NÃºmero 6-7 - Instituto de Historia de la Medicina y de la Ciencia ...

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e 1 1: .\' e 1 ¡/ leída en la .Junta Pública de la Academia Real de Ciencias de París. Por j\f. Lavoisier". klerc. P el , . Ilal/O,. 9' 218 -__
CIF.NCIA Nuestro sistema solar se encuentra situado en una de esas regiones normales de no condensación. Los astrónomos no habían tenido pruebas convincentes de la existencia de la nube intersideral antes de finalizar el primer cuarto del presente siglo, aunque sí es cierto que se venía hablando de la posibilidad de su eixstencia con cuarenta años de antelación. Cuando se trataba de calcular el brillo real de las estrellas se hacía siempre a condición de que su luz nos llegase directamente sin atravesar alguna bruma interpuesta. El estudio din;ímico de los movimientos estelares se hacía siempre a condición de que ningún medio resistente interestelar viniese a frenar sus movimientos. Y a las teorías ideadas para explicar las evoluciones estelares se imponía siempre la condición de que no incrementasen su masa mediante una atracción ejercida sobre masas intersiderales extendidas en su contorno. Se hablaba pues de la nube cósmica, no como tle una posibilidad perturbadora. Pero cuando se ha llegado a tener, respecto de la tal nube, un conocimiento adecuado se ha visto que su concentración es tan extraordinariamente enrarecida que no puede ser un obst;ículo serio para el estudio de los problemas a que hemos hecho alusión. Pero no es la existencia de la nube cósmica un producto novelesco de nuestra imaginación. Un número considerable tle pruebas directas nos atestiguan la realidad de tal existen: cia. Bien conocido es el hecho de que, cuando la luz atraviesa una masa gaseosa,los átomos de este gas producen sobre la radiación luminosa ciertos efectos de absorción tales que si después hacemos pasar esa radiación luminosa a través· de un prisma, el espectro que se produce nos presenta un cierto número de finísimas rayas oscuras, las cuales nos permiten conocer, además de la composición química del gas atravesado, la velocidad con que en gas se aproxima o se aparta ele nosotros. Si observamos por ejemplo uno de los bordes del sol encontraremos en el espectro huellas de la existencia de un gas que se acerca hacia nosotros, mientras que si observam·os el· borde opuesto las huellas nos indicarán que el gas .se aparta de nosotros. Sí pues uno de los bordes del sol se acerca hacia nosotros, mientras que el borde opuesto se aleja, el conjunto de una y otra experiencia viene a demostrarnos la . rotaCión del sol, fenómeno del cual ya: se teriían noticias por el movimiento de las manchas solares. Pero además ele las rayas oscuras demostrativas de la rotación solar, encontramos en los espectros de los bordes del sol otras líneas oscuras que no revelan ninguna rotación. La posición de tales líneas es la misma en los espectros de los rayos luminosos de un y de otro borde y ello es una demostración de que entre el sol y nuestro telescopio existe un medio gaseoso productor de las líneas oscuras que tienen la misma posición en uno y otro espectro. Estas líneas corresponden a los cuerpos oxígeno y nitrógeno de donde resulta que hemos descubierto por un medio indirecto la existencia y composición de nuestra atmósfera. La observación de las rayas producidas en los espectros estelares ha permitido obtener muchas veces resultados de un alto interés científico. La primera de las estrellas observadas, para realizar estudios de esta naturaleza, fue la () de la constelación de Orión, una de las tres estrellas del cinturón. Es una estrella doble formada por dos componentes una de las cuales gira r;ípidamente en torno de la otra. La observaci6n del espectro de la m;ís brillante permite conocer la órbita que describe. Durante tres días se acerc;¡ la estrella hacia nosotros para alejarse durante los tres días siguientes continuando después estos períodos alternativos de acercamiento y alejamiento que vienen a demostrar la rotación de la tal estrella. Todas las rayas del espectro nos demuestran este movimiento orbital a excepción de dos rayas fuertes producidas por el calcio, rayas que sin duda tienen un origen diferente de las restantes. La luz ha sido inCluida después de salir de la estrella por elementos gaseosos encontrados en su camino y estos elementos no .pueden estar situados en nuestra atmósfera, en. primer lugar porque en ella no existen vapores de calcio y además porque el movimiento que esas rayas ponen de manifiesto es diferente del movimiento de nuestra. atmósfera. Data el descubrimiento de estas rayas fijas de calcio en el cinturón de Orión del año 190'1, . Y después fueron descubiertas las mismas rayas fijas en numerosas estrellas. También ha sido observada, aunque con mucha menor frecuencia, una raya fija corres"pondiente a vapores de sodio. La interpretación que corresponde al hecho de la presencia de estas rayas fijas de calcio y de sodio es que la luz procedente de las estrellas atraviesa una Zona de mayor o menor espesor de nube cósmica de modo que tales rayos lumi- 146
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