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@@ -0,0 +1,2816 @@
+The Project Gutenberg EBook of Cosmografía, by 
+Amédée Victor Guillemin (AKA Amadeo Guillemin)
+
+This eBook is for the use of anyone anywhere at no cost and with
+almost no restrictions whatsoever.  You may copy it, give it away or
+re-use it under the terms of the Project Gutenberg License included
+with this eBook or online at www.gutenberg.org
+
+
+Title: Cosmografía
+
+Author: Amédée Victor Guillemin (AKA Amadeo Guillemin)
+
+Release Date: March 29, 2007 [EBook #20930]
+
+Language: Spanish
+
+Character set encoding: ISO-8859-1
+
+*** START OF THIS PROJECT GUTENBERG EBOOK COSMOGRAFÍA ***
+
+
+
+
+Produced by Miranda van de Heijning, Chuck Greif and the
+Online Distributed Proofreading Team at http://www.pgdp.net
+(This file was produced from images generously made
+available by the Bibliothèque nationale de France
+(BnF/Gallica) at http://gallica.bnf.fr)
+
+
+
+
+
+
+
+
+
+ENCICLOPEDIA DE LAS ESCUELAS
+
+COSMOGRAFÍA
+
+por AMADEO GUILLEMIN
+
+HACHETTE Y Cia
+
+[Illustración]
+
+PARÍS LIBRERÍA DE HACHETTE Y Cia 79, BOULEVARD SAINT-GERMAIN, 79
+
+1889
+
+
+
+
+ÍNDICE
+
+
+MOVIMIENTO DIURNO DEL CIELO
+
+LA TIERRA
+
+  La Tierra es redonda
+
+  La Tierra gira sobre si misma
+
+  Dimensiones De la Tierra
+
+  Movimiento de translación de la Tierra alrededor del Sol
+
+  Órbita de la Tierra
+
+  Los días 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
+
+       *       *       *       *       *
+
+
+
+
+COSMOGRAFÍA
+
+
+
+
+MOVIMIENTO DIURNO DEL CIELO
+
+
+=1. Objeto de la Cosmografía=.--Cuando durante el día está el cielo libre
+de nubes y de brumas, parece una bóveda 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_. Así que este
+astro desaparece debajo del horizonte, el cielo se oscurece poco á poco,
+toma tono azul más profundo, y empiezan á distinguirse, acá y acullá,
+unos puntos luminosos cuyo número va aumentando á medida que la noche se
+hace más completa.
+
+Esos puntos luminosos, cuyo brillo no es idéntico, son las _estrellas_.
+La _Luna_ se deja ver también en el cielo, ya bajo la forma de un sector
+esférico, que vulgarmente se llama _media luna_, ya bajo la de un pedazo
+de círculo más ó menos recortado, ya bajo la de un círculo completo.
+
+El Sol, la Luna y las estrellas son _astros_ ó _cuerpos celestes_. Pero
+pronto se verá que la Tierra que habitamos es también un astro, y que se
+mueve en los espacios, lo mismo que los restantes cuerpos análogos.
+
+La =Cosmografía= 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 mañanas de debajo del horizonte, elevarse poco á poco en el
+cielo durante la primera mitad del día, 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 están animadas de un movimiento análogo al del Sol. Véselas salir
+sucesivamente por la misma parte que aquél, subir por la bóveda celeste,
+y luego descender, para ocultarse por el opuesto.
+
+Cada estrella describe una línea curva, un arco de círculo más ó menos
+grande, y todas juntas parecen moverse como si la bóveda del cielo
+girara toda entera de _oriente_ (parte del orto) al _occidente_ (parte
+por donde se efectúa el ocaso).
+
+De ahí resulta que las estrellas ocupan siempre las mismas posiciones
+relativas. Las figuras que estos cuerpos forman en el cielo, y que son
+fáciles de reconocer examinando los más brillantes de ellos, permanecen
+siendo siempre las mismas, no sólo durante cada noche, sino durante
+todas las noches del año.
+
+Por eso se las denomina _estrellas fijas_, porque parece que están
+sujetas, _clavadas_, sobre la bóveda celeste; pero ya se verá que esa
+fijeza no es más que aparente y proviene de la enorme distancia á que
+nosotros nos encontramos de las estrellas.
+
+Algunas estrellas, cuyo número es relativamente muy escaso, no sólo
+salen y se ponen como las otras, sino que se mueven respecto de ellas,
+atravesando el cielo. Ese movimiento ha hecho que se les dé el nombre de
+_planetas_, voz derivada de otras de origen griego, que significan
+_cuerpos-errantes_. La Tierra es un planeta porque, como estos últimos
+astros, se mueve también en el cielo.
+
+=3. Movimiento diurno=.--Se da ese nombre al movimiento de conjunto que
+arrastra á todo el cielo de oriente a occidente en el intervalo de un
+día próximamente.
+
+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 ó polos, que son puntos invariables de la bóveda celeste. Uno de
+esos polos está situado sobre el horizonte del lugar donde se le
+observa; el otro, que está 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 razón _polo norte_ ó
+_polo boreal_. El segundo, visible en el hemisferio sur, se llama _polo
+sur_ ó _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 á la línea recta que une los dos
+polos celestes, y á cuyo alrededor se efectúa 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 inclinación va
+disminuyendo á 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 países llanos, ó bien en la superficie
+del mar, parece que la forma de la Tierra es plana; en las regiones
+montañosas ó accidentadas, aquella forma se nos antoja completamente
+irregular. Pero esto no es más que una apariencia, dependiente de que la
+vista no puede abarcar, en cada punto, más que una pequeñísima parte de
+la superficie terrestre.
+
+En realidad, la Tierra es redonda. Su figura es la de una bola ó de un
+globo casi esférico. Podéis daros cuenta de ese hecho de la manera
+siguiente.
+
+=6. Horizontes terrestres circulares=.--Primeramente, cuando se está en
+medio de una extensa llanura, el horizonte tiene la forma de un círculo,
+cuyo centro se halla ocupado por el observador. Si se cambia de
+posición, persiste la forma circular del horizonte, por más que varían
+sus límites. Otro tanto ocurre en alta mar, donde la línea que separa el
+cielo de las aguas es siempre una circunferencia claramente marcada.
+
+Podría 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 elevándose verticalmente a alturas cada vez
+mayores, sobre un edificio, si se está en la llanura, á la extremidad de
+los mástiles de un navío 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 más que por la
+redondez de la Tierra.
+
+=7. Horizontes marítimos circulares=.--Cuando se observa desde una altura
+de la costa la marcha de un navío que se aleja del puerto, lo primero
+que se pierde de vista son las partes bajas del navío, el casco, la
+cubierta, y los palos, empezando por abajo y siguiendo hasta sus topes.
+Si el buque se acerca á la tierra firme, empezamos, al contrario, por
+ver lo alto de sus mástiles, cuando aun el casco se encuentra oculto
+debajo del horizonte.
+
+[Illustración: Fig. 1.--Curvatura de los continentes.]
+
+[Illustración: Fig. 2.--Curvatura de los mares.--Explicación de los
+diversos aspectos de un buque, etc.]
+
+Lo mismo sucede á la gente que se encuentra á bordo del barco; al
+acercarse á una costa, empiezan por ver las cimas, y luego la base de
+las montañas ó colinas que se extienden á lo largo de aquélla; 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 dirección en que
+se observe, se puede deducir con entera confianza que la figura de la
+Tierra es esférica ó casi tal.
+
+=8. Aislamiento de la Tierra en el espacio.=--Por lo demás, este cuerpo se
+encuentra completamente aislado en el espacio y en el cielo, del cual no
+lo separa más que la capa transparente que forma lo que se denomina su
+atmósfera (_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, después de haber desaparecido cada
+día por la parte del ocaso, efectúan su reaparición al día siguiente por
+la del orto: de modo que han acabado por debajo de la Tierra la rotación
+empezada por encima, movimiento que no podría concebirse si la Tierra no
+se hallara completamente aislada por todos sus puntos.
+
+=9. Viajes de circumnavegación=.--Otra prueba de la redondez de la Tierra
+y de su aislamiento en el espacio se deduce de los viajes de
+_circumnavegación_. Dase ese nombre al trayecto seguido por un navío
+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, ó bien tomar ya una ya otra de esas dos vías. El resultado
+es siempre el mismo: se sale de un punto en una dirección, y se vuelve
+al mismo punto por la opuesta. El primer viaje auténtico de
+circumnavegación fué efectuado por varios buques que mandaba el
+portugués Fernando Magallanes.[A] Ese navegante se embarcó el 20 de
+setiembre de 1519 en el Océano, en un puerto de España, y, dirigiéndose
+hacia el oeste, llegó al continente americano, descubierto poco tiempo
+hacía. La falta de un paso que le permitiese continuar su ruta hacia
+occidente, lo determinó á costear la América en la dirección del sur, á
+doblar la extremidad meridional de la misma por el estrecho que lleva su
+nombre, y á continuar su navegación hacia el oeste. Así atravesó el
+Pacífico, tocó en las Molucas, y los barcos acabaron por volver á Europa
+como si hubiesen venido de oriente, después de dar la vuelta entera al
+globo terráqueo.
+
+[A: Magallanes no pudo acabar el viaje de circumnavegación,
+porque murió en las Molucas. Del mando de la escuadrilla se encargó
+entonces Sebastián de Elcano, marino vascongado, á quien el rey de
+España, que ordenó la expedición, dió como divisa un globo con esta
+frase: _Primus circumdidisti me_.]
+
+=10. Antípodas=.--No estando la Tierra, esta enorme masa, sostenida por
+parte alguna, se pregunta uno cómo es que no cae. Siendo esférica su
+forma, también extraña que sus habitantes puedan permanecer en
+equilibrio alrededor de todo ese globo. Cada punto de él tiene lo que se
+llama sus _antípodas_, 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. ¿Cómo es posible, nos decimos, que las personas situadas
+en nuestros antípodas puedan mantenerse con las pies para arriba y la
+cabeza para abajo?
+
+[Illustración: Fig. 3.--Las verticales concurren en el interior de la
+Tierra.--Antípodas.]
+
+En realidad, las palabras _caer, arriba_ y _abajo_ son expresiones cuyo
+sentido es completamente relativo, esto es, que depende de la posición
+de cada observador. En cada punto, la vertical indica la dirección en
+que caen los cuerpos graves. Siendo redonda la Tierra, las verticales de
+todos sus puntos irían á reunirse, si se pudiera prolongarlas, en el
+centro mismo de nuestro globo. En ese centro es donde caerían todos los
+cuerpos situados en la superficie, si el suelo no les sirviese de apoyo.
+En cada sitio se establece el equilibrio relativamente á la dirección de
+la vertical y en el sentido de ésta.
+
+De análoga manera, en el cielo, donde se mueve la Tierra, no hay alto ni
+bajo. El Sol es para aquélla 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 á dar vueltas alrededor
+del Sol, caería inmediatamente sobre este astro. Por efecto de un
+movimiento análogo es por lo que la Luna no cae sobre la Tierra.
+
+
+
+
+LA TIERRA GIRA SOBRE SÍ MISMA
+
+
+=11. Movimiento real de la Tierra.=--Puesto que en el intervalo de un día
+poco más ó 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:
+
+Ó que el cielo efectúa una revolución en ese período;
+
+Ó que la Tierra gira sobre sí misma, en sentido contrario del movimiento
+diurno.
+
+Este segundo supuesto es el verdadero, según lo demostró antes que nadie
+Galileo, hará pronto tres siglos.
+
+Es completamente inverosímil que el movimiento diurno de las estrellas,
+del Sol y de la Luna pertenezcan individualmente á cada uno de estos
+cuerpos. Para que así ocurriese, sería necesario admitir que todos esos
+astros, sea cual fuese su distancia á la Tierra, se hallasen animados de
+prodigiosas velocidades, capaces de hacerles recorrer en 24 horas una
+circunferencia entera; se necesitaría, 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 más sencillo, con sólo admitir que
+no son sino aparentes y que la Tierra es la que gira uniformemente de
+occidente á oriente, alrededor de un eje que pasa por su centro. Este
+eje conserva en el espacio dirección invariable, yendo á atravesar el
+cielo en dos puntos que parecen inmóviles. Son los polos celestes, que
+corresponden precisamente á los dos polos terrestres; éstos son los dos
+únicos puntos de la superficie de nuestro globo que, por hallarse
+situados en el eje mismo de la rotación, no participan de este
+movimiento.
+
+Nosotros, los habitantes de la Tierra, no nos damos cuenta del
+movimiento de rotación 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 análoga velocidad; en consecuencia, sus distancias
+y posiciones relativas no se modifican: las tierras, los campos y hasta
+el aire son arrastrados como nosotros. Podríamos compararnos con los
+viajeros que desde lo interior de un vagón ó de un buque ven los campos,
+los árboles y las casas, alejarse en sentido opuesto al del carro ó
+barco que los lleva. El globo terrestre es ese bajel en que vamos todos
+embarcados, y que nos parece inmóvil, mientras que los objetos
+exteriores, es decir, los astros, parecen arrastrados en sentido
+contrario.
+
+=12. Orientación.--Plano meridiano.=--_Orientarse_, en un horizonte
+cualquiera, es hallar la dirección exacta de las líneas que van á los
+puntos cardinales, de norte á sur y de este á oeste. Es fácil lograrlo
+por medio de la observación del movimiento diurno de los astros, sea
+durante la noche, sea de día.
+
+[Illustración: Fig. 4.--Estrella Polar.]
+
+La primera indicación la suministran el orto y el ocaso, pues aquél se
+efectúa por la parte de oriente ó del este, y el segundo por la de
+occidente ú oeste. Cada estrella describe un arco de círculo, elevándose
+cada vez más hasta un punto á partir del cual empieza por el contrario á
+bajar, hasta que llega á su ocaso. El punto más alto de su camino, que
+es el punto medio mismo del arco, ó _culminación_ 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 éstos; pero es difícil orientarse buscando la posición de este plano
+por medio de los puntos culminantes de las estrellas, cuando se carece
+de los instrumentos necesarios.
+
+=13. Orientación de noche en el hemisferio norte.=--Si el horizonte del
+punto donde nos hallamos se encuentra situado en el hemisferio norte de
+la Tierra, será posible orientarse durante la noche, con tal de que se
+vean las estrellas, de la siguiente manera.
+
+Fácilmente se reconocerá un grupo de siete estrellas, que tiene el
+nombre de Osa Mayor, representado en la figura 4.
+
+Como las siete estrellas del grupo en cuestión no se ponen nunca en los
+países del hemisferio norte que se encuentran por encima del paralelo
+40, siempre se las verá, sea cual fuese su posición en el cielo. Si la
+línea _ab_, que une las dos estrellas del trapecio, se prolonga unas
+cinco veces su distancia aparente, se encontrará en esta prolongación
+una estrella de segunda magnitud, que pertenece á otro grupo, cuya forma
+es casi idéntica á 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_.
+
+[Illustración: Fig. 5.--Cruz del Sur.]
+
+Pues bien, el plano vertical que la contiene es el meridiano ó apenas se
+diferencia de éste. Desde este momento, la dirección de la meridiana es
+conocida, pues se tiene el punto cardinal norte por la parte de la
+estrella, y el punto sur en la dirección opuesta. La línea que corta la
+meridiana formando ángulos rectos, dará á la derecha del norte el punto
+este y á la izquierda el oeste.
+
+=14. Orientación de noche en el hemisferio sur.=--Si el lugar donde se
+está pertenece al hemisferio sur de la Tierra, la orientación será fácil
+tomando como punto de partida un grupo muy aparente y bien conocido de
+cuatro estrellas, dispuestas á manera de brillante cruz y llamadas por
+eso mismo la constelación 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 revolución, su brazo mayor, _ab_, se encuentra
+dirigido siempre hacia el polo celeste austral, y se encontrará el punto
+de éste, 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, será necesario
+imaginar un plano vertical que pase por este punto del cielo, que nada
+distingue ni caracteriza. Sin embargo, no es difícil lograrlo con un
+poco de práctica.
+
+=15. Determinación de la meridiana, de día.=--Digamos ahora la manera de
+orientarse durante el día, observando la dirección de las sombras que
+proyecta una varilla ó vástago 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 línea misma de la vertical determinada con la plomada. Antes se habrá
+tenido cuidado de trazar con el compás cierto número de circunferencias,
+tomando por centro el punto donde se va á colocar la varilla. Y luego,
+aprovechando un día de sol despejado, se sigue atentamente la marcha de
+la sombra proyectada por la varilla. Esas sombras van disminuyendo de
+tamaño á partir de la mañana hasta el momento en que el Sol, al llegar
+al punto más alto de su carrera diurna, pasa por el meridiano; luego
+aumentan á medida que avanza la tarde, pasando en sentido inverso por
+las mismas alturas.
+
+[Illustración: Fig. 6.--Determinación de la meridiana por las sombras de
+un vástago vertical.]
+
+El observador notará en cada circunferencia (fig. 6) el punto donde la
+extremidad de la sombra de la mañana y la de la tarde coinciden
+exactamente con la extremidad de su radio. Las dos líneas obtenidas de
+esa manera forman un ángulo BOA. Dividiéndolo en dos partes iguales, por
+medio de una línea recta ON, se tendrá la dirección de la meridiana del
+lugar. Repitiendo la misma operación con otras circunferencias, se
+obtendrá medio de comprobar la exactitud de la primera; ó bien se
+suplirán así las observaciones que puedan faltar por efecto de una
+interposición pasajera de nubes delante del Sol.
+
+=16. Orientación: uso de la brújula.=--Finalmente, también se puede
+determinar la posición de la meridiana si se conoce la _declinación
+magnética_ del lugar donde se observa; es decir, el ángulo que esta
+línea forma con la dirección de la aguja imanada, suspendida sobre un
+eje, y en libertad para girar libremente en un plano horizontal. Este
+medio es tanto más valioso cuanto que no siempre es posible observar el
+Sol ó las estrellas, cuando el cielo está brumoso ó nublado.
+
+El instrumento que sirve para este género de observación es la brújula
+de declinación (fig. 7). La dirección de la aguja imanada no es la misma
+del meridiano; pero como el ángulo que forma con el plano de éste es
+conocido para cada punto, es fácil deducir la dirección de la meridiana.
+Por ejemplo: en París la aguja imanada se dirige próximamente unos 16
+grados al oeste; en consecuencia, habrá que volver la brújula de modo
+que la aguja quede en esta posición (poco más ó menos en la dirección N.
+NO.--S. SE.). Entonces la línea señalada por las palabras _norte, sur_,
+dará la orientación que se busca.
+
+[Illustración: Fig. 8.--Brújula terrestre de declinación.]
+
+Como la declinación varía, no sólo de un año para otro en un mismo
+lugar, sino también de un país á 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 época en que deban
+hallarse en ellos.
+
+Cuando se conoce la meridiana, se tienen los puntos norte y sur del
+horizonte. La línea este-oeste se traza formando ángulo recto con la
+primera, y así se conocen los cuatro puntos cardinales. El Sol no sale
+exactamente por el este para ponerse por el oeste más que en la época de
+los equinoccios, es decir, del 20 al 21 de marzo ó del 20 al 22 de
+setiembre. Ese día, el Sol describe la mitad exactamente de un círculo
+sobre el horizonte, y otra semi-circunferencia por debajo de éste. La
+circunferencia completa es el ecuador celeste.
+
+=17. Rosa de los vientos.=--Á más de los cuatro puntos cardinales, se
+distinguen otros puntos del horizonte, que sirven para orientarse, en
+una dirección cualquiera. El conjunto de todos ellos forma una estrella
+de múltiples brazos, llamada _rosa de los vientos_ (fig. 8) porque puede
+servir para indicar de que punto del horizonte soplan aquéllos.
+
+[Illustración: 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 efectúa alrededor de una línea
+fija, cuya inclinación 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 rotación de la Tierra, sea
+cual fuere la época del año. Sólo que, entre las que salen ó 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 día, 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 á la vista todas las noches del año. 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, ó de estrellas perpetuamente
+visibles; la de las estrellas que salen y que se ponen, y cuya
+visibilidad durante la noche depende de la época del año en que se está;
+y, finalmente, la zona de las estrellas que no se elevan nunca por
+encima del horizonte.
+
+=19. Movimiento en la dirección de un meridiano.=--Sentado esto, veamos
+qué debe suceder cuando el observador cambia de horizonte, moviéndose en
+la dirección de la meridiana, sea de norte á sur, sea de sur á norte.
+Suponemos que el punto de partida se encuentre en el hemisferio austral.
+
+Si la Tierra fuera plana, en nada se modificaría evidentemente el
+aspecto del cielo. Como el movimiento del observador puede considerarse
+nulo respecto de la inmensa distancia á que se encuentran los astros,
+sin excluir los más cercanos á la Tierra, sucedería, en aquel supuesto,
+que las mismas estrellas permanecerían visibles siempre y las mismas
+ocultas siempre por debajo del plano del horizonte.
+
+Pero si la Tierra es esférica, no puede ocurrir esto. En tal caso, al
+pasar de un horizonte á otro, caminando hacia el norte, verbi gracia, el
+viajero penetrará por debajo del plano del primer horizonte, y su vista
+descubrirá por la parte norte estrellas de la zona que primitivamente no
+podía ver. Por la parte sur, cierto número de estrellas que se hallaban
+en la zona circumpolar, tendrán 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 habrá aumentado
+de extensión.
+
+Lo contrario ocurriría evidentemente si el viaje se efectuara en la
+dirección del sur; entonces aumentaría la zona de las estrellas
+circumpolares; pero por la parte norte, cierto número de estrellas que
+salían y se ponían por encima del primer horizonte, quedarían en
+adelante por debajo de él, y serían invisibles para el observador: la
+parte perceptible del cielo habría disminuido.
+
+Pues bien, tal es, en efecto, la variación 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 más se
+camina hacia el sur, más se eleva el polo de ese nombre, y si fuera
+posible penetrar mucho en los hielos polares, se llegaría á un punto en
+que el polo sur se hallaría en el mismo cenit. En ese punto, el
+movimiento diurno de las estrellas se efectúa siguiendo círculos
+paralelos al horizonte y ninguna de ellas sale ni se pone nunca. Pero
+una mitad entera de la esfera celeste permanece constantemente
+invisible.
+
+[Illustración: Fig. 9.--Movimiento diurno en un horizonte cualquiera.]
+
+Por el contrario, mientras más se avanza hacia el norte, más baja el
+polo sur, y así se acaba por llegar á una región en que los dos polos se
+encuentran en la línea del horizonte. Allí los arcos diurnos descritos
+por las estrellas son semi-círculos perpendiculares al horizonte, y la
+esfera estrellada entera sale y se pone en el intervalo de un día. Esta
+región forma el ecuador de la Tierra.
+
+Si se continúa caminando hacia el norte, empieza á elevarse cada vez más
+sobre el horizonte el polo boreal del cielo, mientras que el austral va
+descendiendo cada vez más por debajo de aquél. Así se acabaría, de ser
+posible penetrar hasta lo profundo de la zona glacial ártica, por llegar
+á un punto de la Tierra en que el polo norte del cielo se hallaría en el
+cenit. Y ahora sería la mitad boreal de la esfera celeste la que se
+movería describiendo los mismos círculos paralelos de la figura 10. La
+mitad austral no sería visible.
+
+[Illustración: Fig. 10. Movimiento diurno en los polos.]
+
+=21. Polos y cenador terrestres.=--Como ya se ha dicho, la Tierra es
+redonda y casi esférica. En el espacio de un día próximamente, gira
+alrededor de uno de sus diámetros, cuya dirección 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.
+
+[Illustración: Fig. 11. Movimiento diurno en el equador.]
+
+Dos puntos de la superficie de la Tierra permanecen inmóviles, y son las
+extremidades del eje de rotación ó _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
+ó hemisferios, formará sobre la superficie un círculo máximo EE', que se
+denomina _ecuador_.
+
+El hemisferio que contiene el polo norte es el boreal; el otro, en que
+está el polo sur, es el hemisferio austral.
+
+[Illustración: Fig. 12. Coordenadas terrestres. Longitudes y latitudes
+geográficas.]
+
+Todo círculo, análogo á CC', trazado en la superficie de la Tierra
+paralelamente al ecuador, recibe el nombre de _círculo paralelo_ ó
+simplemente de _paralelo_. Es evidente que el ecuador es el mayor de
+todos los paralelos, y que los radios de éstos van disminuyendo á medida
+que decrecen sus distancias á uno ú otro de los polos.
+
+Un plano que pase por el eje de la Tierra la corta también en dos partes
+iguales, siguiendo una línea que puede considerarse casi como un
+círculo: este plano es lo que se llama un _meridiano_, y la curva
+Pm´mMm´´P´ es la meridiana, en los
+horizontes de los lugares m´, m, M, m´´.
+
+=22. Coordenadas geográficas de un lugar, longitud.=--La posición 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 París; en Inglaterra, el de Greenwich, etc. Luego se
+mide el ángulo que el meridiano del lugar considerado forma con el que
+se designó para punto de partida. Este ángulo es lo que se denomina
+_longitud_. Para calcularla, se divide el ecuador en grados, minutos y
+segundos, contados á partir del 0 del primer meridiano, sea á oriente,
+sea á occidente. La longitud se califica de _oriental_ ú _occidental_,
+según que el lugar se encuentre situado en uno ú otro de los hemisferios
+separados por el meridiano inicial.
+
+Todos los puntos de la Tierra situados á lo largo de la misma mitad de
+un meridiano, tienen evidentemente la misma longitud.
+
+=23. Latitud geográfica.=--Para acabar de determinar la posición del
+lugar, se cuenta el número 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° á 90°, yendo del ecuador hacia
+los polos, y es _boreal_ ó _austral_, según que el punto considerado se
+encuentre en uno ú otro de los dos hemisferios que determina el plano
+del ecuador.
+
+[Illustración: Fig. 13. La latitud geográfica de un lugar es igual á la
+altura del polo.]
+
+Evidentemente, todos los puntos de la Tierra situados en un mismo
+paralelo tienen igual latitud.
+
+Tales son las coordenadas geográficas que se usan para determinar la
+posición 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 esférica. Las tierras,
+continentes é islas, no ocupan más que la cuarta parte de la superficie
+total; las otras tres cuartas partes son las aguas. La superficie de
+éstas, es decir, la de los océanos y de los mares, es la que
+principalmente afecta la forma de una esfera; las tierras presentan
+desigualdades de nivel, que parecen hallarse á primera vista en
+contradicción con dicha forma regular. Nótanse elevaciones y
+depresiones, montañas y valles, aparentemente considerables. Pero vamos
+á ver que las más altas montañas 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 cómo ha sido posible medir esas dimensiones.
+
+Si la Tierra es una esfera, todos los planos meridianos que la cortan
+según su eje, son círculos que tienen por puntos comunes ambos polos. El
+ecuador, que corta al globo en dos partes iguales ó hemisferios, así
+como los paralelos á él, son círculos. Los meridianos y el ecuador son
+círculos iguales; los paralelos, círculos cada vez más pequeños á medida
+que se van acercando á uno de los polos. La geografía enseña todo lo
+dicho.
+
+La cuestión que se había de resolver, para saber cuales son las
+dimensiones del globo terrestre, era medir la longitud de uno de los
+mencionados círculos, por ejemplo, de uno de los meridianos. Esta
+operación es mucho más 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; además, la mayor parte de los meridianos atraviesan los mares
+en parte de su extensión, ó países montañosos de difícil acceso.
+
+Así es que se ha considerado suficiente medir una parte del meridiano,
+lo que se llama _un grado_, que es, como lo enseña la geometría, la 360ª
+parte de toda circunferencia. Una vez conocida la longitud del grado, se
+deduce de ese dato, por medio de una sencilla multiplicación, la de la
+circunferencia entera, y, por tanto, del meridiano. Tomemos un ejemplo.
+París y Amiens se encuentran bajo el mismo meridiano con corta
+diferencia, y su latitud difiere en un grado próximamente. Desde 1550,
+un médico francés, llamado Fernel, colocó un contador en una de las
+ruedas de su carruaje y se puso en camino yendo de Amiens á París. Así
+midió, casi por completo en la dirección del meridiano, la longitud del
+camino que unía á dichas ciudades. El resultado fué 57,070 toesas, esto
+es, unos 111 kilómetros, como longitud del grado.
+
+=25. Dimensiones de la Tierra.=--Más tarde se han medido numerosos arcos
+de meridiano, por medios mucho más complicados, pero también mucho más
+precisos, y se ha hallado el valor de la circunferencia entera de la
+Tierra, que es un tanto superior á 40 millones de metros. El diámetro
+del globo terrestre mide 12,700 kilómetros, en números redondos.
+
+La superficie de la Tierra contiene nada menos que 510 millones de
+kilómetros cuadrados, es decir, 510 millones de cuadrados, cada uno de
+cuyos lados es un kilómetro.
+
+Su volumen pasa de 1,083,000 millones de kilómetros cúbicos.
+
+=26. Las montañas comparadas con el globo terrestre.=--Ahora es fácil
+darse cuenta de la importancia de las desigualdades de su superficie.
+
+Consideremos las montañas más elevadas del globo. En Europa, el monte
+Blanco y el Elbrouz se elevan á 4,800 y á 5,600 metros respectivamente
+sobre el nivel del mar; en Asia, el Gaurisankar del Himalaya alcanza
+8,840 metros; en América, 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 océano Pacífico. Sin embargo, la más elevada de esas
+montañas forma apenas la 1/1440 parte del diámetro de la Tierra.
+
+En un globo que tuviera un metro de diámetro, el Gaurisankar formaría
+todo lo más una arista de dos tercios de un milímetro de alto. En uno de
+30 centímetros de diámetro, esa altura llegaría difícilmente á 1/5 de
+milímetro. La mayor parte de las desigualdades que nos parecen tan
+enormes, cuando las examinamos de cerca, serían completamente
+imperceptibles en esos globos hipotéticos. Para representarlas en
+relieve, sobre los globos ó 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 á que se encuentra la
+Luna, nos parecería una esfera casi perfecta. Sin embargo, las medidas
+de meridiano han hecho ver que la longitud del grado va aumentando á
+partir del ecuador, hasta los polos de la Tierra. De ahí se ha deducido
+que nuestro planeta se halla un tanto aplastado en los polos, ó, lo que
+significa lo mismo, elevado en el ecuador. El diámetro que pasa por los
+polos, es decir, el eje de rotación es más pequeño que el diámetro de la
+circunferencia ecuatorial: la diferencia es poco más ó menos la 300ª
+parte de este último, es decir, de un milímetro, si se toma como punto
+de comparación un globo de 30 centímetros de diámetro.
+
+
+
+
+MOVIMIENTO DE TRANSLACIÓN DE LA TIERRA ALREDEDOR DEL SOL
+
+
+=28. Revolución anual de la Tierra.=--Según se ha dicho, la Tierra gira
+alrededor de sí misma, esto es, de la línea que une sus polos, y de este
+modo efectúa una rotación completa en el intervalo de un día. Este
+movimiento real es el que, por efectuarse de occidente á oriente, nos
+hace creer que los astros, estrellas, Sol, Luna, se mueven en sentido
+contrario, esto es, de oriente á occidente.
+
+Nuestro globo se halla animado de otro movimiento que lo transporta en
+el espacio, y en virtud del cual efectúa una revolución entera alrededor
+del Sol en el intervalo de un año.
+
+=29. Movimiento de translación de la Tierra.--Cambio de aspecto del
+cielo.=--Procuremos hacer comprender cómo se ha llegado á reconocer la
+existencia de este segundo movimiento, y los fenómenos que prueban su
+existencia.
+
+Coloquemos en una mesa redonda, casi en su centro (fig. 14), una lámpara
+que representará al Sol. Una bola, por ejemplo, una naranja, atravesada
+en su centro por una aguja larga, será 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 rotación, quede inclinada sobre el plano de la mesa. Precisa
+suponer, además, que alrededor de los objetos que colocamos de esta
+manera, se extiende el cielo, hasta distancias infinitamente mayores que
+la del Sol á la Tierra, es decir, en el caso presente, que el
+semi-diámetro de nuestra mesa. En todo ese espacio y en todas
+direcciones se encuentran las estrellas.
+
+El globo T está iluminado en aquella de sus mitades ó hemisferios que se
+encuentra vuelto hacia la lámpara, representación del Sol. Esto es el
+día 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 posición T, conservando el movimiento
+sobre su eje, se verían siempre, desde uno ú otro de los hemisferios de
+nuestro planeta las mismas estrellas y las mismas regiones del cielo.
+Una estrella dada saldría, pasaría por el meridiano, y se pondría
+uniformemente á las mismas horas, en la sucesión de las noches. Además,
+el Sol se encontraría en el mismo caso que las estrellas, y como ellas
+tendría á horas fijas su orto, su máximum de elevación y su ocaso.
+
+Pero eso no sucedería en el caso de que la Tierra, en vez de permanecer
+inmóvil en T, se moviese siguiendo la orilla de la mesa, conservando
+para su eje de rotación la misma inclinación y la misma dirección en el
+espacio. Por ejemplo, á media noche, cuando la Tierra se halla en T, se
+encontrará opuesta al Sol una estrella _e_. Al llegar el planeta á la
+posición T', otra estrella irá á encontrarse á la misma hora en la
+dirección de la línea que une la Tierra al Sol. En T'', hará lo mismo
+otra estrella _e_''. Y es fácil comprender que si la bola continúa
+efectuando de esa manera una revolución completa alrededor del Sol, irá
+presentando sucesivamente en la sombra su mitad á todas las regiones del
+cielo. Por el contrario, la lámpara ó Sol, visto de la Tierra, parecerá
+haber dado en el mismo sentido una vuelta completa al cielo.
+
+Y así es cómo ocurren efectivamente las cosas. El aspecto del cielo
+cambia de una noche á otra en el mismo lugar; á las mismas horas se ven
+salir nuevas estrellas, más orientales, mientras que en occidente se
+encuentran ya ocultas otras estrellas que antes se hallaban todavía
+sobre el horizonte.
+
+[Illustración: Fig. 14. Movimiento de translación de la Tierra.]
+
+=30. Día sideral más corto que el día solar.=--También resulta de esto que
+una estrella determinada vuelve á pasar por el meridiano antes que el
+Sol. La duración de un _día solar_, de 24 horas, que comprende un
+intervalo de la hora del mediodía al mediodía siguiente, es mayor que la
+del _día sideral_; la diferencia se eleva á 3 minutos 56 segundos.
