The Project Gutenberg EBook of Cosmografa, by 
Amde Victor Guillemin (AKA Amadeo Guillemin)

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Title: Cosmografa

Author: Amde Victor Guillemin (AKA Amadeo Guillemin)

Release Date: March 29, 2007 [EBook #20930]

Language: Spanish

Character set encoding: ISO-8859-1

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ENCICLOPEDIA DE LAS ESCUELAS

COSMOGRAFA

por AMADEO GUILLEMIN

HACHETTE Y Cia

[Illustracin]

PARS LIBRERA DE HACHETTE Y Cia 79, BOULEVARD SAINT-GERMAIN, 79

1889




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 Luna, etc

  Eclipses de Sol y de Luna

EL SOL

LOS PLANETAS

LOS COMETAS

LAS ESTRELLAS

* * *

Coulommiers.--Imp. P. Brodart et Gallois

       *       *       *       *       *




COSMOGRAFA




MOVIMIENTO DIURNO DEL CIELO


=1. Objeto de la Cosmografa=.--Cuando durante el da est el cielo libre
de nubes y de brumas, parece una bveda transparente, de color azulado
brillante (ese azulado especial llamado _celeste_), sobre la cual se
mueve, desde su orto hasta su ocaso, el disco del _Sol_. As que este
astro desaparece debajo del horizonte, el cielo se oscurece poco  poco,
toma tono azul ms profundo, y empiezan  distinguirse, ac y acull,
unos puntos luminosos cuyo nmero va aumentando  medida que la noche se
hace ms completa.

Esos puntos luminosos, cuyo brillo no es idntico, son las _estrellas_.
La _Luna_ se deja ver tambin en el cielo, ya bajo la forma de un sector
esfrico, que vulgarmente se llama _media luna_, ya bajo la de un pedazo
de crculo ms  menos recortado, ya bajo la de un crculo completo.

El Sol, la Luna y las estrellas son _astros_  _cuerpos celestes_. Pero
pronto se ver que la Tierra que habitamos es tambin un astro, y que se
mueve en los espacios, lo mismo que los restantes cuerpos anlogos.

La =Cosmografa= tiene por objeto el estudio de todos esos cuerpos, de sus
formas y dimensiones, de su aspecto y movimientos.

=2. Salida y ocaso de los astros=.--Todo el mundo ha visto salir el Sol
por las maanas de debajo del horizonte, elevarse poco  poco en el
cielo durante la primera mitad del da, y luego descender, acabando por
ocultarse en un punto del horizonte opuesto al de su orto.

Examinando con cuidado las estrellas en el curso de la noche, se observa
que estn animadas de un movimiento anlogo al del Sol. Vselas salir
sucesivamente por la misma parte que aqul, subir por la bveda celeste,
y luego descender, para ocultarse por el opuesto.

Cada estrella describe una lnea curva, un arco de crculo ms  menos
grande, y todas juntas parecen moverse como si la bveda del cielo
girara toda entera de _oriente_ (parte del orto) al _occidente_ (parte
por donde se efecta el ocaso).

De ah resulta que las estrellas ocupan siempre las mismas posiciones
relativas. Las figuras que estos cuerpos forman en el cielo, y que son
fciles de reconocer examinando los ms brillantes de ellos, permanecen
siendo siempre las mismas, no slo durante cada noche, sino durante
todas las noches del ao.

Por eso se las denomina _estrellas fijas_, porque parece que estn
sujetas, _clavadas_, sobre la bveda celeste; pero ya se ver que esa
fijeza no es ms que aparente y proviene de la enorme distancia  que
nosotros nos encontramos de las estrellas.

Algunas estrellas, cuyo nmero es relativamente muy escaso, no slo
salen y se ponen como las otras, sino que se mueven respecto de ellas,
atravesando el cielo. Ese movimiento ha hecho que se les d el nombre de
_planetas_, voz derivada de otras de origen griego, que significan
_cuerpos-errantes_. La Tierra es un planeta porque, como estos ltimos
astros, se mueve tambin en el cielo.

=3. Movimiento diurno=.--Se da ese nombre al movimiento de conjunto que
arrastra  todo el cielo de oriente a occidente en el intervalo de un
da prximamente.

Cada estrella describe, desde su orto hasta su ocaso, una circunferencia
entera; una parte de esta circunferencia es trazada sobre el horizonte y
la otra debajo.

Todas estas circunferencias son paralelas entre si y tienen dos centros
comunes  polos, que son puntos invariables de la bveda celeste. Uno de
esos polos est situado sobre el horizonte del lugar donde se le
observa; el otro, que est situado por debajo, no puede, en
consecuencia, ser visto. El polo visible en los lugares situados en el
hemisferio norte de la Tierra se denomina por tal razn _polo norte_ 
_polo boreal_. El segundo, visible en el hemisferio sur, se llama _polo
sur_  _austral_.

Mirando desde el ecuador terrestre, los dos polos celestes se encuentran
sobre el horizonte, en dos puntos diametralmente opuestos.

=4. Eje del mundo=.--Se da este nombre  la lnea recta que une los dos
polos celestes, y  cuyo alrededor se efecta el movimiento diurno.

En el ecuador, el eje del mundo aparece recostado sobre el horizonte. En
los puntos situados, sea al norte, sea al sur del ecuador, este eje se
encuentra inclinado sobre el horizonte, hacia el norte en el hemisferio
norte, hacia el sur en el hemisferio sur; y la inclinacin va
disminuyendo  medida que la latitud aumenta. En ambos polos de la
Tierra, el eje es perpendicular al horizonte.




LA TIERRA




LA TIERRA ES REDONDA


=5. Forma de la Tierra=.--En los pases llanos,  bien en la superficie
del mar, parece que la forma de la Tierra es plana; en las regiones
montaosas  accidentadas, aquella forma se nos antoja completamente
irregular. Pero esto no es ms que una apariencia, dependiente de que la
vista no puede abarcar, en cada punto, ms que una pequesima parte de
la superficie terrestre.

En realidad, la Tierra es redonda. Su figura es la de una bola  de un
globo casi esfrico. Podis daros cuenta de ese hecho de la manera
siguiente.

=6. Horizontes terrestres circulares=.--Primeramente, cuando se est en
medio de una extensa llanura, el horizonte tiene la forma de un crculo,
cuyo centro se halla ocupado por el observador. Si se cambia de
posicin, persiste la forma circular del horizonte, por ms que varan
sus lmites. Otro tanto ocurre en alta mar, donde la lnea que separa el
cielo de las aguas es siempre una circunferencia claramente marcada.

Podra creerse que esta forma circular del horizonte procede de la
debilidad de nuestra vista, limitada por la distancia, puesto que el
limite dista lo mismo por todos lados. Pero la prueba de que eso no es
verdad se tiene en que elevndose verticalmente a alturas cada vez
mayores, sobre un edificio, si se est en la llanura,  la extremidad de
los mstiles de un navo si nos hallamos en el mar, se ve extenderse la
zona visual. Objetos que antes eran invisibles, se convierten en
visibles. Este ensanche del horizonte no puede explicarse ms que por la
redondez de la Tierra.

=7. Horizontes martimos circulares=.--Cuando se observa desde una altura
de la costa la marcha de un navo que se aleja del puerto, lo primero
que se pierde de vista son las partes bajas del navo, el casco, la
cubierta, y los palos, empezando por abajo y siguiendo hasta sus topes.
Si el buque se acerca  la tierra firme, empezamos, al contrario, por
ver lo alto de sus mstiles, cuando aun el casco se encuentra oculto
debajo del horizonte.

[Illustracin: Fig. 1.--Curvatura de los continentes.]

[Illustracin: Fig. 2.--Curvatura de los mares.--Explicacin de los
diversos aspectos de un buque, etc.]

Lo mismo sucede  la gente que se encuentra  bordo del barco; al
acercarse  una costa, empiezan por ver las cimas, y luego la base de
las montaas  colinas que se extienden  lo largo de aqulla; al
alejarse ocurre lo inverso.

De esa manera se patentiza la curvatura de la superficie del mar. Y como
las mismas apariencias se presentan sea cual fuere la direccin en que
se observe, se puede deducir con entera confianza que la figura de la
Tierra es esfrica  casi tal.

=8. Aislamiento de la Tierra en el espacio.=--Por lo dems, este cuerpo se
encuentra completamente aislado en el espacio y en el cielo, del cual no
lo separa ms que la capa transparente que forma lo que se denomina su
atmsfera (_esfera de vapores_). Ese aislamiento de la Tierra se muestra
patente ante nuestra vista de varias maneras. En primer lugar, por el
movimiento diurno de los astros, que, despus de haber desaparecido cada
da por la parte del ocaso, efectan su reaparicin al da siguiente por
la del orto: de modo que han acabado por debajo de la Tierra la rotacin
empezada por encima, movimiento que no podra concebirse si la Tierra no
se hallara completamente aislada por todos sus puntos.

=9. Viajes de circumnavegacin=.--Otra prueba de la redondez de la Tierra
y de su aislamiento en el espacio se deduce de los viajes de
_circumnavegacin_. Dase ese nombre al trayecto seguido por un navo
que, andando siempre en el mismo sentido, por ejemplo, hacia el oeste,
acaba por volver al punto de partida, pero por el lado del este. En vez
de dar de esa manera la _vuelta al mundo_ por mar, se puede efectuarla
por tierra,  bien tomar ya una ya otra de esas dos vas. El resultado
es siempre el mismo: se sale de un punto en una direccin, y se vuelve
al mismo punto por la opuesta. El primer viaje autntico de
circumnavegacin fu efectuado por varios buques que mandaba el
portugus Fernando Magallanes.[A] Ese navegante se embarc el 20 de
setiembre de 1519 en el Ocano, en un puerto de Espaa, y, dirigindose
hacia el oeste, lleg al continente americano, descubierto poco tiempo
haca. La falta de un paso que le permitiese continuar su ruta hacia
occidente, lo determin  costear la Amrica en la direccin del sur, 
doblar la extremidad meridional de la misma por el estrecho que lleva su
nombre, y  continuar su navegacin hacia el oeste. As atraves el
Pacfico, toc en las Molucas, y los barcos acabaron por volver  Europa
como si hubiesen venido de oriente, despus de dar la vuelta entera al
globo terrqueo.

[A: Magallanes no pudo acabar el viaje de circumnavegacin,
porque muri en las Molucas. Del mando de la escuadrilla se encarg
entonces Sebastin de Elcano, marino vascongado,  quien el rey de
Espaa, que orden la expedicin, di como divisa un globo con esta
frase: _Primus circumdidisti me_.]

=10. Antpodas=.--No estando la Tierra, esta enorme masa, sostenida por
parte alguna, se pregunta uno cmo es que no cae. Siendo esfrica su
forma, tambin extraa que sus habitantes puedan permanecer en
equilibrio alrededor de todo ese globo. Cada punto de l tiene lo que se
llama sus _antpodas_, es decir, 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 punto. Cmo es posible, nos decimos, que las personas situadas
en nuestros antpodas puedan mantenerse con las pies para arriba y la
cabeza para abajo?

[Illustracin: Fig. 3.--Las verticales concurren en el interior de la
Tierra.--Antpodas.]

En realidad, las palabras _caer, arriba_ y _abajo_ son expresiones cuyo
sentido es completamente relativo, esto es, que depende de la posicin
de cada observador. En cada punto, la vertical indica la direccin en
que caen los cuerpos graves. Siendo redonda la Tierra, las verticales de
todos sus puntos iran  reunirse, si se pudiera prolongarlas, en el
centro mismo de nuestro globo. En ese centro es donde caeran todos los
cuerpos situados en la superficie, si el suelo no les sirviese de apoyo.
En cada sitio se establece el equilibrio relativamente  la direccin de
la vertical y en el sentido de sta.

De anloga manera, en el cielo, donde se mueve la Tierra, no hay alto ni
bajo. El Sol es para aqulla lo mismo que el centro de nuestro globo es
para los cuerpos que se encuentran en su superficie. Si la Tierra no
estuviese animada de un movimiento que la obliga  dar vueltas alrededor
del Sol, caera inmediatamente sobre este astro. Por efecto de un
movimiento anlogo es por lo que la Luna no cae sobre la Tierra.




LA TIERRA GIRA SOBRE S MISMA


=11. Movimiento real de la Tierra.=--Puesto que en el intervalo de un da
poco ms  menos, describen todos los astros juntos, Sol, Luna y
estrellas, una circunferencia entera, sea por encima, sea por debajo del
horizonte, resulta necesariamente de este hecho:

 que el cielo efecta una revolucin en ese perodo;

 que la Tierra gira sobre s misma, en sentido contrario del movimiento
diurno.

Este segundo supuesto es el verdadero, segn lo demostr antes que nadie
Galileo, har pronto tres siglos.

Es completamente inverosmil que el movimiento diurno de las estrellas,
del Sol y de la Luna pertenezcan individualmente  cada uno de estos
cuerpos. Para que as ocurriese, sera necesario admitir que todos esos
astros, sea cual fuese su distancia  la Tierra, se hallasen animados de
prodigiosas velocidades, capaces de hacerles recorrer en 24 horas una
circunferencia entera; se necesitara, por otra parte, que dichas
velocidades fuesen desiguales, y tales, no obstante su desigualdad, que
todas esas revoluciones independientes se realizaran rigurosamente en el
mismo espacio de tiempo.

Esos movimientos se explican del modo ms sencillo, con slo admitir que
no son sino aparentes y que la Tierra es la que gira uniformemente de
occidente  oriente, alrededor de un eje que pasa por su centro. Este
eje conserva en el espacio direccin invariable, yendo  atravesar el
cielo en dos puntos que parecen inmviles. Son los polos celestes, que
corresponden precisamente  los dos polos terrestres; stos son los dos
nicos puntos de la superficie de nuestro globo que, por hallarse
situados en el eje mismo de la rotacin, no participan de este
movimiento.

