #cg1fjj1jjj leguas1 y en su distancia mnima #bb1jjj radios #cf1cej1jjj leguas4 ,como la distancia media sirve de unidad todas las restantes1 sea en nuestro mundo solar1 sea en el sideral1 haremos algunas comparaciones para que se comprenda mejor que por una simple enumeracin de cifras1 cuan considerable es4 ,por lo dems1 no hay dificultad para efectuar los clculos cuyos resultados damos aqu3 un tren expreso de camino de hierro que anduviese sin pararse #ej kilmetros por hora1 no llegara al ,sol sino al cabo de #ccf aos y #g meses4 ,si el sonido pudiera propagarse travs de los espacios celestes1 desde el ,sol la ,tierra1 uno cuya intensidad fuera bastante grande para agitar el aire en espacio tan grande1 no sera percibido por nosotros hasta los #ac aos y #c_/d prximamente despus de su emisin4 ,por ltimo1 la misma luz1 cuyo movimiento de propagacin es el ms rpido de todos los movimientos conocidos1 tarda #h minutos y #af segundos para recorrer la misma distancia1 no obstante su velocidad de #cjj1jjj kilmetros por segundo4 #ga4 ,dimensiones del ,sol4--,vengamos ahora las dimensiones del ,sol4 ,el radio de esta inmensa esfera equivale ms de #ajh veces el radio ecuatorial de la ,tierra4 ,calculndolo en kilmetros1 mide #fib1jjj sean #agc1jjj leguas1 lo que da #d1cej1jjj kilmetros prximamente para la circunferencia de uno de sus crculos mximos4 ,si de las dimensiones lineales pasamos las superficiales1 se encuentran #f1jjj1jjj de millones de kilmetros cuadrados1 esto es1 #aa1hjj veces la superficie terrestre4 ,illustracin3 ,fig4 #be4 ,dimensiones comparadas del globo del ,sol y de la rbita de la ,luna4 ,finalmente1 el volumen del ,sol no es inferior #a1bhj1jjj veces el de nuestro globo1 lo que da1 en cubos de un kilmetro de lado1 la cifra enorme de #a1cha1jjj1jjj1jjj1jjj1jjj4 ,segn se ha visto antes1 la ,luna se encuentra una distancia media de la ,tierra igual #fj radios terrestres prximamente4 ,si se imaginara1 pues1 que el centro de la esfera solar viniese coincidir con el centro de la ,tierra1 no slo se encontrara comprendida toda la rbita de la ,luna dentro del cuerpo del ,sol1 sino que sobrara #dh veces ms el radio de la ,tierra entre la circunferencia de aquella rbita y la del inmenso astro4 ,la figura #be da idea exacta de dichas proporciones y del prodigioso tamao del astro que distribuye en nuestro sistema la luz y el calor4 ,para representar al ,sol1 la ,tierra y la ,luna en sus verdaderas proporciones de tamao y de distancia1 habra que disponer las imgenes de esta manera4 ,la ,luna debera hallarse representada por un grano de municin de #a milmetro de dimetro4 la distancia de #aa centmetros de ste1 se colocara otro de #d milmetros de dimetro1 que sera la ,tierra4 ,y siguiendo la misma escala1 el ,sol quedara representado por un globo de #dj centmetros de dimetro1 colocado #db metros de los dos granos1 para que la distancia fuera proporcional las dimensiones elegidas4 #gb4 ,manchas del ,sol4--,visto travs de una neblina suficientemente transparente1 el disco parece de deslumbradora blancura4 ,pero si se le observa con un anteojo provisto de un vidrio ahumado1 se notan en la superficie del cuerpo solar pequeas manchas1 rodeadas de una envoltura agrisada4 ,estas manchas son en ocasiones redondas1 pero menudo presentan tambin las formas ms variadas irregulares4 ,se ha observado que se mueven siempre en el mismo sentido1 y de esos movimientos se ha deducido que el ,sol gira uniformemente alrededor de uno de sus dimetros y que la mencionada rotacin dura #be das prximamente4 ,el ,sol tiene luz propia1 y su masa se encuentra en estado de continua incandescencia2 su globo est envuelto por una capa de hidrgeno en ignicin4 ,por el contrario1 los planetas carecen de luz propia y se limitan recibir y reflejar la del ,sol4 ,esto lo sabemos ya en lo tocante la ,tierra y la ,luna1 y lo que no tardaremos en ver tambin respecto de los dems cuerpos que efectan revoluciones alrededor del gran astro4 ,si el ,sol se encontrara distancias tan grandes como las estrellas que ms cerca se hallan de nosotros1 slo