+
+Al cabo del año, una estrella ha pasado 366 veces por el meridiano,
+mientras que el Sol lo efectúa únicamente 365. En una palabra, el año,
+que se compone de 366 días siderales, ó de 366 rotaciones de la Tierra,
+no contiene más que 365 días solares. Esta es consecuencia del doble
+movimiento de la Tierra, de rotación sobre sí misma y de translación ó
+de revolución alrededor del Sol.
+
+
+
+
+ÓRBITA DE LA TIERRA
+
+
+=31. Órbita de la Tierra.=--La Tierra describe, en su revolución anual
+alrededor del Sol, una curva ú órbita, cuya posición, forma y
+dimensiones vamos á indicar.
+
+[Illustración: Fig. 15. Órbita de la Tierra.]
+
+Esta curva es plana, de manera que el centro de la Tierra permanece
+siempre en el mismo plano, llamado eclíptica. Como, según ya se ha
+visto, el eje de rotación conserva siempre la misma dirección y la misma
+inclinación, otro tanto ocurre con el ecuador, que permanece paralelo á
+sí mismo, formando un ángulo constante con el plano de la eclíptica.
+Este ángulo, denominado _oblicuidad de la eclíptica_, es igual á un poco
+más de 23 grados, esto es, algo más de la cuarta parte de un ángulo
+recto; tiene suma importancia, puesto que á él se deben las estaciones,
+la desigualdad de los días y de las noches para un mismo punto, en el
+curso del año, ó bien para los lugares cuya latitud es diferente. Más
+adelante volveremos á tratar del particular.
+
+La órbita de la Tierra no es un círculo, y la distancia de nuestro globo
+al Sol varía continuamente de un día para otro. Es una curva llamada en
+geometría _elipse_, especie de óvalo, que tiene en su diámetro ó eje
+mayor AB, dos puntos FF ó focos, situados á 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 órbita, sino uno de los focos.
+
+=32. Excentricidad de la órbita.=--Cuando la Tierra se encuentra en A,
+vértice del eje mayor más inmediato al Sol, la distancia á este astro es
+la más pequeña de todas; por esta razón se dice que nuestro planeta está
+en su _perihelio_, lo que ocurre ahora hacia el 1º de enero de cada año.
+También se dice que el Sol está en su _perigeo_, esto es, en la
+distancia más corta á 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 órbita 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 máximum; entonces se dice que la Tierra, se
+encuentra en su _afelio_, ó, lo que equivale á lo mismo, que el Sol está
+en su _apogeo_, cosas que ocurren allá por el 1º de julio.
+
+Después la Tierra sigue su camino sobre la segunda mitad de su órbita,
+acercándose constantemente al Sol, hasta que vuelve á encontrarse en A,
+donde da principio otra nueva revolución.
+
+En dos épocas intermedias, la Tierra se halla en dos puntos, D y C, en
+los cuales la distancia al Sol es exactamente igual á la distancia media
+entre los extremos del perihelio y del afelio. Esos puntos son los
+vértices del diámetro ó eje menor de la órbita. La diferencia entre las
+distancias extremas es próximamente de 1/13 parte de la distancia media.
+La mitad es lo que se llama _excentricidad_ de la órbita.
+
+=33. Distancia de la Tierra al Sol.=--La distancia de la Tierra al Sol es
+igual por término medio á 148,000,000 de kilómetros y la longitud total
+de la órbita llega á 930 millones de kilómetros. Como nuestro planeta la
+recorre en el intervalo de un año, esto es, de 365 días y cuarto, ó
+mejor dicho, de 31,557,600 segundos, es fácil calcular el camino que
+nuestro globo recorre en el corto intervalo de un segundo; hállanse 29
+kilómetros y medio poco más ó menos por segundo, velocidad 60 veces
+superior á la de una bala de cañón al salir del arma.
+
+Debemos añadir que esta velocidad varía, siendo tanto mayor cuanto más
+pequeña es la distancia al Sol: cuando la Tierra está en su perihelio,
+alcanza unos 30 kilómetros por segundo; luego va disminuyendo hasta el
+afelio, donde sólo es de 29; á partir de este punto vuelve á pasar, pero
+en orden inverso, por las velocidades con que recorriera la primera
+mitad de su órbita.
+
+Nosotros no sentimos que la Tierra nos arrastra así por los espacios
+celestes, en compañía del globo que habitamos, como tampoco nos damos
+cuenta del movimiento de rotación diurna.
+
+Los antiguos los desconocían ambos, y los atribuían aquél al cielo
+entero, y el segundo al Sol en persona. Tomaban, pues, por realidades,
+lo que sólo era apariencia. Copérnico (1543) y Galileo (1600) fueron los
+primeros en descubrir y demostrar esas dos grandes verdades
+astronómicas.
+
+=34. Duración del año.=--La duración del año, esto es, del tiempo que la
+Tierra tarda en efectuar una de sus revoluciones alrededor del Sol, ó
+bien, del tiempo que transcurre entre dos pasos por el mismo equinoccio,
+es de:
+
+365 días 24 ó 365 días 5 horas 48 minutos y 47 segundos.
+
+Esto es lo que se denomina _año trópico_.
+
+El _año civil_ es de 365 días exactamente durante 3 años consecutivos.
+El siguiente es de 366 días, hallándose formado el 366º par la
+acumulación de 4 veces el excedente de unas 6 horas que el año trópico ó
+astronómico presenta sobre el año civil. Los años de 366 días son los
+bisiestos.
+
+De cada cuatro años seculares, 3 no son bisiestos; así se corrige la
+diferencia de 11 minutos 13 segundos que faltan al excedente en cuestión
+para dar seis horas, ó un cuarto de día.
+
+
+
+
+LOS DÍAS Y LAS NOCHES
+
+
+=35. Duración de los días y de las noches.=--El día solar de 24 horas,
+esto es, el intervalo entre dos pasos sucesivos del Sol por el
+meridiano, se compone, según lo sabe todo el mundo, de dos partes: una,
+el _día_, ó 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 duración del día y la de la noche son generalmente desiguales, y esta
+desigualdad es tanto más grande cuanto más lejos del ecuador se
+encuentre el sitio de la observación; también varía de una estación á
+otra para un mismo punto.
+
+Sin embargo, el día tiene en el ecuador la misma duración que la noche,
+durante todo el año. El Sol permanece allí doce horas por encima del
+horizonte y doce por debajo.
+
+=36. Equinoccios y Solsticios.=--Esta igualdad del día y de la noche se
+efectúa simultáneamente sobre toda la Tierra en dos épocas diferentes
+del año. Por esa razón se las ha llamado _equinoccios_: coinciden con el
+principio de la primavera y del otoño.
+
+Finalmente, en otras dos épocas, que caen al principio del verano y del
+invierno, se tienen los días más largos con las noches más cortas, y los
+días más cortos con las noches más 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 días y de las noches, tal como acabamos de
+describirla, sigue en cada hemisferio marcha opuesta, de manera que si
+los días van creciendo en el boreal, van disminuyendo al contrario en el
+austral, é inversamente. El equinoccio del 20 al 22 de marzo es el
+_equinoccio de primavera_ para el primero y el _de otoño_ para el
+segundo. La misma observación debemos hacer para el equinoccio del 22 al
+20 de setiembre, que es el _equinoccio de otoño_ 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_ ó el _de invierno_, según cual sea el hemisferio
+de que se trate, y el solsticio del 20 al 22 de diciembre es
+inversamente solsticio de invierno ó de verano.
+
+En una palabra, las estaciones son opuestas en los dos hemisferios.
+
+=38. Explicación de la desigual duración de los días y de las
+noches.=--Veamos ahora cómo se explican estas variaciones de duración de
+los días y de las noches y porqué dan origen al fenómeno 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 día, el astro sale por el punto preciso del horizonte oriental
+que marca el este, y después describe un semi-círculo, que es la mitad
+del ecuador celeste, para ir á ponerse precisamente por el oeste. La
+otra mitad de la circunferencia es descrita por el Sol debajo del
+horizonte, durante la noche. Pero, á partir de este día, la salida y
+puesta del Sol se verifican en puntos que se acercan cada vez más al
+norte, y el arco diurno es mayor que una semi-circunferencia, de manera
+que el día, cada vez más largo, se va haciendo constantemente mayor que
+la noche, la cual disminuye en la misma proporción. El Sol marca las
+doce en puntos cada vez más elevados sobre el horizonte, alejándose cada
+vez más del ecuador celeste.
+
+Pero llega un instante en que este aumento de altura queda casi
+estacionario, para hacerse más tarde completamente nulo, y el Sol
+alcanza su mayor altura meridiana en el día del solsticio; entonces es,
+pues, cuando el arco descrito por aquel astro alcanza el máximum de su
+valor, y cuando se tiene el día más largo del año. Después el astro
+empieza á seguir marcha inversa, se acerca poco á poco al ecuador, y el
+día, siempre mayor que la noche, disminuye insensiblemente hasta el
+equinoccio de setiembre, en el cual la noche y el día quedan iguales,
+teniendo doce horas cada uno.
+
+Á partir de este momento, el astro va á salir y a ponerse por puntos
+cada vez más distantes del este y del oeste, pero por la parte sur; su
+altura á la hora de las doce disminuirá de día en día. El período de luz
+será constantemente más corto y siempre de duración inferior á la noche.
+La desigualdad irá aumentando hasta el solsticio de diciembre, que es el
+día de noche más largo en todo el hemisferio boreal.
+
+[Illustración: Fig. 16. La Tierra en uno de los equinoccios.]
+
+Por último, de diciembre á marzo, el Sol seguirá marcha inversa,
+acercándose de nuevo al ecuador, é irá ocupando á la hora de las doce
+alturas cada vez más elevadas; el día crece entonces á 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 hubiéramos
+considerado un horizonte del hemisferio sur, el observador habría notado
+la misma sucesión de fenómenos, pero en orden inverso. La salida y la
+puesta del Sol habrían ido alejándose 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 días más cortos que las noches. De setiembre á marzo,
+alturas meridianas crecientes, salida y puesta más meridionales hasta el
+solsticio de diciembre, días crecientes, y más largos que las noches.
+Desde el solsticio de diciembre á marzo, vuelta del Sol hacia el ecuador
+y disminución de los días, que siguen siendo mayores que las noches.
+
+Tales son los hechos que todo el mundo puede observar en el espacio de
+un año. Vamos á explicarlos.
+
+En el equinoccio, la posición 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, están separados uno de
+otro por un círculo máximo que pasa precisamente por ambos polos y que
+contiene el eje de rotación {fig. 16}. Este círculo de separación de la
+luz y de la sombra se confunde en este momento con uno de los círculos
+meridianos terrestres y, por consiguiente, divide en dos partes iguales
+todos los paralelos.
+
+En virtud de la rotación diurna, todo punto de un paralelo cualquiera
+describe, pues, el día del equinoccio, la mitad de su circunferencia en
+la zona de luz y la otra mitad en la de sombra. El día es igual á la
+noche en toda la Tierra, y bajo todas las latitudes; de esta
+circunstancia se deriva precisamente el nombre de equinoccio.
+
+[Illustración: Fig. 17. La Tierra entre el equinoccio y el solsticio.]
+
+39. =Desigualdad de duración de los días y de las noches.=--Á partir del
+equinoccio de Aries, la Tierra tomará una de las posiciones indicadas en
+la figura 17, porque su eje de rotación sigue siendo paralelo á sí
+mismo, y conservando la misma inclinación sobre el plano de la
+eclíptica. El círculo de separación de la luz y de la sombra dejará de
+pasar por los polos y dividirá en dos partes desiguales á cada paralelo.
+El arco diurno _a M b_, pongamos por ejemplo, será mayor que el nocturno
+_a M' b_. De modo que el día será mayor que la noche, y la diferencia
+entre sus duraciones tanto más considerable cuanto á mayor distancia del
+círculo boreal pase el círculo de iluminación.
+
+Así pues, los días, mayores que las noches, irán creciendo sin cesar
+hasta la época del solsticio de Cáncer, porque en este momento es cuando
+el círculo de separación de la luz y de la sombra alcanzará las regiones
+más distantes del polo. Entre el solsticio de verano y el equinoccio de
+Libra, la Tierra ocupará, respecto del Sol, una serie de posiciones
+idénticas á las que acabamos de examinar, pero en orden inverso. Los
+días boreales, que siguen siendo mayores que las noches, irán
+disminuyendo hasta el momento del nuevo equinoccio, en el cual volverá á
+establecerse entre ellas la igualdad. Entonces la Tierra irá inclinando
+cada vez más hacia el Sol su polo austral, y el arco diurno boreal irá
+siendo más pequeño que el nocturno. Las noches, más largas que los días,
+crecerán constantemente, y alcanzarán su máximum de duración en el
+solsticio de Capricornio (fig. 18), para menguar inmediatamente en
+sentido inverso, hasta el equinoccio de Aries.
+
+[Illustración: Fig. 18. La Tierra en uno de los solsticios.]
+
+=40. El día más largo y la mayor noche del hemisferio boreal.=--Las
+variaciones que acabamos de indicar se efectúan de ese modo en todos los
+puntos de la Tierra comprendidos entre los círculos polares, es decir,
+pertenecientes á la zona tórrida ó á las templadas. Pero las
+desigualdades varían con la latitud, y son tanto más notables cuanto
+mayor es la latitud ó, en otros términos, cuanto más se aleja uno del
+ecuador.
+
+Por lo demás, la altura meridiana del Sol sobre un horizonte dado
+explica estas desigualdades. La amplitud del arco diurno que la rotación
+terrestre hace recorrer al Sol sobre el horizonte, depende efectivamente
+de dicha altura. En el solsticio de Cáncer, allá por el 20 de junio, la
+altura meridiana del Sol es máximum para el horizonte de un lugar
+situado en el hemisferio norte; por eso resulta el día más largo, ó
+mejor dicho, el período de luz más prolongado, y la noche más corta.
+
+Entre el solsticio de Cáncer y cada uno de los equinoccios, la altura
+meridiana del Sol va creciendo durante la primavera y disminuyendo
+durante el verano: los días aumentan para menguar inmediatamente
+después.
+
+Finalmente, en el solsticio de Capricornio, allá por el 21 de diciembre,
+la altura del Sol sobre el horizonte es la más pequeña posible: así es
+que tenemos la época de noche más larga y de día más corto.
+
+Lo que acabamos de decir se aplica al hemisferio norte; en un punto
+cualquiera del hemisferio sur cuya latitud sea superior á 23° 27´, los
+fenómenos se presentan del mismo modo, pero en épocas del año
+correspondientes á posiciones de la Tierra diametralmente opuestas sobre
+su órbita. El día más largo es el del solsticio de Capricornio, y el más
+corto el del solsticio de Cáncer.
+
+=41. Días y noches de la zona intertropical.=--Consideremos ahora algunos
+puntos particulares de la Tierra.
+
+En el ecuador, durante todo el año, la duración del día y de la noche
+son iguales, teniendo cada uno de ellos doce horas. Esto depende de que
+el círculo máximo del ecuador se encuentra siempre dividido en dos
+partes iguales por el círculo 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 época de los equinoccios, el
+Sol describe, para el horizonte de un punto del ecuador, el círculo
+máximo vertical que pasa por los puntos este y oeste. De modo que á las
+doce del día exactamente pasa por el cenit.
+
+Este último fenómeno es común á todas las regiones de la Tierra situadas
+entre el ecuador y ambos trópicos, hasta los 23° 28´ de latitud
+próximamente. En efecto, el eje de rotación se inclina 23° 28´ sobre el
+plano de la eclíptica. Cuando nuestro globo llega, por efecto de su
+movimiento de translación alrededor del Sol, á uno ú otro de los
+solsticios, el radio que une los centros de ambos astros pasa
+precisamente por un punto de uno de los trópicos, y coincide con la
+vertical del lugar.
+
+Así, el día del solsticio de verano, el Sol pasa á la hora de las doce
+por el cenit de todos los puntos situados en el trópico de Cáncer, y el
+día del solsticio de invierno por el cenit de los lugares del trópico de
+Capricornio.
+
+=42. El Sol en el cenit.=--Entre el ecuador y los trópicos, es decir, en
+toda la zona tórrida, se presenta la misma circunstancia dos veces al
+año, porque entonces la altura meridiana del Sol llega á 90° y pasa de
+esto. De ahí resulta que entre estas dos épocas y uno de los solsticios
+el Sol se encuentra á la hora del mediodía más allá de la vertical por
+la parte norte, y durante el resto del año, aquende dicha vertical, por
+la parte del sur. De modo que los habitantes de la zona tórrida ven su
+sombra meridiana proyectada ya hacia el polo, ya hacia el ecuador, esto
+es, al norte ó al sur de su horizonte.
+
+=43. Días y noches de las zonas polares=.--Transportémonos ahora á uno de
+los círculos polares, es decir, á una latitud que sólo dista del polo
+23° 27´.
+
+Desde el equinoccio hasta el solsticio, el día va creciendo sin cesar
+para ese paralelo, lo mismo que para todos los demás lugares de la
+Tierra; pero en el solsticio mismo, la luz del Sol alcanza al paralelo
+completo, de modo que este día el astro permanece 24 horas sobre el
+horizonte. Lo contrario ocurre en el círculo polar del hemisferio
+opuesto, cuya noche dura 24 horas el día del solsticio.
+
+Allende los círculos polares, en los sitios que forman las zonas
+glaciales, los días y las noches tienen duraciones cada vez más
+desiguales. Á 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, elevándose siempre,
+alcanzar al cabo de tres meses su mayor altura, en la época del
+solsticio de Capricornio. Una vez pasado el solsticio, el astro luminoso
+describe en sentido inverso esta especie de espiral, para ponerse tres
+meses más tarde, con lo cual ha suministrado un día de seis meses
+enteros á dichas regiones heladas. Durante este largo intervalo de
+tiempo, el polo boreal se hallaba sumido en la noche, que ahora va á
+empezar para el polo sur.
+
+=44. Duraciones máxima y mínima del día y de la noche en diversas
+latitudes=.--Acabemos este estudio de las variaciones que presentan las
+duraciones relativas de los días y de las noches, presentando en un
+cuadro las duraciones del día más largo y del más corto para cierto
+número de latitudes comprendidas entre los círculos polares:
+
+                              Duración           Duración
+                              del día más largo  del día más corto
+                              y de la mayor      y de la noche
+Latitudes.                    noche.             más pequeña.
+
+Ecuador             0°        12h 0m           12h 0m
+                   15°        12  53             11   7
+Trópicos           23° 27´    13  27             10  33
+                   30°        13  56             10   4
+                   45°        15  26              8  34
+París              48° 50´    16   7              7  34
+Buenos Aires       34° 36´    14  20              9  40
+                   60°        18  30              5  30
+Círculos polares   66° 33´    24   0              0   0
+
+
+
+
+LAS ESTACIONES
+
+
+=45. Las estaciones astronómicas.=--Según se sabe, el año se divide en
+cuatro estaciones, separadas unas de otras por los dos equinoccios y los
+dos solsticios.
+
+La _primavera_ empieza en el momento en que la Tierra pasa por el punto
+equinoccial de la primavera ó, lo que significa lo mismo, en el momento
+en que el Sol atraviesa el ecuador y pasa del hemisferio austral al
+boreal del cielo. Este paso ocurre ordinariamente entre el 20 y el 22 de
+marzo.
+
+El fin de la estación de la primavera y el principio de la de _verano_
+coincide con la época del solsticio siguiente, que se efectúa de
+ordinario hacia el 20 de junio.
+
+El estío acaba y el _otoño_ empieza en el momento en que se verifica el
+segundo equinoccio, es decir, cuando el Sol atraviesa el ecuador para
+volver al hemisferio austral, allá por el 22 de setiembre.
+
+Finalmente, en la época del segundo solsticio, es decir, á eso del 20 ó
+21 de diciembre, empieza la estación de _invierno_, que termina con el
+año astronómico al llegar el equinoccio de primavera.
+
+=46. Porqué tienen desigual duración las estaciones.=--Los equinoccios y
+los solsticios dividen en cuatro partes desiguales la órbita de la
+Tierra, según acabamos de ver. Este hecho bastaría para que las
+estaciones no tuviesen la misma duración; pero esta desigualdad aumenta
+más aún por la circunstancia de que la Tierra se mueve en su órbita con
+rapidez tanto mayor cuanto más cerca del Sol se encuentra, cosa que
+ocurre precisamente cuando recorre los dos arcos más pequeños, los de
+otoño y de invierno.
+
+He aquí las épocas precisas en que se verificaron durante el año 1888
+los equinoccios y los solsticios, esto es, los principios de las cuatro
+estaciones y las duraciones correspondientes de estos períodos:
+
+     El equinoccio de Aries se efectuó el 20 de marzo á las 4h 5m
+     de la mañana (tiempo medio de París). El solsticio de Cáncer el 21
+     de junio, á 0h 23m de la mañana. El equinoccio de Libra el 22
+     de setiembre á las 3h 2m de la tarde. El solsticio de
+     Capricornio el 21 de diciembre, á las 0h 12m de la mañana.
+
+     La duración del otoño austral, ó de la primavera boreal habrá sido,
+     pues, de 92 días 20h 18m. La del invierno austral ó del
+     verano boreal, 93 días 14h 39m. La de la primavera austral ó
+     del otoño boreal, 89 días 18h 10m. La del verano austral ó
+     del invierno boreal (1888-1889), 89 días 0h 34m.
+
+Se ve, por los números que preceden, que el Sol ha permanecido en el
+hemisferio boreal durante 186 días 10h 57m y en el austral sólo
+durante 178 días 19h 44m, lo cual constituye una diferencia de 7
+días 15h 30m en favor de las estaciones estivales del hemisferio
+norte.
+
+[Illustración: Fig. 19. Órbita anual de la Tierra. Las estaciones.]
+
+=47. Las estaciones meteorológicas.=--Las estaciones no son únicamente las
+divisiones naturales del año astronómico, sino que además y casi siempre
+se las considera como períodos que presentan caracteres distintos desde
+el punto de vista de la temperatura de las diversas regiones de la
+Tierra.
+
+En lo relativo al hemisferio boreal, el invierno es generalmente la
+época de los fríos y el verano la de los calores, formando el otoño y la
+primavera períodos intermedios y templados.
+
+En el hemisferio austral, el orden es inverso, por lo menos en cuanto
+las temperaturas dependen de la acción exclusiva y directa de los rayos
+solares. En dichas regiones de la Tierra, las épocas del frío son la
+primavera y el verano, y el otoño é invierno las de grandes calores. Es
+fácil darse cuenta de la oposición de las estaciones en ambos
+hemisferios con sólo estudiar las causas astronómicas de las variaciones
+de la temperatura.
+
+=48. Intensidad de la radiación solar en diversas épocas.=--Si se
+considera en su totalidad el globo terrestre, la cantidad de calor que
+recibe del Sol no depende sino de la distancia entre ambos astros, y
+varía con ella. En el perihelio, allá por el 1º de enero, dicha cantidad
+es la mayor posible; la menor, en el perihelio, hacia el 1º de julio.
+
+Entre estas dos épocas, el calor recibido por el globo varía, á medida
+que cambian las distancias del Sol á la Tierra. Como el eje mayor de la
+órbita divide la curva en dos partes iguales recorridas en el mismo
+tiempo por el planeta, resulta que éste recibe del sol cantidades de
+calor iguales durante cada una de esas mitades de año.
+
+Por otra parte, la observación enseña que la temperatura media de la
+Tierra es casi constante, y que no ha variado de manera sensible desde
+hace miles de años. En consecuencia, podemos sentar que nuestro globo
+pierde cada año, por radiación en el espacio, todo el calor que recibe
+del Sol.
+
+=49. Influencia de la altura del Sol sobre la intensidad de la
+radiación.=--Las variaciones de distancia no bastan á explicar las
+grandes diferencias que se notan en la temperatura de un punto dado en
+las diversas épocas del año, ni la distribución excesivamente desigual
+del mismo elemento en las distintas latitudes. Las causas de esas
+variaciones son de dos órdenes: unas, que dependen de la constitución
+física del globo terrestre y de su atmósfera, son de orden
+meteorológico; otras, puramente astronómicas. No debemos insistir más
+que sobre estas últimas.
+
+Dos causas astronómicas principales determinan la intensidad del calor
+que el Sol irradia hacia un punto dado de la superficie del globo, de la
+cual resulta la temperatura media de un día en una época determinada.
+Estas causas son: en primer lugar, la altura meridiana á que el Sol se
+eleva sobre el horizonte; en segundo lugar, la duración del día, esto
+es, del tiempo que el astro tarda en recorrer su arco diurno.
+
+En física se demuestra que si una superficie se encuentra enfrente de un
+foco de calor, la intensidad del calor incidente es tanto mayor cuanto
+menos oblicuamente se presenta dicha superficie á la acción de los
+rayos. Así, en el momento de salir el Sol, la Tierra recibe su mínimum
+de calor, para irse calentando cada vez más á medida que el movimiento
+diurno, haciendo elevarse el disco del astro, disminuye la oblicuidad de
+sus rayos. Á las doce, el calor recibido alcanza su máximum, para
+empezar á disminuir en seguida hasta la hora del ocaso. Comparando, en
+lo que se refiere á la oblicuidad de los rayos solares, dos días
+cualesquiera tomados en diferentes épocas del año, se ve que la cantidad
+de calor recibida en un punto dado, en cada uno de estos días, depende
+de la altura que alcanza el Sol á al hora de las doce. Ahora bien, esta
+altura varía con las estaciones, siendo cada vez mayor desde el
+equinoccio de primavera hasta el solsticio de verano, para disminuir en
+seguida hasta el equinoccio de otoño; luego sigue bajando hasta el
+solsticio de invierno, en que es lo más pequeña posible.
+
+Finalmente, durante el invierno vuelve á pasar por los valores que ha
+tenido en otoño, hasta el equinoccio de primavera.
+
+=50. Influencia de la duración del día.=--Por último, la temperatura de un
+día depende también del tiempo durante el cual ejercen los rayos solares
+su acción sobre la atmósfera y el suelo. En una palabra, depende de la
+extensión del día. Pues, esta extensión es á su vez, para un punto dado,
+tanto mayor cuanto más considerable es la altura meridiana del Sol; de
+modo que esta segunda causa contribuye en unión de las primeras á hacer
+más cálidas las estaciones de primavera y de verano, y más frías las de
+otoño é invierno.
+
+Esto es, por lo demás, lo contrario de lo que ocurre con el hemisferio
+austral de la Tierra, puesto que, para dos latitudes iguales y opuestas,
+las alturas meridianas del Sol varían en sentido inverso, así como las
+duraciones relativas de los días y de las noches. El otoño y el invierno
+son en él las estaciones más cálidas, y la primavera y el verano las más
+frías.
+
+=51. Variaciones de la temperatura según las latitudes.=--Todo cuanto
+acabamos de decir para explicar las variaciones de la temperatura en un
+punto dado, sirve también para hacer comprender la desigualdad de
+distribución del calor según las latitudes.
+
+La zona tórrida, comprendida entre el ecuador y los dos trópicos,
+comprende las regiones cuya temperatura media anual es más elevada, y en
+que, al mismo tiempo, es menos vivo el contraste entre las estaciones.
+En efecto, el Sol conserva en ellas, durante todo el año, las alturas
+mayores sobre el horizonte. Allí es únicamente, según se ha visto, donde
+alcanza el cenit, y donde sus rayos caen verticalmente sobre el suelo.
+Su altura meridiana mínimum varía entre 66° y 43°, y nunca es inferior á
+este último valor.
+
+En las zonas templadas hay una diferencia más considerable entre las
+temperaturas de las estaciones extremas. Por la época del solsticio de
+invierno, el Sol alcanza escasa altura meridiana, mientras que en el
+solsticio de verano, se eleva á alturas muy cercanas del cenit. Pero lo
+que distingue principalmente dichas zonas de la tórrida, es que la
+duración de los días, durante las estaciones invernales, es mucho menor
+que la de los días de las estaciones estivales.
+
+Finalmente, entre todas las zonas, las menos favorecidas en lo relativo
+á la temperatura, son las glaciales. Durante los largos días de
+primavera y de estío se presentan dichas zonas muy oblicuamente á los
+rayos del Sol, y la ausencia del astro durante sus largas noches de
+otoño y de invierno, acumula en ellas las nieves y los hielos
+convirtiendo á esas regiones en países casi inhabitables.
+
+=52. Épocas del mayor calor y del mayor frío.=--La primavera y el estío
+son dos estaciones que podrían creerse idénticas á primera vista, puesto
+que, dado un punto cualquiera, el Sol pasa en él por las mismas alturas
+meridianas y que los días tienen duraciones sucesivamente iguales. Lo
+mismo pudiera creerse acerca del otoño y del invierno. Sin embargo, la
+observación prueba que la temperatura media del verano es superior á la
+de la primavera, y que los grandes calores se presentan durante el
+verano y no en el solsticio. El invierno es análogamente más frío que el
+otoño, y las temperaturas más rigurosas no coinciden ordinariamente con
+la época del solsticio.
+
+=53. Estaciones meteorológicas de ambos hemisferios.=--Se ha visto que el
+otoño y el invierno, esto es, las estaciones más frías del hemisferio
+boreal, corresponden á las distancias más cortas del Sol y de la Tierra,
+y la primavera y el verano á su mayor alejamiento. Como en el hemisferio
+austral ocurre lo contrario, deberían resultar de esto calores estivales
+más intensos y fríos de invierno más rigurosos. Pero esta causa de
+desigualdad queda compensada por el hecho de que, si bien el calor
+recibido por el hemisferio austral es más intenso durante las dos
+primeras estaciones, la duración de éstas es, por otra parte, menor que
+la de las otras dos.
+
+Sin embargo, dada la igualdad de latitud, la temperatura media del
+hemisferio austral es inferior á la del hemisferio boreal. Las
+observaciones meteorológicas atestiguan la exactitud de este hecho, que
+se encuentra además confirmado por la diversa extensión de los hielos
+alrededor de ambos polos. Mientras que los hielos del boreal se
+extienden sólo hasta el 81° paralelo, en la zona austral los mares se
+hielan hasta el paralelo 71. Mas las causas de estas diferencias no son
+astronómicas: tal fenómeno debe atribuirse á la desigual repartición de
+las tierras y las aguas en los dos hemisferios. El boreal contiene la
+mayor parte de los continentes, mientras que el austral se encuentra
+cubierto en más de las tres cuartas partes por los océanos. Es cierto
+que ambos reciben en un año la misma cantidad de calor solar; pero la
+superficie líquida se enfría con más rapidez que el suelo, porque á
+medida que una capa superficial disminuye de temperatura, su mayor
+densidad la hace bajar, siendo reemplazada por otra inferior, que se
+enfría á su vez. Así pues, la mar pierde más que el suelo firme por la
+radiación nocturna de la Tierra, y esto explica la diferencia que
+acabamos de señalar entre las temperaturas medias del hemisferio sólido
+y del líquido.
+
+
+
+
+LA LUNA SATÉLITE DE LA TIERRA
+
+
+=54. Fases de la Luna.=--La Tierra va acompañada por la Luna en su
+movimiento de rotación alrededor del Sol.
+
+La Luna gira á su vez en torno de la Tierra, y en el mismo sentido que
+nuestro propio movimiento alrededor del Sol, esto es, de occidente á
+oriente. Su revolución se efectúa en un intervalo de 27 días y medio.
+
+Como la distancia de la Luna á la Tierra es considerablemente más
+pequeña que la del Sol, la órbita de aquel astro lo coloca en cada
+revolución en una serie de posiciones respecto de este último, llamadas
+_fases_, y que nos la presentan de manera muy distinta. Ya aparece como
+un disco completamente iluminado; ya la vemos bajo la forma de un
+semi-círculo luminoso; ya, por fin, se limita á una sección más ó menos
+delgada, que es lo que llamamos _media luna_, ó una porción de círculo
+superior á la mitad de esta figura.
+
+=55. Explicación de las fases de la Luna.=--La razón de estos aspectos es
+muy fácil de comprender. Basta para ello con examinar la figura 20, que
+representa una revolución completa de la Luna alrededor de la Tierra. En
+ella se ve á nuestro satélite en ocho posiciones principales sobre su
+órbita, cuyo centro está ocupado por la Tierra. Se supone que el Sol se
+halla fuera de la figura á una distancia igual á cerca de 400 veces la
+de la Tierra á la Luna. Su luz ilumina la mitad superior de ambos
+globos. Examinemos las posiciones sucesivas de la Luna.
+
+En lo alto de la figura, nuestro satélite vuelve hacia la Tierra la
+mitad oscura y, por consiguiente, la Luna queda entonces invisible. Esta
+es la _Luna nueva_, y entonces se dice que se opera la _conjunción_.
+
+El movimiento de la Luna la lleva á su segunda posición, y se empieza á
+ver desde la Tierra una pequeña parte del disco lunar, que parece una
+hoz, cuya convexidad está vuelta hacia el Sol, por la parte de
+occidente. En los días siguientes la _media Luna_ se hace cada vez más
+ancha, y á los 7 y medio próximamente después de la Luna nueva, se
+encuentra iluminada toda una mitad del disco: este es el _cuarto
+creciente_.
+
+[Illustración: Fig. 20. Órbita de la Luna. Explicación de las fases.]
+
+En los días siguientes, nuestro satélite vuelve hacia la Tierra
+porciones cada vez mayores de su mitad iluminada, hasta que llega á la
+quinta posición, esto es, la que se encuentra situada en la parte
+inferior de la figura, y en la cual vuelve hacia nosotros la mitad
+entera. Entonces se ve iluminado completamente el disco; este es el
+momento de la _Luna llena_ ó de la _oposición_, porque al llegar este
+momento nuestro satélite ocupa, respecto de la Tierra, una posición
+opuesta á la del Sol. La Luna llena se verifica 14 días y cuarto
+próximamente después de la nueva.
+
+El movimiento continúa y la Luna vuelve á ocupar en la segunda mitad de
+su revolución, pero en sentido inverso, posiciones completamente
+análogas á las de la primera. El disco presenta porciones iluminadas
+menguantes, primero el semi-círculo luminoso, luego las _hoces_ ó
+_medias Lunas_, cada vez más estrechas y que entonces vuelven su
+convexidad hacia oriente. En los días 21º á 22º de la revolución se
+presenta el _cuarto menguante_, y á los 29 y medio, la Luna ha vuelto á
+hacerse invisible: ha terminado, pues, la _lunación_.
+
+[Illustración: Fig. 21. Movimiento propio de la Luna.]
+
+Se llama, en efecto, _lunación_ el período que recorre así nuestro
+satélite entre dos conjunciones consecutivas, ó, lo que es lo mismo,
+entre dos lunas nuevas.