Nosotros, los habitantes de la Tierra, no nos damos cuenta del
movimiento de rotacin de que estamos animados con todo cuanto existe en
su superficie. Esto depende de que los cuerpos que nos rodean giran con
nosotros, animados de anloga velocidad; en consecuencia, sus distancias
y posiciones relativas no se modifican: las tierras, los campos y hasta
el aire son arrastrados como nosotros. Podramos compararnos con los
viajeros que desde lo interior de un vagn  de un buque ven los campos,
los rboles y las casas, alejarse en sentido opuesto al del carro 
barco que los lleva. El globo terrestre es ese bajel en que vamos todos
embarcados, y que nos parece inmvil, mientras que los objetos
exteriores, es decir, los astros, parecen arrastrados en sentido
contrario.

=12. Orientacin.--Plano meridiano.=--_Orientarse_, en un horizonte
cualquiera, es hallar la direccin exacta de las lneas que van  los
puntos cardinales, de norte  sur y de este  oeste. Es fcil lograrlo
por medio de la observacin del movimiento diurno de los astros, sea
durante la noche, sea de da.

[Illustracin: Fig. 4.--Estrella Polar.]

La primera indicacin la suministran el orto y el ocaso, pues aqul se
efecta por la parte de oriente  del este, y el segundo por la de
occidente  oeste. Cada estrella describe un arco de crculo, elevndose
cada vez ms hasta un punto  partir del cual empieza por el contrario 
bajar, hasta que llega  su ocaso. El punto ms alto de su camino, que
es el punto medio mismo del arco,  _culminacin_ de la estrella, se
encuentra en el _plano meridiano_, esto es, en el plano vertical que
corta el horizonte en los dos puntos _norte_ y _sur_. Este plano es el
mismo para todos los astros, pues contiene todos los puntos culminantes
de stos; pero es difcil orientarse buscando la posicin de este plano
por medio de los puntos culminantes de las estrellas, cuando se carece
de los instrumentos necesarios.

=13. Orientacin de noche en el hemisferio norte.=--Si el horizonte del
punto donde nos hallamos se encuentra situado en el hemisferio norte de
la Tierra, ser posible orientarse durante la noche, con tal de que se
vean las estrellas, de la siguiente manera.

Fcilmente se reconocer un grupo de siete estrellas, que tiene el
nombre de Osa Mayor, representado en la figura 4.

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
40, siempre se las ver, sea cual fuese su posicin en el cielo. Si la
lnea _ab_, que une las dos estrellas del trapecio, se prolonga unas
cinco veces su distancia aparente, se encontrar en esta prolongacin
una estrella de segunda magnitud, que pertenece  otro grupo, cuya forma
es casi idntica  la de la Osa Mayor y que por lo mismo ha recibido el
calificativo de Osa Menor. Esa estrella, muy cercana al punto que
constituye el polo celeste boreal, es la _Polar_.

[Illustracin: Fig. 5.--Cruz del Sur.]

Pues bien, el plano vertical que la contiene es el meridiano  apenas se
diferencia de ste. Desde este momento, la direccin de la meridiana es
conocida, pues se tiene el punto cardinal norte por la parte de la
estrella, y el punto sur en la direccin opuesta. La lnea que corta la
meridiana formando ngulos rectos, dar  la derecha del norte el punto
este y  la izquierda el oeste.

=14. Orientacin de noche en el hemisferio sur.=--Si el lugar donde se
est pertenece al hemisferio sur de la Tierra, la orientacin ser fcil
tomando como punto de partida un grupo muy aparente y bien conocido de
cuatro estrellas, dispuestas  manera de brillante cruz y llamadas por
eso mismo la constelacin de la _Cruz del Sur_ (fig. 5).

Estas estrellas no se ponen nunca, desde que la latitud del lugar pasa
de 40 grados. El movimiento diurno les hace describir entonces una
circunferencia entera alrededor del polo. Pero en todas las posiciones
que la Cruz ocupa en esa revolucin, su brazo mayor, _ab_, se encuentra
dirigido siempre hacia el polo celeste austral, y se encontrar el punto
de ste, prolongando _ab_ cuatro veces su longitud. Desgraciadamente, en
ese sitio y en sus alrededores, no existe estrella ninguna algo
brillante, como la Polar en el hemisferio norte.

De modo que para hallar en el horizonte el punto sur, ser necesario
imaginar un plano vertical que pase por este punto del cielo, que nada
distingue ni caracteriza. Sin embargo, no es difcil lograrlo con un
poco de prctica.

=15. Determinacin de la meridiana, de da.=--Digamos ahora la manera de
orientarse durante el da, observando la direccin de las sombras que
proyecta una varilla  vstago vertical, dispuesta sobre un plano
horizontal.

Se empieza por establecer, con ayuda de un nivel, una superficie plana
perfectamente horizontal, y en su centro se coloca una varilla recta, en
la lnea misma de la vertical determinada con la plomada. Antes se habr
tenido cuidado de trazar con el comps cierto nmero de circunferencias,
tomando por centro el punto donde se va  colocar la varilla. Y luego,
aprovechando un da de sol despejado, se sigue atentamente la marcha de
la sombra proyectada por la varilla. Esas sombras van disminuyendo de
tamao  partir de la maana hasta el momento en que el Sol, al llegar
al punto ms alto de su carrera diurna, pasa por el meridiano; luego
aumentan  medida que avanza la tarde, pasando en sentido inverso por
las mismas alturas.

[Illustracin: Fig. 6.--Determinacin de la meridiana por las sombras de
un vstago vertical.]

El observador notar en cada circunferencia (fig. 6) el punto donde la
extremidad de la sombra de la maana y la de la tarde coinciden
exactamente con la extremidad de su radio. Las dos lneas obtenidas de
esa manera forman un ngulo BOA. Dividindolo en dos partes iguales, por
medio de una lnea recta ON, se tendr la direccin de la meridiana del
lugar. Repitiendo la misma operacin con otras circunferencias, se
obtendr medio de comprobar la exactitud de la primera;  bien se
suplirn as las observaciones que puedan faltar por efecto de una
interposicin pasajera de nubes delante del Sol.

=16. Orientacin: uso de la brjula.=--Finalmente, tambin se puede
determinar la posicin de la meridiana si se conoce la _declinacin
magntica_ del lugar donde se observa; es decir, el ngulo que esta
lnea forma con la direccin de la aguja imanada, suspendida sobre un
eje, y en libertad para girar libremente en un plano horizontal. Este
medio es tanto ms valioso cuanto que no siempre es posible observar el
Sol  las estrellas, cuando el cielo est brumoso  nublado.

El instrumento que sirve para este gnero de observacin es la brjula
de declinacin (fig. 7). La direccin de la aguja imanada no es la misma
del meridiano; pero como el ngulo que forma con el plano de ste es
conocido para cada punto, es fcil deducir la direccin de la meridiana.
Por ejemplo: en Pars la aguja imanada se dirige prximamente unos 16
grados al oeste; en consecuencia, habr que volver la brjula de modo
que la aguja quede en esta posicin (poco ms  menos en la direccin N.
NO.--S. SE.). Entonces la lnea sealada por las palabras _norte, sur_,
dar la orientacin que se busca.

[Illustracin: Fig. 8.--Brjula terrestre de declinacin.]

Como la declinacin vara, no slo de un ao para otro en un mismo
lugar, sino tambin de un pas  otro, los marinos y los viajeros
necesitan mapas que les indiquen el valor de este elemento en todos los
mares y regiones que deben recorrer, y para la poca en que deban
hallarse en ellos.

Cuando se conoce la meridiana, se tienen los puntos norte y sur del
horizonte. La lnea este-oeste se traza formando ngulo recto con la
primera, y as se conocen los cuatro puntos cardinales. El Sol no sale
exactamente por el este para ponerse por el oeste ms que en la poca de
los equinoccios, es decir, del 20 al 21 de marzo  del 20 al 22 de
setiembre. Ese da, el Sol describe la mitad exactamente de un crculo
sobre el horizonte, y otra semi-circunferencia por debajo de ste. La
circunferencia completa es el ecuador celeste.

=17. Rosa de los vientos.=-- ms de los cuatro puntos cardinales, se
distinguen otros puntos del horizonte, que sirven para orientarse, en
una direccin cualquiera. El conjunto de todos ellos forma una estrella
de mltiples brazos, llamada _rosa de los vientos_ (fig. 8) porque puede
servir para indicar de que punto del horizonte soplan aqullos.

[Illustracin: Fig. 8.--Rosa de los vientos.]

=18. Aspecto del cielo en latitudes diversas.--Zonas celestes.=--Se ha
visto antes de que manera es posible reconocer la curvatura de la
Tierra, sea en el mar, sea en los continentes. Veamos ahora cual debe
ser el efecto de esta curvatura sobre el aspecto del cielo estrellado.
Recordemos que el movimiento diurno se efecta alrededor de una lnea
fija, cuya inclinacin sobre el horizonte de un punto dado es
invariable.

De esta invariabilidad resulta que siempre se elevan sobre el horizonte
las mismas estrellas, en el intervalo de una rotacin de la Tierra, sea
cual fuere la poca del ao. Slo que, entre las que salen  se ponen,
unas se encuentran sobre el horizonte durante la noche, y entonces son
visibles, mientras que las otras salen y se ponen durante el da, y el
brillo de la luz solar no permite distinguirlas. Por el contrario, como
las estrellas circumpolares no descienden nunca por debajo del
horizonte, permanecen  la vista todas las noches del ao. Finalmente,
otras estrellas que describen sus circunferencias diurnas por debajo del
horizonte, no son nunca visibles en el sitio considerado.

Se ve, por tanto, que la esfera celeste puede dividirse en tres zonas:
la de las estrellas circumpolares,  de estrellas perpetuamente
visibles; la de las estrellas que salen y que se ponen, y cuya
visibilidad durante la noche depende de la poca del ao en que se est;
y, finalmente, la zona de las estrellas que no se elevan nunca por
encima del horizonte.

=19. Movimiento en la direccin de un meridiano.=--Sentado esto, veamos
qu debe suceder cuando el observador cambia de horizonte, movindose en
la direccin de la meridiana, sea de norte  sur, sea de sur  norte.
Suponemos que el punto de partida se encuentre en el hemisferio austral.

Si la Tierra fuera plana, en nada se modificara evidentemente el
aspecto del cielo. Como el movimiento del observador puede considerarse
nulo respecto de la inmensa distancia  que se encuentran los astros,
sin excluir los ms cercanos  la Tierra, sucedera, en aquel supuesto,
que las mismas estrellas permaneceran visibles siempre y las mismas
ocultas siempre por debajo del plano del horizonte.

Pero si la Tierra es esfrica, no puede ocurrir esto. En tal caso, al
pasar de un horizonte  otro, caminando hacia el norte, verbi gracia, el
viajero penetrar por debajo del plano del primer horizonte, y su vista
descubrir por la parte norte estrellas de la zona que primitivamente no
poda ver. Por la parte sur, cierto nmero de estrellas que se hallaban
en la zona circumpolar, tendrn ahora para dicho observador movimiento
de orto y de ocaso que antes les faltaba, pues siempre se hallaban sobre
el horizonte. En definitiva, la parte visible del cielo habr aumentado
de extensin.

Lo contrario ocurrira evidentemente si el viaje se efectuara en la
direccin del sur; entonces aumentara la zona de las estrellas
circumpolares; pero por la parte norte, cierto nmero de estrellas que
salan y se ponan por encima del primer horizonte, quedaran en
adelante por debajo de l, y seran invisibles para el observador: la
parte perceptible del cielo habra disminuido.

Pues bien, tal es, en efecto, la variacin de aspecto que la esfera
estrellada presenta al observador que se mueve en la superficie de la
Tierra siguiendo un meridiano cualquiera. Esta es, por consiguiente, una
nueva prueba de la forma redondeada de nuestro planeta.

=20. Movimiento diurno en el ecuador, en los polos=.--Mientras ms se
camina hacia el sur, ms se eleva el polo de ese nombre, y si fuera
posible penetrar mucho en los hielos polares, se llegara  un punto en
que el polo sur se hallara en el mismo cenit. En ese punto, el
movimiento diurno de las estrellas se efecta siguiendo crculos
paralelos al horizonte y ninguna de ellas sale ni se pone nunca. Pero
una mitad entera de la esfera celeste permanece constantemente
invisible.

[Illustracin: Fig. 9.--Movimiento diurno en un horizonte cualquiera.]

Por el contrario, mientras ms se avanza hacia el norte, ms baja el
polo sur, y as se acaba por llegar  una regin en que los dos polos se
encuentran en la lnea del horizonte. All los arcos diurnos descritos
por las estrellas son semi-crculos perpendiculares al horizonte, y la
esfera estrellada entera sale y se pone en el intervalo de un da. Esta
regin forma el ecuador de la Tierra.

Si se contina caminando hacia el norte, empieza  elevarse cada vez ms
sobre el horizonte el polo boreal del cielo, mientras que el austral va
descendiendo cada vez ms por debajo de aqul. As se acabara, de ser
posible penetrar hasta lo profundo de la zona glacial rtica, por llegar
 un punto de la Tierra en que el polo norte del cielo se hallara en el
cenit. Y ahora sera la mitad boreal de la esfera celeste la que se
movera describiendo los mismos crculos paralelos de la figura 10. La
mitad austral no sera visible.

[Illustracin: Fig. 10. Movimiento diurno en los polos.]

=21. Polos y cenador terrestres.=--Como ya se ha dicho, la Tierra es
redonda y casi esfrica. En el espacio de un da prximamente, gira
alrededor de uno de sus dimetros, cuya direccin en el espacio es fija,
y que toma el nombre de _eje del mundo_, cuando se le considera
relativamente al movimiento diurno, aparente, de la esfera estrellada.

[Illustracin: Fig. 11. Movimiento diurno en el equador.]

Dos puntos de la superficie de la Tierra permanecen inmviles, y son las
extremidades del eje de rotacin  _polos terrestres_ P y P' (fig. 12).