se presentara nuestra vista como un sencillo punto luminoso2 de lo cual se deduce que el astro central de nuestro sistema no es sino una estrella1 que cada estrella es un ,sol anlogo al nuestro4 ,,los ,,planetas #gc4 ,los ,planetas4--,ya hemos dicho que la ,tierra no es el nico cuerpo que circula alrededor del sol4 ,otros siete planetas1 cuatro de los cuales tienen dimensiones ms considerables que nuestro globo1 y tres que las alcanzan casi iguales un poco ms pequeas1 efectan sus revoluciones peridicas alrededor del gran astro1 en tiempos que varan de #hg das #afe de nuestros aos4 ,los ocho planetas son1 par orden de sus distancias al ,sol3 ,mercurio ,venus ,la ,tierra ,marte ,jpiter ,saturno ,urano ,neptuno ,adems1 entre ,marte y ,jpiter circulan multitud de planetas muy pequeos1 separando as los planetas inferiores de los grandes planetas4 ,llmaseles pequeos planetas planetas telescpicos1 porque no se les puede ver ms que con anteojos poderossimos4 ,se conocen en la actualidad #bga1 y cada ao se descubren otros nuevos4 ,entre los planetas medios hay dos que estn acompaados de satlites1 los cuales circulan alrededor de ellos del mismo modo que los planetas lo efectan en torno del ,sol4 ,son la ,tierra con la ,luna y ,marte con #b satlites4 ,tambin los grandes planetas tienen satlites4 ,jpiter posee cuatro2 ,saturno1 ocho2 ,urano1 cuatro2 y ,neptuno1 uno solo4 ,contando todos estos cuerpos1 y entre ellos el ,sol1 se encuentra que el sistema planetario est compuesto de #cjj astros1 de ellos #bgi planetas y #bj satlites4 #gd4 ,distancia de los ,planetas al ,sol4--,he aqu las distancias medias de los #h planetas principales al ,sol1 representadas primero tomando por unidad la de la ,tierra1 y luego en millones de kilmetros3 ,mercurio #j4chg #eg millones de kil4 ,venus #j4gbc #ajg -- ,la ,tierra #a4jjj #adh -- ,marte #a4ebd #bbe -- ,jpiter #e4bjc #ggj -- ,saturno #i4ech #a4djj -- ,urano #ai4ahc #b4hcb -- ,neptuno #cj4jce #d4dbh -- #gh4 ,duracin de las revoluciones de los ,planetas4--,las duraciones de las revoluciones en das y aos de la ,tierra son las siguientes3 ,mercurio #hh das4 ,venus #bbe -- ,la ,tierra #cfe1 #be ,marte #a ao #cbb das4 ,jpiter #ab #cae ,saturno #bi #afg ,urano #hd #g ,neptuno #afd #bhj #gf4 ,planetas inferiores2 superiores4--,dos de los ocho planetas principales estn como se ve1 ms cercanos que la ,tierra al ,sol2 por el contrario1 cuatro se encuentran ms distantes4 ,los primeros se llaman planetas interiores inferiores2 los otros1 entre los cuales se deben incluir los telescpicos1 se denominan planetas exteriores superiores4 ,como ,mercurio y ,venus describen rbitas que se encuentran envueltas por las de la ,tierra1 parecen oscilar hacia una y otra parte del ,sol2 ya pasan delante del astro1 y veces sobre su propio disco1 donde se las ve destacarse manera de pequeas manchas negras y redondas2 ya pasan por detrs del ,sol4 ,estos planetas1 vistos con el telescopio1 presentan fases como la ,luna1 y por las mismas razones que ella4 ,cada uno de dichos cuerpos est animado de un movimiento de rotacin que dura casi lo mismo que el de nuestro globo4 ,en efecto1 mientras la ,tierra gira sobre su eje en444 #bc h4 #ef m4 ,mercurio lo hace en444 #bd h4 #ej m4 y4 ,venus1 en444 #bc h4 #ba m4 #gg4 ,mercurio y ,venus4--,mercurio es ms pequeo que la ,tierra4 ,su dimetro equivale algo menos de los #d dcimos del terrestre1 lo que da como volumen algo ms de la mitad4 ,en cuanto ,venus1 sus dimensiones son casi las mismas que las de nuestro globo4 ,la luz de estos dos planetas es tan viva1 que no se puede distinguir nada en su superficie1 cuando se les examina con el telescopio4 ,sin embargo1 algunas manchas distinguidas en ,venus1 y algunas desigualdades sobre el contorno de ,mercurio1 han hecho suponer que en sus superficies existen altas montaas4 ,las rbitas de los planetas superiores envuelven por completo la de la ,tierra1 de modo que nunca los vemos pasar por delante del ,sol2 pero en cambio1 van peridicamente colocarse en el sitio opuesto al ,sol1 y nos presentan un hemisferio completamente