+
+=56. Lunación.=--Ya se ha visto que la Luna efectúa su revolución
+alrededor de la Tierra en 27 días y 1/4 próximamente, mientras que la
+lunación es de 29 días y medio. Esta diferencia procede de que, mientras
+la Luna efectúa una revolución sobre su órbita, la Tierra recorre
+igualmente, en el mismo sentido, un arco de la suya. La Luna, que ha
+dado una vuelta entera, se presenta otra vez á coincidir con la misma
+estrella; pero no ha llegado aún á su misma posición respecto del Sol, y
+como necesita aún 2 días y 5 horas más para realizar este regreso,
+resulta que se debe añadir esta diferencia á la duración de la
+revolución sobre la órbita, para obtener el tiempo exacto que tarda en
+efectuarse la lunación.
+
+=57. Movimiento propio de la Luna.=--El movimiento de la Luna alrededor de
+la Tierra no se manifiesta sólo por las fases ó apariencias variadas de
+su disco.
+
+También se le observa por el movimiento de la Luna sobre la bóveda
+celeste. Si este astro permaneciese inmóvil, tendría el mismo movimiento
+diurno que las estrellas, y se le vería ocupar siempre el mismo sitio en
+las constelaciones. Por el contrario, de un día á otro cambia de lugar
+retrocediendo hacia el oriente, como es fácil comprobarlo en el curso de
+una misma noche. Dicho movimiento de occidente á oriente es, en efecto,
+muy sensible, y llega á 13 grados próximamente en 24 horas.
+
+
+
+
+ECLIPSES DE SOL Y DE LUNA
+
+
+=58. Órbita de la Luna.=--La órbita que la Luna describe alrededor de la
+Tierra no está en el mismo plano que la de la Tierra alrededor del Sol.
+Aquél se inclina sobre la eclíptica formando un ángulo de 5 grados
+próximamente.
+
+Examinando la figura que nos ha servido para explicar las fases, es
+fácil ver:
+
+Que si la Luna describiese su órbita en el plano de la eclíptica, al
+llegar cada Luna nueva ó novilunio, la mitad oscura que este astro
+presenta á la Tierra, se encontraría opuesta necesariamente al Sol en
+línea recta; como los discos de ambos cuerpos tienen la misma dimensión
+aparente, la luna ocultaría el Sol á la Tierra, durante todo el tiempo
+de su paso en conjunción. El Sol sería invisible para las partes de la
+Tierra sobre que proyectara su sombra nuestro satélite; en una palabra,
+habría _eclipse de Sol_;
+
+Que, en el mismo supuesto, al llegar la época de la oposición ó el
+plenilunio, habría eclipse de Luna, puesto que entonces la Tierra se
+hallaría interpuesta en línea recta entre el Sol y nuestro satélite.
+Este último quedaría sumido, pues, en la sombra de la Tierra.
+
+De modo que en cada lunación habría dos eclipses, uno de Sol y otro de
+Luna, separados entre sí por un intervalo de catorce días y medio
+próximamente.
+
+=59. Inclinación sobre la eclíptica de la órbita de la Luna.=--Todo el
+mundo sabe que los fenómenos de esta clase son mucho más raros, lo cual
+depende de que, como la órbita lunar se encuentra en un plano inclinado
+respecto de la órbita de la Tierra, una mitad de esta órbita es descrita
+por encima de la eclíptica, y la otra mitad por debajo. En la época del
+novilunio, nuestro satélite se encuentra, es verdad, en la dirección
+indicada, pero ya por encima ya por debajo del disco de la Tierra; y la
+sombra proyectada por él en el espacio pasa por encima ó por debajo de
+nuestro globo.
+
+De análoga manera, en la oposición ó durante el plenilunio, la sombra de
+la Tierra que se encuentra necesariamente en el plano de la eclíptica,
+pasa por encima ó por debajo de la Luna sin tocarla, y no hay eclipse.
+
+=60. Condiciones de posibilidad de los eclipses.=--No olvidemos, sin
+embargo, que la Luna, para describir su órbita ya por encima ya por
+debajo del plano de la órbita terrestre, pasa necesariamente dos veces
+por este plano, en cada revolución. Dichos dos puntos se denominan
+_nodos_.
+
+Ahora bien, los nodos de la Luna cambian de posición, moviéndose sobre
+la órbita, y ocurre de tiempo en tiempo que la Luna se encuentra en uno
+y luego en el otro de estos nodos, en los instantes en que es también
+_Luna nueva_ y _Luna llena_. Cada vez que se efectúa la mencionada
+coincidencia, hay eclipse de Sol ó de Luna, puesto que entonces Luna,
+Tierra y Sol se encuentran en línea recta. Lo que hemos dicho arriba
+sobre lo que ocurriría en la hipótesis de que la órbita lunar
+coincidiese con la eclíptica, se aplica en todo su rigor á los casos que
+acabamos de indicar.
+
+Ahora es posible darse cuenta de la razón que ha hecho dar su nombre al
+plano de la _Eclíptica_ ó de la órbita terrestre. Los eclipses no son
+posibles más que cuando la Luna pasa por este plano.
+
+[Illustración: Fig. 22. Eclipse total de Sol.]
+
+=61. De los eclipses de Sol.=--Distínguense tres especies de eclipses
+solares. Unos son _totales_: en ellos el disco oscuro de la Luna cubre
+enteramente la superficie aparente del astro radioso (fig. 22). Los
+demás son _parciales_, es decir que en ellos sólo se oculta una parte
+más ó menos grande del disco solar que aparece recortado. Por fin, hay
+eclipses de Sol _anulares_, que se verifican cuando el disco de la Luna
+no es bastante grande para ocultar enteramente el del Sol; entonces un
+anillo luminoso de cierto ancho desborda alrededor del hemisferio oscuro
+de la Luna.
+
+Esto equivale á decir que el cono de sombra pura proyectado por la Luna
+nueva hacia la Tierra, alcanza ó no la superficie de nuestro globo. Si
+llega á dicha superficie, hay eclipse total para todos los puntos de la
+Tierra que entran en su circunferencia, y parciales para cuantas
+regiones sólo quedan sumidas en la penumbra. Este es el caso
+representado por la figura 23.
+
+[Illustración: Fig. 23. Eclipse anular de Sol.]
+
+Según esto, las condiciones de posibilidad de los eclipses totales de
+Sol son las siguientes:
+
+La Luna debe hallarse en _conjunción_, esto es, ha de ser _novilunio_.
+
+Este astro debe encontrarse además en las cercanías de uno de sus nodos.
+
+Finalmente, su distancia á la Tierra debe ser menor que la longitud del
+cono de sombra pura proyectado por ella en el espacio.
+
+Las mismas condiciones, excepto la última, son las de los eclipses
+anulares de sol.
+
+=62. Visibilidad de los eclipses de Sol.=--Los eclipses de Sol no son
+visibles más que en una porción muy limitada de la superficie de la
+Tierra. Es perfectamente evidente, en primer lugar, que el fenómeno es
+completamente invisible en todos los puntos de la Tierra para los cuales
+no ha salido aún el Sol mientras dura el eclipse entero. Pero esto es
+también exacto para otros muchos puntos de la Tierra, y la razón se
+comprende sin dificultad.
+
+En efecto, la Luna tiene un diámetro que es casi cuatro veces inferior
+al de la Tierra. Su cono de sombra es, en su mayor anchura, demasiado
+estrecho para que nuestro globo entero quepa en él; y hacia las
+extremidades, sus dimensiones son bastante pequeñas para no producir en
+la superficie de nuestro globo más que un círculo negro de unas 22
+leguas de ancho. Según esto, un eclipse de Sol no es total, en un mismo
+instante físico, sino para un círculo de dicha dimensión. Sólo que los
+movimientos combinados de la rotación terrestre y lunar hacen que en
+realidad el cono de sombra se pasee por gran parte de la superficie de
+la Tierra, describiendo esta superficie una curva oscura. Las mismas
+observaciones se aplican á la penumbra.
+
+=63. Eclipse de Luna; condiciones de posibilidad.=--Los eclipses de Luna
+pueden ser también parciales ó totales; pero nunca anulares, porque el
+cono de sombra de la Tierra tiene siempre, aún en las mayores distancias
+á que puede hallarse el satélite, dimensiones mucho más considerables
+que el disco lunar mismo.
+
+Los eclipses de Luna no pueden efectuarse más que en la época de la
+oposición ó en plenilunio, con tal sin embargo que dicho astro se
+encuentre en uno de sus nodos ó á escasa distancia de ellos. En
+definitiva, para que el fenómeno ocurra, es indispensable que el globo
+lunar atraviese los conos de sombra y de penumbra que la tierra proyecta
+en el espacio, conos cuyo eje común coincide necesariamente con el plano
+de la eclíptica.
+
+Si la penetración en la sombra pura es completa, el eclipse de Luna es
+total; si el astro sólo penetra en parte en dicho cono, el eclipse es
+parcial.
+
+Finalmente, el eclipse total se llama central cuando la Luna atraviesa
+el cono de sombra en su mayor diámetro, lo cual exige evidentemente que
+el instante de la oposición coincida con el paso de la Luna por su nodo.
+
+=64. Aspecto de la Luna durante un eclipse.=--Al principio de un eclipse
+total de Luna se observa primeramente una disminución marcada de la luz
+del disco; la Luna entra en este momento en la penumbra. Luego, y de
+pronto, se forma sobre el contorno un pequeño recorte oscuro que invade
+poco á poco la parte luminosa del disco; pero este recorte dista mucho
+de ser tan marcado como el de los eclipses solares. Su forma es
+circular; pero de una curvatura menos pronunciada, circunstancia fácil
+de prever y que el cálculo confirma, puesto que el diámetro de la sombra
+de la Tierra es casi tres veces tan grande como el diámetro lunar.
+
+=65. Forma y dimensión de la órbita lunar.=--La órbita de la Luna no es
+circular; su forma es la de una elipse en uno de cuyos focos se hallara
+la Tierra.
+
+De ahí resulta que la distancia de nuestro satélite á nuestro globo es
+ya mayor, ya menor. Su distancia media, calculada tomando como unidad el
+radio del ecuador de la Tierra, es algo más de 60. Expresándola en
+kilómetros, se encuentran 384,000, ó sean 96,000 leguas. En su mayor
+distancia ó apogeo, la luna se halla á 101,000 leguas; en el perigeo,
+sólo dista de nosotros 91,000 leguas. Estos números se aplican á los
+centros de ambos astros.
+
+[Illustración: Fig. 24. Dimensiones comparadas de la Tierra y de la
+Luna.]
+
+=66. Dimensiones de la Luna.=--Conociendo la distancia de la Luna á la
+Tierra se han podido deducir las dimensiones de su diámetro, su
+superficie y su volumen.
+
+El diámetro es algo mayor que la cuarta parte del diámetro de nuestro
+globo: equivale, en efecto, á sus 27 centésimos, lo que hace en
+kilómetros 6,950, ó sean unas 1,738 leguas. La Luna mide 11,000
+kilómetros de contorno.
+
+Su superficie es la 13ª parte de la terrestre; su volumen, la 49ª parte
+próximamente del de nuestro globo.
+
+=67. Rotación de la Luna.=--Examinando las manchas que cubren el disco
+lunar, no se tarda en reconocer, si se continúa este examen durante
+algún tiempo, que la Luna presenta siempre las mismas á la Tierra, es
+decir, que vuelve constantemente hacia nosotros el mismo hemisferio.
+Este hecho constituye una prueba de que la Luna tiene movimiento de
+rotación que dura lo mismo que la revolución sideral. Nada más que por
+el hecho de presentar siempre la Luna la misma cara á la Tierra, que es
+el centro de su movimiento, resulta claro que, dado un punto del espacio
+celeste más ó menos distante de la órbita lunar, nuestro satélite debe
+por el contrario presentar, en el mismo intervalo, todas sus caras á un
+observador colocado en dicho punto.
+
+=68. Montañas de la Luna.=--=Constitución física.=--Cuando se estudia la
+Luna por medio de un telescopio de bastante alcance, se ven en la
+superficie de su disco multitud de asperezas cuya presencia se acusa más
+aún por las sombras que proyectan en la dirección opuesta á la del Sol.
+La mayor parte de esas asperezas que no son más que las montañas de la
+Luna, tienen forma circular que las hace parecerse á grandes circos, ó á
+los cráteres de los volcanes terrestres. Las hay de todas dimensiones.
+La altura de muchas de estas montañas ha sido medida; casi todas son muy
+elevadas, y son varias las que suben tanto como las principales cimas de
+la Tierra.
+
+Rigurosamente hablando, en la Luna no hay cordilleras de montañas ó, por
+lo menos, las alturas que se denominan así, son sólo los bordes ó
+barreras, en parte ruinosas, de grandes cavidades circulares, á las
+cuales ha hecho dar el nombre de _mares_ el color agrisado de su fondo.
+Pero se ha reconocido que en la Luna no hay agua, y por tanto tampoco
+océanos, así como no existe en ella atmósfera alguna.
+
+Por efecto de su revolución alrededor de la Tierra y de su rotación
+sobre su eje, la Luna presenta sucesivamente al Sol todos los puntos de
+su superficie, durante la lunación, que se efectúa, según ya se ha
+visto, en 29 días y medio. De ahí resulta que el día y la noche lunares
+tienen en junto 709 horas. En el ecuador del mencionado astro, la
+duración de los días es igual á la de las noches, siendo por tanto una y
+otra de 354 horas y media. En las polos, el Sol permanece sobre el
+horizonte 179 días, esto es, casi la mitad de uno de nuestros años. Ese
+día viene seguido por una noche de análoga extensión.
+
+
+
+
+EL SOL
+
+
+=69. Foco de las órbitas de los planetas.=--El Sol es el foco común de las
+órbitas de los planetas, esto es, de los astros que efectúan á su
+alrededor un movimiento periódico de revolución, como lo hace la Tierra.
+Está inmóvil respecto de ellos, á los cuales envía su luz y su calor.
+
+Todo el mundo sabe que esta luz es tan viva que no se puede mirar al Sol
+de frente, á menos que alguna nube ó la niebla no se interpongan entre
+su disco y la vista del observador; en este último caso, es fácil ver
+que dicho disco tiene forma perfectamente circular y que el Sol es
+esférico, lo mismo que la Tierra y la Luna.
+
+Sus dimensiones aparentes son con corta diferencia las mismas que las de
+la Luna; pero como su distancia á la Tierra es mucho mayor que la á que
+se encuentra nuestro satélite, sus dimensiones verdaderas son también
+infinitamente mayores. Entremos en algunos detalles sobre este punto.
+
+70. =Distancia del Sol á la Tierra.=--La distancia del Sol á la Tierra
+ha sido calculada por procedimientos que no podemos describir aquí. Se
+ha hallado que en su término medio equivale á 23,200 radios del ecuador
+terrestre, esto es, en números redondos, á 148 millones de kilómetros, ó
+á 37 millones de leguas. Es unas 384 veces la distancia de la Luna.
+
+Estos últimos números dan la distancia media: las extremas se deducen de
+ellos fácilmente, cuando se recuerda que la diferencia en más ó en menos
+es de la 60ª parte próximamente de la distancia media. Entonces se
+encuentra que el Sol, en la época de su máximum, se halla alejado de la
+Tierra 23,600 radios terrestres, ó 37,600,000 leguas, y en su distancia
+mínima 22,000 radios ó 36,350,000 leguas.
+
+Como la distancia media sirve de unidad á todas las restantes, sea en
+nuestro mundo solar, sea en el sideral, haremos algunas comparaciones
+para que se comprenda mejor que por una simple enumeración de cifras,
+cuan considerable es. Por lo demás, no hay dificultad para efectuar los
+cálculos cuyos resultados damos aquí: un tren expreso de camino de
+hierro que anduviese sin pararse 50 kilómetros por hora, no llegaría al
+Sol sino al cabo de 336 años y 7 meses. Si el sonido pudiera propagarse
+á través de los espacios celestes, desde el Sol á la Tierra, uno cuya
+intensidad fuera bastante grande para agitar el aire en espacio tan
+grande, no sería percibido por nosotros hasta los 13 años y 3/4
+próximamente después de su emisión. Por último, la misma luz, cuyo
+movimiento de propagación es el más rápido de todos los movimientos
+conocidos, tarda 8 minutos y 16 segundos para recorrer la misma
+distancia, no obstante su velocidad de 300,000 kilómetros por segundo.
+
+71. =Dimensiones del Sol.=--Vengamos ahora á las dimensiones del Sol. El
+radio de esta inmensa esfera equivale á más de 108 veces el radio
+ecuatorial de la Tierra. Calculándolo en kilómetros, mide 692,000 ó sean
+173,000 leguas, lo que da 4,350,000 kilómetros próximamente para la
+circunferencia de uno de sus círculos máximos.
+
+Si de las dimensiones lineales pasamos á las superficiales, se
+encuentran 6,000,000 de millones de kilómetros cuadrados, esto es,
+11,800 veces la superficie terrestre.
+
+[Illustración: Fig. 25. Dimensiones comparadas del globo del Sol y de la
+órbita de la Luna.]
+
+Finalmente, el volumen del Sol no es inferior á 1,280,000 veces el de
+nuestro globo, lo que da, en cubos de un kilómetro de lado, la cifra
+enorme de 1,381,000,000,000,000,000.
+
+Según se ha visto antes, la Luna se encuentra á una distancia media de
+la Tierra igual á 60 radios terrestres próximamente. Si se imaginara,
+pues, que el centro de la esfera solar viniese á coincidir con el centro
+de la Tierra, no sólo se encontraría comprendida toda la órbita de la
+Luna dentro del cuerpo del Sol, sino que sobraría 48 veces más el radio
+de la Tierra entre la circunferencia de aquella órbita y la del inmenso
+astro. La figura 25 da idea exacta de dichas proporciones y del
+prodigioso tamaño del astro que distribuye en nuestro sistema la luz y
+el calor.
+
+Para representar al Sol, la Tierra y la Luna en sus verdaderas
+proporciones de tamaño y de distancia, habría que disponer las imágenes
+de esta manera. La Luna debería hallarse representada por un grano de
+munición de 1 milímetro de diámetro. Á la distancia de 11 centímetros de
+éste, se colocaría otro de 4 milímetros de diámetro, que sería la
+Tierra. Y siguiendo la misma escala, el Sol quedaría representado por un
+globo de 40 centímetros de diámetro, colocado á 42 metros de los dos
+granos, para que la distancia fuera proporcional á las dimensiones
+elegidas.
+
+=72. Manchas del Sol.=--Visto á través de una neblina suficientemente
+transparente, el disco parece de deslumbradora blancura. Pero si se le
+observa con un anteojo provisto de un vidrio ahumado, se notan en la
+superficie del cuerpo solar pequeñas manchas, rodeadas de una envoltura
+agrisada. Estas manchas son en ocasiones redondas, pero á menudo
+presentan también las formas más variadas é irregulares.
+
+Se ha observado que se mueven siempre en el mismo sentido, y de esos
+movimientos se ha deducido que el Sol gira uniformemente alrededor de
+uno de sus diámetros y que la mencionada rotación dura 25 días
+próximamente.
+
+El Sol tiene luz propia, y su masa se encuentra en estado de continua
+incandescencia; su globo está envuelto por una capa de hidrógeno en
+ignición.
+
+Por el contrario, los planetas carecen de luz propia y se limitan á
+recibir y reflejar la del Sol. Esto lo sabemos ya en lo tocante á la
+Tierra y á la Luna, y lo que no tardaremos en ver también respecto de
+los demás cuerpos que efectúan revoluciones alrededor del gran astro.
+
+Si el Sol se encontrara á distancias tan grandes como las estrellas que
+más cerca se hallan de nosotros, sólo se presentaría á nuestra vista
+como un sencillo punto luminoso; de lo cual se deduce que el astro
+central de nuestro sistema no es sino una estrella, ó que cada estrella
+es un Sol análogo al nuestro.
+
+
+
+
+LOS PLANETAS
+
+
+=73. Los Planetas=.--Ya hemos dicho que la Tierra no es el único cuerpo
+que circula alrededor del sol. Otros siete planetas, cuatro de los
+cuales tienen dimensiones más considerables que nuestro globo, y tres
+que las alcanzan casi iguales ó un poco más pequeñas, efectúan sus
+revoluciones periódicas alrededor del gran astro, en tiempos que varían
+de 87 días á 165 de nuestros años.
+
+Los ocho planetas son, par orden de sus distancias al Sol:
+
+Mercurio
+
+Venus
+
+La Tierra
+
+Marte
+
+Júpiter
+
+Saturno
+
+Urano
+
+Neptuno
+
+Además, entre Marte y Júpiter circulan multitud de planetas muy
+pequeños, separando así á los planetas inferiores de los grandes
+planetas. Llámaseles _pequeños planetas_ ó _planetas telescópicos_,
+porque no se les puede ver más que con anteojos poderosísimos. Se
+conocen en la actualidad 271, y cada año se descubren otros nuevos.
+
+Entre los planetas medios hay dos que están acompañados de satélites,
+los cuales circulan alrededor de ellos del mismo modo que los planetas
+lo efectúan en torno del Sol. Son la Tierra con la Luna y Marte con 2
+satélites. También los grandes planetas tienen satélites. Júpiter posee
+cuatro; Saturno, ocho; Urano, cuatro; y Neptuno, uno solo.
+
+Contando todos estos cuerpos, y entre ellos el Sol, se encuentra que el
+sistema planetario está compuesto de 300 astros, de ellos 279 planetas y
+20 satélites.
+
+=74. Distancia de los Planetas al Sol.=--He aquí las distancias medias de
+los 8 planetas principales al Sol, representadas primero tomando por
+unidad la de la Tierra, y luego en millones de kilómetros:
+
+Mercurio          0.387  ó   57 millones de kil.
+Venus             0.723     107     --
+La Tierra         1.000     148     --
+Marte             1.524     225     --
+Júpiter           5.203     770     --
+Saturno           9.538   1.400     --
+Urano            19.183   2.832     --
+Neptuno          30.035   4.428     --
+
+=78. Duración de las revoluciones de los Planetas.=--Las duraciones de las
+revoluciones en días y años de la Tierra son las siguientes:
+
+Mercurio          88 días.
+Venus            225  --
+La Tierra        365, 25
+Marte      1 año 322 días.
+Júpiter   12  "  315  "
+Saturno   29  "  167  "
+Urano     84  "    7  "
+Neptuno  164  "  280  "
+
+=76. Planetas inferiores; superiores.=--Dos de los ocho planetas
+principales están como se ve, más cercanos que la Tierra al Sol; por el
+contrario, cuatro se encuentran más distantes. Los primeros se llaman
+_planetas interiores_ ó _inferiores_; los otros, entre los cuales se
+deben incluir los telescópicos, se denominan _planetas exteriores_ ó
+_superiores_.
+
+Como Mercurio y Venus describen órbitas que se encuentran envueltas por
+las de la Tierra, parecen oscilar hacia una y otra parte del Sol; ya
+pasan delante del astro, y á veces sobre su propio disco, donde se las
+ve destacarse á manera de pequeñas manchas negras y redondas; ya pasan
+por detrás del Sol. Estos planetas, vistos con el telescopio, presentan
+fases como la Luna, y por las mismas razones que ella. Cada uno de
+dichos cuerpos está animado de un movimiento de rotación que dura casi
+lo mismo que el de nuestro globo. En efecto, mientras la Tierra gira
+sobre su eje en... 23 h. 56 m.
+
+Mercurio lo hace en... 24 h. 50 m. y.
+
+Venus, en... 23 h. 21 m.
+
+=77. Mercurio y Venus.=--Mercurio es más pequeño que la Tierra. Su
+diámetro equivale á algo menos de los 4 décimos del terrestre, lo que da
+como volumen algo más de la mitad. En cuanto á Venus, sus dimensiones
+son casi las mismas que las de nuestro globo. La luz de estos dos
+planetas es tan viva, que no se puede distinguir nada en su superficie,
+cuando se les examina con el telescopio. Sin embargo, algunas manchas
+distinguidas en Venus, y algunas desigualdades sobre el contorno de
+Mercurio, han hecho suponer que en sus superficies existen altas
+montañas.
+
+Las órbitas de los planetas superiores envuelven por completo la de la
+Tierra, de modo que nunca los vemos pasar por delante del Sol; pero en
+cambio, van periódicamente á colocarse en el sitio opuesto al Sol, y nos
+presentan un hemisferio completamente iluminado. Como esta posición
+coincide, además con sus más pequeñas distancias á la Tierra, los
+planetas mencionados pueden ser objeto de fructuoso estudio.
+
+=78. Marte.=--Entremos en más detalles sobre cada uno de los planetas
+superiores.
+
+La órbita que Marte describe alrededor del Sol es, como todas las
+órbitas planetarias, una elipse; pero, después de la de Mercurio,
+ninguna es tan prolongada, quiero decir, tan distinta del círculo como
+ésta. Así es que las distancias de Marte al Sol varían entre 204 y 246
+millones de kilómetros, según que el planeta se encuentre en su
+perihelio ó en su afelio. Sus distancias á la Tierra son igualmente muy
+diversas, siendo la más pequeña posible cuando Marte se halla en
+oposición, á 56 millones de kilómetros próximamente.
+
+El globo de Marte es ligeramente aplanado, y presenta manchas de color
+gris verdoso, que han permitido hacer constar la existencia de un
+movimiento de rotación que dura 24 horas 37 minutos. En sus polos se
+notan manchas más blancas que el resto del disco; se ha observado que
+las dimensiones de estas manchas varían y alcanzan precisamente su
+máximum durante la estación de invierno de cada hemisferio. Es probable,
+por tanto, que esas manchas son producidas por las nieves y hielos de
+cada polo, más abundantes y extensas en la época de los fríos. En cuanto
+á las manchas oscuras, son probablemente los mares de Marte, y las
+partes brillantes y rojizas, sus continentes y sus islas.
+
+Las estaciones en Marte deben presentar grandes analogías con las de la
+Tierra, por ser poco más ó menos análoga la inclinación del eje de
+rotación sobre la órbita. Pero su duración es mucho mayor, y el año de
+Marte se compone de 668 días. Este planeta tiene dos satélites, que
+efectúan sus revoluciones en tiempos muy cortos: 7 horas y 39 minutos
+para el más cercano al astro central y 30 horas 18 minutos para el
+segundo.
+
+El globo de Marte no mide más que los 15 centésimos del terrestre, y es
+por tanto unas 7 veces más pequeño. Su diámetro mide 6,800 kilómetros,
+1,700 leguas.
+
+=79. Júpiter.=--Éste es el mayor de todos los planetas. Su volumen
+equivale a 1,820 veces el de la Tierra, y el diámetro de su ecuador
+supera 11 veces el diámetro ecuatorial terrestre: mide, en efecto,
+140,000 kilómetros.
+
+Mirándolo á simple vista, Júpiter presenta el aspecto de una estrella de
+primera magnitud; pero en los telescopios es un hermoso globo, surcado
+por bandas agrisadas, y visiblemente aplanado en las extremidades de un
+mismo diámetro, que es su eje de rotación. En efecto, algunas manchas
+permanentes han permitido demostrar aquel movimiento, y medir su
+duración, que es de 9 horas y 56 minutos. De modo que el día es en
+Júpiter 2 veces y 1/2 más corto que sobre la Tierra, y como su año es
+por el contrario casi once veces mayor, resulta que se compone de un
+número mucho mayor de días del planeta, esto es, de 10,477.
+
+El eje de rotación forma casi un ángulo recto con el plano de la órbita.
+Las desigualdades de los días y de las noches, así como las de las
+estaciones, son por tanto poco pronunciadas en Júpiter.
+
+[Illustración: Fig. 26. Júpiter acompañado de sus satélites]
+
+Este astro va acompañado por cuatro satélites que circulan á su
+alrededor en tiempos desiguales. He aquí sus nombres, sus distancias al
+planeta, y la duración de sus revoluciones:
+
+Io................. 104.000 kil.   1 día 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.
+
+[Illustración: Fig. 27. Saturno con su anillo y sus satélites.]
+
+=80. Saturno.=--Júpiter es sin duda el más voluminoso de los planetas;
+pero Saturno es el más extraordinario. No sólo se mueve en el cielo
+llevando un cortejo de ocho satélites, sino que posee además un apéndice
+singular, que lo distingue de todos los cuerpos celestes conocidos: este
+apéndice consiste en un anillo, ó mejor dicho, en un sistema de anillos
+que rodean su globo, del cual son completamente independientes.
+
+En su movimiento de revolución alrededor del Sol, cuyo período
+comprende, según ya se ha visto, cerca de 30 años terrestres, Saturno se
+presenta bajo aspectos muy diversos, por efecto de la oblicuidad
+aparente de su anillo. Ya se le ve como un globo que sobresale por cada
+lado sobre el apéndice anular, y entonces el anillo tiene la forma de
+una elipse más ó menos abierta ó aplanada; ya se encuentra el planeta
+enteramente envuelto; ya, finalmente, se le diría privado de su anillo,
+que sólo se distingue como una línea recta luminosa, ó á manera de una
+oscura, que viene á ser la sombra proyectada por dicho anillo sobre el
+disco de Saturno.
+
+=81. Dimensiones de Saturno; su rotación.=--Este astro es 718 veces tan
+voluminoso como la Tierra; hállase fuertemente aplanado en las
+extremidades de su diámetro ó eje de rotación; el diámetro ecuatorial
+equivale á más de 9 veces el de la Tierra, y mide unos 118,000
+kilómetros.
+
+La rotación de Saturno dura 10 horas y cuarto. Los anillos, cuyo plano
+coincide casi completamente con el plano del ecuador del planeta, tienen
+también un movimiento de rotación que dura lo mismo que el del planeta.
+
+=82. Urano y Neptuno.=--Los dos planetas más lejanos del Sol, Urano y
+Neptuno, no son visibles á simple vista. Así fué que los antiguos no los
+conocieron, y que no se les ha descubierto hasta 1781 y 1846. Ambos son
+mayores que la tierra: Urano equivale á 69 globos terrestres y Neptuno á
+55.
+
+El primero de estos planetas tiene cuatro satélites, que efectúan sus
+revoluciones en 2 días 12 horas, 4 días 3 horas, 8 días 17 horas y 13
+días 11 horas.
+
+Neptuno no posee más que un solo satélite, cuya revolución dura 5 días y
+21 horas.
+
+=83. Los pequeños planetas.=--Entre Marte y Júpiter se mueven
+numerosísimos planetas muy pequeños, casi todos invisibles á simple
+vista, los cuales circulan alrededor del Sol en períodos que parecen
+comprendidos entre 1,000 y 2,500 días próximamente, á distancias del
+foco común comprendidas entre 2 y 4 veces próximamente la distancia
+media de la Tierra al Sol. Los cuatro más notables en esta multitud de
+astros telescópicos son Palas, Juno, Vesta y Ceres, precisamente los
+primeros descubiertos.
+
+Hoy se conocen 271 de estos cuerpos celestes.
+
+
+
+
+LOS COMETAS
+
+
+=84. Los cometas. Núcleos y cabellera, colas.=--Además del Sol, los
+planetas y sus satélites, el sistema solar comprende un número bastante
+considerable de astros que se mueven alrededor del foco común; pero que
+se distinguen de los planetas, sea por la naturaleza de sus órbitas, sea
+en caracteres físicos particulares.
+
+[Illustración: Fig. 28. Cometa de 1811.]
+
+Estos astros son los _cometas_.
+
+Si nos referimos á la etimología de la palabra, _cometa_ significa astro
+_cabelludo_. En efecto, la mayor parte de las veces un cometa aparece
+como una estrella cuyo núcleo luminoso se encuentra rodeado por una
+nebulosidad más ó menos brillante, á la cual daban los astrónomos
+antiguos el nombre de _cabellera_.
+
+Independientemente de esta aureola vaporosa, el núcleo del astro se
+presenta acompañado la mayor parte de las veces por una prolongación
+cuya longitud varía de un cometa á otro y aun tratándose del mismo
+cometa: esta prolongación luminosa, este apéndice nebuloso es lo que se
+denomina _cola_ del cometa. La forma de la cabellera, sus dimensiones
+aparentes y reales, el aspecto y dimensiones de la cola, son sumamente
+variables. Se han visto cometas de dos y más colas.
+
+=85. Forma de las órbitas cometarias.=--Los cometas efectúan, lo mismo que
+los planetas, movimientos de rotación alrededor del Sol; pero sus
+órbitas son curvas mucho más prolongadas. Y hasta diremos que la mayor
+parte de estas órbitas parecen ser curvas de ramas infinitas que se
+denominan parábolas. Los cometas que tienen tales órbitas, después de
+haberse acercado al Sol y á la Tierra lo bastante para ser visibles, se
+alejan de ellos para no volver á presentarse.
+
+=86. Número de los cometas.=--El número de cometas es considerable. Desde
+la antigüedad hasta nuestros días se han observado más de 800; pero
+desde que se les busca con el telescopio, su número va creciendo con
+enorme rapidez. Es probable que hay que contarlos por millones, lo cual
+parece justificar la expresión de Képler, quien los consideraba tan
+numerosos como lo son los peces en el mar.
+
+Pero sólo muy pocos astros de esa clase, aun entre aquellos cuyos
+períodos de revolución se han calculado, se han presentado por dos ó más
+veces ante la vista humana. Hoy se conocen catorce de ellos, desde el
+cometa de Halley, que se presenta cada 76 años, hasta el de Encke, que
+tiene un período de 3 años y 4 meses.
+
+=87. Estrellas errantes, bólidos, aerolitos.=--Se da el nombre de
+estrellas _errantes_ á unos meteoros que se presentan, en un cielo
+sereno, bajo el aspecto de puntos luminosos que corren por entre las
+estrellas. Diríase á primera vista que son estrellas desprendidas de la
+bóveda celeste, que caen y se apagan. Su brillo aparente es tan diverso
+como el de las estrellas propiamente dichas; pero en ocasiones se ven
+algunas que alcanzan la primera magnitud y superan en resplandor á Venus
+y Júpiter, presentando un disco parecido y dimensiones apreciables.
+Entonces se les da más bien el nombre de _bólidos_.
+
+Algunos de estos meteoros, después de recorrer en el cielo una
+trayectoria de cierta extensión, estallan y se dividen en fragmentos que
+se precipitan sobre la superficie de la Tierra, donde se han podido
+recoger restos suyos, bajo la forma de masas minerales más ó menos
+voluminosas; estos son los _aerolitos_ ó _meteoritos_.
+
+Las líneas descritas por las estrellas errantes tienen casi siempre el
+aspecto de líneas rectas. La impresión luminosa dejada en el cielo por
+su rápido movimiento permite fácilmente la comprobación de dicha
+circunstancia. Pero este hecho general presenta excepciones y se han
+visto estrellas de esta clase que antes de desaparecer describen curvas
+sinuosas.