Si se imagina un plano que pase por el centro de la Tierra
perpendicularmente al eje, este plano, que corta al globo en dos mitades
 hemisferios, formar sobre la superficie un crculo mximo EE', que se
denomina _ecuador_.

El hemisferio que contiene el polo norte es el boreal; el otro, en que
est el polo sur, es el hemisferio austral.

[Illustracin: Fig. 12. Coordenadas terrestres. Longitudes y latitudes
geogrficas.]

Todo crculo, anlogo  CC', trazado en la superficie de la Tierra
paralelamente al ecuador, recibe el nombre de _crculo paralelo_ 
simplemente de _paralelo_. Es evidente que el ecuador es el mayor de
todos los paralelos, y que los radios de stos van disminuyendo  medida
que decrecen sus distancias  uno  otro de los polos.

Un plano que pase por el eje de la Tierra la corta tambin en dos partes
iguales, siguiendo una lnea que puede considerarse casi como un
crculo: este plano es lo que se llama un _meridiano_, y la curva
PmmMmP es la meridiana, en los
horizontes de los lugares m, m, M, m.

=22. Coordenadas geogrficas de un lugar, longitud.=--La posicin de un
punto cualquiera de la superficie del globo se determina exactamente por
medio de los meridianos y de los paralelos. Con ese fin, se toma como
punto de partida un meridiano conocido: en Francia, el que pasa por el
observatorio de Pars; en Inglaterra, el de Greenwich, etc. Luego se
mide el ngulo que el meridiano del lugar considerado forma con el que
se design para punto de partida. Este ngulo es lo que se denomina
_longitud_. Para calcularla, se divide el ecuador en grados, minutos y
segundos, contados  partir del 0 del primer meridiano, sea  oriente,
sea  occidente. La longitud se califica de _oriental_  _occidental_,
segn que el lugar se encuentre situado en uno  otro de los hemisferios
separados por el meridiano inicial.

Todos los puntos de la Tierra situados  lo largo de la misma mitad de
un meridiano, tienen evidentemente la misma longitud.

=23. Latitud geogrfica.=--Para acabar de determinar la posicin del
lugar, se cuenta el nmero de grados, minutos y segundos comprendidos
sobre el meridiano entre ese lugar y el ecuador: esto es lo que se
denomina la _latitud_. Se la cuenta de 0  90, yendo del ecuador hacia
los polos, y es _boreal_  _austral_, segn que el punto considerado se
encuentre en uno  otro de los dos hemisferios que determina el plano
del ecuador.

[Illustracin: Fig. 13. La latitud geogrfica de un lugar es igual  la
altura del polo.]

Evidentemente, todos los puntos de la Tierra situados en un mismo
paralelo tienen igual latitud.

Tales son las coordenadas geogrficas que se usan para determinar la
posicin exacta de un lugar de la superficie terrestre.




DIMENSIONES DE LA TIERRA


=24. Medida de un grado terrestre.=--Se ha visto antes que la Tierra tiene
la forma de una bola casi perfectamente esfrica. Las tierras,
continentes  islas, no ocupan ms que la cuarta parte de la superficie
total; las otras tres cuartas partes son las aguas. La superficie de
stas, es decir, la de los ocanos y de los mares, es la que
principalmente afecta la forma de una esfera; las tierras presentan
desigualdades de nivel, que parecen hallarse  primera vista en
contradiccin con dicha forma regular. Ntanse elevaciones y
depresiones, montaas y valles, aparentemente considerables. Pero vamos
 ver que las ms altas montaas no son sino aristas imperceptibles en
la superficie de la Tierra, por efecto de las enormes dimensiones del
globo entero.

Demos una idea de la manera cmo ha sido posible medir esas dimensiones.

Si la Tierra es una esfera, todos los planos meridianos que la cortan
segn su eje, son crculos que tienen por puntos comunes ambos polos. El
ecuador, que corta al globo en dos partes iguales  hemisferios, as
como los paralelos  l, son crculos. Los meridianos y el ecuador son
crculos iguales; los paralelos, crculos cada vez ms pequeos  medida
que se van acercando  uno de los polos. La geografa ensea todo lo
dicho.

La cuestin que se haba de resolver, para saber cuales son las
dimensiones del globo terrestre, era medir la longitud de uno de los
mencionados crculos, por ejemplo, de uno de los meridianos. Esta
operacin es mucho ms complicada de lo que se puede imaginar. En
efecto, no hay posibilidad de seguir un meridiano en toda su longitud;
por causa de las nieves y de los hielos no cabe penetrar en las regiones
polares; adems, la mayor parte de los meridianos atraviesan los mares
en parte de su extensin,  pases montaosos de difcil acceso.

As es que se ha considerado suficiente medir una parte del meridiano,
lo que se llama _un grado_, que es, como lo ensea la geometra, la 360
parte de toda circunferencia. Una vez conocida la longitud del grado, se
deduce de ese dato, por medio de una sencilla multiplicacin, la de la
circunferencia entera, y, por tanto, del meridiano. Tomemos un ejemplo.
Pars y Amiens se encuentran bajo el mismo meridiano con corta
diferencia, y su latitud difiere en un grado prximamente. Desde 1550,
un mdico francs, llamado Fernel, coloc un contador en una de las
ruedas de su carruaje y se puso en camino yendo de Amiens  Pars. As
midi, casi por completo en la direccin del meridiano, la longitud del
camino que una  dichas ciudades. El resultado fu 57,070 toesas, esto
es, unos 111 kilmetros, como longitud del grado.

=25. Dimensiones de la Tierra.=--Ms tarde se han medido numerosos arcos
de meridiano, por medios mucho ms complicados, pero tambin mucho ms
precisos, y se ha hallado el valor de la circunferencia entera de la
Tierra, que es un tanto superior  40 millones de metros. El dimetro
del globo terrestre mide 12,700 kilmetros, en nmeros redondos.

La superficie de la Tierra contiene nada menos que 510 millones de
kilmetros cuadrados, es decir, 510 millones de cuadrados, cada uno de
cuyos lados es un kilmetro.

Su volumen pasa de 1,083,000 millones de kilmetros cbicos.

=26. Las montaas comparadas con el globo terrestre.=--Ahora es fcil
darse cuenta de la importancia de las desigualdades de su superficie.

Consideremos las montaas ms elevadas del globo. En Europa, el monte
Blanco y el Elbrouz se elevan  4,800 y  5,600 metros respectivamente
sobre el nivel del mar; en Asia, el Gaurisankar del Himalaya alcanza
8,840 metros; en Amrica, el Aconcagua, el Chimborazo, y las principales
cimas de las Cordilleras de los Andes, pasan de 6,800 y de 6,200 metros
sobre el nivel del ocano Pacfico. Sin embargo, la ms elevada de esas
montaas forma apenas la 1/1440 parte del dimetro de la Tierra.

En un globo que tuviera un metro de dimetro, el Gaurisankar formara
todo lo ms una arista de dos tercios de un milmetro de alto. En uno de
30 centmetros de dimetro, esa altura llegara difcilmente  1/5 de
milmetro. La mayor parte de las desigualdades que nos parecen tan
enormes, cuando las examinamos de cerca, seran completamente
imperceptibles en esos globos hipotticos. Para representarlas en
relieve, sobre los globos  los mapas, hay que exagerar
considerablemente la escala de las alturas.

=27. La Tierra es aplanada en los polos.=--Si se pudiera ver la Tierra
desde el espacio, por ejemplo, desde la distancia  que se encuentra la
Luna, nos parecera una esfera casi perfecta. Sin embargo, las medidas
de meridiano han hecho ver que la longitud del grado va aumentando 
partir del ecuador, hasta los polos de la Tierra. De ah se ha deducido
que nuestro planeta se halla un tanto aplastado en los polos, , lo que
significa lo mismo, elevado en el ecuador. El dimetro que pasa por los
polos, es decir, el eje de rotacin es ms pequeo que el dimetro de la
circunferencia ecuatorial: la diferencia es poco ms  menos la 300
parte de este ltimo, es decir, de un milmetro, si se toma como punto
de comparacin un globo de 30 centmetros de dimetro.




MOVIMIENTO DE TRANSLACIN DE LA TIERRA ALREDEDOR DEL SOL


=28. Revolucin anual de la Tierra.=--Segn se ha dicho, la Tierra gira
alrededor de s misma, esto es, de la lnea que une sus polos, y de este
modo efecta una rotacin completa en el intervalo de un da. Este
movimiento real es el que, por efectuarse de occidente  oriente, nos
hace creer que los astros, estrellas, Sol, Luna, se mueven en sentido
contrario, esto es, de oriente  occidente.

Nuestro globo se halla animado de otro movimiento que lo transporta en
el espacio, y en virtud del cual efecta una revolucin entera alrededor
del Sol en el intervalo de un ao.

=29. Movimiento de translacin de la Tierra.--Cambio de aspecto del
cielo.=--Procuremos hacer comprender cmo se ha llegado  reconocer la
existencia de este segundo movimiento, y los fenmenos que prueban su
existencia.

Coloquemos en una mesa redonda, casi en su centro (fig. 14), una lmpara
que representar al Sol. Una bola, por ejemplo, una naranja, atravesada
en su centro por una aguja larga, ser la Tierra. Coloquemos la bola en
un punto T de la orilla de la mesa, de modo que la aguja que representa
el eje de rotacin, quede inclinada sobre el plano de la mesa. Precisa
suponer, adems, que alrededor de los objetos que colocamos de esta
manera, se extiende el cielo, hasta distancias infinitamente mayores que
la del Sol  la Tierra, es decir, en el caso presente, que el
semi-dimetro de nuestra mesa. En todo ese espacio y en todas
direcciones se encuentran las estrellas.

El globo T est iluminado en aquella de sus mitades  hemisferios que se
encuentra vuelto hacia la lmpara, representacin del Sol. Esto es el
da para todas las regiones de dicho hemisferio. La otra mitad, sumida
en la sombra, se encuentra en la noche, y la falta de luz solar le
permite ver las estrellas en la parte opuesta del cielo.

Si la Tierra permaneciera en la posicin T, conservando el movimiento
sobre su eje, se veran siempre, desde uno  otro de los hemisferios de
nuestro planeta las mismas estrellas y las mismas regiones del cielo.
Una estrella dada saldra, pasara por el meridiano, y se pondra
uniformemente  las mismas horas, en la sucesin de las noches. Adems,
el Sol se encontrara en el mismo caso que las estrellas, y como ellas
tendra  horas fijas su orto, su mximum de elevacin y su ocaso.

Pero eso no sucedera en el caso de que la Tierra, en vez de permanecer
inmvil en T, se moviese siguiendo la orilla de la mesa, conservando
para su eje de rotacin la misma inclinacin y la misma direccin en el
espacio. Por ejemplo,  media noche, cuando la Tierra se halla en T, se
encontrar opuesta al Sol una estrella _e_. Al llegar el planeta  la
posicin T', otra estrella ir  encontrarse  la misma hora en la
direccin de la lnea que une la Tierra al Sol. En T'', har lo mismo
otra estrella _e_''. Y es fcil comprender que si la bola contina
efectuando de esa manera una revolucin completa alrededor del Sol, ir
presentando sucesivamente en la sombra su mitad  todas las regiones del
cielo. Por el contrario, la lmpara  Sol, visto de la Tierra, parecer
haber dado en el mismo sentido una vuelta completa al cielo.

Y as es cmo ocurren efectivamente las cosas. El aspecto del cielo
cambia de una noche  otra en el mismo lugar;  las mismas horas se ven
salir nuevas estrellas, ms orientales, mientras que en occidente se
encuentran ya ocultas otras estrellas que antes se hallaban todava
sobre el horizonte.

[Illustracin: Fig. 14. Movimiento de translacin de la Tierra.]

=30. Da sideral ms corto que el da solar.=--Tambin resulta de esto que
una estrella determinada vuelve  pasar por el meridiano antes que el
Sol. La duracin de un _da solar_, de 24 horas, que comprende un
intervalo de la hora del medioda al medioda siguiente, es mayor que la
del _da sideral_; la diferencia se eleva  3 minutos 56 segundos.

Al cabo del ao, una estrella ha pasado 366 veces por el meridiano,
mientras que el Sol lo efecta nicamente 365. En una palabra, el ao,
que se compone de 366 das siderales,  de 366 rotaciones de la Tierra,
no contiene ms que 365 das solares. Esta es consecuencia del doble
movimiento de la Tierra, de rotacin sobre s misma y de translacin 
de revolucin alrededor del Sol.




RBITA DE LA TIERRA


=31. rbita de la Tierra.=--La Tierra describe, en su revolucin anual
alrededor del Sol, una curva  rbita, cuya posicin, forma y
dimensiones vamos  indicar.

[Illustracin: Fig. 15. rbita de la Tierra.]

Esta curva es plana, de manera que el centro de la Tierra permanece
siempre en el mismo plano, llamado eclptica. Como, segn ya se ha
visto, el eje de rotacin conserva siempre la misma direccin y la misma
inclinacin, otro tanto ocurre con el ecuador, que permanece paralelo 
s mismo, formando un ngulo constante con el plano de la eclptica.
Este ngulo, denominado _oblicuidad de la eclptica_, es igual  un poco
ms de 23 grados, esto es, algo ms de la cuarta parte de un ngulo
recto; tiene suma importancia, puesto que  l se deben las estaciones,
la desigualdad de los das y de las noches para un mismo punto, en el
curso del ao,  bien para los lugares cuya latitud es diferente. Ms
adelante volveremos  tratar del particular.

La rbita de la Tierra no es un crculo, y la distancia de nuestro globo
al Sol vara continuamente de un da para otro. Es una curva llamada en
geometra _elipse_, especie de valo, que tiene en su dimetro  eje
mayor AB, dos puntos FF  focos, situados  una y otra parte del centro
O (fig. 15) y que gozan de la propiedad de que las distancias reunidas
desde un punto de la elipse hasta ellos, forman siempre la misma
longitud, igual por cierto al eje mayor.