iluminado4 ,como esta posicin coincide1 adems con sus ms pequeas distancias la ,tierra1 los planetas mencionados pueden ser objeto de fructuoso estudio4 #gh4 ,marte4--,entremos en ms detalles sobre cada uno de los planetas superiores4 ,la rbita que ,marte describe alrededor del ,sol es1 como todas las rbitas planetarias1 una elipse2 pero1 despus de la de ,mercurio1 ninguna es tan prolongada1 quiero decir1 tan distinta del crculo como sta4 ,as es que las distancias de ,marte al ,sol varan entre #bjd y #bdf millones de kilmetros1 segn que el planeta se encuentre en su perihelio en su afelio4 ,sus distancias la ,tierra son igualmente muy diversas1 siendo la ms pequea posible cuando ,marte se halla en oposicin1 #ef millones de kilmetros prximamente4 ,el globo de ,marte es ligeramente aplanado1 y presenta manchas de color gris verdoso1 que han permitido hacer constar la existencia de un movimiento de rotacin que dura #bd horas #cg minutos4 ,en sus polos se notan manchas ms blancas que el resto del disco2 se ha observado que las dimensiones de estas manchas varan y alcanzan precisamente su mximum durante la estacin de invierno de cada hemisferio4 ,es probable1 por tanto1 que esas manchas son producidas por las nieves y hielos de cada polo1 ms abundantes y extensas en la poca de los fros4 ,en cuanto las manchas oscuras1 son probablemente los mares de ,marte1 y las partes brillantes y rojizas1 sus continentes y sus islas4 ,las estaciones en ,marte deben presentar grandes analogas con las de la ,tierra1 por ser poco ms menos anloga la inclinacin del eje de rotacin sobre la rbita4 ,pero su duracin es mucho mayor1 y el ao de ,marte se compone de #ffh das4 ,este planeta tiene dos satlites1 que efectan sus revoluciones en tiempos muy cortos3 #g horas y #ci minutos para el ms cercano al astro central y #cj horas #ah minutos para el segundo4 ,el globo de ,marte no mide ms que los #ae centsimos del terrestre1 y es por tanto unas #g veces ms pequeo4 ,su dimetro mide #f1hjj kilmetros1 #a1gjj leguas4 #gi4 ,jpiter4--ste es el mayor de todos los planetas4 ,su volumen equivale a #a1hbj veces el de la ,tierra1 y el dimetro de su ecuador supera #aa veces el dimetro ecuatorial terrestre3 mide1 en efecto1 #adj1jjj kilmetros4 ,mirndolo simple vista1 ,jpiter presenta el aspecto de una estrella de primera magnitud2 pero en los telescopios es un hermoso globo1 surcado por bandas agrisadas1 y visiblemente aplanado en las extremidades de un mismo dimetro1 que es su eje de rotacin4 ,en efecto1 algunas manchas permanentes han permitido demostrar aquel movimiento1 y medir su duracin1 que es de #i horas y #ef minutos4 ,de modo que el da es en ,jpiter #b veces y #a_/b ms corto que sobre la ,tierra1 y como su ao es por el contrario casi once veces mayor1 resulta que se compone de un nmero mucho mayor de das del planeta1 esto es1 de #aj1dgg4 ,el eje de rotacin forma casi un ngulo recto con el plano de la rbita4 ,las desigualdades de los das y de las noches1 as como las de las estaciones1 son por tanto poco pronunciadas en ,jpiter4 ,illustracin3 ,fig4 #bf4 ,jpiter acompaado de sus satlites ,este astro va acompaado por cuatro satlites que circulan su alrededor en tiempos desiguales4 ,he aqu sus nombres1 sus distancias al planeta1 y la duracin de sus revoluciones3 ,io44444444444444444 #ajd4jjj kil4 #a da #ah h4 ,europa4444444444444 #aje4jjj #c --- #ac ,ganimedes4444444444 #bjc4jjj #g --- #c ,callisto44444444444 #dgd4jjj #af --- #aj ,todos ellos son mayores que nuestra luna1 exceptuando el segundo4 ,illustracin3 ,fig4 #bg4 ,saturno con su anillo y sus satlites4 #hj4 ,saturno4--,jpiter es sin duda el ms voluminoso de los planetas2 pero ,saturno es el ms extraordinario4 ,no slo se mueve en el cielo llevando un cortejo de ocho satlites1 sino que posee adems un apndice singular1 que lo distingue de todos los cuerpos celestes conocidos3 este apndice consiste en un anillo1 mejor dicho1 en un sistema de anillos que rodean su globo1 del cual son completamente independientes4 ,en su movimiento de revolucin alrededor del ,sol1 cuyo perodo