+
+También varía de manera análoga el color de las estrellas errantes y de
+los bólidos. Dado cierto número de estrellas errantes observadas, dos
+terceras partes próximamente eran blancas, mientras que el amarillo, el
+amarillo rojizo y el verde caracterizaban á la otra tercera parte.
+
+Ha sido posible determinar las alturas de un número bastante grande de
+estrellas errantes en el momento de su aparición, y se han encontrado
+números muy diversos, desde 8 hasta 60, 100 y aún 200 kilómetros. Su
+velocidad es igualmente muy diversa, pero, en general, es considerable,
+igualando y aun superando á la que posee la Tierra en su movimiento de
+translación.
+
+=88. Estrellas errantes esporádicas, enjambres periódicos.=--Desde el
+principio de la ciencia, los astrónomos habían distinguido entre las
+apariciones aisladas de las estrellas errantes, que llamaban
+_esporádicas_, y aquellas en que los meteoros se presentan en gran
+número y en épocas casi fijas, á las cuales reservaban naturalmente el
+calificativo de _apariciones periódicas_.
+
+Desde luego se notaron dos épocas notables: la del 10 de agosto y de las
+noches próximas á esta fecha y la del 13 al 14 de noviembre; pero
+posteriormente se han reconocido otros varios períodos.
+
+=89. Aerolitos.=--Los _aerolitos_, ó piedras llovidas del cielo, tienen
+estrecha relación con la aparición de las estrellas errantes y los
+bólidos. Gran número de hechos confirman esta manera de ver. Citemos
+algunos de ellos. El 26 de abril de 1803 en el Aigle, pueblo del
+departamento francés del Orne, unos cuantos minutos después de la
+aparición de un gran bólido que se movía del sudeste al noroeste, y que
+fué visto desde Alençón, Caen y Falaise, se oyó una horrible explosión,
+seguida por detonaciones semejantes al ruido del cañón y al fuego de
+mosquetería; ese estruendo partía de una nube negra aislada en medio de
+un cielo muy puro. Gran número de piedras meteóricas todavía humeantes
+fueron halladas en la superficie del suelo, en una extensión de terreno
+que medía en el sentido de su mayor dimensión, unos 11 kilómetros. La
+mayor de dichas piedras pesaba algo menos de 10 kilogramos.
+
+=90. Luz zodiacal.=--Se llama _luz zodiacal_ á una especie de cono
+luminoso que se observa después de ponerse el Sol, á fines del
+crepúsculo, ó por la mañana antes de la salida del astro. Este
+resplandor es visible principalmente por la tarde hacia la época del
+equinoccio de primavera y por la mañana en el equinoccio de otoño.
+
+El brillo de esta luz es comparable al de la _Via láctea_, ó bien á la
+cola de algunos cometas, que dejan ver á través, por ser muy grande su
+transparencia, hasta las estrellas más diminutas.
+
+
+
+
+LAS ESTRELLAS
+
+
+=91. Estrellas fijas.=--=Orden de magnitud.=--Las estrellas que brillan en
+el cielo de nuestras noches cuando está puro son tan numerosas que no se
+podría distinguirlas unas de otras fácilmente, si no conservaran las
+mismas posiciones relativas en el curso de los años. Este carácter es lo
+que les ha valido el calificativo de _estrellas fijas_, por más que
+también se muevan y cambien de posición á la larga. Por el contrario,
+los planetas, que á simple vista se parecen á las demás estrellas, se
+distinguen de éstas en que sus movimientos sobre la bóveda estrellada
+son generalmente muy perceptibles, y pueden observarse sin dificultad.
+
+Las estrellas se clasifican también por orden de magnitud; las más
+brillantes de todas, que son veinte en el cielo entero, forman la
+categoría de las estrellas de primera magnitud. Citemos entre ellas, por
+orden de su brillo relativo:
+
+Sirio        Alfa de la Cruz del Sur
+Arturo       Antarés
+La Cabra     Espiga de la Virgen
+Vega         Pólux
+Aldebarán    Régulo
+
+Después vienen las estrellas de 2a, de 3a magnitud, etc., tanto
+más numerosas cuanto más débil es su fulgor. Á simple vista no se
+distinguen más que los seis primeros órdenes de magnitudes; las personas
+de muy buena vista suelen percibir hasta las estrellas de 7a
+magnitud.
+
+En conjunto hay de 5 á 8,000 estrellas visibles á simple vista; pero con
+los telescopios se las cuenta por decenas de millones.
+
+=92. Constelaciones.=--Las estrellas más brillantes dibujan en la bóveda
+celeste figuras que permiten reconocerlas cuando se está familiarizado
+con su forma aparente. De esa manera se las distribuye en grupos
+llamados _constelaciones_.
+
+Describamos rápidamente los más notables de estos grupos.
+
+En un horizonte dado, por ejemplo, en la latitud de Buenos Aires, la
+esfera estrellada puede dividirse, según ya se ha dicho al hablar del
+movimiento diurno, en tres zonas: una, la zona circumpolar austral
+formada por estrellas que no se ponen ni salen, y que permanecen
+visibles en este Horizonte todas las noches del año; la segunda
+comprende las estrellas que describen sus arcos diurnos en parte por
+encima y en parte por debajo del horizonte, y está dividida en dos
+mitades por el ecuador celeste. El movimiento de translación de la
+Tierra hace que las diversas regiones de esta zona no sean visibles
+durante la noche más que sucesivamente y según la época del año. La
+tercera zona, inmediata al polo boreal, comprende las estrellas que
+describen sus círculos enteros por debajo del horizonte, y que son por
+consiguiente invisibles todo el año en la latitud de Buenos Aires.
+
+Bajo el ecuador, las tres zonas se reducen á una sola, que comprende
+todas las estrellas del cielo, desde un polo á otro. Lo mismo en el polo
+sur que en el norte, la zona ecuatorial desaparece y las zonas
+circumpolares, una visible y otra invisible, comprenden cada una toda
+una mitad de la esfera celeste.
+
+=93. Zona circumpolar austral.=--Veamos cuales son las constelaciones más
+notables de esta esfera. Empecemos por la zona circumpolar austral,
+siempre visible sobre el horizonte que acabamos de tomar como ejemplo,
+es decir, bajo la latitud sur de 34° 36´, que es la de Buenos Aires.
+
+Supongamos que en la noche del 20 de diciembre, ó sea en la del
+solsticio de verano en el hemisferio austral, examinemos á media noche
+la parte de cielo vuelta hacia el sur. Á esta hora veremos la Via Láctea
+elevarse desde el horizonte hasta el cenit, inclinándose ligeramente
+hacia oriente. Á lo largo de su camino aparecen en este momento, unas
+por encima de otra, tres brillantes constelaciones, que son,
+nombrándolas de abajo arriba, el _Centauro_, la _Cruz del Sur y_ el
+_Navío_ ó _Argo_. La Cruz del Sur es notable por cuatro estrellas
+dispuestas en forma de cruz ó de rombo á las cuales debe su nombre; una
+es de primera y dos de segunda magnitud. Por debajo de la estrella más
+hermosa de la cruz se ven las estrellas? y? del Centauro notable la
+primera por ser doble, esto es, por constituir un sistema de dos soles
+que giran uno alrededor de otro, y también por ser, entre todas las
+estrellas conocidas, la más inmediata á nuestro sistema. El Centauro se
+extiende al oriente y al norte de la Cruz del Sur, envolviéndola casi
+enteramente. Encima de esta última constelación es donde brillan, en
+esta época del año, las más hermosas estrellas que componen al Navío y
+entre las cuales es _Canopo_ la más brillante. Esta estrella de primera
+magnitud, la más brillante de todo el cielo después de Sirio se
+encuentra á unos 15´´ del cenit, algo más allá de los límites de la zona
+circumpolar austral; de modo que cada día, al describir su círculo
+diurno, desaparecerá durante cierto tiempo debajo del horizonte.
+
+[Illustración: Fig. 29. Zona circumpolar austral]
+
+Citemos de paso las constelaciones del _Triángulo_ y del _Altar_, donde
+se ven algunas estrellas de segunda y tercera magnitud; luego el _Pez
+Volador_, la _Dorada_ y el _Retículo_ situadas por encima del Navío. En
+esta región del cielo austral se ven dos notables nebulosas, conocidas
+por el nombre de _Nubes de Magallanes_ (_nubecula major y nubecula
+minor_) Entre estos dos singulares grupos estelares y la Cruz del Sur
+esta el polo celeste austral. En esta región no se ve ninguna estrella
+notable, que permita distinguir a simple vista, como en el hemisferio
+norte, el punto a cuyo alrededor parecen efectuar su movimiento de
+revolución diurna todas las estrellas visibles. Al oeste de las nubes de
+Magallanes, la constelación del _Eridan_ notable por su estrella de
+primera magnitud _Achernar_, que hace vis a vis por la otra parte del
+polo a las dos brillantes estrellas del Centauro. La mayor parte de las
+estrellas del Eridan pertenecen por lo demás a la zona ecuatorial.
+
+[Illustración: Fig. 29 Zona circumpolar boreal.]
+
+=94. Zona circumpolar boreal=. La zona circumpolar boreal comprende las
+estrellas invisibles en el horizonte de Buenos Aires. En el centro de
+ella se encuentra una estrella de 2ª magnitud denominada la _Polar_ por
+efecto de su proximidad al polo celeste boreal. Esta es la más brillante
+de la constelación de la _Osa menor_.
+
+En las cercanías de esta constelación se halla la _Osa mayor_ cuyas 7
+principales estrellas están dispuestas del mismo modo aunque en sentido
+inverso, que las 7 estrellas de la Osa menor.
+
+_Casiopea_, el _Dragón_, el _Cochero_, donde brilla la _Cabra_, estrella
+de 1ª magnitud, el _Cisne_, son constelaciones de la misma zona.
+
+=95. Zona ecuatorial.=--En la zona que rodea al ecuador celeste es donde
+brillan las más hermosas constelaciones del cielo. En el hemisferio
+norte, _Leo_ ó el _León_, con la hermosa estrella _Régulo_, _Virgo_ ó la
+_Virgen_ con la _Espiga_, el _Boyero_ con _Arturo_, _Tauro_ con
+_Aldebarán_. _Orion_ está sobre el ecuador, parte al norte y parte al
+sur de éste. El _Gran Can_, en que brilla _Sirio_, es una de las más
+hermosas constelaciones del hemisferio austral.
+
+El cielo se halla atravesado en toda su extensión por una zona vaporosa,
+blanquecina, que se divide en varias ramas, y que se denomina la _Via
+Láctea_. Mirándola con el telescopio, esta zona se descompone en
+miriadas de estrellas; su inmenso número y lo débil de su brillo es la
+causa de aquella apariencia lechosa á que debe su nombre la Via Láctea.
+
+=96. Distancias de las estrellas á la Tierra y al Sol.=--Si la distancia
+que separa la Tierra de las estrellas propiamente dichas no fuese
+infinitamente superior á la que existe entre nuestro planeta y el Sol,
+se notaría así de la manera siguiente. Puesto que la Tierra describe
+alrededor del Sol una curva cuyo radio medio es de 148 millones de
+kilómetros, en un intervalo de seis meses, nuestro globo anda el doble
+de este radio. Por consiguiente hay 296 millones de kilómetros entre una
+cualquiera de sus posiciones y la posición diametralmente opuesta en la
+órbita, y por consiguiente nuestro planeta se acerca ó se aleja de las
+estrellas tan enorme cantidad. Por un efecto de perspectiva fácil de
+comprender, las estrellas á que se acerca de esta manera, deberían
+parecer separarse unas de otras, acercándose por el contrario entre sí
+las estrellas de que se aleja. Pues bien, este efecto es nulo para la
+gran mayoría de las estrellas, y sólo se le ha podido medir tratándose
+de algunas, respecto de las cuales es, sin embargo, sumamente pequeño.
+
+De ahí se ha deducido que las estrellas en general están tan distantes
+de la Tierra, que una longitud de 300 millones de leguas próximamente es
+como nula en comparación de sus distancias.
+
+La más cercana á nosotros es, entre las conocidas, la estrella más
+brillante de la constelación del Centauro, designada por la letra griega
+[Greek: a]--alfa--en los catálogos de estrellas ó en los mapas celestes.
+Su distancia á la Tierra ó al Sol es 220 mil veces tan grande como el
+radio de la órbita de la Tierra. En números redondos, se eleva á 8,350
+mil millones de leguas de 4 kilómetros. Sirio está seis veces más lejos,
+y se encuentra á 50,500 mil millones de leguas de nuestro mundo solar.
+Para formarse idea de tan prodigiosas distancias, se calcula el tiempo
+que tarda en atravesarlas la luz. Sábese que en el corto intervalo de un
+segundo, la luz recorre una distancia de 75,000 leguas próximamente:
+este es el más rápido de todos los movimientos conocidos. Ahora bien,
+para llegarnos, desde la estrella más cercana, tarda la luz algo más de
+tres años y medio; de Sirio más de 21 y medio; de la Cabra, ¡72 años por
+lo menos!
+
+La inmensa mayoría de las estrellas se encuentran mucho más distantes
+aún. Herschel, gran astrónomo inglés, veía en su telescopio estrellas á
+que atribuyó distancia 2,300 veces mayor que la de las de primera
+magnitud. Por ahí se puede juzgar de la extensión del universo, aun
+cuando sólo se considere la parte de él accesible á la visión
+telescópica.
+
+=97. Las estrellas son soles.=--Las estrellas brillan con luz propia y no
+por efecto de la luz refleja del Sol, según lo efectúan los planetas y
+sus satélites. Esta verdad es consecuencia de su inmenso alejamiento.
+Cuando se las mira con el telescopio, las más brillantes de entre ellas,
+las que pueden considerarse mayores, sólo aparecen como puntos
+luminosos, tan pequeños que no hay posibilidad de medirlos.
+
+La consecuencia de todo cuanto antecede es que las estrellas son
+verdaderos soles, y probablemente muchas de ellas se encuentran
+acompañadas como nuestro astro central, de planetas, satélites y
+cometas, formando sistemas análogos á nuestro sistema solar.
+
+=98. Estrellas dobles.=--También existen sistemas de soles. En efecto, se
+conocen miles de estrellas que, sencillas al parecer á simple vista, se
+descomponen cuando se las examina con el telescopio. Las estrellas que
+componen estos pares, giran una alrededor de otra, haciendo la mayor de
+ellas respecto de la menor, el mismo papel que nuestro Sol en lo tocante
+á uno de los planetas del sistema.
+
+También hay estrellas triples y cuádruples.
+
+=99. Nebulosas, grupos estelares.=--Por último, se conocen multitud de
+pequeñas manchas denominadas _nebulosas_, porque á simple vista ó con
+anteojos de escaso poder, se parecen á nubes luminosas. Examinadas con
+aparatos de gran aumento, muchas de ellas se descomponen en infinidad de
+estrellas; son, pues, _grupos estelares_. Pero las hay también que no
+han podido ser descompuestas, ya porque se hallen demasiado lejos ó
+porque sus estrellas sean muy pequeñas, ya porque se hallen constituídas
+por una especie de materia gaseosa, luminosa por sí misma, pero no
+condensada en estrellas.
+
+La Via Láctea entera aparece como una gran nebulosa, compuesta por
+multitud de estrellas, ya aisladas y dispersas en el cielo, ya agrupadas
+en núcleos compactos. Las _nubes de Magallanes_, la _Nube mayor_ y la
+_Nube menor_, que se ven en el cielo del hemisferio austral, están
+compuestas á la vez de estrellas dispersas, de grupos estelares, y de
+nebulosas indescomponibles.
+
+Tal es la estructura del universo considerado en conjunto. Nuestro Sol
+con todo su cortejo de planetas y de cometas no es más que un punto del
+Cosmos, y la Tierra, tan grande para nosotros, representa apenas un
+átomo imperceptible en la masa de los mundos.
+
+FIN
+
+Coulommiers.--Imp. P. BROUARD et GALLOIS.
+
+
+
+
+
+End of the Project Gutenberg EBook of Cosmografía, by 
+Amédée Victor Guillemin (AKA Amadeo Guillemin)
+
+*** END OF THIS PROJECT GUTENBERG EBOOK COSMOGRAFÍA ***
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+such as creation of derivative works, reports, performances and
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+and help preserve free future access to Project Gutenberg-tm electronic
+works.  See paragraph 1.E below.
+
+1.C.  The Project Gutenberg Literary Archive Foundation ("the Foundation"
+or PGLAF), owns a compilation copyright in the collection of Project
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+The Project Gutenberg EBook of Cosmografía, by 
+Amédée Victor Guillemin (AKA Amadeo Guillemin)
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+This eBook is for the use of anyone anywhere at no cost and with
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+with this eBook or online at www.gutenberg.org
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+Title: Cosmografía
+
+Author: Amédée Victor Guillemin (AKA Amadeo Guillemin)
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+Release Date: March 29, 2007 [EBook #20930]
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+Language: Spanish
+
+Character set encoding: ISO-8859-1
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+*** START OF THIS PROJECT GUTENBERG EBOOK COSMOGRAFÍA ***
+
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+
+Produced by Miranda van de Heijning, Chuck Greif and the
+Online Distributed Proofreading Team at http://www.pgdp.net
+(This file was produced from images generously made
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+<table summary="note" border="0" cellpadding="10" style="background-color: #ccccff;">
+  <tr>
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+      Nota del transcriptor: Las ilustraciones indicadas con asterisco no están en condiciones suficientemente buenas para mostrarse.</td>
+  </tr>
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+<hr style="width: 45%;" />
+
+<p><span class="figleft"><img src="images/001.png" alt="image" />
+</span><br /><br /><br /><span style="font-size: 200%;">ENCICLOPEDIA</span><br /><br />
+<span style="margin-left: 4em;font-size: 150%;">
+DE LAS</span><br /><br />
+<span style="margin-left: 5em;">
+ESCUELAS</span><br /><br /><br />
+<span style="font-size: 300%;">COSMOGRAF&Iacute;A</span><br /><br /><br />
+<span style="margin-left: 4em;">por</span><br /><br /><br />
+<br />
+<span style="margin-left: 2em;">AMADEO GUILLEMIN</span>
+<br /><br />
+<span style="margin-left: 6em;">HACHETTE Y C<sup>ia</sup></span></p>
+
+<hr style="width: 45%;" />
+
+<p class="c"><img src="images/002.png" alt="image" /></p>
+
+<p class="c">PAR&Iacute;S LIBRER&Iacute;A DE HACHETTE Y C<sup>ia</sup> 79, BOULEVARD SAINT-GERMAIN, 79</p>
+
+<p class="c">1889</p>
+
+
+
+<hr style="width: 45%;" />
+<h2><a name="toc" id="toc"></a>&Iacute;NDICE</h2>
+
+<ul>
+<li><a href="#MOVIMIENTO_DIURNO_DEL_CIELO"><b>Movimiento Diurno Del Cielo</b></a></li>
+<li><a href="#LA_TIERRA"><b>La Tierra</b></a><ul>
+<li><a href="#LA_TIERRA_ES_REDONDA"><b>La Tierra es redonda</b></a></li>
+<li><a href="#LA_TIERRA_GIRA_SOBRE_SI_MISMA"><b>La Tierra gira sobre s&iacute; misma</b></a></li>
+<li><a href="#DIMENSIONES_DE_LA_TIERRA"><b>Dimensiones de la Tierra</b></a></li>
+<li><a href="#MOVIMIENTO_DE_TRANSLACION_DE_LA_TIERRA_ALREDEDOR_DEL_SOL"><b>Movimiento de translaci&oacute;n de la Tierra alrededor del sol</b></a></li>
+<li><a href="#ORBITA_DE_LA_TIERRA"><b>&Oacute;rbita de la Tierra</b></a></li>
+<li><a href="#LOS_DIAS_Y_LAS_NOCHES"><b>Los D&iacute;as y las noches</b></a></li>
+<li><a href="#LAS_ESTACIONES"><b>Las estaciones</b></a></li>
+</ul></li>
+<li><a href="#LUNA"><b>La Luna</b></a>
+<ul>
+<li><a href="#LUNA"><b>Fases de la Luna, etc.</b></a></li>
+<li><a href="#ECLIPSES_DE_SOL_Y_DE_LUNA"><b>Eclipses de Sol y de Luna</b></a></li>
+</ul></li>
+<li><a href="#EL_SOL"><b>El Sol</b></a></li>
+<li><a href="#LOS_PLANETAS"><b>Los Planetas</b></a></li>
+<li><a href="#LOS_COMETAS"><b>Los Cometas</b></a></li>
+<li><a href="#LAS_ESTRELLAS"><b>Las Estrellas</b></a></li>
+</ul>
+
+<p class="c">Coulommiers.&mdash;Imp. P. Brodart et Gallois</p>
+
+<hr style="width: 65%;" />
+<h1>COSMOGRAF&Iacute;A</h1>
+
+
+
+<hr style="width: 65%;" />
+<h2><a name="MOVIMIENTO_DIURNO_DEL_CIELO" id="MOVIMIENTO_DIURNO_DEL_CIELO"></a><a href="#toc">MOVIMIENTO DIURNO DEL CIELO</a></h2>
+
+
+<p><b>1. Objeto de la Cosmograf&iacute;a</b>.&mdash;Cuando durante el d&iacute;a est&aacute; el cielo libre
+de nubes y de brumas, parece una b&oacute;veda transparente, de color azulado
+brillante (ese azulado especial llamado <i>celeste</i>), sobre la cual se
+mueve, desde su orto hasta su ocaso, el disco del <i>Sol</i>. As&iacute; que este
+astro desaparece debajo del horizonte, el cielo se oscurece poco &aacute; poco,
+toma tono azul m&aacute;s profundo, y empiezan &aacute; distinguirse, ac&aacute; y acull&aacute;,
+unos puntos luminosos cuyo n&uacute;mero va aumentando &aacute; medida que la noche se
+hace m&aacute;s completa.</p>
+
+<p>Esos puntos luminosos, cuyo brillo no es id&eacute;ntico, son las <i>estrellas</i>.
+La <i>Luna</i> se deja ver tambi&eacute;n en el cielo, ya bajo la forma de un sector
+esf&eacute;rico, que vulgarmente se llama <i>media luna</i>, ya bajo la de un pedazo
+de c&iacute;rculo m&aacute;s &oacute; menos recortado, ya bajo la de un c&iacute;rculo completo.</p>
+
+<p>El Sol, la Luna y las estrellas son <i>astros</i> &oacute; <i>cuerpos celestes</i>. Pero
+pronto se ver&aacute; que la Tierra que habitamos es tambi&eacute;n un astro, y que se
+mueve en los espacios, lo mismo que los restantes cuerpos an&aacute;logos.</p>
+
+<p>La <b>Cosmograf&iacute;a</b> tiene por objeto el estudio de todos esos cuerpos, de sus
+formas y dimensiones, de su aspecto y movimientos.</p>
+
+<p><b>2. Salida y ocaso de los astros</b>.&mdash;Todo el mundo ha visto salir el Sol
+por las ma&ntilde;anas de debajo del horizonte, elevarse poco &aacute; poco en el
+cielo durante la primera mitad del d&iacute;a, y luego descender, acabando por
+ocultarse en un punto del horizonte opuesto al de su orto.</p>
+
+<p>Examinando con cuidado las estrellas en el curso de la noche, se observa
+que est&aacute;n animadas de un movimiento an&aacute;logo al del Sol. V&eacute;selas salir
+sucesivamente por la misma parte que aqu&eacute;l, subir por la b&oacute;veda celeste,
+y luego descender, para ocultarse por el opuesto.</p>
+
+<p>Cada estrella describe una l&iacute;nea curva, un arco de c&iacute;rculo m&aacute;s &oacute; menos
+grande, y todas juntas parecen moverse como si la b&oacute;veda del cielo
+girara toda entera de <i>oriente</i> (parte del orto) al <i>occidente</i> (parte
+por donde se efect&uacute;a el ocaso).</p>
+
+<p>De ah&iacute; resulta que las estrellas ocupan siempre las mismas posiciones
+relativas. Las figuras que estos cuerpos forman en el cielo, y que son
+f&aacute;ciles de reconocer examinando los m&aacute;s brillantes de ellos, permanecen
+siendo siempre las mismas, no s&oacute;lo durante cada noche, sino durante
+todas las noches del a&ntilde;o.</p>
+
+<p>Por eso se las denomina <i>estrellas fijas</i>, porque parece que est&aacute;n
+sujetas, <i>clavadas</i>, sobre la b&oacute;veda celeste; pero ya se ver&aacute; que esa
+fijeza no es m&aacute;s que aparente y proviene de la enorme distancia &aacute; que
+nosotros nos encontramos de las estrellas.</p>
+
+<p>Algunas estrellas, cuyo n&uacute;mero es relativamente muy escaso, no s&oacute;lo
+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&eacute; el nombre de
+<i>planetas</i>, voz derivada de otras de origen griego, que significan
+<i>cuerpos-errantes</i>. La Tierra es un planeta porque, como estos &uacute;ltimos
+astros, se mueve tambi&eacute;n en el cielo.</p>
+
+<p><b>3. Movimiento diurno</b>.&mdash;Se da ese nombre al movimiento de conjunto que
+arrastra &aacute; todo el cielo de oriente a occidente en el intervalo de un
+d&iacute;a pr&oacute;ximamente.</p>
+
+<p>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.</p>
+
+<p>Todas estas circunferencias son paralelas entre si y tienen dos centros
+comunes &oacute; polos, que son puntos invariables de la b&oacute;veda celeste. Uno de
+esos polos est&aacute; situado sobre el horizonte del lugar donde se le
+observa; el otro, que est&aacute; 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 raz&oacute;n <i>polo norte</i> &oacute;
+<i>polo boreal</i>. El segundo, visible en el hemisferio sur, se llama <i>polo
+sur</i> &oacute; <i>austral</i>.</p>
+
+<p>Mirando desde el ecuador terrestre, los dos polos celestes se encuentran
+sobre el horizonte, en dos puntos diametralmente opuestos.</p>
+
+<p><b>4. Eje del mundo</b>.&mdash;Se da este nombre &aacute; la l&iacute;nea recta que une los dos
+polos celestes, y &aacute; cuyo alrededor se efect&uacute;a el movimiento diurno.</p>
+
+<p>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 inclinaci&oacute;n va
+disminuyendo &aacute; medida que la latitud aumenta. En ambos polos de la
+Tierra, el eje es perpendicular al horizonte.</p>
+
+
+
+<hr style="width: 65%;" />
+<h2><a name="LA_TIERRA" id="LA_TIERRA"></a><a href="#toc">LA TIERRA</a></h2>
+
+
+
+<hr style="width: 65%;" />
+<h2><a name="LA_TIERRA_ES_REDONDA" id="LA_TIERRA_ES_REDONDA"></a><a href="#toc">LA TIERRA ES REDONDA</a></h2>
+
+
+<p><b>5. Forma de la Tierra</b>.&mdash;En los pa&iacute;ses llanos, &oacute; bien en la superficie
+del mar, parece que la forma de la Tierra es plana; en las regiones
+monta&ntilde;osas &oacute; accidentadas, aquella forma se nos antoja completamente
+irregular. Pero esto no es m&aacute;s que una apariencia, dependiente de que la
+vista no puede abarcar, en cada punto, m&aacute;s que una peque&ntilde;&iacute;sima parte de
+la superficie terrestre.</p>
+
+<p>En realidad, la Tierra es redonda. Su figura es la de una bola &oacute; de un
+globo casi esf&eacute;rico. Pod&eacute;is daros cuenta de ese hecho de la manera
+siguiente.</p>
+
+<p><b>6. Horizontes terrestres circulares</b>.&mdash;Primeramente, cuando se est&aacute; en
+medio de una extensa llanura, el horizonte tiene la forma de un c&iacute;rculo,
+cuyo centro se halla ocupado por el observador. Si se cambia de
+posici&oacute;n, persiste la forma circular del horizonte, por m&aacute;s que var&iacute;an
+sus l&iacute;mites. Otro tanto ocurre en alta mar, donde la l&iacute;nea que separa el
+cielo de las aguas es siempre una circunferencia claramente marcada.</p>
+
+<p>Podr&iacute;a 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 elev&aacute;ndose verticalmente a alturas cada vez
+mayores, sobre un edificio, si se est&aacute; en la llanura, &aacute; la extremidad de
+los m&aacute;stiles de un nav&iacute;o 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 m&aacute;s que por la
+redondez de la Tierra.</p>
+
+<p><b>7. Horizontes mar&iacute;timos circulares</b>.&mdash;Cuando se observa desde una altura
+de la costa la marcha de un nav&iacute;o que se aleja del puerto, lo primero
+que se pierde de vista son las partes bajas del nav&iacute;o, el casco, la
+cubierta, y los palos, empezando por abajo y siguiendo hasta sus topes.
+Si el buque se acerca &aacute; la tierra firme, empezamos, al contrario, por
+ver lo alto de sus m&aacute;stiles, cuando aun el casco se encuentra oculto
+debajo del horizonte.</p>
+
+<p class="i"><img src="images/003.png" alt="Curvatura de los continentes" /><br />
+Fig. 1.&mdash;Curvatura de los continentes.</p>
+
+<p>Lo mismo sucede &aacute; la gente que se encuentra &aacute; bordo del barco; al
+acercarse &aacute; una costa, empiezan por ver las cimas, y luego la base de
+las monta&ntilde;as &oacute; colinas que se extienden &aacute; lo largo de aqu&eacute;lla; al
+alejarse ocurre lo inverso.</p>
+
+<p class="i"><img src="images/004.png" alt="Curvatura de los mares" /><br />
+Fig. 2.&mdash;Curvatura de los mares.&mdash;Explicaci&oacute;n de los
+diversos aspectos de un buque, etc.</p>
+
+<p>De esa manera se patentiza la curvatura de la superficie del mar. Y como
+las mismas apariencias se presentan sea cual fuere la direcci&oacute;n en que
+se observe, se puede deducir con entera confianza que la figura de la
+Tierra es esf&eacute;rica &oacute; casi tal.</p>
+
+<p><b>8. Aislamiento de la Tierra en el espacio.</b>&mdash;Por lo dem&aacute;s, este cuerpo se
+encuentra completamente aislado en el espacio y en el cielo, del cual no
+lo separa m&aacute;s que la capa transparente que forma lo que se denomina su
+atm&oacute;sfera (<i>esfera de vapores</i>). 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, despu&eacute;s de haber desaparecido cada
+d&iacute;a por la parte del ocaso, efect&uacute;an su reaparici&oacute;n al d&iacute;a siguiente por
+la del orto: de modo que han acabado por debajo de la Tierra la rotaci&oacute;n
+empezada por encima, movimiento que no podr&iacute;a concebirse si la Tierra no
+se hallara completamente aislada por todos sus puntos.</p>
+
+<p><b>9. Viajes de circumnavegaci&oacute;n</b>.&mdash;Otra prueba de la redondez de la Tierra
+y de su aislamiento en el espacio se deduce de los viajes de
+<i>circumnavegaci&oacute;n</i>. Dase ese nombre al trayecto seguido por un nav&iacute;o
+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 <i>vuelta al mundo</i> por mar, se puede efectuarla
+por tierra, &oacute; bien tomar ya una ya otra de esas dos v&iacute;as. El resultado
+es siempre el mismo: se sale de un punto en una direcci&oacute;n, y se vuelve
+al mismo punto por la opuesta. El primer viaje aut&eacute;ntico de
+circumnavegaci&oacute;n fu&eacute; efectuado por varios buques que mandaba el
+portugu&eacute;s Fernando Magallanes.<a name="FNanchor_A_1" id="FNanchor_A_1"></a><a href="#Footnote_A_1" class="fnanchor">[A]</a> Ese navegante se embarc&oacute; el 20 de
+setiembre de 1519 en el Oc&eacute;ano, en un puerto de Espa&ntilde;a, y, dirigi&eacute;ndose
+hacia el oeste, lleg&oacute; al continente americano, descubierto poco tiempo
+hac&iacute;a. La falta de un paso que le permitiese continuar su ruta hacia
+occidente, lo determin&oacute; &aacute; costear la Am&eacute;rica en la direcci&oacute;n del sur, &aacute;
+doblar la extremidad meridional de la misma por el estrecho que lleva su
+nombre, y &aacute; continuar su navegaci&oacute;n hacia el oeste. As&iacute; atraves&oacute; el
+Pac&iacute;fico, toc&oacute; en las Molucas, y los barcos acabaron por volver &aacute; Europa
+como si hubiesen venido de oriente, despu&eacute;s de dar la vuelta entera al
+globo terr&aacute;queo.</p>
+
+<p><b>10. Ant&iacute;podas</b>.&mdash;No estando la Tierra, esta enorme masa, sostenida por
+parte alguna, se pregunta uno c&oacute;mo es que no cae. Siendo esf&eacute;rica su
+forma, tambi&eacute;n extra&ntilde;a que sus habitantes puedan permanecer en
+equilibrio alrededor de todo ese globo. Cada punto de &eacute;l tiene lo que se
+llama sus <i>ant&iacute;podas</i>, 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. &iquest;C&oacute;mo es posible, nos decimos, que las personas situadas
+en nuestros ant&iacute;podas puedan mantenerse con las pies para arriba y la
+cabeza para abajo?</p>
+
+<p class="c">[*Fig. 3.&mdash;Las verticales concurren en el interior de la
+Tierra.&mdash;Ant&iacute;podas.]</p>
+
+<p>En realidad, las palabras <i>caer, arriba</i> y <i>abajo</i> son expresiones cuyo
+sentido es completamente relativo, esto es, que depende de la posici&oacute;n
+de cada observador. En cada punto, la vertical indica la direcci&oacute;n en
+que caen los cuerpos graves. Siendo redonda la Tierra, las verticales de
+todos sus puntos ir&iacute;an &aacute; reunirse, si se pudiera prolongarlas, en el
+centro mismo de nuestro globo. En ese centro es donde caer&iacute;an todos los
+cuerpos situados en la superficie, si el suelo no les sirviese de apoyo.