El Sol no ocupa el punto medio de la rbita, sino uno de los focos.

=32. Excentricidad de la rbita.=--Cuando la Tierra se encuentra en A,
vrtice del eje mayor ms inmediato al Sol, la distancia  este astro es
la ms pequea de todas; por esta razn se dice que nuestro planeta est
en su _perihelio_, lo que ocurre ahora hacia el 1 de enero de cada ao.
Tambin se dice que el Sol est en su _perigeo_, esto es, en la
distancia ms corta  la Tierra. De modo que esas dos palabras,
_perihelio_ y _perigeo_, indican el mismo hecho.

Desde A la Tierra marcha alrededor del Sol, recorriendo su rbita en el
sentido indicado por la flecha, y sus distancias van aumentando, hasta
la otra extremidad B del eje mayor, donde la distancia de nuestro
planeta al Sol alcanza su mximum; entonces se dice que la Tierra, se
encuentra en su _afelio_, , lo que equivale  lo mismo, que el Sol est
en su _apogeo_, cosas que ocurren all por el 1 de julio.

Despus la Tierra sigue su camino sobre la segunda mitad de su rbita,
acercndose constantemente al Sol, hasta que vuelve  encontrarse en A,
donde da principio otra nueva revolucin.

En dos pocas intermedias, la Tierra se halla en dos puntos, D y C, en
los cuales la distancia al Sol es exactamente igual  la distancia media
entre los extremos del perihelio y del afelio. Esos puntos son los
vrtices del dimetro  eje menor de la rbita. La diferencia entre las
distancias extremas es prximamente de 1/13 parte de la distancia media.
La mitad es lo que se llama _excentricidad_ de la rbita.

=33. Distancia de la Tierra al Sol.=--La distancia de la Tierra al Sol es
igual por trmino medio  148,000,000 de kilmetros y la longitud total
de la rbita llega  930 millones de kilmetros. Como nuestro planeta la
recorre en el intervalo de un ao, esto es, de 365 das y cuarto, 
mejor dicho, de 31,557,600 segundos, es fcil calcular el camino que
nuestro globo recorre en el corto intervalo de un segundo; hllanse 29
kilmetros y medio poco ms  menos por segundo, velocidad 60 veces
superior  la de una bala de can al salir del arma.

Debemos aadir que esta velocidad vara, siendo tanto mayor cuanto ms
pequea es la distancia al Sol: cuando la Tierra est en su perihelio,
alcanza unos 30 kilmetros por segundo; luego va disminuyendo hasta el
afelio, donde slo es de 29;  partir de este punto vuelve  pasar, pero
en orden inverso, por las velocidades con que recorriera la primera
mitad de su rbita.

Nosotros no sentimos que la Tierra nos arrastra as por los espacios
celestes, en compaa del globo que habitamos, como tampoco nos damos
cuenta del movimiento de rotacin diurna.

Los antiguos los desconocan ambos, y los atribuan aqul al cielo
entero, y el segundo al Sol en persona. Tomaban, pues, por realidades,
lo que slo era apariencia. Coprnico (1543) y Galileo (1600) fueron los
primeros en descubrir y demostrar esas dos grandes verdades
astronmicas.

=34. Duracin del ao.=--La duracin del ao, esto es, del tiempo que la
Tierra tarda en efectuar una de sus revoluciones alrededor del Sol, 
bien, del tiempo que transcurre entre dos pasos por el mismo equinoccio,
es de:

365 das 24  365 das 5 horas 48 minutos y 47 segundos.

Esto es lo que se denomina _ao trpico_.

El _ao civil_ es de 365 das exactamente durante 3 aos consecutivos.
El siguiente es de 366 das, hallndose formado el 366 par la
acumulacin de 4 veces el excedente de unas 6 horas que el ao trpico 
astronmico presenta sobre el ao civil. Los aos de 366 das son los
bisiestos.

De cada cuatro aos seculares, 3 no son bisiestos; as se corrige la
diferencia de 11 minutos 13 segundos que faltan al excedente en cuestin
para dar seis horas,  un cuarto de da.




LOS DAS Y LAS NOCHES


=35. Duracin de los das y de las noches.=--El da solar de 24 horas,
esto es, el intervalo entre dos pasos sucesivos del Sol por el
meridiano, se compone, segn lo sabe todo el mundo, de dos partes: una,
el _da_,  mejor dicho, la _jornada_, va desde la salida hasta la
puesta del Sol; la otra, la _noche_, desde la puesta hasta el orto del
astro.

La duracin del da y la de la noche son generalmente desiguales, y esta
desigualdad es tanto ms grande cuanto ms lejos del ecuador se
encuentre el sitio de la observacin; tambin vara de una estacin 
otra para un mismo punto.

Sin embargo, el da tiene en el ecuador la misma duracin que la noche,
durante todo el ao. El Sol permanece all doce horas por encima del
horizonte y doce por debajo.

=36. Equinoccios y Solsticios.=--Esta igualdad del da y de la noche se
efecta simultneamente sobre toda la Tierra en dos pocas diferentes
del ao. Por esa razn se las ha llamado _equinoccios_: coinciden con el
principio de la primavera y del otoo.

Finalmente, en otras dos pocas, que caen al principio del verano y del
invierno, se tienen los das ms largos con las noches ms cortas, y los
das ms cortos con las noches ms largas: estos son el solsticio de
verano y el de invierno.

=37. Las estaciones en los dos hemisferios.=--Importa hacer notar que la
desigualdad de los das y de las noches, tal como acabamos de
describirla, sigue en cada hemisferio marcha opuesta, de manera que si
los das van creciendo en el boreal, van disminuyendo al contrario en el
austral,  inversamente. El equinoccio del 20 al 22 de marzo es el
_equinoccio de primavera_ para el primero y el _de otoo_ para el
segundo. La misma observacin debemos hacer para el equinoccio del 22 al
20 de setiembre, que es el _equinoccio de otoo_ en el hemisferio
boreal, y el _de primavera_ en el austral.

Otro tanto ocurre con los solsticios. El del 20 al 22 de junio es el
_solsticio de verano_  el _de invierno_, segn cual sea el hemisferio
de que se trate, y el solsticio del 20 al 22 de diciembre es
inversamente solsticio de invierno  de verano.

En una palabra, las estaciones son opuestas en los dos hemisferios.

=38. Explicacin de la desigual duracin de los das y de las
noches.=--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 Tierra.

Partamos del equinoccio de marzo y sigamos al Sol en su carrera diurna
por el hemisferio norte.

En ese da, el astro sale por el punto preciso del horizonte oriental
que marca el este, y despus describe un semi-crculo, que es la mitad
del ecuador celeste, para ir  ponerse precisamente por el oeste. La
otra mitad de la circunferencia es descrita por el Sol debajo del
horizonte, durante la noche. Pero,  partir de este da, la salida y
puesta del Sol se verifican en puntos que se acercan cada vez ms al
norte, y el arco diurno es mayor que una semi-circunferencia, de manera
que el da, cada vez ms largo, se va haciendo constantemente mayor que
la noche, la cual disminuye en la misma proporcin. El Sol marca las
doce en puntos cada vez ms elevados sobre el horizonte, alejndose cada
vez ms del ecuador celeste.

Pero llega un instante en que este aumento de altura queda casi
estacionario, para hacerse ms tarde completamente nulo, y el Sol
alcanza su mayor altura meridiana en el da del solsticio; entonces es,
pues, cuando el arco descrito por aquel astro alcanza el mximum de su
valor, y cuando se tiene el da ms largo del ao. Despus el astro
empieza  seguir marcha inversa, se acerca poco  poco al ecuador, y el
da, siempre mayor que la noche, disminuye insensiblemente hasta el
equinoccio de setiembre, en el cual la noche y el da quedan iguales,
teniendo doce horas cada uno.

 partir de este momento, el astro va  salir y a ponerse por puntos
cada vez ms distantes del este y del oeste, pero por la parte sur; su
altura  la hora de las doce disminuir de da en da. El perodo de luz
ser constantemente ms corto y siempre de duracin inferior  la noche.
La desigualdad ir aumentando hasta el solsticio de diciembre, que es el
da de noche ms largo en todo el hemisferio boreal.

[Illustracin: Fig. 16. La Tierra en uno de los equinoccios.]

Por ltimo, de diciembre  marzo, el Sol seguir marcha inversa,
acercndose de nuevo al ecuador,  ir ocupando  la hora de las doce
alturas cada vez ms elevadas; el da crece entonces  medida que mengua
la noche, hasta que el equinoccio de fines de marzo restablece la
igualdad.

Si en vez de tomar un punto del hemisferio norte de la Tierra hubiramos
considerado un horizonte del hemisferio sur, el observador habra notado
la misma sucesin de fenmenos, pero en orden inverso. La salida y la
puesta del Sol habran ido alejndose del este y del oeste hacia el
norte; pero su altura meridiana hubiera disminuido primeramente hasta el
solsticio de junio para aumentar desde junio al equinoccio de setiembre,
siendo siempre los das ms cortos que las noches. De setiembre  marzo,
alturas meridianas crecientes, salida y puesta ms meridionales hasta el
solsticio de diciembre, das crecientes, y ms largos que las noches.
Desde el solsticio de diciembre  marzo, vuelta del Sol hacia el ecuador
y disminucin de los das, que siguen siendo mayores que las noches.

Tales son los hechos que todo el mundo puede observar en el espacio de
un ao. Vamos  explicarlos.

En el equinoccio, la posicin ocupada por la Tierra es esta: como el
plano del ecuador de la Tierra pasa por el Sol, el hemisferio iluminado
que la Tierra le presenta y el hemisferio oscuro, estn separados uno de
otro por un crculo mximo que pasa precisamente por ambos polos y que
contiene el eje de rotacin {fig. 16}. Este crculo de separacin de la
luz y de la sombra se confunde en este momento con uno de los crculos
meridianos terrestres y, por consiguiente, divide en dos partes iguales
todos los paralelos.

En virtud de la rotacin diurna, todo punto de un paralelo cualquiera
describe, pues, el da del equinoccio, la mitad de su circunferencia en
la zona de luz y la otra mitad en la de sombra. El da es igual  la
noche en toda la Tierra, y bajo todas las latitudes; de esta
circunstancia se deriva precisamente el nombre de equinoccio.

[Illustracin: Fig. 17. La Tierra entre el equinoccio y el solsticio.]

39. =Desigualdad de duracin de los das y de las noches.=-- partir del
equinoccio de Aries, la Tierra tomar una de las posiciones indicadas en
la figura 17, porque su eje de rotacin sigue siendo paralelo  s
mismo, y conservando la misma inclinacin sobre el plano de la
eclptica. El crculo de separacin de la luz y de la sombra dejar de
pasar por los polos y dividir en dos partes desiguales  cada paralelo.
El arco diurno _a M b_, pongamos por ejemplo, ser mayor que el nocturno
_a M' b_. De modo que el da ser mayor que la noche, y la diferencia
entre sus duraciones tanto ms considerable cuanto  mayor distancia del
crculo boreal pase el crculo de iluminacin.

As pues, los das, mayores que las noches, irn creciendo sin cesar
hasta la poca del solsticio de Cncer, porque en este momento es cuando
el crculo de separacin de la luz y de la sombra alcanzar las regiones
ms distantes del polo. Entre el solsticio de verano y el equinoccio de
Libra, la Tierra ocupar, respecto del Sol, una serie de posiciones
idnticas  las que acabamos de examinar, pero en orden inverso. Los
das boreales, que siguen siendo mayores que las noches, irn
disminuyendo hasta el momento del nuevo equinoccio, en el cual volver 
establecerse entre ellas la igualdad. Entonces la Tierra ir inclinando
cada vez ms hacia el Sol su polo austral, y el arco diurno boreal ir
siendo ms pequeo que el nocturno. Las noches, ms largas que los das,
crecern constantemente, y alcanzarn su mximum de duracin en el
solsticio de Capricornio (fig. 18), para menguar inmediatamente en
sentido inverso, hasta el equinoccio de Aries.

[Illustracin: Fig. 18. La Tierra en uno de los solsticios.]

=40. El da ms largo y la mayor noche del hemisferio boreal.=--Las
variaciones que acabamos de indicar se efectan de ese modo en todos los
puntos de la Tierra comprendidos entre los crculos polares, es decir,
pertenecientes  la zona trrida   las templadas. Pero las
desigualdades varan con la latitud, y son tanto ms notables cuanto
mayor es la latitud , en otros trminos, cuanto ms se aleja uno del
ecuador.

Por lo dems, la altura meridiana del Sol sobre un horizonte dado
explica estas desigualdades. La amplitud del arco diurno que la rotacin
terrestre hace recorrer al Sol sobre el horizonte, depende efectivamente
de dicha altura. En el solsticio de Cncer, all por el 20 de junio, la
altura meridiana del Sol es mximum para el horizonte de un lugar
situado en el hemisferio norte; por eso resulta el da ms largo, 
mejor dicho, el perodo de luz ms prolongado, y la noche ms corta.

Entre el solsticio de Cncer y cada uno de los equinoccios, la altura
meridiana del Sol va creciendo durante la primavera y disminuyendo
durante el verano: los das aumentan para menguar inmediatamente
despus.

Finalmente, en el solsticio de Capricornio, all por el 21 de diciembre,
la altura del Sol sobre el horizonte es la ms pequea posible: as es
que tenemos la poca de noche ms larga y de da ms corto.

Lo que acabamos de decir se aplica al hemisferio norte; en un punto
cualquiera del hemisferio sur cuya latitud sea superior  23 27, los
fenmenos se presentan del mismo modo, pero en pocas del ao
correspondientes  posiciones de la Tierra diametralmente opuestas sobre
su rbita. El da ms largo es el del solsticio de Capricornio, y el ms
corto el del solsticio de Cncer.