comprende1 segn ya se ha visto1 cerca de #cj aos terrestres1 ,saturno se presenta bajo aspectos muy diversos1 por efecto de la oblicuidad aparente de su anillo4 ,ya se le ve como un globo que sobresale por cada lado sobre el apndice anular1 y entonces el anillo tiene la forma de una elipse ms menos abierta aplanada2 ya se encuentra el planeta enteramente envuelto2 ya1 finalmente1 se le dira privado de su anillo1 que slo se distingue como una lnea recta luminosa1 manera de una oscura1 que viene ser la sombra proyectada por dicho anillo sobre el disco de ,saturno4 #ha4 ,dimensiones de ,saturno2 su rotacin4--,este astro es #gah veces tan voluminoso como la ,tierra2 hllase fuertemente aplanado en las extremidades de su dimetro eje de rotacin2 el dimetro ecuatorial equivale ms de #i veces el de la ,tierra1 y mide unos #aah1jjj kilmetros4 ,la rotacin de ,saturno dura #aj horas y cuarto4 ,los anillos1 cuyo plano coincide casi completamente con el plano del ecuador del planeta1 tienen tambin un movimiento de rotacin que dura lo mismo que el del planeta4 #hb4 ,urano y ,neptuno4--,los dos planetas ms lejanos del ,sol1 ,urano y ,neptuno1 no son visibles simple vista4 ,as fu que los antiguos no los conocieron1 y que no se les ha descubierto hasta #agha y #ahdf4 ,ambos son mayores que la tierra3 ,urano equivale #fi globos terrestres y ,neptuno #ee4 ,el primero de estos planetas tiene cuatro satlites1 que efectan sus revoluciones en #b das #ab horas1 #d das #c horas1 #h das #ag horas y #ac das #aa horas4 ,neptuno no posee ms que un solo satlite1 cuya revolucin dura #e das y #ba horas4 #hc4 ,los pequeos planetas4--,entre ,marte y ,jpiter se mueven numerossimos planetas muy pequeos1 casi todos invisibles simple vista1 los cuales circulan alrededor del ,sol en perodos que parecen comprendidos entre #a1jjj y #b1ejj das prximamente1 distancias del foco comn comprendidas entre #b y #d veces prximamente la distancia media de la ,tierra al ,sol4 ,los cuatro ms notables en esta multitud de astros telescpicos son ,palas1 ,juno1 ,vesta y ,ceres1 precisamente los primeros descubiertos4 ,hoy se conocen #bga de estos cuerpos celestes4 ,,los ,,cometas #hd4 ,los cometas4 ,ncleos y cabellera1 colas4--,adems del ,sol1 los planetas y sus satlites1 el sistema solar comprende un nmero bastante considerable de astros que se mueven alrededor del foco comn2 pero que se distinguen de los planetas1 sea por la naturaleza de sus rbitas1 sea en caracteres fsicos particulares4 ,illustracin3 ,fig4 #bh4 ,cometa de #ahaa4 ,estos astros son los cometas4 ,si nos referimos la etimologa de la palabra1 cometa significa astro cabelludo4 ,en efecto1 la mayor parte de las veces un cometa aparece como una estrella cuyo ncleo luminoso se encuentra rodeado por una nebulosidad ms menos brillante1 la cual daban los astrnomos antiguos el nombre de cabellera4 ,independientemente de esta aureola vaporosa1 el ncleo del astro se presenta acompaado la mayor parte de las veces por una prolongacin cuya longitud vara de un cometa otro y aun tratndose del mismo cometa3 esta prolongacin luminosa1 este apndice nebuloso es lo que se denomina cola del cometa4 ,la forma de la cabellera1 sus dimensiones aparentes y reales1 el aspecto y dimensiones de la cola1 son sumamente variables4 ,se han visto cometas de dos y ms colas4 #he4 ,forma de las rbitas cometarias4--,los cometas efectan1 lo mismo que los planetas1 movimientos de rotacin alrededor del ,sol2 pero sus rbitas son curvas mucho ms prolongadas4 ,y hasta diremos que la mayor parte de estas rbitas parecen ser curvas de ramas infinitas que se denominan parbolas4 ,los cometas que tienen tales rbitas1 despus de haberse acercado al ,sol y la ,tierra lo bastante para ser visibles1 se alejan de ellos para no volver presentarse4 #hf4 ,nmero de los cometas4--,el nmero de cometas es considerable4 ,desde la antigedad hasta nuestros das se han observado ms de #hjj2 pero desde que se les busca con el telescopio1 su nmero va creciendo con enorme rapidez4 ,es probable que hay que contarlos por millones1 lo cual parece