+En cada sitio se establece el equilibrio relativamente &aacute; la direcci&oacute;n de
+la vertical y en el sentido de &eacute;sta.</p>
+
+<p>De an&aacute;loga manera, en el cielo, donde se mueve la Tierra, no hay alto ni
+bajo. El Sol es para aqu&eacute;lla 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 &aacute; dar vueltas alrededor
+del Sol, caer&iacute;a inmediatamente sobre este astro. Por efecto de un
+movimiento an&aacute;logo es por lo que la Luna no cae sobre la Tierra.</p>
+
+
+
+<hr style="width: 65%;" />
+<h2><a name="LA_TIERRA_GIRA_SOBRE_SI_MISMA" id="LA_TIERRA_GIRA_SOBRE_SI_MISMA"></a><a href="#toc">LA TIERRA GIRA SOBRE S&Iacute; MISMA</a></h2>
+
+
+<p><b>11. Movimiento real de la Tierra.</b>&mdash;Puesto que en el intervalo de un d&iacute;a
+poco m&aacute;s &oacute; 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:</p>
+
+<p>&Oacute; que el cielo efect&uacute;a una revoluci&oacute;n en ese per&iacute;odo;</p>
+
+<p>&Oacute; que la Tierra gira sobre s&iacute; misma, en sentido contrario del movimiento
+diurno.</p>
+
+<p>Este segundo supuesto es el verdadero, seg&uacute;n lo demostr&oacute; antes que nadie
+Galileo, har&aacute; pronto tres siglos.</p>
+
+<p>Es completamente inveros&iacute;mil que el movimiento diurno de las estrellas,
+del Sol y de la Luna pertenezcan individualmente &aacute; cada uno de estos
+cuerpos. Para que as&iacute; ocurriese, ser&iacute;a necesario admitir que todos esos
+astros, sea cual fuese su distancia &aacute; la Tierra, se hallasen animados de
+prodigiosas velocidades, capaces de hacerles recorrer en 24 horas una
+circunferencia entera; se necesitar&iacute;a, 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.</p>
+
+<p>Esos movimientos se explican del modo m&aacute;s sencillo, con s&oacute;lo admitir que
+no son sino aparentes y que la Tierra es la que gira uniformemente de
+occidente &aacute; oriente, alrededor de un eje que pasa por su centro. Este
+eje conserva en el espacio direcci&oacute;n invariable, yendo &aacute; atravesar el
+cielo en dos puntos que parecen inm&oacute;viles. Son los polos celestes, que
+corresponden precisamente &aacute; los dos polos terrestres; &eacute;stos son los dos
+&uacute;nicos puntos de la superficie de nuestro globo que, por hallarse
+situados en el eje mismo de la rotaci&oacute;n, no participan de este
+movimiento.</p>
+
+<p>Nosotros, los habitantes de la Tierra, no nos damos cuenta del
+movimiento de rotaci&oacute;n 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 an&aacute;loga velocidad; en consecuencia, sus distancias
+y posiciones relativas no se modifican: las tierras, los campos y hasta
+el aire son arrastrados como nosotros. Podr&iacute;amos compararnos con los
+viajeros que desde lo interior de un vag&oacute;n &oacute; de un buque ven los campos,
+los &aacute;rboles y las casas, alejarse en sentido opuesto al del carro &oacute;
+barco que los lleva. El globo terrestre es ese bajel en que vamos todos
+embarcados, y que nos parece inm&oacute;vil, mientras que los objetos
+exteriores, es decir, los astros, parecen arrastrados en sentido
+contrario.</p>
+
+<p><b>12. Orientaci&oacute;n.&mdash;Plano meridiano.</b>&mdash;<i>Orientarse</i>, en un horizonte
+cualquiera, es hallar la direcci&oacute;n exacta de las l&iacute;neas que van &aacute; los
+puntos cardinales, de norte &aacute; sur y de este &aacute; oeste. Es f&aacute;cil lograrlo
+por medio de la observaci&oacute;n del movimiento diurno de los astros, sea
+durante la noche, sea de d&iacute;a.</p>
+
+<p class="c">[*Fig. 4.&mdash;Estrella Polar.]</p>
+
+<p>La primera indicaci&oacute;n la suministran el orto y el ocaso, pues aqu&eacute;l se
+efect&uacute;a por la parte de oriente &oacute; del este, y el segundo por la de
+occidente &uacute; oeste. Cada estrella describe un arco de c&iacute;rculo, elev&aacute;ndose
+cada vez m&aacute;s hasta un punto &aacute; partir del cual empieza por el contrario &aacute;
+bajar, hasta que llega &aacute; su ocaso. El punto m&aacute;s alto de su camino, que
+es el punto medio mismo del arco, &oacute; <i>culminaci&oacute;n</i> de la estrella, se
+encuentra en el <i>plano meridiano</i>, esto es, en el plano vertical que
+corta el horizonte en los dos puntos <i>norte</i> y <i>sur</i>. Este plano es el
+mismo para todos los astros, pues contiene todos los puntos culminantes
+de &eacute;stos; pero es dif&iacute;cil orientarse buscando la posici&oacute;n de este plano
+por medio de los puntos culminantes de las estrellas, cuando se carece
+de los instrumentos necesarios.</p>
+
+<p><b>13. Orientaci&oacute;n de noche en el hemisferio norte.</b>&mdash;Si el horizonte del
+punto donde nos hallamos se encuentra situado en el hemisferio norte de
+la Tierra, ser&aacute; posible orientarse durante la noche, con tal de que se
+vean las estrellas, de la siguiente manera.</p>
+
+<p>F&aacute;cilmente se reconocer&aacute; un grupo de siete estrellas, que tiene el
+nombre de Osa Mayor, representado en la figura 4.</p>
+
+<p>Como las siete estrellas del grupo en cuesti&oacute;n no se ponen nunca en los
+pa&iacute;ses del hemisferio norte que se encuentran por encima del paralelo
+40, siempre se las ver&aacute;, sea cual fuese su posici&oacute;n en el cielo. Si la
+l&iacute;nea <i>ab</i>, que une las dos estrellas del trapecio, se prolonga unas
+cinco veces su distancia aparente, se encontrar&aacute; en esta prolongaci&oacute;n
+una estrella de segunda magnitud, que pertenece &aacute; otro grupo, cuya forma
+es casi id&eacute;ntica &aacute; 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 <i>Polar</i>.</p>
+
+<p class="c">[*Fig. 5.&mdash;Cruz del Sur.]</p>
+
+<p>Pues bien, el plano vertical que la contiene es el meridiano &oacute; apenas se
+diferencia de &eacute;ste. Desde este momento, la direcci&oacute;n de la meridiana es
+conocida, pues se tiene el punto cardinal norte por la parte de la
+estrella, y el punto sur en la direcci&oacute;n opuesta. La l&iacute;nea que corta la
+meridiana formando &aacute;ngulos rectos, dar&aacute; &aacute; la derecha del norte el punto
+este y &aacute; la izquierda el oeste.</p>
+
+<p><b>14. Orientaci&oacute;n de noche en el hemisferio sur.</b>&mdash;Si el lugar donde se
+est&aacute; pertenece al hemisferio sur de la Tierra, la orientaci&oacute;n ser&aacute; f&aacute;cil
+tomando como punto de partida un grupo muy aparente y bien conocido de
+cuatro estrellas, dispuestas &aacute; manera de brillante cruz y llamadas por
+eso mismo la constelaci&oacute;n de la <i>Cruz del Sur</i> (fig. 5).</p>
+
+<p>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 revoluci&oacute;n, su brazo mayor, <i>ab</i>, se encuentra
+dirigido siempre hacia el polo celeste austral, y se encontrar&aacute; el punto
+de &eacute;ste, prolongando <i>ab</i> 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.</p>
+
+<p>De modo que para hallar en el horizonte el punto sur, ser&aacute; necesario
+imaginar un plano vertical que pase por este punto del cielo, que nada
+distingue ni caracteriza. Sin embargo, no es dif&iacute;cil lograrlo con un
+poco de pr&aacute;ctica.</p>
+
+<p><b>15. Determinaci&oacute;n de la meridiana, de d&iacute;a.</b>&mdash;Digamos ahora la manera de
+orientarse durante el d&iacute;a, observando la direcci&oacute;n de las sombras que
+proyecta una varilla &oacute; v&aacute;stago vertical, dispuesta sobre un plano
+horizontal.</p>
+
+<p>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 l&iacute;nea misma de la vertical determinada con la plomada. Antes se habr&aacute;
+tenido cuidado de trazar con el comp&aacute;s cierto n&uacute;mero de circunferencias,
+tomando por centro el punto donde se va &aacute; colocar la varilla. Y luego,
+aprovechando un d&iacute;a de sol despejado, se sigue atentamente la marcha de
+la sombra proyectada por la varilla. Esas sombras van disminuyendo de
+tama&ntilde;o &aacute; partir de la ma&ntilde;ana hasta el momento en que el Sol, al llegar
+al punto m&aacute;s alto de su carrera diurna, pasa por el meridiano; luego
+aumentan &aacute; medida que avanza la tarde, pasando en sentido inverso por
+las mismas alturas.</p>
+
+<p class="i"><img src="images/005.png" alt="la meridiana por las sombras" /><br />
+Fig. 6.&mdash;Determinaci&oacute;n de la meridiana por las sombras de
+un v&aacute;stago vertical.</p>
+
+<p>El observador notar&aacute; en cada circunferencia (fig. 6) el punto donde la
+extremidad de la sombra de la ma&ntilde;ana y la de la tarde coinciden
+exactamente con la extremidad de su radio. Las dos l&iacute;neas obtenidas de
+esa manera forman un &aacute;ngulo BOA. Dividi&eacute;ndolo en dos partes iguales, por
+medio de una l&iacute;nea recta ON, se tendr&aacute; la direcci&oacute;n de la meridiana del
+lugar. Repitiendo la misma operaci&oacute;n con otras circunferencias, se
+obtendr&aacute; medio de comprobar la exactitud de la primera; &oacute; bien se
+suplir&aacute;n as&iacute; las observaciones que puedan faltar por efecto de una
+interposici&oacute;n pasajera de nubes delante del Sol.</p>
+
+<p><b>16. Orientaci&oacute;n: uso de la br&uacute;jula.</b>&mdash;Finalmente, tambi&eacute;n se puede
+determinar la posici&oacute;n de la meridiana si se conoce la <i>declinaci&oacute;n
+magn&eacute;tica</i> del lugar donde se observa; es decir, el &aacute;ngulo que esta
+l&iacute;nea forma con la direcci&oacute;n de la aguja imanada, suspendida sobre un
+eje, y en libertad para girar libremente en un plano horizontal. Este
+medio es tanto m&aacute;s valioso cuanto que no siempre es posible observar el
+Sol &oacute; las estrellas, cuando el cielo est&aacute; brumoso &oacute; nublado.</p>
+
+<p>El instrumento que sirve para este g&eacute;nero de observaci&oacute;n es la br&uacute;jula
+de declinaci&oacute;n (fig. 7). La direcci&oacute;n de la aguja imanada no es la misma
+del meridiano; pero como el &aacute;ngulo que forma con el plano de &eacute;ste es
+conocido para cada punto, es f&aacute;cil deducir la direcci&oacute;n de la meridiana.
+Por ejemplo: en Par&iacute;s la aguja imanada se dirige pr&oacute;ximamente unos 16
+grados al oeste; en consecuencia, habr&aacute; que volver la br&uacute;jula de modo
+que la aguja quede en esta posici&oacute;n (poco m&aacute;s &oacute; menos en la direcci&oacute;n N.
+NO.&mdash;S. SE.). Entonces la l&iacute;nea se&ntilde;alada por las palabras <i>norte, sur</i>,
+dar&aacute; la orientaci&oacute;n que se busca.</p>
+
+<p class="i"><img src="images/006.png" alt="brujula terrestre" /><br />
+Fig. 8.&mdash;Br&uacute;jula terrestre de declinaci&oacute;n.</p>
+
+<p>Como la declinaci&oacute;n var&iacute;a, no s&oacute;lo de un a&ntilde;o para otro en un mismo
+lugar, sino tambi&eacute;n de un pa&iacute;s &aacute; 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 &eacute;poca en que deban
+hallarse en ellos.</p>
+
+<p>Cuando se conoce la meridiana, se tienen los puntos norte y sur del
+horizonte. La l&iacute;nea este-oeste se traza formando &aacute;ngulo recto con la
+primera, y as&iacute; se conocen los cuatro puntos cardinales. El Sol no sale
+exactamente por el este para ponerse por el oeste m&aacute;s que en la &eacute;poca de
+los equinoccios, es decir, del 20 al 21 de marzo &oacute; del 20 al 22 de
+setiembre. Ese d&iacute;a, el Sol describe la mitad exactamente de un c&iacute;rculo
+sobre el horizonte, y otra semi-circunferencia por debajo de &eacute;ste. La
+circunferencia completa es el ecuador celeste.</p>
+
+<p><b>17. Rosa de los vientos.</b>&mdash;&Aacute; m&aacute;s de los cuatro puntos cardinales, se
+distinguen otros puntos del horizonte, que sirven para orientarse, en
+una direcci&oacute;n cualquiera. El conjunto de todos ellos forma una estrella
+de m&uacute;ltiples brazos, llamada <i>rosa de los vientos</i> (fig. 8) porque puede
+servir para indicar de que punto del horizonte soplan aqu&eacute;llos.</p>
+
+<p class="i"><img src="images/007.png" alt="Rosa de los vientos" /><br />
+Fig. 8.&mdash;Rosa de los vientos.</p>
+
+<p><b>18. Aspecto del cielo en latitudes diversas.&mdash;Zonas celestes.</b>&mdash;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 efect&uacute;a alrededor de una l&iacute;nea
+fija, cuya inclinaci&oacute;n sobre el horizonte de un punto dado es
+invariable.</p>
+
+<p>De esta invariabilidad resulta que siempre se elevan sobre el horizonte
+las mismas estrellas, en el intervalo de una rotaci&oacute;n de la Tierra, sea
+cual fuere la &eacute;poca del a&ntilde;o. S&oacute;lo que, entre las que salen &oacute; 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 d&iacute;a, 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 &aacute; la vista todas las noches del a&ntilde;o. Finalmente,
+otras estrellas que describen sus circunferencias diurnas por debajo del
+horizonte, no son nunca visibles en el sitio considerado.</p>
+
+<p>Se ve, por tanto, que la esfera celeste puede dividirse en tres zonas:
+la de las estrellas circumpolares, &oacute; de estrellas perpetuamente
+visibles; la de las estrellas que salen y que se ponen, y cuya
+visibilidad durante la noche depende de la &eacute;poca del a&ntilde;o en que se est&aacute;;
+y, finalmente, la zona de las estrellas que no se elevan nunca por
+encima del horizonte.</p>
+
+<p><b>19. Movimiento en la direcci&oacute;n de un meridiano.</b>&mdash;Sentado esto, veamos
+qu&eacute; debe suceder cuando el observador cambia de horizonte, movi&eacute;ndose en
+la direcci&oacute;n de la meridiana, sea de norte &aacute; sur, sea de sur &aacute; norte.
+Suponemos que el punto de partida se encuentre en el hemisferio austral.</p>
+
+<p>Si la Tierra fuera plana, en nada se modificar&iacute;a evidentemente el
+aspecto del cielo. Como el movimiento del observador puede considerarse
+nulo respecto de la inmensa distancia &aacute; que se encuentran los astros,
+sin excluir los m&aacute;s cercanos &aacute; la Tierra, suceder&iacute;a, en aquel supuesto,
+que las mismas estrellas permanecer&iacute;an visibles siempre y las mismas
+ocultas siempre por debajo del plano del horizonte.</p>
+
+<p>Pero si la Tierra es esf&eacute;rica, no puede ocurrir esto. En tal caso, al
+pasar de un horizonte &aacute; otro, caminando hacia el norte, verbi gracia, el
+viajero penetrar&aacute; por debajo del plano del primer horizonte, y su vista
+descubrir&aacute; por la parte norte estrellas de la zona que primitivamente no
+pod&iacute;a ver. Por la parte sur, cierto n&uacute;mero de estrellas que se hallaban
+en la zona circumpolar, tendr&aacute;n 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&aacute; aumentado
+de extensi&oacute;n.</p>
+
+<p>Lo contrario ocurrir&iacute;a evidentemente si el viaje se efectuara en la
+direcci&oacute;n del sur; entonces aumentar&iacute;a la zona de las estrellas
+circumpolares; pero por la parte norte, cierto n&uacute;mero de estrellas que
+sal&iacute;an y se pon&iacute;an por encima del primer horizonte, quedar&iacute;an en
+adelante por debajo de &eacute;l, y ser&iacute;an invisibles para el observador: la
+parte perceptible del cielo habr&iacute;a disminuido.</p>
+
+<p>Pues bien, tal es, en efecto, la variaci&oacute;n 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.</p>
+
+<p><b>20. Movimiento diurno en el ecuador, en los polos</b>.&mdash;Mientras m&aacute;s se
+camina hacia el sur, m&aacute;s se eleva el polo de ese nombre, y si fuera
+posible penetrar mucho en los hielos polares, se llegar&iacute;a &aacute; un punto en
+que el polo sur se hallar&iacute;a en el mismo cenit. En ese punto, el
+movimiento diurno de las estrellas se efect&uacute;a siguiendo c&iacute;rculos
+paralelos al horizonte y ninguna de ellas sale ni se pone nunca. Pero
+una mitad entera de la esfera celeste permanece constantemente
+invisible.</p>
+
+<p class="c">[*Fig. 9.&mdash;Movimiento diurno en un horizonte cualquiera.]</p>
+
+<p>Por el contrario, mientras m&aacute;s se avanza hacia el norte, m&aacute;s baja el
+polo sur, y as&iacute; se acaba por llegar &aacute; una regi&oacute;n en que los dos polos se
+encuentran en la l&iacute;nea del horizonte. All&iacute; los arcos diurnos descritos
+por las estrellas son semi-c&iacute;rculos perpendiculares al horizonte, y la
+esfera estrellada entera sale y se pone en el intervalo de un d&iacute;a. Esta
+regi&oacute;n forma el ecuador de la Tierra.</p>
+
+<p>Si se contin&uacute;a caminando hacia el norte, empieza &aacute; elevarse cada vez m&aacute;s
+sobre el horizonte el polo boreal del cielo, mientras que el austral va
+descendiendo cada vez m&aacute;s por debajo de aqu&eacute;l. As&iacute; se acabar&iacute;a, de ser
+posible penetrar hasta lo profundo de la zona glacial &aacute;rtica, por llegar
+&aacute; un punto de la Tierra en que el polo norte del cielo se hallar&iacute;a en el
+cenit. Y ahora ser&iacute;a la mitad boreal de la esfera celeste la que se
+mover&iacute;a describiendo los mismos c&iacute;rculos paralelos de la figura 10. La
+mitad austral no ser&iacute;a visible.</p>
+
+<p class="c">[*Fig. 10. Movimiento diurno en los polos.]</p>
+
+<p><b>21. Polos y cenador terrestres.</b>&mdash;Como ya se ha dicho, la Tierra es
+redonda y casi esf&eacute;rica. En el espacio de un d&iacute;a pr&oacute;ximamente, gira
+alrededor de uno de sus di&aacute;metros, cuya direcci&oacute;n en el espacio es fija,
+y que toma el nombre de <i>eje del mundo</i>, cuando se le considera
+relativamente al movimiento diurno, aparente, de la esfera estrellada.</p>
+
+<p class="c">[*Fig. 11. Movimiento diurno en el equador.]</p>
+
+<p>Dos puntos de la superficie de la Tierra permanecen inm&oacute;viles, y son las
+extremidades del eje de rotaci&oacute;n &oacute; <i>polos terrestres</i> P y P' (fig. 12).</p>
+
+<p>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
+&oacute; hemisferios, formar&aacute; sobre la superficie un c&iacute;rculo m&aacute;ximo EE', que se
+denomina <i>ecuador</i>.</p>
+
+<p>El hemisferio que contiene el polo norte es el boreal; el otro, en que
+est&aacute; el polo sur, es el hemisferio austral.</p>
+
+<p class="i"><img src="images/008.png" alt="Coordenadas terrestres" /><br />
+Fig. 12. Coordenadas terrestres. Longitudes y latitudes
+geogr&aacute;ficas.</p>
+
+<p>Todo c&iacute;rculo, an&aacute;logo &aacute; CC', trazado en la superficie de la Tierra
+paralelamente al ecuador, recibe el nombre de <i>c&iacute;rculo paralelo</i> &oacute;
+simplemente de <i>paralelo</i>. Es evidente que el ecuador es el mayor de
+todos los paralelos, y que los radios de &eacute;stos van disminuyendo &aacute; medida
+que decrecen sus distancias &aacute; uno &uacute; otro de los polos.</p>
+
+<p>Un plano que pase por el eje de la Tierra la corta tambi&eacute;n en dos partes
+iguales, siguiendo una l&iacute;nea que puede considerarse casi como un
+c&iacute;rculo: este plano es lo que se llama un <i>meridiano</i>, y la curva
+P<i>m</i>&prime;<i>m</i>M<i>m</i>&Prime;P&prime; es la meridiana, en los
+horizontes de los lugares <i>m</i>&prime;, <i>m</i>, M, <i>m</i>&Prime;.</p>
+
+<p><b>22. Coordenadas geogr&aacute;ficas de un lugar, longitud.</b>&mdash;La posici&oacute;n 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 Par&iacute;s; en Inglaterra, el de Greenwich, etc. Luego se
+mide el &aacute;ngulo que el meridiano del lugar considerado forma con el que
+se design&oacute; para punto de partida. Este &aacute;ngulo es lo que se denomina
+<i>longitud</i>. Para calcularla, se divide el ecuador en grados, minutos y
+segundos, contados &aacute; partir del 0 del primer meridiano, sea &aacute; oriente,
+sea &aacute; occidente. La longitud se califica de <i>oriental</i> &uacute; <i>occidental</i>,
+seg&uacute;n que el lugar se encuentre situado en uno &uacute; otro de los hemisferios
+separados por el meridiano inicial.</p>
+
+<p>Todos los puntos de la Tierra situados &aacute; lo largo de la misma mitad de
+un meridiano, tienen evidentemente la misma longitud.</p>
+
+<p><b>23. Latitud geogr&aacute;fica.</b>&mdash;Para acabar de determinar la posici&oacute;n del
+lugar, se cuenta el n&uacute;mero de grados, minutos y segundos comprendidos
+sobre el meridiano entre ese lugar y el ecuador: esto es lo que se
+denomina la <i>latitud</i>. Se la cuenta de 0&deg; &aacute; 90&deg;, yendo del ecuador hacia
+los polos, y es <i>boreal</i> &oacute; <i>austral</i>, seg&uacute;n que el punto considerado se
+encuentre en uno &uacute; otro de los dos hemisferios que determina el plano
+del ecuador.</p>
+
+<p class="i"><img src="images/009.png" alt="La latitud geografica" /><br />
+Fig. 13. La latitud geogr&aacute;fica de un lugar es igual &aacute; la
+altura del polo.</p>
+
+<p>Evidentemente, todos los puntos de la Tierra situados en un mismo
+paralelo tienen igual latitud.</p>
+
+<p>Tales son las coordenadas geogr&aacute;ficas que se usan para determinar la
+posici&oacute;n exacta de un lugar de la superficie terrestre.</p>
+
+
+
+<hr style="width: 65%;" />
+<h2><a name="DIMENSIONES_DE_LA_TIERRA" id="DIMENSIONES_DE_LA_TIERRA"></a><a href="#toc">DIMENSIONES DE LA TIERRA</a></h2>
+
+
+<p><b>24. Medida de un grado terrestre.</b>&mdash;Se ha visto antes que la Tierra tiene
+la forma de una bola casi perfectamente esf&eacute;rica. Las tierras,
+continentes &eacute; islas, no ocupan m&aacute;s que la cuarta parte de la superficie
+total; las otras tres cuartas partes son las aguas. La superficie de
+&eacute;stas, es decir, la de los oc&eacute;anos y de los mares, es la que
+principalmente afecta la forma de una esfera; las tierras presentan
+desigualdades de nivel, que parecen hallarse &aacute; primera vista en
+contradicci&oacute;n con dicha forma regular. N&oacute;tanse elevaciones y
+depresiones, monta&ntilde;as y valles, aparentemente considerables. Pero vamos
+&aacute; ver que las m&aacute;s altas monta&ntilde;as no son sino aristas imperceptibles en
+la superficie de la Tierra, por efecto de las enormes dimensiones del
+globo entero.</p>
+
+<p>Demos una idea de la manera c&oacute;mo ha sido posible medir esas dimensiones.</p>
+
+<p>Si la Tierra es una esfera, todos los planos meridianos que la cortan
+seg&uacute;n su eje, son c&iacute;rculos que tienen por puntos comunes ambos polos. El
+ecuador, que corta al globo en dos partes iguales &oacute; hemisferios, as&iacute;
+como los paralelos &aacute; &eacute;l, son c&iacute;rculos. Los meridianos y el ecuador son
+c&iacute;rculos iguales; los paralelos, c&iacute;rculos cada vez m&aacute;s peque&ntilde;os &aacute; medida
+que se van acercando &aacute; uno de los polos. La geograf&iacute;a ense&ntilde;a todo lo
+dicho.</p>
+
+<p>La cuesti&oacute;n que se hab&iacute;a de resolver, para saber cuales son las
+dimensiones del globo terrestre, era medir la longitud de uno de los
+mencionados c&iacute;rculos, por ejemplo, de uno de los meridianos. Esta
+operaci&oacute;n es mucho m&aacute;s 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; adem&aacute;s, la mayor parte de los meridianos atraviesan los mares
+en parte de su extensi&oacute;n, &oacute; pa&iacute;ses monta&ntilde;osos de dif&iacute;cil acceso.</p>
+
+<p>As&iacute; es que se ha considerado suficiente medir una parte del meridiano,
+lo que se llama <i>un grado</i>, que es, como lo ense&ntilde;a la geometr&iacute;a, la 360&ordf;
+parte de toda circunferencia. Una vez conocida la longitud del grado, se
+deduce de ese dato, por medio de una sencilla multiplicaci&oacute;n, la de la
+circunferencia entera, y, por tanto, del meridiano. Tomemos un ejemplo.
+Par&iacute;s y Amiens se encuentran bajo el mismo meridiano con corta
+diferencia, y su latitud difiere en un grado pr&oacute;ximamente. Desde 1550,
+un m&eacute;dico franc&eacute;s, llamado Fernel, coloc&oacute; un contador en una de las
+ruedas de su carruaje y se puso en camino yendo de Amiens &aacute; Par&iacute;s. As&iacute;
+midi&oacute;, casi por completo en la direcci&oacute;n del meridiano, la longitud del
+camino que un&iacute;a &aacute; dichas ciudades. El resultado fu&eacute; 57,070 toesas, esto
+es, unos 111 kil&oacute;metros, como longitud del grado.</p>
+
+<p><b>25. Dimensiones de la Tierra.</b>&mdash;M&aacute;s tarde se han medido numerosos arcos
+de meridiano, por medios mucho m&aacute;s complicados, pero tambi&eacute;n mucho m&aacute;s
+precisos, y se ha hallado el valor de la circunferencia entera de la
+Tierra, que es un tanto superior &aacute; 40 millones de metros. El di&aacute;metro
+del globo terrestre mide 12,700 kil&oacute;metros, en n&uacute;meros redondos.</p>
+
+<p>La superficie de la Tierra contiene nada menos que 510 millones de
+kil&oacute;metros cuadrados, es decir, 510 millones de cuadrados, cada uno de
+cuyos lados es un kil&oacute;metro.</p>
+
+<p>Su volumen pasa de 1,083,000 millones de kil&oacute;metros c&uacute;bicos.</p>
+
+<p><b>26. Las monta&ntilde;as comparadas con el globo terrestre.</b>&mdash;Ahora es f&aacute;cil
+darse cuenta de la importancia de las desigualdades de su superficie.</p>
+
+<p>Consideremos las monta&ntilde;as m&aacute;s elevadas del globo. En Europa, el monte
+Blanco y el Elbrouz se elevan &aacute; 4,800 y &aacute; 5,600 metros respectivamente
+sobre el nivel del mar; en Asia, el Gaurisankar del Himalaya alcanza
+8,840 metros; en Am&eacute;rica, 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 oc&eacute;ano Pac&iacute;fico. Sin embargo, la m&aacute;s elevada de esas
+monta&ntilde;as forma apenas la <sup>1</sup>/<sub>1440</sub> parte del di&aacute;metro de la Tierra.</p>
+
+<p>En un globo que tuviera un metro de di&aacute;metro, el Gaurisankar formar&iacute;a
+todo lo m&aacute;s una arista de dos tercios de un mil&iacute;metro de alto. En uno de
+30 cent&iacute;metros de di&aacute;metro, esa altura llegar&iacute;a dif&iacute;cilmente &aacute;
+<sup>1</sup>/<sub></sub>5 de
+mil&iacute;metro. La mayor parte de las desigualdades que nos parecen tan
+enormes, cuando las examinamos de cerca, ser&iacute;an completamente
+imperceptibles en esos globos hipot&eacute;ticos. Para representarlas en
+relieve, sobre los globos &oacute; los mapas, hay que exagerar
+considerablemente la escala de las alturas.</p>
+
+<p><b>27. La Tierra es aplanada en los polos.</b>&mdash;Si se pudiera ver la Tierra
+desde el espacio, por ejemplo, desde la distancia &aacute; que se encuentra la
+Luna, nos parecer&iacute;a una esfera casi perfecta. Sin embargo, las medidas
+de meridiano han hecho ver que la longitud del grado va aumentando &aacute;
+partir del ecuador, hasta los polos de la Tierra. De ah&iacute; se ha deducido
+que nuestro planeta se halla un tanto aplastado en los polos, &oacute;, lo que
+significa lo mismo, elevado en el ecuador. El di&aacute;metro que pasa por los
+polos, es decir, el eje de rotaci&oacute;n es m&aacute;s peque&ntilde;o que el di&aacute;metro de la
+circunferencia ecuatorial: la diferencia es poco m&aacute;s &oacute; menos la 300&ordf;
+parte de este &uacute;ltimo, es decir, de un mil&iacute;metro, si se toma como punto
+de comparaci&oacute;n un globo de 30 cent&iacute;metros de di&aacute;metro.</p>
+
+
+
+<hr style="width: 65%;" />
+<h2><a name="MOVIMIENTO_DE_TRANSLACION_DE_LA_TIERRA_ALREDEDOR_DEL_SOL" id="MOVIMIENTO_DE_TRANSLACION_DE_LA_TIERRA_ALREDEDOR_DEL_SOL"></a><a href="#toc">MOVIMIENTO DE TRANSLACI&Oacute;N DE LA TIERRA ALREDEDOR DEL SOL</a></h2>
+
+
+<p><b>28. Revoluci&oacute;n anual de la Tierra.</b>&mdash;Seg&uacute;n se ha dicho, la Tierra gira
+alrededor de s&iacute; misma, esto es, de la l&iacute;nea que une sus polos, y de este
+modo efect&uacute;a una rotaci&oacute;n completa en el intervalo de un d&iacute;a. Este
+movimiento real es el que, por efectuarse de occidente &aacute; oriente, nos
+hace creer que los astros, estrellas, Sol, Luna, se mueven en sentido
+contrario, esto es, de oriente &aacute; occidente.</p>
+
+<p>Nuestro globo se halla animado de otro movimiento que lo transporta en
+el espacio, y en virtud del cual efect&uacute;a una revoluci&oacute;n entera alrededor
+del Sol en el intervalo de un a&ntilde;o.</p>
+
+<p><b>29. Movimiento de translaci&oacute;n de la Tierra.&mdash;Cambio de aspecto del
+cielo.</b>&mdash;Procuremos hacer comprender c&oacute;mo se ha llegado &aacute; reconocer la
+existencia de este segundo movimiento, y los fen&oacute;menos que prueban su
+existencia.</p>
+
+<p>Coloquemos en una mesa redonda, casi en su centro (fig. 14), una l&aacute;mpara
+que representar&aacute; al Sol. Una bola, por ejemplo, una naranja, atravesada
+en su centro por una aguja larga, ser&aacute; 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 rotaci&oacute;n, quede inclinada sobre el plano de la mesa. Precisa
+suponer, adem&aacute;s, que alrededor de los objetos que colocamos de esta
+manera, se extiende el cielo, hasta distancias infinitamente mayores que
+la del Sol &aacute; la Tierra, es decir, en el caso presente, que el
+semi-di&aacute;metro de nuestra mesa. En todo ese espacio y en todas
+direcciones se encuentran las estrellas.</p>
+
+<p>El globo T est&aacute; iluminado en aquella de sus mitades &oacute; hemisferios que se
+encuentra vuelto hacia la l&aacute;mpara, representaci&oacute;n del Sol. Esto es el
+d&iacute;a 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.</p>
+
+<p>Si la Tierra permaneciera en la posici&oacute;n T, conservando el movimiento
+sobre su eje, se ver&iacute;an siempre, desde uno &uacute; otro de los hemisferios de
+nuestro planeta las mismas estrellas y las mismas regiones del cielo.