=41. Das y noches de la zona intertropical.=--Consideremos ahora algunos
puntos particulares de la Tierra.

En el ecuador, durante todo el ao, la duracin del da y de la noche
son iguales, teniendo cada uno de ellos doce horas. 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
oscuro; el arco diurno y el nocturno tienen la misma amplitud, sea cual
fuere la altura meridiana del Sol. En la poca de los equinoccios, el
Sol describe, para el horizonte de un punto del ecuador, el crculo
mximo vertical que pasa por los puntos este y oeste. De modo que  las
doce del da exactamente pasa por el cenit.

Este ltimo fenmeno es comn  todas las regiones de la Tierra situadas
entre el ecuador y ambos trpicos, hasta los 23 28 de latitud
prximamente. En efecto, el eje de rotacin se inclina 23 28 sobre el
plano de la eclptica. Cuando nuestro globo llega, por efecto de su
movimiento de translacin alrededor del Sol,  uno  otro de los
solsticios, el radio que une los centros de ambos astros pasa
precisamente por un punto de uno de los trpicos, y coincide con la
vertical del lugar.

As, el da del solsticio de verano, el Sol pasa  la hora de las doce
por el cenit de todos los puntos situados en el trpico de Cncer, y el
da del solsticio de invierno por el cenit de los lugares del trpico de
Capricornio.

=42. El Sol en el cenit.=--Entre el ecuador y los trpicos, es decir, en
toda la zona trrida, se presenta la misma circunstancia dos veces al
ao, porque entonces la altura meridiana del Sol llega  90 y pasa de
esto. 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 norte, y durante el resto del ao, aquende dicha vertical, por
la parte del sur. De modo que los habitantes de la zona trrida ven su
sombra meridiana proyectada ya hacia el polo, ya hacia el ecuador, esto
es, al norte  al sur de su horizonte.

=43. Das y noches de las zonas polares=.--Transportmonos ahora  uno de
los crculos polares, es decir,  una latitud que slo dista del polo
23 27.

Desde el equinoccio hasta el solsticio, el da va creciendo sin cesar
para ese paralelo, lo mismo que para todos los dems lugares de la
Tierra; pero en el solsticio mismo, la luz del Sol alcanza al paralelo
completo, de modo que este da el astro permanece 24 horas sobre el
horizonte. Lo contrario ocurre en el crculo polar del hemisferio
opuesto, cuya noche dura 24 horas el da del solsticio.

Allende los crculos polares, en los sitios que forman las zonas
glaciales, los das y las noches tienen duraciones cada vez ms
desiguales.  partir del equinoccio de Libra, por ejemplo, el polo
austral de la Tierra ve alzarse al Sol sobre su horizonte, efectuar cada
veinticuatro horas una vuelta entera sin ponerse, y, elevndose siempre,
alcanzar al cabo de tres meses su mayor altura, en la poca del
solsticio de Capricornio. Una vez pasado el solsticio, el astro luminoso
describe en sentido inverso esta especie de espiral, para ponerse tres
meses ms tarde, con lo cual ha suministrado un da de seis meses
enteros  dichas regiones heladas. Durante este largo intervalo de
tiempo, el polo boreal se hallaba sumido en la noche, que ahora va 
empezar para el polo sur.

=44. Duraciones mxima y mnima del da y de la noche en diversas
latitudes=.--Acabemos este estudio de las variaciones que presentan las
duraciones relativas de los das y de las noches, presentando en un
cuadro las duraciones del da ms largo y del ms corto para cierto
nmero de latitudes comprendidas entre los crculos polares:

                              Duracin           Duracin
                              del da ms largo  del da ms corto
                              y de la mayor      y de la noche
Latitudes.                    noche.             ms pequea.

Ecuador             0        12h 0m           12h 0m
                   15        12  53             11   7
Trpicos           23 27    13  27             10  33
                   30        13  56             10   4
                   45        15  26              8  34
Pars              48 50    16   7              7  34
Buenos Aires       34 36    14  20              9  40
                   60        18  30              5  30
Crculos polares   66 33    24   0              0   0




LAS ESTACIONES


=45. Las estaciones astronmicas.=--Segn se sabe, el ao se divide en
cuatro estaciones, separadas unas de otras por los dos equinoccios y los
dos solsticios.

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

El fin de la estacin de la primavera y el principio de la de _verano_
coincide con la poca del solsticio siguiente, que se efecta de
ordinario hacia el 20 de junio.

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

Finalmente, en la poca del segundo solsticio, es decir,  eso del 20 
21 de diciembre, empieza la estacin de _invierno_, que termina con el
ao astronmico al llegar el equinoccio de primavera.

=46. Porqu tienen desigual duracin las estaciones.=--Los equinoccios y
los solsticios dividen en cuatro partes desiguales la rbita de la
Tierra, segn acabamos de ver. Este hecho bastara para que las
estaciones no tuviesen la misma duracin; 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 encuentra, cosa que
ocurre precisamente cuando recorre los dos arcos ms pequeos, los de
otoo y de invierno.

He aqu las pocas precisas en que se verificaron durante el ao 1888
los equinoccios y los solsticios, esto es, los principios de las cuatro
estaciones y las duraciones correspondientes de estos perodos:

     El equinoccio de Aries se efectu el 20 de marzo  las 4h 5m
     de la maana (tiempo medio de Pars). El solsticio de Cncer el 21
     de junio,  0h 23m de la maana. El equinoccio de Libra el 22
     de setiembre  las 3h 2m de la tarde. El solsticio de
     Capricornio el 21 de diciembre,  las 0h 12m de la maana.

     La duracin del otoo austral,  de la primavera boreal habr sido,
     pues, de 92 das 20h 18m. La del invierno austral  del
     verano boreal, 93 das 14h 39m. La de la primavera austral 
     del otoo boreal, 89 das 18h 10m. La del verano austral 
     del invierno boreal (1888-1889), 89 das 0h 34m.

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

[Illustracin: Fig. 19. rbita anual de la Tierra. Las estaciones.]

=47. Las estaciones meteorolgicas.=--Las estaciones no son nicamente las
divisiones naturales del ao astronmico, 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
Tierra.

En lo relativo al hemisferio boreal, el invierno es generalmente la
poca de los fros y el verano la de los calores, formando el otoo y la
primavera perodos intermedios y templados.

En el hemisferio austral, el orden es inverso, por lo menos en cuanto
las temperaturas dependen de la accin exclusiva y directa de los rayos
solares. En dichas regiones de la Tierra, las pocas del fro son la
primavera y el verano, y el otoo  invierno las de grandes calores. Es
fcil darse cuenta de la oposicin de las estaciones en ambos
hemisferios con slo estudiar las causas astronmicas de las variaciones
de la temperatura.

=48. Intensidad de la radiacin solar en diversas pocas.=--Si se
considera en su totalidad el globo terrestre, la cantidad de calor que
recibe del Sol no depende sino de la distancia entre ambos astros, y
vara con ella. En el perihelio, all por el 1 de enero, dicha cantidad
es la mayor posible; la menor, en el perihelio, hacia el 1 de julio.

Entre estas dos pocas, el calor recibido por el globo vara,  medida
que cambian las distancias del Sol  la Tierra. Como el eje mayor de la
rbita divide la curva en dos partes iguales recorridas en el mismo
tiempo por el planeta, resulta que ste recibe del sol cantidades de
calor iguales durante cada una de esas mitades de ao.

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

=49. Influencia de la altura del Sol sobre la intensidad de la
radiacin.=--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 ao, ni la distribucin excesivamente desigual
del mismo elemento en las distintas latitudes. Las causas de esas
variaciones son de dos rdenes: unas, que dependen de la constitucin
fsica del globo terrestre y de su atmsfera, son de orden
meteorolgico; otras, puramente astronmicas. No debemos insistir ms
que sobre estas ltimas.

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

En fsica se demuestra que si una superficie se encuentra enfrente de un
foco de calor, la intensidad del calor incidente es tanto mayor cuanto
menos oblicuamente se presenta dicha superficie  la accin de los
rayos. As, en el momento de salir el Sol, la Tierra recibe su mnimum
de calor, para irse calentando cada vez ms  medida que el movimiento
diurno, haciendo elevarse el disco del astro, disminuye la oblicuidad de
sus rayos.  las doce, el calor recibido alcanza su mximum, para
empezar  disminuir en seguida hasta la hora del ocaso. Comparando, en
lo que se refiere  la oblicuidad de los rayos solares, dos das
cualesquiera tomados en diferentes pocas del ao, se ve que la cantidad
de calor recibida en un punto dado, en cada uno de estos das, depende
de la altura que alcanza el Sol  al hora de las doce. Ahora bien, esta
altura vara con las estaciones, siendo cada vez mayor desde el
equinoccio de primavera hasta el solsticio de verano, para disminuir en
seguida hasta el equinoccio de otoo; luego sigue bajando hasta el
solsticio de invierno, en que es lo ms pequea posible.

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

=50. Influencia de la duracin del da.=--Por ltimo, la temperatura de un
da depende tambin del tiempo durante el cual ejercen los rayos solares
su accin sobre la atmsfera y el suelo. En una palabra, depende de la
extensin del da. Pues, esta extensin es  su vez, para un punto dado,
tanto mayor cuanto ms considerable es la altura meridiana del Sol; de
modo que esta segunda causa contribuye en unin de las primeras  hacer
ms clidas las estaciones de primavera y de verano, y ms fras las de
otoo  invierno.

Esto es, por lo dems, lo contrario de lo que ocurre con el hemisferio
austral de la Tierra, puesto que, para dos latitudes iguales y opuestas,
las alturas meridianas del Sol varan en sentido inverso, as como las
duraciones relativas de los das y de las noches. El otoo y el invierno
son en l las estaciones ms clidas, y la primavera y el verano las ms
fras.

=51. Variaciones de la temperatura segn las latitudes.=--Todo cuanto
acabamos de decir para explicar las variaciones de la temperatura en un
punto dado, sirve tambin para hacer comprender la desigualdad de
distribucin del calor segn las latitudes.

La zona trrida, comprendida entre el ecuador y los dos trpicos,
comprende las regiones cuya temperatura media anual es ms elevada, y en
que, al mismo tiempo, es menos vivo el contraste entre las estaciones.
En efecto, el Sol conserva en ellas, durante todo el ao, las alturas
mayores sobre el horizonte. All es nicamente, segn se ha visto, donde
alcanza el cenit, y donde sus rayos caen verticalmente sobre el suelo.
Su altura meridiana mnimum vara entre 66 y 43, y nunca es inferior 
este ltimo valor.

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

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

=52. pocas del mayor calor y del mayor fro.=--La primavera y el esto
son dos estaciones que podran creerse idnticas  primera vista, puesto
que, dado un punto cualquiera, el Sol pasa en l por las mismas alturas
meridianas y que los das tienen duraciones sucesivamente iguales. Lo
mismo pudiera creerse acerca del otoo y del invierno. Sin embargo, la
observacin prueba que la temperatura media del verano es superior  la
de la primavera, y que los grandes calores se presentan durante el
verano y no en el solsticio. El invierno es anlogamente ms fro que el
otoo, y las temperaturas ms rigurosas no coinciden ordinariamente con
la poca del solsticio.

=53. Estaciones meteorolgicas de ambos hemisferios.=--Se ha visto que el
otoo y el invierno, esto es, las estaciones ms fras del hemisferio
boreal, corresponden  las distancias ms cortas del Sol y de la Tierra,
y la primavera y el verano  su mayor alejamiento. Como en el hemisferio
austral ocurre lo contrario, deberan resultar de esto calores estivales
ms intensos y fros de invierno ms rigurosos. Pero esta causa de
desigualdad queda compensada por el hecho de que, si bien el calor
recibido por el hemisferio austral es ms intenso durante las dos
primeras estaciones, la duracin de stas es, por otra parte, menor que
la de las otras dos.

Sin embargo, dada la igualdad de latitud, la temperatura media del
hemisferio austral es inferior  la del hemisferio boreal. Las
observaciones meteorolgicas atestiguan la exactitud de este hecho, que
se encuentra adems confirmado por la diversa extensin de los hielos
alrededor de ambos polos. Mientras que los hielos del boreal se
extienden slo hasta el 81 paralelo, en la zona austral los mares se
hielan hasta el paralelo 71. Mas las causas de estas diferencias no son
astronmicas: tal fenmeno debe atribuirse  la desigual reparticin de
las tierras y las aguas en los dos hemisferios. El boreal contiene la
mayor parte de los continentes, mientras que el austral se encuentra
cubierto en ms de las tres cuartas partes por los ocanos. Es cierto
que ambos reciben en un ao la misma cantidad de calor solar; pero la
superficie lquida se enfra con ms rapidez que el suelo, porque 
medida que una capa superficial disminuye de temperatura, su mayor
densidad la hace bajar, siendo reemplazada por otra inferior, que se
enfra  su vez. As pues, la mar pierde ms que el suelo firme por la
radiacin nocturna de la Tierra, y esto explica la diferencia que
acabamos de sealar entre las temperaturas medias del hemisferio slido
y del lquido.




LA LUNA SATLITE DE LA TIERRA


=54. Fases de la Luna.=--La Tierra va acompaada por la Luna en su
movimiento de rotacin alrededor del Sol.

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

Como la distancia de la Luna  la Tierra es considerablemente ms
pequea que la del Sol, la rbita de aquel astro lo coloca en cada
revolucin en una serie de posiciones respecto de este ltimo, llamadas
_fases_, y que nos la presentan de manera muy distinta. Ya aparece como
un disco completamente iluminado; ya la vemos bajo la forma de un
semi-crculo luminoso; ya, por fin, se limita  una seccin ms  menos
delgada, que es lo que llamamos _media luna_,  una porcin de crculo
superior  la mitad de esta figura.