justificar la expresin de ,kpler1 quien los consideraba tan numerosos como lo son los peces en el mar4 ,pero slo muy pocos astros de esa clase1 aun entre aquellos cuyos perodos de revolucin se han calculado1 se han presentado por dos ms veces ante la vista humana4 ,hoy se conocen catorce de ellos1 desde el cometa de ,halley1 que se presenta cada #gf aos1 hasta el de ,encke1 que tiene un perodo de #c aos y #d meses4 #hg4 ,estrellas errantes1 blidos1 aerolitos4--,se da el nombre de estrellas errantes unos meteoros que se presentan1 en un cielo sereno1 bajo el aspecto de puntos luminosos que corren por entre las estrellas4 ,dirase primera vista que son estrellas desprendidas de la bveda celeste1 que caen y se apagan4 ,su brillo aparente es tan diverso como el de las estrellas propiamente dichas2 pero en ocasiones se ven algunas que alcanzan la primera magnitud y superan en resplandor ,venus y ,jpiter1 presentando un disco parecido y dimensiones apreciables4 ,entonces se les da ms bien el nombre de blidos4 ,algunos de estos meteoros1 despus de recorrer en el cielo una trayectoria de cierta extensin1 estallan y se dividen en fragmentos que se precipitan sobre la superficie de la ,tierra1 donde se han podido recoger restos suyos1 bajo la forma de masas minerales ms menos voluminosas2 estos son los aerolitos meteoritos4 ,las lneas descritas por las estrellas errantes tienen casi siempre el aspecto de lneas rectas4 ,la impresin luminosa dejada en el cielo por su rpido movimiento permite fcilmente la comprobacin de dicha circunstancia4 ,pero este hecho general presenta excepciones y se han visto estrellas de esta clase que antes de desaparecer describen curvas sinuosas4 ,tambin vara de manera anloga el color de las estrellas errantes y de los blidos4 ,dado cierto nmero de estrellas errantes observadas1 dos terceras partes prximamente eran blancas1 mientras que el amarillo1 el amarillo rojizo y el verde caracterizaban la otra tercera parte4 ,ha sido posible determinar las alturas de un nmero bastante grande de estrellas errantes en el momento de su aparicin1 y se han encontrado nmeros muy diversos1 desde #h hasta #fj1 #ajj y an #bjj kilmetros4 ,su velocidad es igualmente muy diversa1 pero1 en general1 es considerable1 igualando y aun superando la que posee la ,tierra en su movimiento de translacin4 #hh4 ,estrellas errantes espordicas1 enjambres peridicos4--,desde el principio de la ciencia1 los astrnomos haban distinguido entre las apariciones aisladas de las estrellas errantes1 que llamaban espordicas1 y aquellas en que los meteoros se presentan en gran nmero y en pocas casi fijas1 las cuales reservaban naturalmente el calificativo de apariciones peridicas4 ,desde luego se notaron dos pocas notables3 la del #aj de agosto y de las noches prximas esta fecha y la del #ac al #ad de noviembre2 pero posteriormente se han reconocido otros varios perodos4 #hi4 ,aerolitos4--,los aerolitos1 piedras llovidas del cielo1 tienen estrecha relacin con la aparicin de las estrellas errantes y los blidos4 ,gran nmero de hechos confirman esta manera de ver4 ,citemos algunos de ellos4 ,el #bf de abril de #ahjc en el ,aigle1 pueblo del departamento francs del ,orne1 unos cuantos minutos despus de la aparicin de un gran blido que se mova del sudeste al noroeste1 y que fu visto desde ,alenn1 ,caen y ,falaise1 se oy una horrible explosin1 seguida por detonaciones semejantes al ruido del can y al fuego de mosquetera2 ese estruendo parta de una nube negra aislada en medio de un cielo muy puro4 ,gran nmero de piedras metericas todava humeantes fueron halladas en la superficie del suelo1 en una extensin de terreno que meda en el sentido de su mayor dimensin1 unos #aa kilmetros4 ,la mayor de dichas piedras pesaba algo menos de #aj kilogramos4 #ij4 ,luz zodiacal4--,se llama luz zodiacal una especie de cono luminoso que se observa despus de ponerse el ,sol1 fines del crepsculo1 por la maana antes de la salida del astro4 ,este resplandor es visible principalmente por la tarde hacia la poca del equinoccio de primavera y por la maana en el