+Una estrella dada saldr&iacute;a, pasar&iacute;a por el meridiano, y se pondr&iacute;a
+uniformemente &aacute; las mismas horas, en la sucesi&oacute;n de las noches. Adem&aacute;s,
+el Sol se encontrar&iacute;a en el mismo caso que las estrellas, y como ellas
+tendr&iacute;a &aacute; horas fijas su orto, su m&aacute;ximum de elevaci&oacute;n y su ocaso.</p>
+
+<p>Pero eso no suceder&iacute;a en el caso de que la Tierra, en vez de permanecer
+inm&oacute;vil en T, se moviese siguiendo la orilla de la mesa, conservando
+para su eje de rotaci&oacute;n la misma inclinaci&oacute;n y la misma direcci&oacute;n en el
+espacio. Por ejemplo, &aacute; media noche, cuando la Tierra se halla en T, se
+encontrar&aacute; opuesta al Sol una estrella <i>e</i>. Al llegar el planeta &aacute; la
+posici&oacute;n T', otra estrella ir&aacute; &aacute; encontrarse &aacute; la misma hora en la
+direcci&oacute;n de la l&iacute;nea que une la Tierra al Sol. En T'', har&aacute; lo mismo
+otra estrella <i>e</i>''. Y es f&aacute;cil comprender que si la bola contin&uacute;a
+efectuando de esa manera una revoluci&oacute;n completa alrededor del Sol, ir&aacute;
+presentando sucesivamente en la sombra su mitad &aacute; todas las regiones del
+cielo. Por el contrario, la l&aacute;mpara &oacute; Sol, visto de la Tierra, parecer&aacute;
+haber dado en el mismo sentido una vuelta completa al cielo.</p>
+
+<p>Y as&iacute; es c&oacute;mo ocurren efectivamente las cosas. El aspecto del cielo
+cambia de una noche &aacute; otra en el mismo lugar; &aacute; las mismas horas se ven
+salir nuevas estrellas, m&aacute;s orientales, mientras que en occidente se
+encuentran ya ocultas otras estrellas que antes se hallaban todav&iacute;a
+sobre el horizonte.</p>
+
+<p class="i"><img src="images/010.png" alt="Movimiento de translacion de la Tierra" /><br />
+Fig. 14. Movimiento de translaci&oacute;n de la Tierra.</p>
+
+<p><b>30. D&iacute;a sideral m&aacute;s corto que el d&iacute;a solar.</b>&mdash;Tambi&eacute;n resulta de esto que
+una estrella determinada vuelve &aacute; pasar por el meridiano antes que el
+Sol. La duraci&oacute;n de un <i>d&iacute;a solar</i>, de 24 horas, que comprende un
+intervalo de la hora del mediod&iacute;a al mediod&iacute;a siguiente, es mayor que la
+del <i>d&iacute;a sideral</i>; la diferencia se eleva &aacute; 3 minutos 56 segundos.</p>
+
+<p>Al cabo del a&ntilde;o, una estrella ha pasado 366 veces por el meridiano,
+mientras que el Sol lo efect&uacute;a &uacute;nicamente 365. En una palabra, el a&ntilde;o,
+que se compone de 366 d&iacute;as siderales, &oacute; de 366 rotaciones de la Tierra,
+no contiene m&aacute;s que 365 d&iacute;as solares. Esta es consecuencia del doble
+movimiento de la Tierra, de rotaci&oacute;n sobre s&iacute; misma y de translaci&oacute;n &oacute;
+de revoluci&oacute;n alrededor del Sol.</p>
+
+
+
+<hr style="width: 65%;" />
+<h2><a name="ORBITA_DE_LA_TIERRA" id="ORBITA_DE_LA_TIERRA"></a><a href="#toc">&Oacute;RBITA DE LA TIERRA</a></h2>
+
+
+<p><b>31. &Oacute;rbita de la Tierra.</b>&mdash;La Tierra describe, en su revoluci&oacute;n anual
+alrededor del Sol, una curva &uacute; &oacute;rbita, cuya posici&oacute;n, forma y
+dimensiones vamos &aacute; indicar.</p>
+
+<p class="i"><img src="images/011.png" alt="Orbita de la Tierra" /><br />
+Fig. 15. &Oacute;rbita de la Tierra.</p>
+
+<p>Esta curva es plana, de manera que el centro de la Tierra permanece
+siempre en el mismo plano, llamado ecl&iacute;ptica. Como, seg&uacute;n ya se ha
+visto, el eje de rotaci&oacute;n conserva siempre la misma direcci&oacute;n y la misma
+inclinaci&oacute;n, otro tanto ocurre con el ecuador, que permanece paralelo &aacute;
+s&iacute; mismo, formando un &aacute;ngulo constante con el plano de la ecl&iacute;ptica.
+Este &aacute;ngulo, denominado <i>oblicuidad de la ecl&iacute;ptica</i>, es igual &aacute; un poco
+m&aacute;s de 23 grados, esto es, algo m&aacute;s de la cuarta parte de un &aacute;ngulo
+recto; tiene suma importancia, puesto que &aacute; &eacute;l se deben las estaciones,
+la desigualdad de los d&iacute;as y de las noches para un mismo punto, en el
+curso del a&ntilde;o, &oacute; bien para los lugares cuya latitud es diferente. M&aacute;s
+adelante volveremos &aacute; tratar del particular.</p>
+
+<p>La &oacute;rbita de la Tierra no es un c&iacute;rculo, y la distancia de nuestro globo
+al Sol var&iacute;a continuamente de un d&iacute;a para otro. Es una curva llamada en
+geometr&iacute;a <i>elipse</i>, especie de &oacute;valo, que tiene en su di&aacute;metro &oacute; eje
+mayor AB, dos puntos FF &oacute; focos, situados &aacute; 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.</p>
+
+<p>El Sol no ocupa el punto medio de la &oacute;rbita, sino uno de los focos.</p>
+
+<p><b>32. Excentricidad de la &oacute;rbita.</b>&mdash;Cuando la Tierra se encuentra en A,
+v&eacute;rtice del eje mayor m&aacute;s inmediato al Sol, la distancia &aacute; este astro es
+la m&aacute;s peque&ntilde;a de todas; por esta raz&oacute;n se dice que nuestro planeta est&aacute;
+en su <i>perihelio</i>, lo que ocurre ahora hacia el 1&ordm; de enero de cada a&ntilde;o.
+Tambi&eacute;n se dice que el Sol est&aacute; en su <i>perigeo</i>, esto es, en la
+distancia m&aacute;s corta &aacute; la Tierra. De modo que esas dos palabras,
+<i>perihelio</i> y <i>perigeo</i>, indican el mismo hecho.</p>
+
+<p>Desde A la Tierra marcha alrededor del Sol, recorriendo su &oacute;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 m&aacute;ximum; entonces se dice que la Tierra, se
+encuentra en su <i>afelio</i>, &oacute;, lo que equivale &aacute; lo mismo, que el Sol est&aacute;
+en su <i>apogeo</i>, cosas que ocurren all&aacute; por el 1&ordm; de julio.</p>
+
+<p>Despu&eacute;s la Tierra sigue su camino sobre la segunda mitad de su &oacute;rbita,
+acerc&aacute;ndose constantemente al Sol, hasta que vuelve &aacute; encontrarse en A,
+donde da principio otra nueva revoluci&oacute;n.</p>
+
+<p>En dos &eacute;pocas intermedias, la Tierra se halla en dos puntos, D y C, en
+los cuales la distancia al Sol es exactamente igual &aacute; la distancia media
+entre los extremos del perihelio y del afelio. Esos puntos son los
+v&eacute;rtices del di&aacute;metro &oacute; eje menor de la &oacute;rbita. La diferencia entre las
+distancias extremas es pr&oacute;ximamente de <sup>1</sup>/<sub>13</sub> parte de la distancia media.
+La mitad es lo que se llama <i>excentricidad</i> de la &oacute;rbita.</p>
+
+<p><b>33. Distancia de la Tierra al Sol.</b>&mdash;La distancia de la Tierra al Sol es
+igual por t&eacute;rmino medio &aacute; 148,000,000 de kil&oacute;metros y la longitud total
+de la &oacute;rbita llega &aacute; 930 millones de kil&oacute;metros. Como nuestro planeta la
+recorre en el intervalo de un a&ntilde;o, esto es, de 365 d&iacute;as y cuarto, &oacute;
+mejor dicho, de 31,557,600 segundos, es f&aacute;cil calcular el camino que
+nuestro globo recorre en el corto intervalo de un segundo; h&aacute;llanse 29
+kil&oacute;metros y medio poco m&aacute;s &oacute; menos por segundo, velocidad 60 veces
+superior &aacute; la de una bala de ca&ntilde;&oacute;n al salir del arma.</p>
+
+<p>Debemos a&ntilde;adir que esta velocidad var&iacute;a, siendo tanto mayor cuanto m&aacute;s
+peque&ntilde;a es la distancia al Sol: cuando la Tierra est&aacute; en su perihelio,
+alcanza unos 30 kil&oacute;metros por segundo; luego va disminuyendo hasta el
+afelio, donde s&oacute;lo es de 29; &aacute; partir de este punto vuelve &aacute; pasar, pero
+en orden inverso, por las velocidades con que recorriera la primera
+mitad de su &oacute;rbita.</p>
+
+<p>Nosotros no sentimos que la Tierra nos arrastra as&iacute; por los espacios
+celestes, en compa&ntilde;&iacute;a del globo que habitamos, como tampoco nos damos
+cuenta del movimiento de rotaci&oacute;n diurna.</p>
+
+<p>Los antiguos los desconoc&iacute;an ambos, y los atribu&iacute;an aqu&eacute;l al cielo
+entero, y el segundo al Sol en persona. Tomaban, pues, por realidades,
+lo que s&oacute;lo era apariencia. Cop&eacute;rnico (1543) y Galileo (1600) fueron los
+primeros en descubrir y demostrar esas dos grandes verdades
+astron&oacute;micas.</p>
+
+<p><b>34. Duraci&oacute;n del a&ntilde;o.</b>&mdash;La duraci&oacute;n del a&ntilde;o, esto es, del tiempo que la
+Tierra tarda en efectuar una de sus revoluciones alrededor del Sol, &oacute;
+bien, del tiempo que transcurre entre dos pasos por el mismo equinoccio,
+es de:</p>
+
+<p>365 d&iacute;as 24 &oacute; 365 d&iacute;as 5 horas 48 minutos y 47 segundos.</p>
+
+<p>Esto es lo que se denomina <i>a&ntilde;o tr&oacute;pico</i>.</p>
+
+<p>El <i>a&ntilde;o civil</i> es de 365 d&iacute;as exactamente durante 3 a&ntilde;os consecutivos.
+El siguiente es de 366 d&iacute;as, hall&aacute;ndose formado el 366&ordm; par la
+acumulaci&oacute;n de 4 veces el excedente de unas 6 horas que el a&ntilde;o tr&oacute;pico &oacute;
+astron&oacute;mico presenta sobre el a&ntilde;o civil. Los a&ntilde;os de 366 d&iacute;as son los
+bisiestos.</p>
+
+<p>De cada cuatro a&ntilde;os seculares, 3 no son bisiestos; as&iacute; se corrige la
+diferencia de 11 minutos 13 segundos que faltan al excedente en cuesti&oacute;n
+para dar seis horas, &oacute; un cuarto de d&iacute;a.</p>
+
+
+
+<hr style="width: 65%;" />
+<h2><a name="LOS_DIAS_Y_LAS_NOCHES" id="LOS_DIAS_Y_LAS_NOCHES"></a><a href="#toc">LOS D&Iacute;AS Y LAS NOCHES</a></h2>
+
+
+<p><b>35. Duraci&oacute;n de los d&iacute;as y de las noches.</b>&mdash;El d&iacute;a solar de 24 horas,
+esto es, el intervalo entre dos pasos sucesivos del Sol por el
+meridiano, se compone, seg&uacute;n lo sabe todo el mundo, de dos partes: una,
+el <i>d&iacute;a</i>, &oacute; mejor dicho, la <i>jornada</i>, va desde la salida hasta la
+puesta del Sol; la otra, la <i>noche</i>, desde la puesta hasta el orto del
+astro.</p>
+
+<p>La duraci&oacute;n del d&iacute;a y la de la noche son generalmente desiguales, y esta
+desigualdad es tanto m&aacute;s grande cuanto m&aacute;s lejos del ecuador se
+encuentre el sitio de la observaci&oacute;n; tambi&eacute;n var&iacute;a de una estaci&oacute;n &aacute;
+otra para un mismo punto.</p>
+
+<p>Sin embargo, el d&iacute;a tiene en el ecuador la misma duraci&oacute;n que la noche,
+durante todo el a&ntilde;o. El Sol permanece all&iacute; doce horas por encima del
+horizonte y doce por debajo.</p>
+
+<p><b>36. Equinoccios y Solsticios.</b>&mdash;Esta igualdad del d&iacute;a y de la noche se
+efect&uacute;a simult&aacute;neamente sobre toda la Tierra en dos &eacute;pocas diferentes
+del a&ntilde;o. Por esa raz&oacute;n se las ha llamado <i>equinoccios</i>: coinciden con el
+principio de la primavera y del oto&ntilde;o.</p>
+
+<p>Finalmente, en otras dos &eacute;pocas, que caen al principio del verano y del
+invierno, se tienen los d&iacute;as m&aacute;s largos con las noches m&aacute;s cortas, y los
+d&iacute;as m&aacute;s cortos con las noches m&aacute;s largas: estos son el solsticio de
+verano y el de invierno.</p>
+
+<p><b>37. Las estaciones en los dos hemisferios.</b>&mdash;Importa hacer notar que la
+desigualdad de los d&iacute;as y de las noches, tal como acabamos de
+describirla, sigue en cada hemisferio marcha opuesta, de manera que si
+los d&iacute;as van creciendo en el boreal, van disminuyendo al contrario en el
+austral, &eacute; inversamente. El equinoccio del 20 al 22 de marzo es el
+<i>equinoccio de primavera</i> para el primero y el <i>de oto&ntilde;o</i> para el
+segundo. La misma observaci&oacute;n debemos hacer para el equinoccio del 22 al
+20 de setiembre, que es el <i>equinoccio de oto&ntilde;o</i> en el hemisferio
+boreal, y el <i>de primavera</i> en el austral.</p>
+
+<p>Otro tanto ocurre con los solsticios. El del 20 al 22 de junio es el
+<i>solsticio de verano</i> &oacute; el <i>de invierno</i>, seg&uacute;n cual sea el hemisferio
+de que se trate, y el solsticio del 20 al 22 de diciembre es
+inversamente solsticio de invierno &oacute; de verano.</p>
+
+<p>En una palabra, las estaciones son opuestas en los dos hemisferios.</p>
+
+<p><b>38. Explicaci&oacute;n de la desigual duraci&oacute;n de los d&iacute;as y de las
+noches.</b>&mdash;Veamos ahora c&oacute;mo se explican estas variaciones de duraci&oacute;n de
+los d&iacute;as y de las noches y porqu&eacute; dan origen al fen&oacute;meno de las
+estaciones de la Tierra.</p>
+
+<p>Partamos del equinoccio de marzo y sigamos al Sol en su carrera diurna
+por el hemisferio norte.</p>
+
+<p>En ese d&iacute;a, el astro sale por el punto preciso del horizonte oriental
+que marca el este, y despu&eacute;s describe un semi-c&iacute;rculo, que es la mitad
+del ecuador celeste, para ir &aacute; ponerse precisamente por el oeste. La
+otra mitad de la circunferencia es descrita por el Sol debajo del
+horizonte, durante la noche. Pero, &aacute; partir de este d&iacute;a, la salida y
+puesta del Sol se verifican en puntos que se acercan cada vez m&aacute;s al
+norte, y el arco diurno es mayor que una semi-circunferencia, de manera
+que el d&iacute;a, cada vez m&aacute;s largo, se va haciendo constantemente mayor que
+la noche, la cual disminuye en la misma proporci&oacute;n. El Sol marca las
+doce en puntos cada vez m&aacute;s elevados sobre el horizonte, alej&aacute;ndose cada
+vez m&aacute;s del ecuador celeste.</p>
+
+<p>Pero llega un instante en que este aumento de altura queda casi
+estacionario, para hacerse m&aacute;s tarde completamente nulo, y el Sol
+alcanza su mayor altura meridiana en el d&iacute;a del solsticio; entonces es,
+pues, cuando el arco descrito por aquel astro alcanza el m&aacute;ximum de su
+valor, y cuando se tiene el d&iacute;a m&aacute;s largo del a&ntilde;o. Despu&eacute;s el astro
+empieza &aacute; seguir marcha inversa, se acerca poco &aacute; poco al ecuador, y el
+d&iacute;a, siempre mayor que la noche, disminuye insensiblemente hasta el
+equinoccio de setiembre, en el cual la noche y el d&iacute;a quedan iguales,
+teniendo doce horas cada uno.</p>
+
+<p>&Aacute; partir de este momento, el astro va &aacute; salir y a ponerse por puntos
+cada vez m&aacute;s distantes del este y del oeste, pero por la parte sur; su
+altura &aacute; la hora de las doce disminuir&aacute; de d&iacute;a en d&iacute;a. El per&iacute;odo de luz
+ser&aacute; constantemente m&aacute;s corto y siempre de duraci&oacute;n inferior &aacute; la noche.
+La desigualdad ir&aacute; aumentando hasta el solsticio de diciembre, que es el
+d&iacute;a de noche m&aacute;s largo en todo el hemisferio boreal.</p>
+
+<p class="i"><img src="images/012.png" alt="La Tierra en uno de los equinoccios" /><br />
+Fig. 16. La Tierra en uno de los equinoccios.</p>
+
+<p>Por &uacute;ltimo, de diciembre &aacute; marzo, el Sol seguir&aacute; marcha inversa,
+acerc&aacute;ndose de nuevo al ecuador, &eacute; ir&aacute; ocupando &aacute; la hora de las doce
+alturas cada vez m&aacute;s elevadas; el d&iacute;a crece entonces &aacute; medida que mengua
+la noche, hasta que el equinoccio de fines de marzo restablece la
+igualdad.</p>
+
+<p>Si en vez de tomar un punto del hemisferio norte de la Tierra hubi&eacute;ramos
+considerado un horizonte del hemisferio sur, el observador habr&iacute;a notado
+la misma sucesi&oacute;n de fen&oacute;menos, pero en orden inverso. La salida y la
+puesta del Sol habr&iacute;an ido alej&aacute;ndose 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 d&iacute;as m&aacute;s cortos que las noches. De setiembre &aacute; marzo,
+alturas meridianas crecientes, salida y puesta m&aacute;s meridionales hasta el
+solsticio de diciembre, d&iacute;as crecientes, y m&aacute;s largos que las noches.
+Desde el solsticio de diciembre &aacute; marzo, vuelta del Sol hacia el ecuador
+y disminuci&oacute;n de los d&iacute;as, que siguen siendo mayores que las noches.</p>
+
+<p>Tales son los hechos que todo el mundo puede observar en el espacio de
+un a&ntilde;o. Vamos &aacute; explicarlos.</p>
+
+<p>En el equinoccio, la posici&oacute;n 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, est&aacute;n separados uno de
+otro por un c&iacute;rculo m&aacute;ximo que pasa precisamente por ambos polos y que
+contiene el eje de rotaci&oacute;n {fig. 16}. Este c&iacute;rculo de separaci&oacute;n de la
+luz y de la sombra se confunde en este momento con uno de los c&iacute;rculos
+meridianos terrestres y, por consiguiente, divide en dos partes iguales
+todos los paralelos.</p>
+
+<p>En virtud de la rotaci&oacute;n diurna, todo punto de un paralelo cualquiera
+describe, pues, el d&iacute;a del equinoccio, la mitad de su circunferencia en
+la zona de luz y la otra mitad en la de sombra. El d&iacute;a es igual &aacute; la
+noche en toda la Tierra, y bajo todas las latitudes; de esta
+circunstancia se deriva precisamente el nombre de equinoccio.</p>
+
+<p class="i"><img src="images/013.png" alt="La Tierra entre el equinoccio y el solsticio" /><br />
+Fig. 17. La Tierra entre el equinoccio y el solsticio.</p>
+
+<p><b>39. Desigualdad de duraci&oacute;n de los d&iacute;as y de las noches.</b>&mdash;&Aacute; partir del
+equinoccio de Aries, la Tierra tomar&aacute; una de las posiciones indicadas en
+la figura 17, porque su eje de rotaci&oacute;n sigue siendo paralelo &aacute; s&iacute;
+mismo, y conservando la misma inclinaci&oacute;n sobre el plano de la
+ecl&iacute;ptica. El c&iacute;rculo de separaci&oacute;n de la luz y de la sombra dejar&aacute; de
+pasar por los polos y dividir&aacute; en dos partes desiguales &aacute; cada paralelo.
+El arco diurno <i>a M b</i>, pongamos por ejemplo, ser&aacute; mayor que el nocturno
+<i>a M' b</i>. De modo que el d&iacute;a ser&aacute; mayor que la noche, y la diferencia
+entre sus duraciones tanto m&aacute;s considerable cuanto &aacute; mayor distancia del
+c&iacute;rculo boreal pase el c&iacute;rculo de iluminaci&oacute;n.</p>
+
+<p>As&iacute; pues, los d&iacute;as, mayores que las noches, ir&aacute;n creciendo sin cesar
+hasta la &eacute;poca del solsticio de C&aacute;ncer, porque en este momento es cuando
+el c&iacute;rculo de separaci&oacute;n de la luz y de la sombra alcanzar&aacute; las regiones
+m&aacute;s distantes del polo. Entre el solsticio de verano y el equinoccio de
+Libra, la Tierra ocupar&aacute;, respecto del Sol, una serie de posiciones
+id&eacute;nticas &aacute; las que acabamos de examinar, pero en orden inverso. Los
+d&iacute;as boreales, que siguen siendo mayores que las noches, ir&aacute;n
+disminuyendo hasta el momento del nuevo equinoccio, en el cual volver&aacute; &aacute;
+establecerse entre ellas la igualdad. Entonces la Tierra ir&aacute; inclinando
+cada vez m&aacute;s hacia el Sol su polo austral, y el arco diurno boreal ir&aacute;
+siendo m&aacute;s peque&ntilde;o que el nocturno. Las noches, m&aacute;s largas que los d&iacute;as,
+crecer&aacute;n constantemente, y alcanzar&aacute;n su m&aacute;ximum de duraci&oacute;n en el
+solsticio de Capricornio (fig. 18), para menguar inmediatamente en
+sentido inverso, hasta el equinoccio de Aries.</p>
+
+<p class="i"><img src="images/014.png" alt="La Tierra en uno de los solsticios" /><br />
+Fig. 18. La Tierra en uno de los solsticios.</p>
+
+<p><b>40. El d&iacute;a m&aacute;s largo y la mayor noche del hemisferio boreal.</b>&mdash;Las
+variaciones que acabamos de indicar se efect&uacute;an de ese modo en todos los
+puntos de la Tierra comprendidos entre los c&iacute;rculos polares, es decir,
+pertenecientes &aacute; la zona t&oacute;rrida &oacute; &aacute; las templadas. Pero las
+desigualdades var&iacute;an con la latitud, y son tanto m&aacute;s notables cuanto
+mayor es la latitud &oacute;, en otros t&eacute;rminos, cuanto m&aacute;s se aleja uno del
+ecuador.</p>
+
+<p>Por lo dem&aacute;s, la altura meridiana del Sol sobre un horizonte dado
+explica estas desigualdades. La amplitud del arco diurno que la rotaci&oacute;n
+terrestre hace recorrer al Sol sobre el horizonte, depende efectivamente
+de dicha altura. En el solsticio de C&aacute;ncer, all&aacute; por el 20 de junio, la
+altura meridiana del Sol es m&aacute;ximum para el horizonte de un lugar
+situado en el hemisferio norte; por eso resulta el d&iacute;a m&aacute;s largo, &oacute;
+mejor dicho, el per&iacute;odo de luz m&aacute;s prolongado, y la noche m&aacute;s corta.</p>
+
+<p>Entre el solsticio de C&aacute;ncer y cada uno de los equinoccios, la altura
+meridiana del Sol va creciendo durante la primavera y disminuyendo
+durante el verano: los d&iacute;as aumentan para menguar inmediatamente
+despu&eacute;s.</p>
+
+<p>Finalmente, en el solsticio de Capricornio, all&aacute; por el 21 de diciembre,
+la altura del Sol sobre el horizonte es la m&aacute;s peque&ntilde;a posible: as&iacute; es
+que tenemos la &eacute;poca de noche m&aacute;s larga y de d&iacute;a m&aacute;s corto.</p>
+
+<p>Lo que acabamos de decir se aplica al hemisferio norte; en un punto
+cualquiera del hemisferio sur cuya latitud sea superior &aacute; 23&deg; 27&prime;, los
+fen&oacute;menos se presentan del mismo modo, pero en &eacute;pocas del a&ntilde;o
+correspondientes &aacute; posiciones de la Tierra diametralmente opuestas sobre
+su &oacute;rbita. El d&iacute;a m&aacute;s largo es el del solsticio de Capricornio, y el m&aacute;s
+corto el del solsticio de C&aacute;ncer.</p>
+
+<p><b>41. D&iacute;as y noches de la zona intertropical.</b>&mdash;Consideremos ahora algunos
+puntos particulares de la Tierra.</p>
+
+<p>En el ecuador, durante todo el a&ntilde;o, la duraci&oacute;n del d&iacute;a y de la noche
+son iguales, teniendo cada uno de ellos doce horas. Esto depende de que
+el c&iacute;rculo m&aacute;ximo del ecuador se encuentra siempre dividido en dos
+partes iguales por el c&iacute;rculo 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 &eacute;poca de los equinoccios, el
+Sol describe, para el horizonte de un punto del ecuador, el c&iacute;rculo
+m&aacute;ximo vertical que pasa por los puntos este y oeste. De modo que &aacute; las
+doce del d&iacute;a exactamente pasa por el cenit.</p>
+
+<p>Este &uacute;ltimo fen&oacute;meno es com&uacute;n &aacute; todas las regiones de la Tierra situadas
+entre el ecuador y ambos tr&oacute;picos, hasta los 23&deg; 28&prime; de latitud
+pr&oacute;ximamente. En efecto, el eje de rotaci&oacute;n se inclina 23&deg; 28&prime; sobre el
+plano de la ecl&iacute;ptica. Cuando nuestro globo llega, por efecto de su
+movimiento de translaci&oacute;n alrededor del Sol, &aacute; uno &uacute; otro de los
+solsticios, el radio que une los centros de ambos astros pasa
+precisamente por un punto de uno de los tr&oacute;picos, y coincide con la
+vertical del lugar.</p>
+
+<p>As&iacute;, el d&iacute;a del solsticio de verano, el Sol pasa &aacute; la hora de las doce
+por el cenit de todos los puntos situados en el tr&oacute;pico de C&aacute;ncer, y el
+d&iacute;a del solsticio de invierno por el cenit de los lugares del tr&oacute;pico de
+Capricornio.</p>
+
+<p><b>42. El Sol en el cenit.</b>&mdash;Entre el ecuador y los tr&oacute;picos, es decir, en
+toda la zona t&oacute;rrida, se presenta la misma circunstancia dos veces al
+a&ntilde;o, porque entonces la altura meridiana del Sol llega &aacute; 90&deg; y pasa de
+esto. De ah&iacute; resulta que entre estas dos &eacute;pocas y uno de los solsticios
+el Sol se encuentra &aacute; la hora del mediod&iacute;a m&aacute;s all&aacute; de la vertical por
+la parte norte, y durante el resto del a&ntilde;o, aquende dicha vertical, por
+la parte del sur. De modo que los habitantes de la zona t&oacute;rrida ven su
+sombra meridiana proyectada ya hacia el polo, ya hacia el ecuador, esto
+es, al norte &oacute; al sur de su horizonte.</p>
+
+<p><b>43. D&iacute;as y noches de las zonas polares</b>.&mdash;Transport&eacute;monos ahora &aacute; uno de
+los c&iacute;rculos polares, es decir, &aacute; una latitud que s&oacute;lo dista del polo
+23&deg; 27&prime;.</p>
+
+<p>Desde el equinoccio hasta el solsticio, el d&iacute;a va creciendo sin cesar
+para ese paralelo, lo mismo que para todos los dem&aacute;s lugares de la
+Tierra; pero en el solsticio mismo, la luz del Sol alcanza al paralelo
+completo, de modo que este d&iacute;a el astro permanece 24 horas sobre el
+horizonte. Lo contrario ocurre en el c&iacute;rculo polar del hemisferio
+opuesto, cuya noche dura 24 horas el d&iacute;a del solsticio.</p>
+
+<p>Allende los c&iacute;rculos polares, en los sitios que forman las zonas
+glaciales, los d&iacute;as y las noches tienen duraciones cada vez m&aacute;s
+desiguales. &Aacute; 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, elev&aacute;ndose siempre,
+alcanzar al cabo de tres meses su mayor altura, en la &eacute;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 m&aacute;s tarde, con lo cual ha suministrado un d&iacute;a de seis meses
+enteros &aacute; dichas regiones heladas. Durante este largo intervalo de
+tiempo, el polo boreal se hallaba sumido en la noche, que ahora va &aacute;
+empezar para el polo sur.</p>
+
+<p><b>44. Duraciones m&aacute;xima y m&iacute;nima del d&iacute;a y de la noche en diversas
+latitudes</b>.&mdash;Acabemos este estudio de las variaciones que presentan las
+duraciones relativas de los d&iacute;as y de las noches, presentando en un
+cuadro las duraciones del d&iacute;a m&aacute;s largo y del m&aacute;s corto para cierto
+n&uacute;mero de latitudes comprendidas entre los c&iacute;rculos polares:</p>
+
+
+<table summary="latitudes" cellpadding="5" cellspacing="0">
+<tr><td valign="middle">Latitudes.</td>
+<td>&nbsp;</td>
+<td valign="top" align="center">Duraci&oacute;n<br />
+del d&iacute;a m&aacute;s largo<br />
+y de la mayor<br />
+noche</td>
+<td valign="top" align="center">Duraci&oacute;n<br />
+del d&iacute;a m&aacute;s corto<br />
+y de la noche<br />
+m&aacute;s peque&ntilde;a.
+</td></tr>
+<tr><td>Ecuador</td>
+<td align="left">0&deg;</td>
+<td align="center">12<sup>h</sup> 0<sup>m</sup></td>
+<td align="center">12<sup>h</sup> 0<sup>m</sup></td></tr>
+<tr><td>&nbsp;</td>
+<td align="left">15&deg;</td>
+<td align="center">12 53</td>
+<td align="center">11 7</td></tr>
+<tr><td valign="top">Tr&oacute;picos</td>
+<td align="left">23&deg; 27&prime;</td>
+<td align="center">13 27</td>
+<td align="center">10 33</td></tr>
+<tr><td>&nbsp;</td>
+<td align="left">30&deg;</td>
+<td align="center">13 56</td>
+<td align="center">10 4</td></tr>
+<tr><td>&nbsp;</td>
+<td align="left">45&deg;</td>
+<td align="center">15 26</td>
+<td align="center">8 34</td></tr>
+<tr><td valign="top">Par&iacute;s</td>
+<td align="left">48&deg; 50&prime;</td>
+<td align="center">16 7</td>
+<td align="center">7 34</td></tr>
+<tr><td valign="top">Buenos Aires</td>
+<td align="left">34&deg; 36&prime;</td>
+<td align="center">14 20</td>
+<td align="center">9 40</td></tr>
+<tr><td>&nbsp;</td>
+<td align="left">60&deg;</td>
+<td align="center">18 30</td>
+<td align="center">5 30</td></tr>
+<tr><td style="padding-right: 1cm;" valign="top">C&iacute;rculos polares</td>
+<td align="left">66&deg; 33&prime;</td>
+<td align="center">24 0</td>
+<td align="center">0 0</td>
+</tr>
+</table>
+
+
+<hr style="width: 65%;" />
+<h2><a name="LAS_ESTACIONES" id="LAS_ESTACIONES"></a><a href="#toc">LAS ESTACIONES</a></h2>
+
+
+<p><b>45. Las estaciones astron&oacute;micas.</b>&mdash;Seg&uacute;n se sabe, el a&ntilde;o se divide en
+cuatro estaciones, separadas unas de otras por los dos equinoccios y los
+dos solsticios.</p>
+
+<p>La <i>primavera</i> empieza en el momento en que la Tierra pasa por el punto
+equinoccial de la primavera &oacute;, 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.</p>
+
+<p>El fin de la estaci&oacute;n de la primavera y el principio de la de <i>verano</i>
+coincide con la &eacute;poca del solsticio siguiente, que se efect&uacute;a de
+ordinario hacia el 20 de junio.</p>
+
+<p>El est&iacute;o acaba y el <i>oto&ntilde;o</i> 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&aacute; por el 22 de setiembre.</p>
+
+<p>Finalmente, en la &eacute;poca del segundo solsticio, es decir, &aacute; eso del 20 &oacute;
+21 de diciembre, empieza la estaci&oacute;n de <i>invierno</i>, que termina con el
+a&ntilde;o astron&oacute;mico al llegar el equinoccio de primavera.</p>
+
+<p><b>46. Porqu&eacute; tienen desigual duraci&oacute;n las estaciones.</b>&mdash;Los equinoccios y
+los solsticios dividen en cuatro partes desiguales la &oacute;rbita de la
+Tierra, seg&uacute;n acabamos de ver. Este hecho bastar&iacute;a para que las
+estaciones no tuviesen la misma duraci&oacute;n; pero esta desigualdad aumenta
+m&aacute;s a&uacute;n por la circunstancia de que la Tierra se mueve en su &oacute;rbita con
+rapidez tanto mayor cuanto m&aacute;s cerca del Sol se encuentra, cosa que
+ocurre precisamente cuando recorre los dos arcos m&aacute;s peque&ntilde;os, los de
+oto&ntilde;o y de invierno.</p>
+
+<p>He aqu&iacute; las &eacute;pocas precisas en que se verificaron durante el a&ntilde;o 1888
+los equinoccios y los solsticios, esto es, los principios de las cuatro
+estaciones y las duraciones correspondientes de estos per&iacute;odos:</p>
+
+<div class="blockquot"><p>El equinoccio de Aries se efectu&oacute; el 20 de marzo &aacute; las 4<sup>h</sup> 5<sup>m</sup>
+de la ma&ntilde;ana (tiempo medio de Par&iacute;s). El solsticio de C&aacute;ncer el 21
+de junio, &aacute; 0<sup>h</sup> 23<sup>m</sup> de la ma&ntilde;ana. El equinoccio de Libra el 22
+de setiembre &aacute; las 3<sup>h</sup> 2<sup>m</sup> de la tarde. El solsticio de
+Capricornio el 21 de diciembre, &aacute; las 0<sup>h</sup> 12<sup>m</sup> de la ma&ntilde;ana.</p>
+
+<p>La duraci&oacute;n del oto&ntilde;o austral, &oacute; de la primavera boreal habr&aacute; sido,
+pues, de 92 d&iacute;as 20<sup>h</sup> 18<sup>m</sup>. La del invierno austral &oacute; del
+verano boreal, 93 d&iacute;as 14<sup>h</sup> 39<sup>m</sup>. La de la primavera austral &oacute;
+del oto&ntilde;o boreal, 89 d&iacute;as 18<sup>h</sup> 10<sup>m</sup>. La del verano austral &oacute;
+del invierno boreal (1888-1889), 89 d&iacute;as 0<sup>h</sup> 34<sup>m</sup>.</p></div>
+
+<p>Se ve, por los n&uacute;meros que preceden, que el Sol ha permanecido en el
+hemisferio boreal durante 186 d&iacute;as 10<sup>h</sup> 57<sup>m</sup> y en el austral s&oacute;lo
+durante 178 d&iacute;as 19<sup>h</sup> 44<sup>m</sup>, lo cual constituye una diferencia de 7
+d&iacute;as 15<sup>h</sup> 30<sup>m</sup> en favor de las estaciones estivales del hemisferio
+norte.</p>
+
+<p class="i"><img src="images/015.png" alt="Las estaciones" /><br />
+Fig. 19. &Oacute;rbita anual de la Tierra. Las estaciones.</p>
+
+<p><b>47. Las estaciones meteorol&oacute;gicas.</b>&mdash;Las estaciones no son &uacute;nicamente las
+divisiones naturales del a&ntilde;o astron&oacute;mico, sino que adem&aacute;s y casi siempre
+se las considera como per&iacute;odos que presentan caracteres distintos desde
+el punto de vista de la temperatura de las diversas regiones de la
+Tierra.</p>
+
+<p>En lo relativo al hemisferio boreal, el invierno es generalmente la
+&eacute;poca de los fr&iacute;os y el verano la de los calores, formando el oto&ntilde;o y la
+primavera per&iacute;odos intermedios y templados.</p>
+
+<p>En el hemisferio austral, el orden es inverso, por lo menos en cuanto
+las temperaturas dependen de la acci&oacute;n exclusiva y directa de los rayos
+solares. En dichas regiones de la Tierra, las &eacute;pocas del fr&iacute;o son la
+primavera y el verano, y el oto&ntilde;o &eacute; invierno las de grandes calores. Es
+f&aacute;cil darse cuenta de la oposici&oacute;n de las estaciones en ambos
+hemisferios con s&oacute;lo estudiar las causas astron&oacute;micas de las variaciones
+de la temperatura.</p>
+
+<p><b>48. Intensidad de la radiaci&oacute;n solar en diversas &eacute;pocas.</b>&mdash;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
+var&iacute;a con ella. En el perihelio, all&aacute; por el 1&ordm; de enero, dicha cantidad
+es la mayor posible; la menor, en el perihelio, hacia el 1&ordm; de julio.</p>
+
+<p>Entre estas dos &eacute;pocas, el calor recibido por el globo var&iacute;a, &aacute; medida
+que cambian las distancias del Sol &aacute; la Tierra. Como el eje mayor de la
+&oacute;rbita divide la curva en dos partes iguales recorridas en el mismo
+tiempo por el planeta, resulta que &eacute;ste recibe del sol cantidades de
+calor iguales durante cada una de esas mitades de a&ntilde;o.</p>
+
+<p>Por otra parte, la observaci&oacute;n ense&ntilde;a que la temperatura media de la
+Tierra es casi constante, y que no ha variado de manera sensible desde
+hace miles de a&ntilde;os. En consecuencia, podemos sentar que nuestro globo
+pierde cada a&ntilde;o, por radiaci&oacute;n en el espacio, todo el calor que recibe
+del Sol.</p>
+
+<p><b>49. Influencia de la altura del Sol sobre la intensidad de la
+radiaci&oacute;n.</b>&mdash;Las variaciones de distancia no bastan &aacute; explicar las
+grandes diferencias que se notan en la temperatura de un punto dado en
+las diversas &eacute;pocas del a&ntilde;o, ni la distribuci&oacute;n excesivamente desigual
+del mismo elemento en las distintas latitudes. Las causas de esas
+variaciones son de dos &oacute;rdenes: unas, que dependen de la constituci&oacute;n
+f&iacute;sica del globo terrestre y de su atm&oacute;sfera, son de orden
+meteorol&oacute;gico; otras, puramente astron&oacute;micas. No debemos insistir m&aacute;s
+que sobre estas &uacute;ltimas.</p>
+
+<p>Dos causas astron&oacute;micas 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 d&iacute;a en una &eacute;poca determinada.