=55. Explicacin de las fases de la Luna.=--La razn de estos aspectos es
muy fcil de comprender. Basta para ello con examinar la figura 20, que
representa una revolucin completa de la Luna alrededor de la Tierra. En
ella se ve  nuestro satlite en ocho posiciones principales sobre su
rbita, cuyo centro est ocupado por la Tierra. Se supone que el Sol se
halla fuera de la figura  una distancia igual  cerca de 400 veces la
de la Tierra  la Luna. Su luz ilumina la mitad superior de ambos
globos. Examinemos las posiciones sucesivas de la Luna.

En lo alto de la figura, nuestro satlite vuelve hacia la Tierra la
mitad oscura y, por consiguiente, la Luna queda entonces invisible. Esta
es la _Luna nueva_, y entonces se dice que se opera la _conjuncin_.

El movimiento de la Luna la lleva  su segunda posicin, y se empieza 
ver desde la Tierra una pequea parte del disco lunar, que parece una
hoz, cuya convexidad est vuelta hacia el Sol, por la parte de
occidente. En los das siguientes la _media Luna_ se hace cada vez ms
ancha, y  los 7 y medio prximamente despus de la Luna nueva, se
encuentra iluminada toda una mitad del disco: este es el _cuarto
creciente_.

[Illustracin: Fig. 20. rbita de la Luna. Explicacin de las fases.]

En los das siguientes, nuestro satlite vuelve hacia la Tierra
porciones cada vez mayores de su mitad iluminada, hasta que llega  la
quinta posicin, esto es, la que se encuentra situada en la parte
inferior de la figura, y en la cual vuelve hacia nosotros la mitad
entera. Entonces se ve iluminado completamente el disco; este es el
momento de la _Luna llena_  de la _oposicin_, porque al llegar este
momento nuestro satlite ocupa, respecto de la Tierra, una posicin
opuesta  la del Sol. La Luna llena se verifica 14 das y cuarto
prximamente despus de la nueva.

El movimiento contina y la Luna vuelve  ocupar en la segunda mitad de
su revolucin, pero en sentido inverso, posiciones completamente
anlogas  las de la primera. El disco presenta porciones iluminadas
menguantes, primero el semi-crculo luminoso, luego las _hoces_ 
_medias Lunas_, cada vez ms estrechas y que entonces vuelven su
convexidad hacia oriente. En los das 21  22 de la revolucin se
presenta el _cuarto menguante_, y  los 29 y medio, la Luna ha vuelto 
hacerse invisible: ha terminado, pues, la _lunacin_.

[Illustracin: Fig. 21. Movimiento propio de la Luna.]

Se llama, en efecto, _lunacin_ el perodo que recorre as nuestro
satlite entre dos conjunciones consecutivas, , lo que es lo mismo,
entre dos lunas nuevas.

=56. Lunacin.=--Ya se ha visto que la Luna efecta su revolucin
alrededor de la Tierra en 27 das y 1/4 prximamente, mientras que la
lunacin es de 29 das y medio. Esta diferencia procede de que, mientras
la Luna efecta una revolucin sobre su rbita, la Tierra recorre
igualmente, en el mismo sentido, un arco de la suya. La Luna, que ha
dado una vuelta entera, se presenta otra vez  coincidir con la misma
estrella; pero no ha llegado an  su misma posicin respecto del Sol, y
como necesita an 2 das y 5 horas ms para realizar este regreso,
resulta que se debe aadir esta diferencia  la duracin de la
revolucin sobre la rbita, para obtener el tiempo exacto que tarda en
efectuarse la lunacin.

=57. Movimiento propio de la Luna.=--El movimiento de la Luna alrededor de
la Tierra no se manifiesta slo por las fases  apariencias variadas de
su disco.

Tambin se le observa por el movimiento de la Luna sobre la bveda
celeste. Si este astro permaneciese inmvil, tendra el mismo movimiento
diurno que las estrellas, y se le vera ocupar siempre el mismo sitio en
las constelaciones. Por el contrario, de un da  otro cambia de lugar
retrocediendo hacia el oriente, como es fcil comprobarlo en el curso de
una misma noche. Dicho movimiento de occidente  oriente es, en efecto,
muy sensible, y llega  13 grados prximamente en 24 horas.




ECLIPSES DE SOL Y DE LUNA


=58. rbita de la Luna.=--La rbita que la Luna describe alrededor de la
Tierra no est en el mismo plano que la de la Tierra alrededor del Sol.
Aqul se inclina sobre la eclptica formando un ngulo de 5 grados
prximamente.

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

Que si la Luna describiese su rbita en el plano de la eclptica, al
llegar cada Luna nueva  novilunio, la mitad oscura que este astro
presenta  la Tierra, se encontrara opuesta necesariamente al Sol en
lnea recta; como los discos de ambos cuerpos tienen la misma dimensin
aparente, la luna ocultara el Sol  la Tierra, durante todo el tiempo
de su paso en conjuncin. El Sol sera invisible para las partes de la
Tierra sobre que proyectara su sombra nuestro satlite; en una palabra,
habra _eclipse de Sol_;

Que, en el mismo supuesto, al llegar la poca de la oposicin  el
plenilunio, habra eclipse de Luna, puesto que entonces la Tierra se
hallara interpuesta en lnea recta entre el Sol y nuestro satlite.
Este ltimo quedara sumido, pues, en la sombra de la Tierra.

De modo que en cada lunacin habra dos eclipses, uno de Sol y otro de
Luna, separados entre s por un intervalo de catorce das y medio
prximamente.

=59. Inclinacin sobre la eclptica de la rbita de la Luna.=--Todo el
mundo sabe que los fenmenos de esta clase son mucho ms raros, lo cual
depende de que, como la rbita lunar se encuentra en un plano inclinado
respecto de la rbita de la Tierra, una mitad de esta rbita es descrita
por encima de la eclptica, y la otra mitad por debajo. En la poca del
novilunio, nuestro satlite se encuentra, es verdad, en la direccin
indicada, pero ya por encima ya por debajo del disco de la Tierra; y la
sombra proyectada por l en el espacio pasa por encima  por debajo de
nuestro globo.

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

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

Ahora bien, los nodos de la Luna cambian de posicin, movindose sobre
la rbita, y ocurre de tiempo en tiempo que la Luna se encuentra en uno
y luego en el otro de estos nodos, en los instantes en que es tambin
_Luna nueva_ y _Luna llena_. Cada vez que se efecta la mencionada
coincidencia, hay eclipse de Sol  de Luna, puesto que entonces Luna,
Tierra y Sol se encuentran en lnea recta. Lo que hemos dicho arriba
sobre lo que ocurrira en la hiptesis de que la rbita lunar
coincidiese con la eclptica, se aplica en todo su rigor  los casos que
acabamos de indicar.

Ahora es posible darse cuenta de la razn que ha hecho dar su nombre al
plano de la _Eclptica_  de la rbita terrestre. Los eclipses no son
posibles ms que cuando la Luna pasa por este plano.

[Illustracin: Fig. 22. Eclipse total de Sol.]

=61. De los eclipses de Sol.=--Distnguense tres especies de eclipses
solares. Unos son _totales_: en ellos el disco oscuro de la Luna cubre
enteramente la superficie aparente del astro radioso (fig. 22). Los
dems son _parciales_, es decir que en ellos slo se oculta una parte
ms  menos grande del disco solar que aparece recortado. Por fin, hay
eclipses de Sol _anulares_, que se verifican cuando el disco de la Luna
no es bastante grande para ocultar enteramente el del Sol; entonces un
anillo luminoso de cierto ancho desborda alrededor del hemisferio oscuro
de la Luna.

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

[Illustracin: Fig. 23. Eclipse anular de Sol.]

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

La Luna debe hallarse en _conjuncin_, esto es, ha de ser _novilunio_.

Este astro debe encontrarse adems en las cercanas de uno de sus nodos.

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

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

=62. Visibilidad de los eclipses de Sol.=--Los eclipses de Sol no son
visibles ms que en una porcin muy limitada de la superficie de la
Tierra. Es perfectamente evidente, en primer lugar, 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 entero. Pero esto es
tambin exacto para otros muchos puntos de la Tierra, y la razn se
comprende sin dificultad.

En efecto, la Luna tiene un dimetro que es casi cuatro veces inferior
al de la Tierra. Su cono de sombra es, en su mayor anchura, demasiado
estrecho para que nuestro globo entero quepa en l; y hacia las
extremidades, sus dimensiones son bastante pequeas para no producir en
la superficie de nuestro globo ms que un crculo negro de unas 22
leguas de ancho. Segn esto, un eclipse de Sol no es total, en un mismo
instante fsico, sino para un crculo de dicha dimensin. 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 Tierra, describiendo esta superficie una curva oscura. Las mismas
observaciones se aplican  la penumbra.

=63. Eclipse de Luna; condiciones de posibilidad.=--Los eclipses de Luna
pueden ser tambin parciales  totales; pero nunca anulares, porque el
cono de sombra de la Tierra tiene siempre, an en las mayores distancias
 que puede hallarse el satlite, dimensiones mucho ms considerables
que el disco lunar mismo.

Los eclipses de Luna no pueden efectuarse ms que en la poca de la
oposicin  en plenilunio, con tal sin embargo que dicho astro se
encuentre en uno de sus nodos   escasa distancia de ellos. En
definitiva, para que el fenmeno ocurra, es indispensable que el globo
lunar atraviese los conos de sombra y de penumbra que la tierra proyecta
en el espacio, conos cuyo eje comn coincide necesariamente con el plano
de la eclptica.

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

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

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

=65. Forma y dimensin de la rbita lunar.=--La rbita de la Luna no es
circular; su forma es la de una elipse en uno de cuyos focos se hallara
la Tierra.

De ah resulta que la distancia de nuestro satlite  nuestro globo es
ya mayor, ya menor. Su distancia media, calculada tomando como unidad el
radio del ecuador de la Tierra, es algo ms de 60. Expresndola en
kilmetros, se encuentran 384,000,  sean 96,000 leguas. En su mayor
distancia  apogeo, la luna se halla  101,000 leguas; en el perigeo,
slo dista de nosotros 91,000 leguas. Estos nmeros se aplican  los
centros de ambos astros.

[Illustracin: Fig. 24. Dimensiones comparadas de la Tierra y de la
Luna.]

=66. Dimensiones de la Luna.=--Conociendo la distancia de la Luna  la
Tierra se han podido deducir las dimensiones de su dimetro, su
superficie y su volumen.

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

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

=67. Rotacin de la Luna.=--Examinando las manchas que cubren el disco
lunar, no se tarda en reconocer, si se contina este examen durante
algn tiempo, que la Luna presenta siempre las mismas  la Tierra, es
decir, que vuelve constantemente hacia nosotros el mismo hemisferio.
Este hecho constituye una prueba de que la Luna tiene movimiento de
rotacin que dura lo mismo que la revolucin sideral. Nada ms que por
el hecho de presentar siempre la Luna la misma cara  la Tierra, que es
el centro de su movimiento, resulta claro que, dado un punto del espacio
celeste ms  menos distante de la rbita lunar, nuestro satlite debe
por el contrario presentar, en el mismo intervalo, todas sus caras  un
observador colocado en dicho punto.

=68. Montaas de la Luna.=--=Constitucin fsica.=--Cuando se estudia la
Luna por medio de un telescopio de bastante alcance, se ven en la
superficie de su disco multitud de asperezas cuya presencia se acusa ms
an por las sombras que proyectan en la direccin opuesta  la del Sol.
La mayor parte de esas asperezas que no son ms que las montaas de la
Luna, tienen forma circular que las hace parecerse  grandes circos,  
los crteres de los volcanes terrestres. Las hay de todas dimensiones.
La altura de muchas de estas montaas ha sido medida; casi todas son muy
elevadas, y son varias las que suben tanto como las principales cimas de
la Tierra.

Rigurosamente hablando, en la Luna no hay cordilleras de montaas , por
lo menos, las alturas que se denominan as, son slo los bordes 
barreras, en parte ruinosas, de grandes cavidades circulares,  las
cuales ha hecho dar el nombre de _mares_ el color agrisado de su fondo.
Pero se ha reconocido que en la Luna no hay agua, y por tanto tampoco
ocanos, as como no existe en ella atmsfera alguna.

Por efecto de su revolucin alrededor de la Tierra y de su rotacin
sobre su eje, la Luna presenta sucesivamente al Sol todos los puntos de
su superficie, durante la lunacin, que se efecta, segn ya se ha
visto, en 29 das y medio. De ah resulta que el da y la noche lunares
tienen en junto 709 horas. En el ecuador del mencionado astro, la
duracin de los das es igual  la de las noches, siendo por tanto una y
otra de 354 horas y media. En las polos, el Sol permanece sobre el
horizonte 179 das, esto es, casi la mitad de uno de nuestros aos. Ese
da viene seguido por una noche de anloga extensin.




EL SOL


=69. Foco de las rbitas de los planetas.=--El Sol es el foco comn de las
rbitas de los planetas, esto es, de los astros que efectan  su
alrededor un movimiento peridico de revolucin, como lo hace la Tierra.
Est inmvil respecto de ellos,  los cuales enva su luz y su calor.

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

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

70. =Distancia del Sol  la Tierra.=--La distancia del Sol  la Tierra
ha sido calculada por procedimientos que no podemos describir aqu. Se
ha hallado que en su trmino medio equivale  23,200 radios del ecuador
terrestre, esto es, en nmeros redondos,  148 millones de kilmetros, 
 37 millones de leguas. Es unas 384 veces la distancia de la Luna.

Estos ltimos nmeros dan la distancia media: las extremas se deducen de
ellos fcilmente, cuando se recuerda que la diferencia en ms  en menos
es de la 60 parte prximamente de la distancia media. Entonces se
encuentra que el Sol, en la poca de su mximum, se halla alejado de la
Tierra 23,600 radios terrestres,  37,600,000 leguas, y en su distancia
mnima 22,000 radios  36,350,000 leguas.