equinoccio de otoo4 ,el brillo de esta luz es comparable al de la ,via lctea1 bien la cola de algunos cometas1 que dejan ver travs1 por ser muy grande su transparencia1 hasta las estrellas ms diminutas4 ,,las ,,estrellas #ia4 ,estrellas fijas4--,orden de magnitud4--,las estrellas que brillan en el cielo de nuestras noches cuando est puro son tan numerosas que no se podra distinguirlas unas de otras fcilmente1 si no conservaran las mismas posiciones relativas en el curso de los aos4 ,este carcter es lo que les ha valido el calificativo de estrellas fijas1 por ms que tambin se muevan y cambien de posicin la larga4 ,por el contrario1 los planetas1 que simple vista se parecen las dems estrellas1 se distinguen de stas en que sus movimientos sobre la bveda estrellada son generalmente muy perceptibles1 y pueden observarse sin dificultad4 ,las estrellas se clasifican tambin por orden de magnitud2 las ms brillantes de todas1 que son veinte en el cielo entero1 forman la categora de las estrellas de primera magnitud4 ,citemos entre ellas1 por orden de su brillo relativo3 ,sirio ,alfa de la ,cruz del ,sur ,arturo ,antars ,la ,cabra ,espiga de la ,virgen ,vega ,plux ,aldebarn ,rgulo ,despus vienen las estrellas de #b;a1 de #c;a magnitud1 etc41 tanto ms numerosas cuanto ms dbil es su fulgor4 simple vista no se distinguen ms que los seis primeros rdenes de magnitudes2 las personas de muy buena vista suelen percibir hasta las estrellas de #g;a magnitud4 ,en conjunto hay de #e #h1jjj estrellas visibles simple vista2 pero con los telescopios se las cuenta por decenas de millones4 #ib4 ,constelaciones4--,las estrellas ms brillantes dibujan en la bveda celeste figuras que permiten reconocerlas cuando se est familiarizado con su forma aparente4 ,de esa manera se las distribuye en grupos llamados constelaciones4 ,describamos rpidamente los ms notables de estos grupos4 ,en un horizonte dado1 por ejemplo1 en la latitud de ,buenos ,aires1 la esfera estrellada puede dividirse1 segn ya se ha dicho al hablar del movimiento diurno1 en tres zonas3 una1 la zona circumpolar austral formada por estrellas que no se ponen ni salen1 y que permanecen visibles en este ,horizonte todas las noches del ao2 la segunda comprende las estrellas que describen sus arcos diurnos en parte por encima y en parte por debajo del horizonte1 y est dividida en dos mitades por el ecuador celeste4 ,el movimiento de translacin de la ,tierra hace que las diversas regiones de esta zona no sean visibles durante la noche ms que sucesivamente y segn la poca del ao4 ,la tercera zona1 inmediata al polo boreal1 comprende las estrellas que describen sus crculos enteros por debajo del horizonte1 y que son por consiguiente invisibles todo el ao en la latitud de ,buenos ,aires4 ,bajo el ecuador1 las tres zonas se reducen una sola1 que comprende todas las estrellas del cielo1 desde un polo otro4 ,lo mismo en el polo sur que en el norte1 la zona ecuatorial desaparece y las zonas circumpolares1 una visible y otra invisible1 comprenden cada una toda una mitad de la esfera celeste4 #ic4 ,zona circumpolar austral4--,veamos cuales son las constelaciones ms notables de esta esfera4 ,empecemos por la zona circumpolar austral1 siempre visible sobre el horizonte que acabamos de tomar como ejemplo1 es decir1 bajo la latitud sur de #cd #cf1 que es la de ,buenos ,aires4 ,supongamos que en la noche del #bj de diciembre1 sea en la del solsticio de verano en el hemisferio austral1 examinemos media noche la parte de cielo vuelta hacia el sur4 esta hora veremos la ,via ,lctea elevarse desde el horizonte hasta el cenit1 inclinndose ligeramente hacia oriente4 lo largo de su camino aparecen en este momento1 unas por encima de otra1 tres brillantes constelaciones1 que son1 nombrndolas de abajo arriba1 el ,centauro1 la ,cruz del ,sur y el ,navo ,argo4 ,la ,cruz del ,sur es notable por cuatro estrellas dispuestas en forma de cruz de rombo las cuales debe su nombre2 una es de primera y dos de segunda magnitud4 ,por debajo de la estrella ms hermosa de la cruz se ven las estrellas8 y8 del ,centauro notable la primera por ser doble1 esto es1 por constituir un sistema de dos soles que giran uno alrededor de otro1 y tambin por ser1 entre todas las estrellas conocidas1 la ms inmediata nuestro sistema4 ,el ,centauro se extiende al oriente y al norte de la ,cruz del ,sur1 envolvindola casi enteramente4 ,encima de esta ltima constelacin es donde brillan1 en esta poca del ao1 las ms hermosas estrellas que componen al ,navo y entre las cuales es ,canopo la ms brillante4 ,esta estrella de primera magnitud1 la ms brillante de todo el cielo despus de ,sirio se encuentra unos #ae del cenit1 algo ms all de los lmites de la zona circumpolar austral2 de modo que cada da1 al describir su crculo diurno1 desaparecer durante cierto tiempo debajo del horizonte4 ,illustracin3 ,fig4 #bi4 ,zona circumpolar austral ,citemos de paso las constelaciones del ,tringulo y del ,altar1 donde se ven algunas estrellas de segunda y tercera magnitud2 luego el ,pez ,volador1 la ,dorada y el ,retculo situadas por encima del ,navo4 ,en esta regin del cielo austral se ven dos notables nebulosas1 conocidas por el nombre de ,nubes de ,magallanes 7nubecula major y nubecula minor7 ,entre estos dos singulares grupos estelares y la ,cruz del ,sur esta el polo celeste austral4 ,en esta regin no se ve ninguna estrella notable1 que permita distinguir a simple vista1 como en el hemisferio norte1 el punto a cuyo alrededor parecen efectuar su movimiento de revolucin diurna todas las estrellas visibles4 ,al oeste de las nubes de ,magallanes1 la constelacin del ,eridan notable por su estrella de primera magnitud ,achernar1 que hace vis a vis por la otra parte del polo a las dos brillantes estrellas del ,centauro4 ,la mayor parte de las estrellas del ,eridan pertenecen por lo dems a la zona ecuatorial4 ,illustracin3 ,fig4 #bi ,zona circumpolar boreal4 #id4 ,zona circumpolar boreal4 ,la zona circumpolar boreal comprende las estrellas invisibles en el horizonte de ,buenos ,aires4 ,en el centro de ella se encuentra una estrella de #b magnitud denominada la ,polar por efecto de su proximidad al polo celeste boreal4 ,esta es la ms brillante de la constelacin de la ,osa menor4 ,en las cercanas de esta constelacin se halla la ,osa mayor cuyas #g principales estrellas estn dispuestas del mismo modo aunque en sentido inverso1 que las #g estrellas de la ,osa menor4 ,casiopea1 el ,dragn1 el ,cochero1 donde brilla la ,cabra1 estrella de #a magnitud1 el ,cisne1 son constelaciones de la misma zona4 #ie4 ,zona ecuatorial4--,en la zona que rodea al ecuador celeste es donde brillan las ms hermosas constelaciones del cielo4 ,en el hemisferio norte1 ,leo el ,len1 con la hermosa estrella ,rgulo1 ,virgo la ,virgen con la ,espiga1 el ,boyero con ,arturo1 ,tauro con ,aldebarn4 ,orion est sobre el ecuador1 parte al norte y parte al sur de ste4 ,el ,gran ,can1 en que brilla ,sirio1 es una de las ms hermosas constelaciones del hemisferio austral4 ,el cielo se halla atravesado en toda su extensin por una zona vaporosa1 blanquecina1 que se divide en varias ramas1 y que se denomina la ,via ,lctea4 ,mirndola con el telescopio1 esta zona se descompone en miriadas de estrellas2 su inmenso nmero y lo dbil de su brillo es la causa de aquella apariencia lechosa que debe su nombre la ,via ,lctea4 #if4 ,distancias de las estrellas la ,tierra y al ,sol4--,si la distancia que separa la ,tierra de las estrellas propiamente dichas no fuese infinitamente superior la que existe entre nuestro planeta y el ,sol1 se notara as de la manera siguiente4 ,puesto que la ,tierra describe alrededor del ,sol una curva cuyo radio medio es de #adh millones de kilmetros1 en un intervalo de seis meses1 nuestro globo anda el doble de este radio4 ,por consiguiente hay #bif millones de kilmetros entre una cualquiera de sus posiciones y la posicin diametralmente opuesta en la rbita1 y por consiguiente nuestro planeta se acerca se aleja de las estrellas tan enorme cantidad4 ,por un efecto de perspectiva fcil de comprender1 las estrellas que se acerca de esta manera1 deberan parecer separarse