+Estas causas son: en primer lugar, la altura meridiana &aacute; que el Sol se
+eleva sobre el horizonte; en segundo lugar, la duraci&oacute;n del d&iacute;a, esto
+es, del tiempo que el astro tarda en recorrer su arco diurno.</p>
+
+<p>En f&iacute;sica 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 &aacute; la acci&oacute;n de los
+rayos. As&iacute;, en el momento de salir el Sol, la Tierra recibe su m&iacute;nimum
+de calor, para irse calentando cada vez m&aacute;s &aacute; medida que el movimiento
+diurno, haciendo elevarse el disco del astro, disminuye la oblicuidad de
+sus rayos. &Aacute; las doce, el calor recibido alcanza su m&aacute;ximum, para
+empezar &aacute; disminuir en seguida hasta la hora del ocaso. Comparando, en
+lo que se refiere &aacute; la oblicuidad de los rayos solares, dos d&iacute;as
+cualesquiera tomados en diferentes &eacute;pocas del a&ntilde;o, se ve que la cantidad
+de calor recibida en un punto dado, en cada uno de estos d&iacute;as, depende
+de la altura que alcanza el Sol &aacute; al hora de las doce. Ahora bien, esta
+altura var&iacute;a 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 oto&ntilde;o; luego sigue bajando hasta el
+solsticio de invierno, en que es lo m&aacute;s peque&ntilde;a posible.</p>
+
+<p>Finalmente, durante el invierno vuelve &aacute; pasar por los valores que ha
+tenido en oto&ntilde;o, hasta el equinoccio de primavera.</p>
+
+<p><b>50. Influencia de la duraci&oacute;n del d&iacute;a.</b>&mdash;Por &uacute;ltimo, la temperatura de un
+d&iacute;a depende tambi&eacute;n del tiempo durante el cual ejercen los rayos solares
+su acci&oacute;n sobre la atm&oacute;sfera y el suelo. En una palabra, depende de la
+extensi&oacute;n del d&iacute;a. Pues, esta extensi&oacute;n es &aacute; su vez, para un punto dado,
+tanto mayor cuanto m&aacute;s considerable es la altura meridiana del Sol; de
+modo que esta segunda causa contribuye en uni&oacute;n de las primeras &aacute; hacer
+m&aacute;s c&aacute;lidas las estaciones de primavera y de verano, y m&aacute;s fr&iacute;as las de
+oto&ntilde;o &eacute; invierno.</p>
+
+<p>Esto es, por lo dem&aacute;s, 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 var&iacute;an en sentido inverso, as&iacute; como las
+duraciones relativas de los d&iacute;as y de las noches. El oto&ntilde;o y el invierno
+son en &eacute;l las estaciones m&aacute;s c&aacute;lidas, y la primavera y el verano las m&aacute;s
+fr&iacute;as.</p>
+
+<p><b>51. Variaciones de la temperatura seg&uacute;n las latitudes.</b>&mdash;Todo cuanto
+acabamos de decir para explicar las variaciones de la temperatura en un
+punto dado, sirve tambi&eacute;n para hacer comprender la desigualdad de
+distribuci&oacute;n del calor seg&uacute;n las latitudes.</p>
+
+<p>La zona t&oacute;rrida, comprendida entre el ecuador y los dos tr&oacute;picos,
+comprende las regiones cuya temperatura media anual es m&aacute;s 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 a&ntilde;o, las alturas
+mayores sobre el horizonte. All&iacute; es &uacute;nicamente, seg&uacute;n se ha visto, donde
+alcanza el cenit, y donde sus rayos caen verticalmente sobre el suelo.
+Su altura meridiana m&iacute;nimum var&iacute;a entre 66&deg; y 43&deg;, y nunca es inferior &aacute;
+este &uacute;ltimo valor.</p>
+
+<p>En las zonas templadas hay una diferencia m&aacute;s considerable entre las
+temperaturas de las estaciones extremas. Por la &eacute;poca del solsticio de
+invierno, el Sol alcanza escasa altura meridiana, mientras que en el
+solsticio de verano, se eleva &aacute; alturas muy cercanas del cenit. Pero lo
+que distingue principalmente dichas zonas de la t&oacute;rrida, es que la
+duraci&oacute;n de los d&iacute;as, durante las estaciones invernales, es mucho menor
+que la de los d&iacute;as de las estaciones estivales.</p>
+
+<p>Finalmente, entre todas las zonas, las menos favorecidas en lo relativo
+&aacute; la temperatura, son las glaciales. Durante los largos d&iacute;as de
+primavera y de est&iacute;o se presentan dichas zonas muy oblicuamente &aacute; los
+rayos del Sol, y la ausencia del astro durante sus largas noches de
+oto&ntilde;o y de invierno, acumula en ellas las nieves y los hielos
+convirtiendo &aacute; esas regiones en pa&iacute;ses casi inhabitables.</p>
+
+<p><b>52. &Eacute;pocas del mayor calor y del mayor fr&iacute;o.</b>&mdash;La primavera y el est&iacute;o
+son dos estaciones que podr&iacute;an creerse id&eacute;nticas &aacute; primera vista, puesto
+que, dado un punto cualquiera, el Sol pasa en &eacute;l por las mismas alturas
+meridianas y que los d&iacute;as tienen duraciones sucesivamente iguales. Lo
+mismo pudiera creerse acerca del oto&ntilde;o y del invierno. Sin embargo, la
+observaci&oacute;n prueba que la temperatura media del verano es superior &aacute; la
+de la primavera, y que los grandes calores se presentan durante el
+verano y no en el solsticio. El invierno es an&aacute;logamente m&aacute;s fr&iacute;o que el
+oto&ntilde;o, y las temperaturas m&aacute;s rigurosas no coinciden ordinariamente con
+la &eacute;poca del solsticio.</p>
+
+<p><b>53. Estaciones meteorol&oacute;gicas de ambos hemisferios.</b>&mdash;Se ha visto que el
+oto&ntilde;o y el invierno, esto es, las estaciones m&aacute;s fr&iacute;as del hemisferio
+boreal, corresponden &aacute; las distancias m&aacute;s cortas del Sol y de la Tierra,
+y la primavera y el verano &aacute; su mayor alejamiento. Como en el hemisferio
+austral ocurre lo contrario, deber&iacute;an resultar de esto calores estivales
+m&aacute;s intensos y fr&iacute;os de invierno m&aacute;s rigurosos. Pero esta causa de
+desigualdad queda compensada por el hecho de que, si bien el calor
+recibido por el hemisferio austral es m&aacute;s intenso durante las dos
+primeras estaciones, la duraci&oacute;n de &eacute;stas es, por otra parte, menor que
+la de las otras dos.</p>
+
+<p>Sin embargo, dada la igualdad de latitud, la temperatura media del
+hemisferio austral es inferior &aacute; la del hemisferio boreal. Las
+observaciones meteorol&oacute;gicas atestiguan la exactitud de este hecho, que
+se encuentra adem&aacute;s confirmado por la diversa extensi&oacute;n de los hielos
+alrededor de ambos polos. Mientras que los hielos del boreal se
+extienden s&oacute;lo hasta el 81&deg; paralelo, en la zona austral los mares se
+hielan hasta el paralelo 71. Mas las causas de estas diferencias no son
+astron&oacute;micas: tal fen&oacute;meno debe atribuirse &aacute; la desigual repartici&oacute;n 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 m&aacute;s de las tres cuartas partes por los oc&eacute;anos. Es cierto
+que ambos reciben en un a&ntilde;o la misma cantidad de calor solar; pero la
+superficie l&iacute;quida se enfr&iacute;a con m&aacute;s rapidez que el suelo, porque &aacute;
+medida que una capa superficial disminuye de temperatura, su mayor
+densidad la hace bajar, siendo reemplazada por otra inferior, que se
+enfr&iacute;a &aacute; su vez. As&iacute; pues, la mar pierde m&aacute;s que el suelo firme por la
+radiaci&oacute;n nocturna de la Tierra, y esto explica la diferencia que
+acabamos de se&ntilde;alar entre las temperaturas medias del hemisferio s&oacute;lido
+y del l&iacute;quido.</p>
+
+<hr style='width: 45%;' />
+
+
+
+<h2><a name="LUNA" id="LUNA"></a><a href="#toc">LA LUNA</a></h2>
+
+<p class="c">SAT&Eacute;LITE DE LA TIERRA</p>
+<p>&nbsp;</p>
+
+<p><b>54. Fases de la Luna.</b>&mdash;La Tierra va acompa&ntilde;ada por la Luna en su
+movimiento de rotaci&oacute;n alrededor del Sol.</p>
+
+<p>La Luna gira &aacute; su vez en torno de la Tierra, y en el mismo sentido que
+nuestro propio movimiento alrededor del Sol, esto es, de occidente &aacute;
+oriente. Su revoluci&oacute;n se efect&uacute;a en un intervalo de 27 d&iacute;as y medio.</p>
+
+<p>Como la distancia de la Luna &aacute; la Tierra es considerablemente m&aacute;s
+peque&ntilde;a que la del Sol, la &oacute;rbita de aquel astro lo coloca en cada
+revoluci&oacute;n en una serie de posiciones respecto de este &uacute;ltimo, llamadas
+<i>fases</i>, 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-c&iacute;rculo luminoso; ya, por fin, se limita &aacute; una secci&oacute;n m&aacute;s &oacute; menos
+delgada, que es lo que llamamos <i>media luna</i>, &oacute; una porci&oacute;n de c&iacute;rculo
+superior &aacute; la mitad de esta figura.</p>
+
+<p><b>55. Explicaci&oacute;n de las fases de la Luna.</b>&mdash;La raz&oacute;n de estos aspectos es
+muy f&aacute;cil de comprender. Basta para ello con examinar la figura 20, que
+representa una revoluci&oacute;n completa de la Luna alrededor de la Tierra. En
+ella se ve &aacute; nuestro sat&eacute;lite en ocho posiciones principales sobre su
+&oacute;rbita, cuyo centro est&aacute; ocupado por la Tierra. Se supone que el Sol se
+halla fuera de la figura &aacute; una distancia igual &aacute; cerca de 400 veces la
+de la Tierra &aacute; la Luna. Su luz ilumina la mitad superior de ambos
+globos. Examinemos las posiciones sucesivas de la Luna.</p>
+
+<p>En lo alto de la figura, nuestro sat&eacute;lite vuelve hacia la Tierra la
+mitad oscura y, por consiguiente, la Luna queda entonces invisible. Esta
+es la <i>Luna nueva</i>, y entonces se dice que se opera la <i>conjunci&oacute;n</i>.</p>
+
+<p>El movimiento de la Luna la lleva &aacute; su segunda posici&oacute;n, y se empieza &aacute;
+ver desde la Tierra una peque&ntilde;a parte del disco lunar, que parece una
+hoz, cuya convexidad est&aacute; vuelta hacia el Sol, por la parte de
+occidente. En los d&iacute;as siguientes la <i>media Luna</i> se hace cada vez m&aacute;s
+ancha, y &aacute; los 7 y medio pr&oacute;ximamente despu&eacute;s de la Luna nueva, se
+encuentra iluminada toda una mitad del disco: este es el <i>cuarto
+creciente</i>.</p>
+
+<p class="i"><img src="images/016.png" alt="las fases de la luna" /><br />
+Fig. 20. &Oacute;rbita de la Luna. Explicaci&oacute;n de las fases.</p>
+
+<p>En los d&iacute;as siguientes, nuestro sat&eacute;lite vuelve hacia la Tierra
+porciones cada vez mayores de su mitad iluminada, hasta que llega &aacute; la
+quinta posici&oacute;n, 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 <i>Luna llena</i> &oacute; de la <i>oposici&oacute;n</i>, porque al llegar este
+momento nuestro sat&eacute;lite ocupa, respecto de la Tierra, una posici&oacute;n
+opuesta &aacute; la del Sol. La Luna llena se verifica 14 d&iacute;as y cuarto
+pr&oacute;ximamente despu&eacute;s de la nueva.</p>
+
+<p>El movimiento contin&uacute;a y la Luna vuelve &aacute; ocupar en la segunda mitad de
+su revoluci&oacute;n, pero en sentido inverso, posiciones completamente
+an&aacute;logas &aacute; las de la primera. El disco presenta porciones iluminadas
+menguantes, primero el semi-c&iacute;rculo luminoso, luego las <i>hoces</i> &oacute;
+<i>medias Lunas</i>, cada vez m&aacute;s estrechas y que entonces vuelven su
+convexidad hacia oriente. En los d&iacute;as 21&ordm; &aacute; 22&ordm; de la revoluci&oacute;n se
+presenta el <i>cuarto menguante</i>, y &aacute; los 29 y medio, la Luna ha vuelto &aacute;
+hacerse invisible: ha terminado, pues, la <i>lunaci&oacute;n</i>.</p>
+
+
+<p class="c">*Fig. 21. Movimiento propio de la Luna.</p>
+
+<p>Se llama, en efecto, <i>lunaci&oacute;n</i> el per&iacute;odo que recorre as&iacute; nuestro
+sat&eacute;lite entre dos conjunciones consecutivas, &oacute;, lo que es lo mismo,
+entre dos lunas nuevas.</p>
+
+<p><b>56. Lunaci&oacute;n.</b>&mdash;Ya se ha visto que la Luna efect&uacute;a su revoluci&oacute;n
+alrededor de la Tierra en 27 d&iacute;as y &frac14; pr&oacute;ximamente, mientras que la
+lunaci&oacute;n es de 29 d&iacute;as y medio. Esta diferencia procede de que, mientras
+la Luna efect&uacute;a una revoluci&oacute;n sobre su &oacute;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 &aacute; coincidir con la misma
+estrella; pero no ha llegado a&uacute;n &aacute; su misma posici&oacute;n respecto del Sol, y
+como necesita a&uacute;n 2 d&iacute;as y 5 horas m&aacute;s para realizar este regreso,
+resulta que se debe a&ntilde;adir esta diferencia &aacute; la duraci&oacute;n de la
+revoluci&oacute;n sobre la &oacute;rbita, para obtener el tiempo exacto que tarda en
+efectuarse la lunaci&oacute;n.</p>
+
+<p><b>57. Movimiento propio de la Luna.</b>&mdash;El movimiento de la Luna alrededor de
+la Tierra no se manifiesta s&oacute;lo por las fases &oacute; apariencias variadas de
+su disco.</p>
+
+<p>Tambi&eacute;n se le observa por el movimiento de la Luna sobre la b&oacute;veda
+celeste. Si este astro permaneciese inm&oacute;vil, tendr&iacute;a el mismo movimiento
+diurno que las estrellas, y se le ver&iacute;a ocupar siempre el mismo sitio en
+las constelaciones. Por el contrario, de un d&iacute;a &aacute; otro cambia de lugar
+retrocediendo hacia el oriente, como es f&aacute;cil comprobarlo en el curso de
+una misma noche. Dicho movimiento de occidente &aacute; oriente es, en efecto,
+muy sensible, y llega &aacute; 13 grados pr&oacute;ximamente en 24 horas.</p>
+
+
+
+<hr style="width: 65%;" />
+<h2><a name="ECLIPSES_DE_SOL_Y_DE_LUNA" id="ECLIPSES_DE_SOL_Y_DE_LUNA"></a><a href="#toc">ECLIPSES DE SOL Y DE LUNA</a></h2>
+
+
+<p><b>58. &Oacute;rbita de la Luna.</b>&mdash;La &oacute;rbita que la Luna describe alrededor de la
+Tierra no est&aacute; en el mismo plano que la de la Tierra alrededor del Sol.
+Aqu&eacute;l se inclina sobre la ecl&iacute;ptica formando un &aacute;ngulo de 5 grados
+pr&oacute;ximamente.</p>
+
+<p>Examinando la figura que nos ha servido para explicar las fases, es
+f&aacute;cil ver:</p>
+
+<p>Que si la Luna describiese su &oacute;rbita en el plano de la ecl&iacute;ptica, al
+llegar cada Luna nueva &oacute; novilunio, la mitad oscura que este astro
+presenta &aacute; la Tierra, se encontrar&iacute;a opuesta necesariamente al Sol en
+l&iacute;nea recta; como los discos de ambos cuerpos tienen la misma dimensi&oacute;n
+aparente, la luna ocultar&iacute;a el Sol &aacute; la Tierra, durante todo el tiempo
+de su paso en conjunci&oacute;n. El Sol ser&iacute;a invisible para las partes de la
+Tierra sobre que proyectara su sombra nuestro sat&eacute;lite; en una palabra,
+habr&iacute;a <i>eclipse de Sol</i>;</p>
+
+<p>Que, en el mismo supuesto, al llegar la &eacute;poca de la oposici&oacute;n &oacute; el
+plenilunio, habr&iacute;a eclipse de Luna, puesto que entonces la Tierra se
+hallar&iacute;a interpuesta en l&iacute;nea recta entre el Sol y nuestro sat&eacute;lite.
+Este &uacute;ltimo quedar&iacute;a sumido, pues, en la sombra de la Tierra.</p>
+
+<p>De modo que en cada lunaci&oacute;n habr&iacute;a dos eclipses, uno de Sol y otro de
+Luna, separados entre s&iacute; por un intervalo de catorce d&iacute;as y medio
+pr&oacute;ximamente.</p>
+
+<p><b>59. Inclinaci&oacute;n sobre la ecl&iacute;ptica de la &oacute;rbita de la Luna.</b>&mdash;Todo el
+mundo sabe que los fen&oacute;menos de esta clase son mucho m&aacute;s raros, lo cual
+depende de que, como la &oacute;rbita lunar se encuentra en un plano inclinado
+respecto de la &oacute;rbita de la Tierra, una mitad de esta &oacute;rbita es descrita
+por encima de la ecl&iacute;ptica, y la otra mitad por debajo. En la &eacute;poca del
+novilunio, nuestro sat&eacute;lite se encuentra, es verdad, en la direcci&oacute;n
+indicada, pero ya por encima ya por debajo del disco de la Tierra; y la
+sombra proyectada por &eacute;l en el espacio pasa por encima &oacute; por debajo de
+nuestro globo.</p>
+
+<p>De an&aacute;loga manera, en la oposici&oacute;n &oacute; durante el plenilunio, la sombra de
+la Tierra que se encuentra necesariamente en el plano de la ecl&iacute;ptica,
+pasa por encima &oacute; por debajo de la Luna sin tocarla, y no hay eclipse.</p>
+
+<p><b>60. Condiciones de posibilidad de los eclipses.</b>&mdash;No olvidemos, sin
+embargo, que la Luna, para describir su &oacute;rbita ya por encima ya por
+debajo del plano de la &oacute;rbita terrestre, pasa necesariamente dos veces
+por este plano, en cada revoluci&oacute;n. Dichos dos puntos se denominan
+<i>nodos</i>.</p>
+
+<p>Ahora bien, los nodos de la Luna cambian de posici&oacute;n, movi&eacute;ndose sobre
+la &oacute;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 tambi&eacute;n
+<i>Luna nueva</i> y <i>Luna llena</i>. Cada vez que se efect&uacute;a la mencionada
+coincidencia, hay eclipse de Sol &oacute; de Luna, puesto que entonces Luna,
+Tierra y Sol se encuentran en l&iacute;nea recta. Lo que hemos dicho arriba
+sobre lo que ocurrir&iacute;a en la hip&oacute;tesis de que la &oacute;rbita lunar
+coincidiese con la ecl&iacute;ptica, se aplica en todo su rigor &aacute; los casos que
+acabamos de indicar.</p>
+
+<p>Ahora es posible darse cuenta de la raz&oacute;n que ha hecho dar su nombre al
+plano de la <i>Ecl&iacute;ptica</i> &oacute; de la &oacute;rbita terrestre. Los eclipses no son
+posibles m&aacute;s que cuando la Luna pasa por este plano.</p>
+
+<p class="i"><img src="images/017.png" alt="Eclipse total de Sol" /><br />
+Fig. 22. Eclipse total de Sol.</p>
+
+<p><b>61. De los eclipses de Sol.</b>&mdash;Dist&iacute;nguense tres especies de eclipses
+solares. Unos son <i>totales</i>: en ellos el disco oscuro de la Luna cubre
+enteramente la superficie aparente del astro radioso (fig. 22). Los
+dem&aacute;s son <i>parciales</i>, es decir que en ellos s&oacute;lo se oculta una parte
+m&aacute;s &oacute; menos grande del disco solar que aparece recortado. Por fin, hay
+eclipses de Sol <i>anulares</i>, 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.</p>
+
+<p>Esto equivale &aacute; decir que el cono de sombra pura proyectado por la Luna
+nueva hacia la Tierra, alcanza &oacute; no la superficie de nuestro globo. Si
+llega &aacute; dicha superficie, hay eclipse total para todos los puntos de la
+Tierra que entran en su circunferencia, y parciales para cuantas
+regiones s&oacute;lo quedan sumidas en la penumbra. Este es el caso
+representado por la figura 23.</p>
+
+<p class="i"><img src="images/018.png" alt="Eclipse anular de Sol" /><br />
+Fig. 23. Eclipse anular de Sol.</p>
+
+<p>Seg&uacute;n esto, las condiciones de posibilidad de los eclipses totales de
+Sol son las siguientes:</p>
+
+<p>La Luna debe hallarse en <i>conjunci&oacute;n</i>, esto es, ha de ser <i>novilunio</i>.</p>
+
+<p>Este astro debe encontrarse adem&aacute;s en las cercan&iacute;as de uno de sus nodos.</p>
+
+<p>Finalmente, su distancia &aacute; la Tierra debe ser menor que la longitud del
+cono de sombra pura proyectado por ella en el espacio.</p>
+
+<p>Las mismas condiciones, excepto la &uacute;ltima, son las de los eclipses
+anulares de sol.</p>
+
+<p><b>62. Visibilidad de los eclipses de Sol.</b>&mdash;Los eclipses de Sol no son
+visibles m&aacute;s que en una porci&oacute;n muy limitada de la superficie de la
+Tierra. Es perfectamente evidente, en primer lugar, que el fen&oacute;meno es
+completamente invisible en todos los puntos de la Tierra para los cuales
+no ha salido a&uacute;n el Sol mientras dura el eclipse entero. Pero esto es
+tambi&eacute;n exacto para otros muchos puntos de la Tierra, y la raz&oacute;n se
+comprende sin dificultad.</p>
+
+<p>En efecto, la Luna tiene un di&aacute;metro 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 &eacute;l; y hacia las
+extremidades, sus dimensiones son bastante peque&ntilde;as para no producir en
+la superficie de nuestro globo m&aacute;s que un c&iacute;rculo negro de unas 22
+leguas de ancho. Seg&uacute;n esto, un eclipse de Sol no es total, en un mismo
+instante f&iacute;sico, sino para un c&iacute;rculo de dicha dimensi&oacute;n. S&oacute;lo que los
+movimientos combinados de la rotaci&oacute;n 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 &aacute; la penumbra.</p>
+
+<p><b>63. Eclipse de Luna; condiciones de posibilidad.</b>&mdash;Los eclipses de Luna
+pueden ser tambi&eacute;n parciales &oacute; totales; pero nunca anulares, porque el
+cono de sombra de la Tierra tiene siempre, a&uacute;n en las mayores distancias
+&aacute; que puede hallarse el sat&eacute;lite, dimensiones mucho m&aacute;s considerables
+que el disco lunar mismo.</p>
+
+<p>Los eclipses de Luna no pueden efectuarse m&aacute;s que en la &eacute;poca de la
+oposici&oacute;n &oacute; en plenilunio, con tal sin embargo que dicho astro se
+encuentre en uno de sus nodos &oacute; &aacute; escasa distancia de ellos. En
+definitiva, para que el fen&oacute;meno 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 com&uacute;n coincide necesariamente con el plano
+de la ecl&iacute;ptica.</p>
+
+<p>Si la penetraci&oacute;n en la sombra pura es completa, el eclipse de Luna es
+total; si el astro s&oacute;lo penetra en parte en dicho cono, el eclipse es
+parcial.</p>
+
+<p>Finalmente, el eclipse total se llama central cuando la Luna atraviesa
+el cono de sombra en su mayor di&aacute;metro, lo cual exige evidentemente que
+el instante de la oposici&oacute;n coincida con el paso de la Luna por su nodo.</p>
+
+<p><b>64. Aspecto de la Luna durante un eclipse.</b>&mdash;Al principio de un eclipse
+total de Luna se observa primeramente una disminuci&oacute;n 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 peque&ntilde;o recorte oscuro que invade
+poco &aacute; 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 f&aacute;cil
+de prever y que el c&aacute;lculo confirma, puesto que el di&aacute;metro de la sombra
+de la Tierra es casi tres veces tan grande como el di&aacute;metro lunar.</p>
+
+<p><b>65. Forma y dimensi&oacute;n de la &oacute;rbita lunar.</b>&mdash;La &oacute;rbita de la Luna no es
+circular; su forma es la de una elipse en uno de cuyos focos se hallara
+la Tierra.</p>
+
+<p>De ah&iacute; resulta que la distancia de nuestro sat&eacute;lite &aacute; nuestro globo es
+ya mayor, ya menor. Su distancia media, calculada tomando como unidad el
+radio del ecuador de la Tierra, es algo m&aacute;s de 60. Expres&aacute;ndola en
+kil&oacute;metros, se encuentran 384,000, &oacute; sean 96,000 leguas. En su mayor
+distancia &oacute; apogeo, la luna se halla &aacute; 101,000 leguas; en el perigeo,
+s&oacute;lo dista de nosotros 91,000 leguas. Estos n&uacute;meros se aplican &aacute; los
+centros de ambos astros.</p>
+
+<p class="i"><img src="images/019.png" alt="Dimensiones comparadas" /><br />
+Fig. 24. Dimensiones comparadas de la Tierra y de la Luna.</p>
+
+<p><b>66. Dimensiones de la Luna.</b>&mdash;Conociendo la distancia de la Luna &aacute; la
+Tierra se han podido deducir las dimensiones de su di&aacute;metro, su
+superficie y su volumen.</p>
+
+<p>El di&aacute;metro es algo mayor que la cuarta parte del di&aacute;metro de nuestro
+globo: equivale, en efecto, &aacute; sus 27 cent&eacute;simos, lo que hace en
+kil&oacute;metros 6,950, &oacute; sean unas 1,738 leguas. La Luna mide 11,000
+kil&oacute;metros de contorno.</p>
+
+<p>Su superficie es la 13&ordf; parte de la terrestre; su volumen, la 49&ordf; parte
+pr&oacute;ximamente del de nuestro globo.</p>
+
+<p><b>67. Rotaci&oacute;n de la Luna.</b>&mdash;Examinando las manchas que cubren el disco
+lunar, no se tarda en reconocer, si se contin&uacute;a este examen durante
+alg&uacute;n tiempo, que la Luna presenta siempre las mismas &aacute; la Tierra, es
+decir, que vuelve constantemente hacia nosotros el mismo hemisferio.
+Este hecho constituye una prueba de que la Luna tiene movimiento de
+rotaci&oacute;n que dura lo mismo que la revoluci&oacute;n sideral. Nada m&aacute;s que por
+el hecho de presentar siempre la Luna la misma cara &aacute; la Tierra, que es
+el centro de su movimiento, resulta claro que, dado un punto del espacio
+celeste m&aacute;s &oacute; menos distante de la &oacute;rbita lunar, nuestro sat&eacute;lite debe
+por el contrario presentar, en el mismo intervalo, todas sus caras &aacute; un
+observador colocado en dicho punto.</p>
+
+<p><b>68. Monta&ntilde;as de la Luna.</b>&mdash;<b>Constituci&oacute;n f&iacute;sica.</b>&mdash;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 m&aacute;s
+a&uacute;n por las sombras que proyectan en la direcci&oacute;n opuesta &aacute; la del Sol.
+La mayor parte de esas asperezas que no son m&aacute;s que las monta&ntilde;as de la
+Luna, tienen forma circular que las hace parecerse &aacute; grandes circos, &oacute; &aacute;
+los cr&aacute;teres de los volcanes terrestres. Las hay de todas dimensiones.
+La altura de muchas de estas monta&ntilde;as ha sido medida; casi todas son muy
+elevadas, y son varias las que suben tanto como las principales cimas de
+la Tierra.</p>
+
+<p>Rigurosamente hablando, en la Luna no hay cordilleras de monta&ntilde;as &oacute;, por
+lo menos, las alturas que se denominan as&iacute;, son s&oacute;lo los bordes &oacute;
+barreras, en parte ruinosas, de grandes cavidades circulares, &aacute; las
+cuales ha hecho dar el nombre de <i>mares</i> el color agrisado de su fondo.
+Pero se ha reconocido que en la Luna no hay agua, y por tanto tampoco
+oc&eacute;anos, as&iacute; como no existe en ella atm&oacute;sfera alguna.</p>
+
+<p>Por efecto de su revoluci&oacute;n alrededor de la Tierra y de su rotaci&oacute;n
+sobre su eje, la Luna presenta sucesivamente al Sol todos los puntos de
+su superficie, durante la lunaci&oacute;n, que se efect&uacute;a, seg&uacute;n ya se ha
+visto, en 29 d&iacute;as y medio. De ah&iacute; resulta que el d&iacute;a y la noche lunares
+tienen en junto 709 horas. En el ecuador del mencionado astro, la
+duraci&oacute;n de los d&iacute;as es igual &aacute; 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 d&iacute;as, esto es, casi la mitad de uno de nuestros a&ntilde;os. Ese
+d&iacute;a viene seguido por una noche de an&aacute;loga extensi&oacute;n.</p>
+
+
+
+<hr style="width: 65%;" />
+<h2><a name="EL_SOL" id="EL_SOL"></a><a href="#toc">EL SOL</a></h2>
+
+
+<p><b>69. Foco de las &oacute;rbitas de los planetas.</b>&mdash;El Sol es el foco com&uacute;n de las
+&oacute;rbitas de los planetas, esto es, de los astros que efect&uacute;an &aacute; su
+alrededor un movimiento peri&oacute;dico de revoluci&oacute;n, como lo hace la Tierra.