Como la distancia media sirve de unidad  todas las restantes, sea en
nuestro mundo solar, sea en el sideral, haremos algunas comparaciones
para que se comprenda mejor que por una simple enumeracin de cifras,
cuan considerable es. Por lo dems, no hay dificultad para efectuar los
clculos cuyos resultados damos aqu: un tren expreso de camino de
hierro que anduviese sin pararse 50 kilmetros por hora, no llegara al
Sol sino al cabo de 336 aos y 7 meses. Si el sonido pudiera propagarse
 travs de los espacios celestes, desde el Sol  la Tierra, uno cuya
intensidad fuera bastante grande para agitar el aire en espacio tan
grande, no sera percibido por nosotros hasta los 13 aos y 3/4
prximamente despus de su emisin. Por ltimo, la misma luz, cuyo
movimiento de propagacin es el ms rpido de todos los movimientos
conocidos, tarda 8 minutos y 16 segundos para recorrer la misma
distancia, no obstante su velocidad de 300,000 kilmetros por segundo.

71. =Dimensiones del Sol.=--Vengamos ahora  las dimensiones del Sol. El
radio de esta inmensa esfera equivale  ms de 108 veces el radio
ecuatorial de la Tierra. Calculndolo en kilmetros, mide 692,000  sean
173,000 leguas, lo que da 4,350,000 kilmetros prximamente para la
circunferencia de uno de sus crculos mximos.

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

[Illustracin: Fig. 25. Dimensiones comparadas del globo del Sol y de la
rbita de la Luna.]

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

Segn se ha visto antes, la Luna se encuentra  una distancia media de
la Tierra igual  60 radios terrestres prximamente. Si se imaginara,
pues, que el centro de la esfera solar viniese  coincidir con el centro
de la Tierra, no slo se encontrara comprendida toda la rbita de la
Luna dentro del cuerpo del Sol, sino que sobrara 48 veces ms el radio
de la Tierra entre la circunferencia de aquella rbita y la del inmenso
astro. La figura 25 da idea exacta de dichas proporciones y del
prodigioso tamao del astro que distribuye en nuestro sistema la luz y
el calor.

Para representar al Sol, la Tierra y la Luna en sus verdaderas
proporciones de tamao y de distancia, habra que disponer las imgenes
de esta manera. La Luna debera hallarse representada por un grano de
municin de 1 milmetro de dimetro.  la distancia de 11 centmetros de
ste, se colocara otro de 4 milmetros de dimetro, que sera la
Tierra. Y siguiendo la misma escala, el Sol quedara representado por un
globo de 40 centmetros de dimetro, colocado  42 metros de los dos
granos, para que la distancia fuera proporcional  las dimensiones
elegidas.

=72. Manchas del Sol.=--Visto  travs de una neblina suficientemente
transparente, el disco parece de deslumbradora blancura. Pero si se le
observa con un anteojo provisto de un vidrio ahumado, se notan en la
superficie del cuerpo solar pequeas manchas, rodeadas de una envoltura
agrisada. Estas manchas son en ocasiones redondas, pero  menudo
presentan tambin las formas ms variadas  irregulares.

Se ha observado que se mueven siempre en el mismo sentido, y de esos
movimientos se ha deducido que el Sol gira uniformemente alrededor de
uno de sus dimetros y que la mencionada rotacin dura 25 das
prximamente.

El Sol tiene luz propia, y su masa se encuentra en estado de continua
incandescencia; su globo est envuelto por una capa de hidrgeno en
ignicin.

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

Si el Sol se encontrara  distancias tan grandes como las estrellas que
ms cerca se hallan de nosotros, slo se presentara  nuestra vista
como un sencillo punto luminoso; de lo cual se deduce que el astro
central de nuestro sistema no es sino una estrella,  que cada estrella
es un Sol anlogo al nuestro.




LOS PLANETAS


=73. Los Planetas=.--Ya hemos dicho que la Tierra no es el nico cuerpo
que circula alrededor del sol. Otros siete planetas, cuatro de los
cuales tienen dimensiones ms considerables que nuestro globo, y tres
que las alcanzan casi iguales  un poco ms pequeas, efectan sus
revoluciones peridicas alrededor del gran astro, en tiempos que varan
de 87 das  165 de nuestros aos.

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

Mercurio

Venus

La Tierra

Marte

Jpiter

Saturno

Urano

Neptuno

Adems, entre Marte y Jpiter circulan multitud de planetas muy
pequeos, separando as  los planetas inferiores de los grandes
planetas. Llmaseles _pequeos planetas_  _planetas telescpicos_,
porque no se les puede ver ms que con anteojos poderossimos. Se
conocen en la actualidad 271, y cada ao se descubren otros nuevos.

Entre los planetas medios hay dos que estn acompaados de satlites,
los cuales circulan alrededor de ellos del mismo modo que los planetas
lo efectan en torno del Sol. Son la Tierra con la Luna y Marte con 2
satlites. Tambin los grandes planetas tienen satlites. Jpiter posee
cuatro; Saturno, ocho; Urano, cuatro; y Neptuno, uno solo.

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

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

Mercurio          0.387     57 millones de kil.
Venus             0.723     107     --
La Tierra         1.000     148     --
Marte             1.524     225     --
Jpiter           5.203     770     --
Saturno           9.538   1.400     --
Urano            19.183   2.832     --
Neptuno          30.035   4.428     --

=78. Duracin de las revoluciones de los Planetas.=--Las duraciones de las
revoluciones en das y aos de la Tierra son las siguientes:

Mercurio          88 das.
Venus            225  --
La Tierra        365, 25
Marte      1 ao 322 das.
Jpiter   12  "  315  "
Saturno   29  "  167  "
Urano     84  "    7  "
Neptuno  164  "  280  "

=76. Planetas inferiores; superiores.=--Dos de los ocho planetas
principales estn como se ve, ms cercanos que la Tierra al Sol; por el
contrario, cuatro se encuentran ms distantes. Los primeros se llaman
_planetas interiores_  _inferiores_; los otros, entre los cuales se
deben incluir los telescpicos, se denominan _planetas exteriores_ 
_superiores_.

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

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

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

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

Las rbitas de los planetas superiores envuelven por completo la de la
Tierra, de modo que nunca los vemos pasar por delante del Sol; pero en
cambio, van peridicamente  colocarse en el sitio opuesto al Sol, y nos
presentan un hemisferio completamente iluminado. Como esta posicin
coincide, adems con sus ms pequeas distancias  la Tierra, los
planetas mencionados pueden ser objeto de fructuoso estudio.

=78. Marte.=--Entremos en ms detalles sobre cada uno de los planetas
superiores.

La rbita que Marte describe alrededor del Sol es, como todas las
rbitas planetarias, una elipse; pero, despus de la de Mercurio,
ninguna es tan prolongada, quiero decir, tan distinta del crculo como
sta. As es que las distancias de Marte al Sol varan entre 204 y 246
millones de kilmetros, segn que el planeta se encuentre en su
perihelio  en su afelio. Sus distancias  la Tierra son igualmente muy
diversas, siendo la ms pequea posible cuando Marte se halla en
oposicin,  56 millones de kilmetros prximamente.

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

Las estaciones en Marte deben presentar grandes analogas con las de la
Tierra, por ser poco ms  menos anloga la inclinacin del eje de
rotacin sobre la rbita. Pero su duracin es mucho mayor, y el ao de
Marte se compone de 668 das. Este planeta tiene dos satlites, que
efectan sus revoluciones en tiempos muy cortos: 7 horas y 39 minutos
para el ms cercano al astro central y 30 horas 18 minutos para el
segundo.

El globo de Marte no mide ms que los 15 centsimos del terrestre, y es
por tanto unas 7 veces ms pequeo. Su dimetro mide 6,800 kilmetros,
1,700 leguas.

=79. Jpiter.=--ste es el mayor de todos los planetas. Su volumen
equivale a 1,820 veces el de la Tierra, y el dimetro de su ecuador
supera 11 veces el dimetro ecuatorial terrestre: mide, en efecto,
140,000 kilmetros.

Mirndolo  simple vista, Jpiter presenta el aspecto de una estrella de
primera magnitud; pero en los telescopios es un hermoso globo, surcado
por bandas agrisadas, y visiblemente aplanado en las extremidades de un
mismo dimetro, que es su eje de rotacin. En efecto, algunas manchas
permanentes han permitido demostrar aquel movimiento, y medir su
duracin, que es de 9 horas y 56 minutos. De modo que el da es en
Jpiter 2 veces y 1/2 ms corto que sobre la Tierra, y como su ao es
por el contrario casi once veces mayor, resulta que se compone de un
nmero mucho mayor de das del planeta, esto es, de 10,477.

El eje de rotacin forma casi un ngulo recto con el plano de la rbita.
Las desigualdades de los das y de las noches, as como las de las
estaciones, son por tanto poco pronunciadas en Jpiter.

[Illustracin: Fig. 26. Jpiter acompaado de sus satlites]

Este astro va acompaado por cuatro satlites que circulan  su
alrededor en tiempos desiguales. He aqu sus nombres, sus distancias al
planeta, y la duracin de sus revoluciones:

Io................. 104.000 kil.   1 da 18 h.
Europa............. 105.000        3 --- 13
Ganimedes.......... 203.000        7 ---  3
Callisto........... 474.000       16 --- 10

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

[Illustracin: Fig. 27. Saturno con su anillo y sus satlites.]

=80. Saturno.=--Jpiter es sin duda el ms voluminoso de los planetas;
pero Saturno es el ms extraordinario. No slo se mueve en el cielo
llevando un cortejo de ocho satlites, sino que posee adems un apndice
singular, que lo distingue de todos los cuerpos celestes conocidos: este
apndice consiste en un anillo,  mejor dicho, en un sistema de anillos
que rodean su globo, del cual son completamente independientes.

En su movimiento de revolucin alrededor del Sol, cuyo perodo
comprende, segn ya se ha visto, cerca de 30 aos terrestres, Saturno se
presenta bajo aspectos muy diversos, por efecto de la oblicuidad
aparente de su anillo. Ya se le ve como un globo que sobresale por cada
lado sobre el apndice anular, y entonces el anillo tiene la forma de
una elipse ms  menos abierta  aplanada; ya se encuentra el planeta
enteramente envuelto; ya, finalmente, se le dira privado de su anillo,
que slo se distingue como una lnea recta luminosa,   manera de una
oscura, que viene  ser la sombra proyectada por dicho anillo sobre el
disco de Saturno.

=81. Dimensiones de Saturno; su rotacin.=--Este astro es 718 veces tan
voluminoso como la Tierra; hllase fuertemente aplanado en las
extremidades de su dimetro  eje de rotacin; el dimetro ecuatorial
equivale  ms de 9 veces el de la Tierra, y mide unos 118,000
kilmetros.

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

=82. Urano y Neptuno.=--Los dos planetas ms lejanos del Sol, Urano y
Neptuno, no son visibles  simple vista. As fu que los antiguos no los
conocieron, y que no se les ha descubierto hasta 1781 y 1846. Ambos son
mayores que la tierra: Urano equivale  69 globos terrestres y Neptuno 
55.

El primero de estos planetas tiene cuatro satlites, que efectan sus
revoluciones en 2 das 12 horas, 4 das 3 horas, 8 das 17 horas y 13
das 11 horas.

Neptuno no posee ms que un solo satlite, cuya revolucin dura 5 das y
21 horas.

=83. Los pequeos planetas.=--Entre Marte y Jpiter se mueven
numerossimos planetas muy pequeos, casi todos invisibles  simple
vista, los cuales circulan alrededor del Sol en perodos que parecen
comprendidos entre 1,000 y 2,500 das prximamente,  distancias del
foco comn comprendidas entre 2 y 4 veces prximamente la distancia
media de la Tierra al Sol. Los cuatro ms notables en esta multitud de
astros telescpicos son Palas, Juno, Vesta y Ceres, precisamente los
primeros descubiertos.

Hoy se conocen 271 de estos cuerpos celestes.




LOS COMETAS


=84. Los cometas. Ncleos y cabellera, colas.=--Adems del Sol, los
planetas y sus satlites, el sistema solar comprende un nmero bastante
considerable de astros que se mueven alrededor del foco comn; pero que
se distinguen de los planetas, sea por la naturaleza de sus rbitas, sea
en caracteres fsicos particulares.

[Illustracin: Fig. 28. Cometa de 1811.]

Estos astros son los _cometas_.

Si nos referimos  la etimologa de la palabra, _cometa_ significa astro
_cabelludo_. En efecto, la mayor parte de las veces un cometa aparece
como una estrella cuyo ncleo luminoso se encuentra rodeado por una
nebulosidad ms  menos brillante,  la cual daban los astrnomos
antiguos el nombre de _cabellera_.

Independientemente de esta aureola vaporosa, 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
cometa: esta prolongacin luminosa, este apndice nebuloso es lo que se
denomina _cola_ del cometa. La forma de la cabellera, sus dimensiones
aparentes y reales, el aspecto y dimensiones de la cola, son sumamente
variables. Se han visto cometas de dos y ms colas.

=85. Forma de las rbitas cometarias.=--Los cometas efectan, lo mismo que
los planetas, movimientos de rotacin alrededor del Sol; pero sus
rbitas son curvas mucho ms prolongadas. Y hasta diremos que la mayor
parte de estas rbitas parecen ser curvas de ramas infinitas que se
denominan parbolas. Los cometas que tienen tales rbitas, despus de
haberse acercado al Sol y  la Tierra lo bastante para ser visibles, se
alejan de ellos para no volver  presentarse.

=86. Nmero de los cometas.=--El nmero de cometas es considerable. Desde
la antigedad hasta nuestros das se han observado ms de 800; pero
desde que se les busca con el telescopio, su nmero va creciendo con
enorme rapidez. Es probable que hay que contarlos por millones, lo cual
parece justificar la expresin de Kpler, quien los consideraba tan
numerosos como lo son los peces en el mar.