unas de otras1 acercndose por el contrario entre s las estrellas de que se aleja4 ,pues bien1 este efecto es nulo para la gran mayora de las estrellas1 y slo se le ha podido medir tratndose de algunas1 respecto de las cuales es1 sin embargo1 sumamente pequeo4 ,de ah se ha deducido que las estrellas en general estn tan distantes de la ,tierra1 que una longitud de #cjj millones de leguas prximamente es como nula en comparacin de sus distancias4 ,la ms cercana nosotros es1 entre las conocidas1 la estrella ms brillante de la constelacin del ,centauro1 designada por la letra griega ,greek3 a--alfa--en los catlogos de estrellas en los mapas celestes4 ,su distancia la ,tierra al ,sol es #bbj mil veces tan grande como el radio de la rbita de la ,tierra4 ,en nmeros redondos1 se eleva #h1cej mil millones de leguas de #d kilmetros4 ,sirio est seis veces ms lejos1 y se encuentra #ej1ejj mil millones de leguas de nuestro mundo solar4 ,para formarse idea de tan prodigiosas distancias1 se calcula el tiempo que tarda en atravesarlas la luz4 ,sbese que en el corto intervalo de un segundo1 la luz recorre una distancia de #ge1jjj leguas prximamente3 este es el ms rpido de todos los movimientos conocidos4 ,ahora bien1 para llegarnos1 desde la estrella ms cercana1 tarda la luz algo ms de tres aos y medio2 de ,sirio ms de #ba y medio2 de la ,cabra1 #gb aos por lo menos6 ,la inmensa mayora de las estrellas se encuentran mucho ms distantes an4 ,herschel1 gran astrnomo ingls1 vea en su telescopio estrellas que atribuy distancia #b1cjj veces mayor que la de las de primera magnitud4 ,por ah se puede juzgar de la extensin del universo1 aun cuando slo se considere la parte de l accesible la visin telescpica4 #ig4 ,las estrellas son soles4--,las estrellas brillan con luz propia y no por efecto de la luz refleja del ,sol1 segn lo efectan los planetas y sus satlites4 ,esta verdad es consecuencia de su inmenso alejamiento4 ,cuando se las mira con el telescopio1 las ms brillantes de entre ellas1 las que pueden considerarse mayores1 slo aparecen como puntos luminosos1 tan pequeos que no hay posibilidad de medirlos4 ,la consecuencia de todo cuanto antecede es que las estrellas son verdaderos soles1 y probablemente muchas de ellas se encuentran acompaadas como nuestro astro central1 de planetas1 satlites y cometas1 formando sistemas anlogos nuestro sistema solar4 #ih4 ,estrellas dobles4--,tambin existen sistemas de soles4 ,en efecto1 se conocen miles de estrellas que1 sencillas al parecer simple vista1 se descomponen cuando se las examina con el telescopio4 ,las estrellas que componen estos pares1 giran una alrededor de otra1 haciendo la mayor de ellas respecto de la menor1 el mismo papel que nuestro ,sol en lo tocante uno de los planetas del sistema4 ,tambin hay estrellas triples y cudruples4 #ii4 ,nebulosas1 grupos estelares4--,por ltimo1 se conocen multitud de pequeas manchas denominadas nebulosas1 porque simple vista con anteojos de escaso poder1 se parecen nubes luminosas4 ,examinadas con aparatos de gran aumento1 muchas de ellas se descomponen en infinidad de estrellas2 son1 pues1 grupos estelares4 ,pero las hay tambin que no han podido ser descompuestas1 ya porque se hallen demasiado lejos porque sus estrellas sean muy pequeas1 ya porque se hallen constitudas por una especie de materia gaseosa1 luminosa por s misma1 pero no condensada en estrellas4 ,la ,via ,lctea entera aparece como una gran nebulosa1 compuesta por multitud de estrellas1 ya aisladas y dispersas en el cielo1 ya agrupadas en ncleos compactos4 ,las nubes de ,magallanes1 la ,nube mayor y la ,nube menor1 que se ven en el cielo del hemisferio austral1 estn compuestas la vez de estrellas dispersas1 de grupos estelares1 y de nebulosas indescomponibles4 ,tal es la estructura del universo considerado en conjunto4 ,nuestro ,sol con todo su cortejo de planetas y de cometas no es ms que un punto del ,cosmos1 y la ,tierra1 tan grande para nosotros1 representa apenas un tomo imperceptible en la masa de los mundos4 ,,fin ,coulommiers4--,imp4 ,p4 ,,brouard et ,,gallois4