Pero slo muy pocos astros de esa clase, aun entre aquellos cuyos
perodos de revolucin se han calculado, se han presentado por dos  ms
veces ante la vista humana. Hoy se conocen catorce de ellos, desde el
cometa de Halley, que se presenta cada 76 aos, hasta el de Encke, que
tiene un perodo de 3 aos y 4 meses.

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

Algunos de estos meteoros, despus de recorrer en el cielo una
trayectoria de cierta extensin, estallan y se dividen en fragmentos que
se precipitan sobre la superficie de la Tierra, donde se han podido
recoger restos suyos, bajo la forma de masas minerales ms  menos
voluminosas; estos son los _aerolitos_  _meteoritos_.

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

Tambin vara de manera anloga el color de las estrellas errantes y de
los blidos. Dado cierto nmero de estrellas errantes observadas, dos
terceras partes prximamente eran blancas, mientras que el amarillo, el
amarillo rojizo y el verde caracterizaban  la otra tercera parte.

Ha sido posible determinar las alturas de un nmero bastante grande de
estrellas errantes en el momento de su aparicin, y se han encontrado
nmeros muy diversos, desde 8 hasta 60, 100 y an 200 kilmetros. Su
velocidad es igualmente muy diversa, pero, en general, es considerable,
igualando y aun superando  la que posee la Tierra en su movimiento de
translacin.

=88. Estrellas errantes espordicas, enjambres peridicos.=--Desde el
principio de la ciencia, los astrnomos haban distinguido entre las
apariciones aisladas de las estrellas errantes, que llamaban
_espordicas_, y aquellas en que los meteoros se presentan en gran
nmero y en pocas casi fijas,  las cuales reservaban naturalmente el
calificativo de _apariciones peridicas_.

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

=89. Aerolitos.=--Los _aerolitos_,  piedras llovidas del cielo, tienen
estrecha relacin con la aparicin de las estrellas errantes y los
blidos. Gran nmero de hechos confirman esta manera de ver. Citemos
algunos de ellos. El 26 de abril de 1803 en el Aigle, pueblo del
departamento francs del Orne, unos cuantos minutos despus de la
aparicin de un gran blido que se mova del sudeste al noroeste, y que
fu visto desde Alenn, Caen y Falaise, se oy una horrible explosin,
seguida por detonaciones semejantes al ruido del can y al fuego de
mosquetera; ese estruendo parta de una nube negra aislada en medio de
un cielo muy puro. Gran nmero de piedras metericas todava humeantes
fueron halladas en la superficie del suelo, en una extensin de terreno
que meda en el sentido de su mayor dimensin, unos 11 kilmetros. La
mayor de dichas piedras pesaba algo menos de 10 kilogramos.

=90. Luz zodiacal.=--Se llama _luz zodiacal_  una especie de cono
luminoso que se observa despus de ponerse el Sol,  fines del
crepsculo,  por la maana antes de la salida del astro. Este
resplandor es visible principalmente por la tarde hacia la poca del
equinoccio de primavera y por la maana en el equinoccio de otoo.

El brillo de esta luz es comparable al de la _Via lctea_,  bien  la
cola de algunos cometas, que dejan ver  travs, por ser muy grande su
transparencia, hasta las estrellas ms diminutas.




LAS ESTRELLAS


=91. Estrellas fijas.=--=Orden de magnitud.=--Las estrellas que brillan en
el cielo de nuestras noches cuando est puro son tan numerosas que no se
podra distinguirlas unas de otras fcilmente, si no conservaran las
mismas posiciones relativas en el curso de los aos. Este carcter es lo
que les ha valido el calificativo de _estrellas fijas_, por ms que
tambin se muevan y cambien de posicin  la larga. Por el contrario,
los planetas, que  simple vista se parecen  las dems estrellas, se
distinguen de stas en que sus movimientos sobre la bveda estrellada
son generalmente muy perceptibles, y pueden observarse sin dificultad.

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

Sirio        Alfa de la Cruz del Sur
Arturo       Antars
La Cabra     Espiga de la Virgen
Vega         Plux
Aldebarn    Rgulo

Despus vienen las estrellas de 2a, de 3a magnitud, etc., tanto
ms numerosas cuanto ms dbil es su fulgor.  simple vista no se
distinguen ms que los seis primeros rdenes de magnitudes; las personas
de muy buena vista suelen percibir hasta las estrellas de 7a
magnitud.

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

=92. Constelaciones.=--Las estrellas ms brillantes dibujan en la bveda
celeste figuras que permiten reconocerlas cuando se est familiarizado
con su forma aparente. De esa manera se las distribuye en grupos
llamados _constelaciones_.

Describamos rpidamente los ms notables de estos grupos.

En un horizonte dado, por ejemplo, en la latitud de Buenos Aires, la
esfera estrellada puede dividirse, segn ya se ha dicho al hablar del
movimiento diurno, en tres zonas: una, la zona circumpolar austral
formada por estrellas que no se ponen ni salen, y que permanecen
visibles en este Horizonte todas las noches del ao; la segunda
comprende las estrellas que describen sus arcos diurnos en parte por
encima y en parte por debajo del horizonte, y est dividida en dos
mitades por el ecuador celeste. 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 ao. La
tercera zona, inmediata al polo boreal, comprende las estrellas que
describen sus crculos enteros por debajo del horizonte, y que son por
consiguiente invisibles todo el ao en la latitud de Buenos Aires.

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

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

Supongamos que en la noche del 20 de diciembre,  sea en la del
solsticio de verano en el hemisferio austral, examinemos  media noche
la parte de cielo vuelta hacia el sur.  esta hora veremos la Via Lctea
elevarse desde el horizonte hasta el cenit, inclinndose ligeramente
hacia oriente.  lo largo de su camino aparecen en este momento, unas
por encima de otra, tres brillantes constelaciones, que son,
nombrndolas de abajo arriba, el _Centauro_, la _Cruz del Sur y_ el
_Navo_  _Argo_. La Cruz del Sur es notable por cuatro estrellas
dispuestas en forma de cruz  de rombo  las cuales debe su nombre; una
es de primera y dos de segunda magnitud. Por debajo de la estrella ms
hermosa de la cruz se ven las estrellas? y? del Centauro notable la
primera por ser doble, esto es, por constituir un sistema de dos soles
que giran uno alrededor de otro, y tambin por ser, entre todas las
estrellas conocidas, la ms inmediata  nuestro sistema. El Centauro se
extiende al oriente y al norte de la Cruz del Sur, envolvindola casi
enteramente. Encima de esta ltima constelacin es donde brillan, en
esta poca del ao, las ms hermosas estrellas que componen al Navo y
entre las cuales es _Canopo_ la ms brillante. Esta estrella de primera
magnitud, la ms brillante de todo el cielo despus de Sirio se
encuentra  unos 15 del cenit, algo ms all de los lmites de la zona
circumpolar austral; de modo que cada da, al describir su crculo
diurno, desaparecer durante cierto tiempo debajo del horizonte.

[Illustracin: Fig. 29. Zona circumpolar austral]

Citemos de paso las constelaciones del _Tringulo_ y del _Altar_, donde
se ven algunas estrellas de segunda y tercera magnitud; luego el _Pez
Volador_, la _Dorada_ y el _Retculo_ situadas por encima del Navo. En
esta regin del cielo austral se ven dos notables nebulosas, conocidas
por el nombre de _Nubes de Magallanes_ (_nubecula major y nubecula
minor_) Entre estos dos singulares grupos estelares y la Cruz del Sur
esta el polo celeste austral. En esta regin no se ve ninguna estrella
notable, que permita distinguir a simple vista, como en el hemisferio
norte, el punto a cuyo alrededor parecen efectuar su movimiento de
revolucin diurna todas las estrellas visibles. Al oeste de las nubes de
Magallanes, la constelacin del _Eridan_ notable por su estrella de
primera magnitud _Achernar_, que hace vis a vis por la otra parte del
polo a las dos brillantes estrellas del Centauro. La mayor parte de las
estrellas del Eridan pertenecen por lo dems a la zona ecuatorial.

[Illustracin: Fig. 29 Zona circumpolar boreal.]

=94. Zona circumpolar boreal=. La zona circumpolar boreal comprende las
estrellas invisibles en el horizonte de Buenos Aires. En el centro de
ella se encuentra una estrella de 2 magnitud denominada la _Polar_ por
efecto de su proximidad al polo celeste boreal. Esta es la ms brillante
de la constelacin de la _Osa menor_.

En las cercanas de esta constelacin se halla la _Osa mayor_ cuyas 7
principales estrellas estn dispuestas del mismo modo aunque en sentido
inverso, que las 7 estrellas de la Osa menor.

_Casiopea_, el _Dragn_, el _Cochero_, donde brilla la _Cabra_, estrella
de 1 magnitud, el _Cisne_, son constelaciones de la misma zona.

=95. Zona ecuatorial.=--En la zona que rodea al ecuador celeste es donde
brillan las ms hermosas constelaciones del cielo. En el hemisferio
norte, _Leo_  el _Len_, con la hermosa estrella _Rgulo_, _Virgo_  la
_Virgen_ con la _Espiga_, el _Boyero_ con _Arturo_, _Tauro_ con
_Aldebarn_. _Orion_ est sobre el ecuador, parte al norte y parte al
sur de ste. El _Gran Can_, en que brilla _Sirio_, es una de las ms
hermosas constelaciones del hemisferio austral.

El cielo se halla atravesado en toda su extensin por una zona vaporosa,
blanquecina, que se divide en varias ramas, y que se denomina la _Via
Lctea_. Mirndola con el telescopio, esta zona se descompone en
miriadas de estrellas; su inmenso nmero y lo dbil de su brillo es la
causa de aquella apariencia lechosa  que debe su nombre la Via Lctea.

=96. Distancias de las estrellas  la Tierra y al Sol.=--Si la distancia
que separa la Tierra de las estrellas propiamente dichas no fuese
infinitamente superior  la que existe entre nuestro planeta y el Sol,
se notara as de la manera siguiente. Puesto que la Tierra describe
alrededor del Sol una curva cuyo radio medio es de 148 millones de
kilmetros, en un intervalo de seis meses, nuestro globo anda el doble
de este radio. Por consiguiente hay 296 millones de kilmetros entre una
cualquiera de sus posiciones y la posicin diametralmente opuesta en la
rbita, y por consiguiente nuestro planeta se acerca  se aleja de las
estrellas tan enorme cantidad. Por un efecto de perspectiva fcil de
comprender, las estrellas  que se acerca de esta manera, deberan
parecer separarse unas de otras, acercndose por el contrario entre s
las estrellas de que se aleja. Pues bien, este efecto es nulo para la
gran mayora de las estrellas, y slo se le ha podido medir tratndose
de algunas, respecto de las cuales es, sin embargo, sumamente pequeo.

De ah se ha deducido que las estrellas en general estn tan distantes
de la Tierra, que una longitud de 300 millones de leguas prximamente es
como nula en comparacin de sus distancias.

La ms cercana  nosotros es, entre las conocidas, la estrella ms
brillante de la constelacin del Centauro, designada por la letra griega
[Greek: a]--alfa--en los catlogos de estrellas  en los mapas celestes.
Su distancia  la Tierra  al Sol es 220 mil veces tan grande como el
radio de la rbita de la Tierra. En nmeros redondos, se eleva  8,350
mil millones de leguas de 4 kilmetros. Sirio est seis veces ms lejos,
y se encuentra  50,500 mil millones de leguas de nuestro mundo solar.
Para formarse idea de tan prodigiosas distancias, se calcula el tiempo
que tarda en atravesarlas la luz. Sbese que en el corto intervalo de un
segundo, la luz recorre una distancia de 75,000 leguas prximamente:
este es el ms rpido de todos los movimientos conocidos. Ahora bien,
para llegarnos, desde la estrella ms cercana, tarda la luz algo ms de
tres aos y medio; de Sirio ms de 21 y medio; de la Cabra, 72 aos por
lo menos!

La inmensa mayora de las estrellas se encuentran mucho ms distantes
an. Herschel, gran astrnomo ingls, vea en su telescopio estrellas 
que atribuy distancia 2,300 veces mayor que la de las de primera
magnitud. Por ah se puede juzgar de la extensin del universo, aun
cuando slo se considere la parte de l accesible  la visin
telescpica.

=97. Las estrellas son soles.=--Las estrellas brillan con luz propia y no
por efecto de la luz refleja del Sol, segn lo efectan los planetas y
sus satlites. Esta verdad es consecuencia de su inmenso alejamiento.
Cuando se las mira con el telescopio, las ms brillantes de entre ellas,
las que pueden considerarse mayores, slo aparecen como puntos
luminosos, tan pequeos que no hay posibilidad de medirlos.

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

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

Tambin hay estrellas triples y cudruples.

=99. Nebulosas, grupos estelares.=--Por ltimo, se conocen multitud de
pequeas manchas denominadas _nebulosas_, porque  simple vista  con
anteojos de escaso poder, se parecen  nubes luminosas. Examinadas con
aparatos de gran aumento, muchas de ellas se descomponen en infinidad de
estrellas; son, pues, _grupos estelares_. Pero las hay tambin que no
han podido ser descompuestas, ya porque se hallen demasiado lejos 
porque sus estrellas sean muy pequeas, ya porque se hallen constitudas
por una especie de materia gaseosa, luminosa por s misma, pero no
condensada en estrellas.

La Via Lctea entera aparece como una gran nebulosa, compuesta por
multitud de estrellas, ya aisladas y dispersas en el cielo, ya agrupadas
en ncleos compactos. Las _nubes de Magallanes_, la _Nube mayor_ y la
_Nube menor_, que se ven en el cielo del hemisferio austral, estn
compuestas  la vez de estrellas dispersas, de grupos estelares, y de
nebulosas indescomponibles.

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

FIN

Coulommiers.--Imp. P. BROUARD et GALLOIS.





End of the Project Gutenberg EBook of Cosmografa, by 
Amde Victor Guillemin (AKA Amadeo Guillemin)

*** END OF THIS PROJECT GUTENBERG EBOOK COSMOGRAFA ***

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