+Est&aacute; inm&oacute;vil respecto de ellos, &aacute; los cuales env&iacute;a su luz y su calor.</p>
+
+<p>Todo el mundo sabe que esta luz es tan viva que no se puede mirar al Sol
+de frente, &aacute; menos que alguna nube &oacute; la niebla no se interpongan entre
+su disco y la vista del observador; en este &uacute;ltimo caso, es f&aacute;cil ver
+que dicho disco tiene forma perfectamente circular y que el Sol es
+esf&eacute;rico, lo mismo que la Tierra y la Luna.</p>
+
+<p>Sus dimensiones aparentes son con corta diferencia las mismas que las de
+la Luna; pero como su distancia &aacute; la Tierra es mucho mayor que la &aacute; que
+se encuentra nuestro sat&eacute;lite, sus dimensiones verdaderas son tambi&eacute;n
+infinitamente mayores. Entremos en algunos detalles sobre este punto.</p>
+
+<p><b>70. Distancia del Sol &aacute; la Tierra.</b>&mdash;La distancia del Sol &aacute; la Tierra
+ha sido calculada por procedimientos que no podemos describir aqu&iacute;. Se
+ha hallado que en su t&eacute;rmino medio equivale &aacute; 23,200 radios del ecuador
+terrestre, esto es, en n&uacute;meros redondos, &aacute; 148 millones de kil&oacute;metros, &oacute;
+&aacute; 37 millones de leguas. Es unas 384 veces la distancia de la Luna.</p>
+
+<p>Estos &uacute;ltimos n&uacute;meros dan la distancia media: las extremas se deducen de
+ellos f&aacute;cilmente, cuando se recuerda que la diferencia en m&aacute;s &oacute; en menos
+es de la 60&ordf; parte pr&oacute;ximamente de la distancia media. Entonces se
+encuentra que el Sol, en la &eacute;poca de su m&aacute;ximum, se halla alejado de la
+Tierra 23,600 radios terrestres, &oacute; 37,600,000 leguas, y en su distancia
+m&iacute;nima 22,000 radios &oacute; 36,350,000 leguas.</p>
+
+<p>Como la distancia media sirve de unidad &aacute; todas las restantes, sea en
+nuestro mundo solar, sea en el sideral, haremos algunas comparaciones
+para que se comprenda mejor que por una simple enumeraci&oacute;n de cifras,
+cuan considerable es. Por lo dem&aacute;s, no hay dificultad para efectuar los
+c&aacute;lculos cuyos resultados damos aqu&iacute;: un tren expreso de camino de
+hierro que anduviese sin pararse 50 kil&oacute;metros por hora, no llegar&iacute;a al
+Sol sino al cabo de 336 a&ntilde;os y 7 meses. Si el sonido pudiera propagarse
+&aacute; trav&eacute;s de los espacios celestes, desde el Sol &aacute; la Tierra, uno cuya
+intensidad fuera bastante grande para agitar el aire en espacio tan
+grande, no ser&iacute;a percibido por nosotros hasta los 13 a&ntilde;os y &frac34;
+pr&oacute;ximamente despu&eacute;s de su emisi&oacute;n. Por &uacute;ltimo, la misma luz, cuyo
+movimiento de propagaci&oacute;n es el m&aacute;s r&aacute;pido de todos los movimientos
+conocidos, tarda 8 minutos y 16 segundos para recorrer la misma
+distancia, no obstante su velocidad de 300,000 kil&oacute;metros por segundo.</p>
+
+<p><b>71. Dimensiones del Sol.</b>&mdash;Vengamos ahora &aacute; las dimensiones del Sol. El
+radio de esta inmensa esfera equivale &aacute; m&aacute;s de 108 veces el radio
+ecuatorial de la Tierra. Calcul&aacute;ndolo en kil&oacute;metros, mide 692,000 &oacute; sean
+173,000 leguas, lo que da 4,350,000 kil&oacute;metros pr&oacute;ximamente para la
+circunferencia de uno de sus c&iacute;rculos m&aacute;ximos.</p>
+
+<p>Si de las dimensiones lineales pasamos &aacute; las superficiales, se
+encuentran 6,000,000 de millones de kil&oacute;metros cuadrados, esto es,
+11,800 veces la superficie terrestre.</p>
+
+<p class="i"><img src="images/020.png" alt="Dimensiones comparadas" /><br />
+Fig. 25. Dimensiones comparadas del globo del Sol y de la &oacute;rbita de la Luna.</p>
+
+<p>Finalmente, el volumen del Sol no es inferior &aacute; 1,280,000 veces el de
+nuestro globo, lo que da, en cubos de un kil&oacute;metro de lado, la cifra
+enorme de 1,381,000,000,000,000,000.</p>
+
+<p>Seg&uacute;n se ha visto antes, la Luna se encuentra &aacute; una distancia media de
+la Tierra igual &aacute; 60 radios terrestres pr&oacute;ximamente. Si se imaginara,
+pues, que el centro de la esfera solar viniese &aacute; coincidir con el centro
+de la Tierra, no s&oacute;lo se encontrar&iacute;a comprendida toda la &oacute;rbita de la
+Luna dentro del cuerpo del Sol, sino que sobrar&iacute;a 48 veces m&aacute;s el radio
+de la Tierra entre la circunferencia de aquella &oacute;rbita y la del inmenso
+astro. La figura 25 da idea exacta de dichas proporciones y del
+prodigioso tama&ntilde;o del astro que distribuye en nuestro sistema la luz y
+el calor.</p>
+
+<p>Para representar al Sol, la Tierra y la Luna en sus verdaderas
+proporciones de tama&ntilde;o y de distancia, habr&iacute;a que disponer las im&aacute;genes
+de esta manera. La Luna deber&iacute;a hallarse representada por un grano de
+munici&oacute;n de 1 mil&iacute;metro de di&aacute;metro. &Aacute; la distancia de 11 cent&iacute;metros de
+&eacute;ste, se colocar&iacute;a otro de 4 mil&iacute;metros de di&aacute;metro, que ser&iacute;a la
+Tierra. Y siguiendo la misma escala, el Sol quedar&iacute;a representado por un
+globo de 40 cent&iacute;metros de di&aacute;metro, colocado &aacute; 42 metros de los dos
+granos, para que la distancia fuera proporcional &aacute; las dimensiones
+elegidas.</p>
+
+<p><b>72. Manchas del Sol.</b>&mdash;Visto &aacute; trav&eacute;s 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 peque&ntilde;as manchas, rodeadas de una envoltura
+agrisada. Estas manchas son en ocasiones redondas, pero &aacute; menudo
+presentan tambi&eacute;n las formas m&aacute;s variadas &eacute; irregulares.</p>
+
+<p>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 di&aacute;metros y que la mencionada rotaci&oacute;n dura 25 d&iacute;as
+pr&oacute;ximamente.</p>
+
+<p>El Sol tiene luz propia, y su masa se encuentra en estado de continua
+incandescencia; su globo est&aacute; envuelto por una capa de hidr&oacute;geno en
+ignici&oacute;n.</p>
+
+<p>Por el contrario, los planetas carecen de luz propia y se limitan &aacute;
+recibir y reflejar la del Sol. Esto lo sabemos ya en lo tocante &aacute; la
+Tierra y &aacute; la Luna, y lo que no tardaremos en ver tambi&eacute;n respecto de
+los dem&aacute;s cuerpos que efect&uacute;an revoluciones alrededor del gran astro.</p>
+
+<p>Si el Sol se encontrara &aacute; distancias tan grandes como las estrellas que
+m&aacute;s cerca se hallan de nosotros, s&oacute;lo se presentar&iacute;a &aacute; nuestra vista
+como un sencillo punto luminoso; de lo cual se deduce que el astro
+central de nuestro sistema no es sino una estrella, &oacute; que cada estrella
+es un Sol an&aacute;logo al nuestro.</p>
+
+
+
+<hr style="width: 65%;" />
+<h2><a name="LOS_PLANETAS" id="LOS_PLANETAS"></a><a href="#toc">LOS PLANETAS</a></h2>
+
+
+<p><b>73. Los Planetas</b>.&mdash;Ya hemos dicho que la Tierra no es el &uacute;nico cuerpo
+que circula alrededor del sol. Otros siete planetas, cuatro de los
+cuales tienen dimensiones m&aacute;s considerables que nuestro globo, y tres
+que las alcanzan casi iguales &oacute; un poco m&aacute;s peque&ntilde;as, efect&uacute;an sus
+revoluciones peri&oacute;dicas alrededor del gran astro, en tiempos que var&iacute;an
+de 87 d&iacute;as &aacute; 165 de nuestros a&ntilde;os.</p>
+
+<p>Los ocho planetas son, par orden de sus distancias al Sol:</p>
+
+<table summary="planetas" cellspacing="0" cellpadding="0">
+<tr><td>Mercurio</td><td style="padding-left: 5em;">J&uacute;piter</td></tr>
+<tr><td>Venus</td><td style="padding-left: 5em;">Saturno</td></tr>
+<tr><td>La Tierra</td><td style="padding-left: 5em;">Urano</td></tr>
+<tr><td>Marte</td><td style="padding-left: 5em;">Neptuno</td></tr>
+</table>
+
+<p>Adem&aacute;s, entre Marte y J&uacute;piter circulan multitud de planetas muy
+peque&ntilde;os, separando as&iacute; &aacute; los planetas inferiores de los grandes
+planetas. Ll&aacute;maseles <i>peque&ntilde;os planetas</i> &oacute; <i>planetas telesc&oacute;picos</i>,
+porque no se les puede ver m&aacute;s que con anteojos poderos&iacute;simos. Se
+conocen en la actualidad 271, y cada a&ntilde;o se descubren otros nuevos.</p>
+
+<p>Entre los planetas medios hay dos que est&aacute;n acompa&ntilde;ados de sat&eacute;lites,
+los cuales circulan alrededor de ellos del mismo modo que los planetas
+lo efect&uacute;an en torno del Sol. Son la Tierra con la Luna y Marte con 2
+sat&eacute;lites. Tambi&eacute;n los grandes planetas tienen sat&eacute;lites. J&uacute;piter posee
+cuatro; Saturno, ocho; Urano, cuatro; y Neptuno, uno solo.</p>
+
+<p>Contando todos estos cuerpos, y entre ellos el Sol, se encuentra que el
+sistema planetario est&aacute; compuesto de 300 astros, de ellos 279 planetas y
+20 sat&eacute;lites.</p>
+
+<p><b>74. Distancia de los Planetas al Sol.</b>&mdash;He aqu&iacute; las distancias medias de
+los 8 planetas principales al Sol, representadas primero tomando por
+unidad la de la Tierra, y luego en millones de kil&oacute;metros:</p>
+
+<table summary="planetas" cellspacing="0" cellpadding="1">
+<tr><td style="padding-right: 3em;">Mercurio</td><td align="right"> 0.387</td><td align="center" style="padding-left: 1em;">&oacute;</td><td align="right"> 57</td><td align="center" style="padding-left: 1em;">millones de kil.</td></tr>
+<tr><td>Venus</td><td align="right"> 0.723</td><td>&nbsp;</td><td align="right"> 107</td><td align="center"> &mdash;</td></tr>
+<tr><td>La Tierra</td><td align="right"> 1.000</td><td>&nbsp;</td><td align="right"> 148</td><td align="center"> &mdash;</td></tr>
+<tr><td>Marte</td><td align="right"> 1.524</td><td>&nbsp;</td><td align="right"> 225</td><td align="center"> &mdash;</td></tr>
+<tr><td>J&uacute;piter</td><td align="right"> 5.203</td><td>&nbsp;</td><td align="right"> 770</td><td align="center"> &mdash;</td></tr>
+<tr><td>Saturno</td><td align="right"> 9.538</td><td>&nbsp;</td><td align="right">1.400</td><td align="center"> &mdash;</td></tr>
+<tr><td>Urano</td><td align="right"> 19.183</td><td>&nbsp;</td><td align="right">2.832</td><td align="center"> &mdash;</td></tr>
+<tr><td>Neptuno</td><td align="right"> 30.035</td><td>&nbsp;</td><td align="right">4.428</td><td align="center"> &mdash;</td></tr>
+</table>
+
+<p><b>78. Duraci&oacute;n de las revoluciones de los Planetas.</b>&mdash;Las duraciones de las
+revoluciones en d&iacute;as y a&ntilde;os de la Tierra son las siguientes:</p>
+
+<table summary="planetas" cellspacing="0" cellpadding="1">
+<tr><td style="padding-right: 5em;">Mercurio </td><td align="right"> 88&nbsp;</td><td align="center"> d&iacute;as.</td></tr>
+<tr><td>Venus </td><td align="right">225&nbsp;</td><td align="center"> &mdash;</td></tr>
+<tr><td>La Tierra </td><td align="right">365,</td><td align="center"> 25</td></tr>
+<tr><td colspan="4" align="center">&mdash;&mdash;&mdash;</td></tr>
+<tr><td>Marte </td><td align="right"> 1</td><td align="center"> a&ntilde;o</td><td align="right"> 322</td><td align="center"> d&iacute;as.</td></tr>
+<tr><td>J&uacute;piter </td><td align="right"> 12 </td><td align="center"> " </td><td align="right"> 315 </td><td align="center"> "</td></tr>
+<tr><td>Saturno </td><td align="right"> 29 </td><td align="center"> " </td><td align="right"> 167 </td><td align="center"> "</td></tr>
+<tr><td>Urano </td><td align="right"> 84 </td><td align="center"> " </td><td align="right"> 7 </td><td align="center"> "</td></tr>
+<tr><td>Neptuno </td><td align="right"> 164</td><td align="center"> " </td><td align="right">280 </td><td align="center"> "</td></tr>
+</table>
+
+<p><b>76. Planetas inferiores; superiores.</b>&mdash;Dos de los ocho planetas
+principales est&aacute;n como se ve, m&aacute;s cercanos que la Tierra al Sol; por el
+contrario, cuatro se encuentran m&aacute;s distantes. Los primeros se llaman
+<i>planetas interiores</i> &oacute; <i>inferiores</i>; los otros, entre los cuales se
+deben incluir los telesc&oacute;picos, se denominan <i>planetas exteriores</i> &oacute;
+<i>superiores</i>.</p>
+
+<p>Como Mercurio y Venus describen &oacute;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 &aacute; veces sobre su propio disco, donde se las
+ve destacarse &aacute; manera de peque&ntilde;as manchas negras y redondas; ya pasan
+por detr&aacute;s 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&aacute; animado de un movimiento de rotaci&oacute;n que dura casi
+lo mismo que el de nuestro globo. En efecto, mientras la Tierra gira
+sobre su eje en... 23 h. 56 m.</p>
+
+<p>Mercurio lo hace en... 24 h. 50 m. y.</p>
+
+<p>Venus, en... 23 h. 21 m.</p>
+
+<p><b>77. Mercurio y Venus.</b>&mdash;Mercurio es m&aacute;s peque&ntilde;o que la Tierra. Su
+di&aacute;metro equivale &aacute; algo menos de los 4 d&eacute;cimos del terrestre, lo que da
+como volumen algo m&aacute;s de la mitad. En cuanto &aacute; 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
+monta&ntilde;as.</p>
+
+<p>Las &oacute;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 peri&oacute;dicamente &aacute; colocarse en el sitio opuesto al Sol, y nos
+presentan un hemisferio completamente iluminado. Como esta posici&oacute;n
+coincide, adem&aacute;s con sus m&aacute;s peque&ntilde;as distancias &aacute; la Tierra, los
+planetas mencionados pueden ser objeto de fructuoso estudio.</p>
+
+<p><b>78. Marte.</b>&mdash;Entremos en m&aacute;s detalles sobre cada uno de los planetas
+superiores.</p>
+
+<p>La &oacute;rbita que Marte describe alrededor del Sol es, como todas las
+&oacute;rbitas planetarias, una elipse; pero, despu&eacute;s de la de Mercurio,
+ninguna es tan prolongada, quiero decir, tan distinta del c&iacute;rculo como
+&eacute;sta. As&iacute; es que las distancias de Marte al Sol var&iacute;an entre 204 y 246
+millones de kil&oacute;metros, seg&uacute;n que el planeta se encuentre en su
+perihelio &oacute; en su afelio. Sus distancias &aacute; la Tierra son igualmente muy
+diversas, siendo la m&aacute;s peque&ntilde;a posible cuando Marte se halla en
+oposici&oacute;n, &aacute; 56 millones de kil&oacute;metros pr&oacute;ximamente.</p>
+
+<p>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 rotaci&oacute;n que dura 24 horas 37 minutos. En sus polos se
+notan manchas m&aacute;s blancas que el resto del disco; se ha observado que
+las dimensiones de estas manchas var&iacute;an y alcanzan precisamente su
+m&aacute;ximum durante la estaci&oacute;n de invierno de cada hemisferio. Es probable,
+por tanto, que esas manchas son producidas por las nieves y hielos de
+cada polo, m&aacute;s abundantes y extensas en la &eacute;poca de los fr&iacute;os. En cuanto
+&aacute; las manchas oscuras, son probablemente los mares de Marte, y las
+partes brillantes y rojizas, sus continentes y sus islas.</p>
+
+<p>Las estaciones en Marte deben presentar grandes analog&iacute;as con las de la
+Tierra, por ser poco m&aacute;s &oacute; menos an&aacute;loga la inclinaci&oacute;n del eje de
+rotaci&oacute;n sobre la &oacute;rbita. Pero su duraci&oacute;n es mucho mayor, y el a&ntilde;o de
+Marte se compone de 668 d&iacute;as. Este planeta tiene dos sat&eacute;lites, que
+efect&uacute;an sus revoluciones en tiempos muy cortos: 7 horas y 39 minutos
+para el m&aacute;s cercano al astro central y 30 horas 18 minutos para el
+segundo.</p>
+
+<p>El globo de Marte no mide m&aacute;s que los 15 cent&eacute;simos del terrestre, y es
+por tanto unas 7 veces m&aacute;s peque&ntilde;o. Su di&aacute;metro mide 6,800 kil&oacute;metros,
+1,700 leguas.</p>
+
+<p><b>79. J&uacute;piter.</b>&mdash;&Eacute;ste es el mayor de todos los planetas. Su volumen
+equivale a 1,820 veces el de la Tierra, y el di&aacute;metro de su ecuador
+supera 11 veces el di&aacute;metro ecuatorial terrestre: mide, en efecto,
+140,000 kil&oacute;metros.</p>
+
+<p>Mir&aacute;ndolo &aacute; simple vista, J&uacute;piter 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 di&aacute;metro, que es su eje de rotaci&oacute;n. En efecto, algunas manchas
+permanentes han permitido demostrar aquel movimiento, y medir su
+duraci&oacute;n, que es de 9 horas y 56 minutos. De modo que el d&iacute;a es en
+J&uacute;piter 2 veces y &frac12; m&aacute;s corto que sobre la Tierra, y como su a&ntilde;o es
+por el contrario casi once veces mayor, resulta que se compone de un
+n&uacute;mero mucho mayor de d&iacute;as del planeta, esto es, de 10,477.</p>
+
+<p>El eje de rotaci&oacute;n forma casi un &aacute;ngulo recto con el plano de la &oacute;rbita.
+Las desigualdades de los d&iacute;as y de las noches, as&iacute; como las de las
+estaciones, son por tanto poco pronunciadas en J&uacute;piter.</p>
+
+
+<p class="i"><img src="images/021.png" alt="Fig. 26." /><br />
+Fig. 26. J&uacute;piter acompa&ntilde;ado de sus sat&eacute;lites.</p>
+
+<p>Este astro va acompa&ntilde;ado por cuatro sat&eacute;lites que circulan &aacute; su
+alrededor en tiempos desiguales. He aqu&iacute; sus nombres, sus distancias al
+planeta, y la duraci&oacute;n de sus revoluciones:</p>
+
+<table summary="" cellpadding="2" cellspacing="0">
+<tr><td style="padding-right: 5em;">Io</td><td align="right">104.000</td><td>kil.</td><td align="right"> 1</td><td align="center"> d&iacute;a</td><td align="right">18</td><td>h.</td></tr>
+<tr><td style="padding-right: 5em;">Europa</td><td align="right">105.000</td><td>&nbsp;</td><td align="right">3</td><td align="center"> &ndash;</td><td align="right"> 13</td><td></td></tr>
+<tr><td style="padding-right: 5em;">Ganimedes</td><td align="right">203.000</td><td>&nbsp;</td><td align="right">7</td><td align="center"> &ndash; </td><td align="right"> 3</td><td></td></tr>
+<tr><td style="padding-right: 5em;">Callisto</td><td align="right">474.000</td><td>&nbsp;</td><td align="right">16</td><td align="center">&ndash; </td><td align="right">10</td><td></td></tr>
+</table>
+
+<p>Todos ellos son mayores que nuestra luna, exceptuando el segundo.</p>
+
+<p class="i"><img src="images/022.png" alt="Saturno" /><br />
+Fig. 27. Saturno con su anillo y sus sat&eacute;lites.</p>
+
+<p><b>80. Saturno.</b>&mdash;J&uacute;piter es sin duda el m&aacute;s voluminoso de los planetas;
+pero Saturno es el m&aacute;s extraordinario. No s&oacute;lo se mueve en el cielo
+llevando un cortejo de ocho sat&eacute;lites, sino que posee adem&aacute;s un ap&eacute;ndice
+singular, que lo distingue de todos los cuerpos celestes conocidos: este
+ap&eacute;ndice consiste en un anillo, &oacute; mejor dicho, en un sistema de anillos
+que rodean su globo, del cual son completamente independientes.</p>
+
+<p>En su movimiento de revoluci&oacute;n alrededor del Sol, cuyo per&iacute;odo
+comprende, seg&uacute;n ya se ha visto, cerca de 30 a&ntilde;os 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 ap&eacute;ndice anular, y entonces el anillo tiene la forma de
+una elipse m&aacute;s &oacute; menos abierta &oacute; aplanada; ya se encuentra el planeta
+enteramente envuelto; ya, finalmente, se le dir&iacute;a privado de su anillo,
+que s&oacute;lo se distingue como una l&iacute;nea recta luminosa, &oacute; &aacute; manera de una
+oscura, que viene &aacute; ser la sombra proyectada por dicho anillo sobre el
+disco de Saturno.</p>
+
+<p><b>81. Dimensiones de Saturno; su rotaci&oacute;n.</b>&mdash;Este astro es 718 veces tan
+voluminoso como la Tierra; h&aacute;llase fuertemente aplanado en las
+extremidades de su di&aacute;metro &oacute; eje de rotaci&oacute;n; el di&aacute;metro ecuatorial
+equivale &aacute; m&aacute;s de 9 veces el de la Tierra, y mide unos 118,000
+kil&oacute;metros.</p>
+
+<p>La rotaci&oacute;n de Saturno dura 10 horas y cuarto. Los anillos, cuyo plano
+coincide casi completamente con el plano del ecuador del planeta, tienen
+tambi&eacute;n un movimiento de rotaci&oacute;n que dura lo mismo que el del planeta.</p>
+
+<p><b>82. Urano y Neptuno.</b>&mdash;Los dos planetas m&aacute;s lejanos del Sol, Urano y
+Neptuno, no son visibles &aacute; simple vista. As&iacute; fu&eacute; 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 &aacute; 69 globos terrestres y Neptuno &aacute;
+55.</p>
+
+<p>El primero de estos planetas tiene cuatro sat&eacute;lites, que efect&uacute;an sus
+revoluciones en 2 d&iacute;as 12 horas, 4 d&iacute;as 3 horas, 8 d&iacute;as 17 horas y 13
+d&iacute;as 11 horas.</p>
+
+<p>Neptuno no posee m&aacute;s que un solo sat&eacute;lite, cuya revoluci&oacute;n dura 5 d&iacute;as y
+21 horas.</p>
+
+<p><b>83. Los peque&ntilde;os planetas.</b>&mdash;Entre Marte y J&uacute;piter se mueven
+numeros&iacute;simos planetas muy peque&ntilde;os, casi todos invisibles &aacute; simple
+vista, los cuales circulan alrededor del Sol en per&iacute;odos que parecen
+comprendidos entre 1,000 y 2,500 d&iacute;as pr&oacute;ximamente, &aacute; distancias del
+foco com&uacute;n comprendidas entre 2 y 4 veces pr&oacute;ximamente la distancia
+media de la Tierra al Sol. Los cuatro m&aacute;s notables en esta multitud de
+astros telesc&oacute;picos son Palas, Juno, Vesta y Ceres, precisamente los
+primeros descubiertos.</p>
+
+<p>Hoy se conocen 271 de estos cuerpos celestes.</p>
+
+
+
+<hr style="width: 65%;" />
+<h2><a name="LOS_COMETAS" id="LOS_COMETAS"></a><a href="#toc">LOS COMETAS</a></h2>
+
+
+<p><b>84. Los cometas. N&uacute;cleos y cabellera, colas.</b>&mdash;Adem&aacute;s del Sol, los
+planetas y sus sat&eacute;lites, el sistema solar comprende un n&uacute;mero bastante
+considerable de astros que se mueven alrededor del foco com&uacute;n; pero que
+se distinguen de los planetas, sea por la naturaleza de sus &oacute;rbitas, sea
+en caracteres f&iacute;sicos particulares.</p>
+
+<p class="i"><img src="images/023.png" alt="Cometa de 1811" /><br />
+Fig. 28. Cometa de 1811.</p>
+
+<p>Estos astros son los <i>cometas</i>.</p>
+
+<p>Si nos referimos &aacute; la etimolog&iacute;a de la palabra, <i>cometa</i> significa astro
+<i>cabelludo</i>. En efecto, la mayor parte de las veces un cometa aparece
+como una estrella cuyo n&uacute;cleo luminoso se encuentra rodeado por una
+nebulosidad m&aacute;s &oacute; menos brillante, &aacute; la cual daban los astr&oacute;nomos
+antiguos el nombre de <i>cabellera</i>.</p>
+
+<p>Independientemente de esta aureola vaporosa, el n&uacute;cleo del astro se
+presenta acompa&ntilde;ado la mayor parte de las veces por una prolongaci&oacute;n
+cuya longitud var&iacute;a de un cometa &aacute; otro y aun trat&aacute;ndose del mismo
+cometa: esta prolongaci&oacute;n luminosa, este ap&eacute;ndice nebuloso es lo que se
+denomina <i>cola</i> 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 m&aacute;s colas.</p>
+
+<p><b>85. Forma de las &oacute;rbitas cometarias.</b>&mdash;Los cometas efect&uacute;an, lo mismo que
+los planetas, movimientos de rotaci&oacute;n alrededor del Sol; pero sus
+&oacute;rbitas son curvas mucho m&aacute;s prolongadas. Y hasta diremos que la mayor
+parte de estas &oacute;rbitas parecen ser curvas de ramas infinitas que se
+denominan par&aacute;bolas. Los cometas que tienen tales &oacute;rbitas, despu&eacute;s de
+haberse acercado al Sol y &aacute; la Tierra lo bastante para ser visibles, se
+alejan de ellos para no volver &aacute; presentarse.</p>
+
+<p><b>86. N&uacute;mero de los cometas.</b>&mdash;El n&uacute;mero de cometas es considerable. Desde
+la antig&uuml;edad hasta nuestros d&iacute;as se han observado m&aacute;s de 800; pero
+desde que se les busca con el telescopio, su n&uacute;mero va creciendo con
+enorme rapidez. Es probable que hay que contarlos por millones, lo cual
+parece justificar la expresi&oacute;n de K&eacute;pler, quien los consideraba tan
+numerosos como lo son los peces en el mar.</p>
+
+<p>Pero s&oacute;lo muy pocos astros de esa clase, aun entre aquellos cuyos
+per&iacute;odos de revoluci&oacute;n se han calculado, se han presentado por dos &oacute; m&aacute;s
+veces ante la vista humana. Hoy se conocen catorce de ellos, desde el
+cometa de Halley, que se presenta cada 76 a&ntilde;os, hasta el de Encke, que
+tiene un per&iacute;odo de 3 a&ntilde;os y 4 meses.</p>
+
+<p><b>87. Estrellas errantes, b&oacute;lidos, aerolitos.</b>&mdash;Se da el nombre de
+estrellas <i>errantes</i> &aacute; unos meteoros que se presentan, en un cielo
+sereno, bajo el aspecto de puntos luminosos que corren por entre las
+estrellas. Dir&iacute;ase &aacute; primera vista que son estrellas desprendidas de la
+b&oacute;veda 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 &aacute; Venus
+y J&uacute;piter, presentando un disco parecido y dimensiones apreciables.
+Entonces se les da m&aacute;s bien el nombre de <i>b&oacute;lidos</i>.</p>
+
+<p>Algunos de estos meteoros, despu&eacute;s de recorrer en el cielo una
+trayectoria de cierta extensi&oacute;n, 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 m&aacute;s &oacute; menos
+voluminosas; estos son los <i>aerolitos</i> &oacute; <i>meteoritos</i>.</p>
+
+<p>Las l&iacute;neas descritas por las estrellas errantes tienen casi siempre el
+aspecto de l&iacute;neas rectas. La impresi&oacute;n luminosa dejada en el cielo por
+su r&aacute;pido movimiento permite f&aacute;cilmente la comprobaci&oacute;n de dicha
+circunstancia. Pero este hecho general presenta excepciones y se han
+visto estrellas de esta clase que antes de desaparecer describen curvas
+sinuosas.</p>
+
+<p>Tambi&eacute;n var&iacute;a de manera an&aacute;loga el color de las estrellas errantes y de
+los b&oacute;lidos. Dado cierto n&uacute;mero de estrellas errantes observadas, dos
+terceras partes pr&oacute;ximamente eran blancas, mientras que el amarillo, el
+amarillo rojizo y el verde caracterizaban &aacute; la otra tercera parte.</p>
+
+<p>Ha sido posible determinar las alturas de un n&uacute;mero bastante grande de
+estrellas errantes en el momento de su aparici&oacute;n, y se han encontrado
+n&uacute;meros muy diversos, desde 8 hasta 60, 100 y a&uacute;n 200 kil&oacute;metros. Su
+velocidad es igualmente muy diversa, pero, en general, es considerable,
+igualando y aun superando &aacute; la que posee la Tierra en su movimiento de
+translaci&oacute;n.</p>
+
+<p><b>88. Estrellas errantes espor&aacute;dicas, enjambres peri&oacute;dicos.</b>&mdash;Desde el
+principio de la ciencia, los astr&oacute;nomos hab&iacute;an distinguido entre las
+apariciones aisladas de las estrellas errantes, que llamaban
+<i>espor&aacute;dicas</i>, y aquellas en que los meteoros se presentan en gran
+n&uacute;mero y en &eacute;pocas casi fijas, &aacute; las cuales reservaban naturalmente el
+calificativo de <i>apariciones peri&oacute;dicas</i>.</p>
+
+<p>Desde luego se notaron dos &eacute;pocas notables: la del 10 de agosto y de las
+noches pr&oacute;ximas &aacute; esta fecha y la del 13 al 14 de noviembre; pero
+posteriormente se han reconocido otros varios per&iacute;odos.</p>
+
+<p><b>89. Aerolitos.</b>&mdash;Los <i>aerolitos</i>, &oacute; piedras llovidas del cielo, tienen
+estrecha relaci&oacute;n con la aparici&oacute;n de las estrellas errantes y los
+b&oacute;lidos. Gran n&uacute;mero de hechos confirman esta manera de ver. Citemos
+algunos de ellos. El 26 de abril de 1803 en el Aigle, pueblo del
+departamento franc&eacute;s del Orne, unos cuantos minutos despu&eacute;s de la
+aparici&oacute;n de un gran b&oacute;lido que se mov&iacute;a del sudeste al noroeste, y que
+fu&eacute; visto desde Alen&ccedil;&oacute;n, Caen y Falaise, se oy&oacute; una horrible explosi&oacute;n,
+seguida por detonaciones semejantes al ruido del ca&ntilde;&oacute;n y al fuego de
+mosqueter&iacute;a; ese estruendo part&iacute;a de una nube negra aislada en medio de
+un cielo muy puro. Gran n&uacute;mero de piedras mete&oacute;ricas todav&iacute;a humeantes
+fueron halladas en la superficie del suelo, en una extensi&oacute;n de terreno
+que med&iacute;a en el sentido de su mayor dimensi&oacute;n, unos 11 kil&oacute;metros. La
+mayor de dichas piedras pesaba algo menos de 10 kilogramos.</p>
+
+<p><b>90. Luz zodiacal.</b>&mdash;Se llama <i>luz zodiacal</i> &aacute; una especie de cono
+luminoso que se observa despu&eacute;s de ponerse el Sol, &aacute; fines del
+crep&uacute;sculo, &oacute; por la ma&ntilde;ana antes de la salida del astro. Este
+resplandor es visible principalmente por la tarde hacia la &eacute;poca del
+equinoccio de primavera y por la ma&ntilde;ana en el equinoccio de oto&ntilde;o.</p>
+
+<p>El brillo de esta luz es comparable al de la <i>Via l&aacute;ctea</i>, &oacute; bien &aacute; la
+cola de algunos cometas, que dejan ver &aacute; trav&eacute;s, por ser muy grande su
+transparencia, hasta las estrellas m&aacute;s diminutas.</p>
+
+
+
+<hr style="width: 65%;" />
+<h2><a name="LAS_ESTRELLAS" id="LAS_ESTRELLAS"></a><a href="#toc">LAS ESTRELLAS</a></h2>
+
+
+<p><b>91. Estrellas fijas.</b>&mdash;<b>Orden de magnitud.</b>&mdash;Las estrellas que brillan en
+el cielo de nuestras noches cuando est&aacute; puro son tan numerosas que no se
+podr&iacute;a distinguirlas unas de otras f&aacute;cilmente, si no conservaran las
+mismas posiciones relativas en el curso de los a&ntilde;os. Este car&aacute;cter es lo
+que les ha valido el calificativo de <i>estrellas fijas</i>, por m&aacute;s que
+tambi&eacute;n se muevan y cambien de posici&oacute;n &aacute; la larga. Por el contrario,
+los planetas, que &aacute; simple vista se parecen &aacute; las dem&aacute;s estrellas, se
+distinguen de &eacute;stas en que sus movimientos sobre la b&oacute;veda estrellada
+son generalmente muy perceptibles, y pueden observarse sin dificultad.</p>
+
+<p>Las estrellas se clasifican tambi&eacute;n por orden de magnitud; las m&aacute;s
+brillantes de todas, que son veinte en el cielo entero, forman la
+categor&iacute;a de las estrellas de primera magnitud. Citemos entre ellas, por
+orden de su brillo relativo:</p>
+
+<table summary="planetas" cellspacing="0" cellpadding="0">
+<tr><td style="padding-right: 5em;">Sirio </td><td> Alfa de la Cruz del Sur</td></tr>
+<tr><td>Arturo     </td><td>  Antar&eacute;s</td></tr>
+<tr><td>La Cabra   </td><td>  Espiga de la Virgen</td></tr>
+<tr><td>Vega       </td><td>  P&oacute;lux</td></tr>
+<tr><td>Aldebar&aacute;n </td><td>   R&eacute;gulo</td></tr>
+</table>
+
+<p>Despu&eacute;s vienen las estrellas de 2<sup>a</sup>, de 3<sup>a</sup> magnitud, etc., tanto
+m&aacute;s numerosas cuanto m&aacute;s d&eacute;bil es su fulgor. &Aacute; simple vista no se
+distinguen m&aacute;s que los seis primeros &oacute;rdenes de magnitudes; las personas
+de muy buena vista suelen percibir hasta las estrellas de 7<sup>a</sup>
+magnitud.</p>
+
+<p>En conjunto hay de 5 &aacute; 8,000 estrellas visibles &aacute; simple vista; pero con
+los telescopios se las cuenta por decenas de millones.</p>
+
+<p><b>92. Constelaciones.</b>&mdash;Las estrellas m&aacute;s brillantes dibujan en la b&oacute;veda
+celeste figuras que permiten reconocerlas cuando se est&aacute; familiarizado
+con su forma aparente. De esa manera se las distribuye en grupos
+llamados <i>constelaciones</i>.</p>
+
+<p>Describamos r&aacute;pidamente los m&aacute;s notables de estos grupos.</p>
+
+<p>En un horizonte dado, por ejemplo, en la latitud de Buenos Aires, la
+esfera estrellada puede dividirse, seg&uacute;n 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 a&ntilde;o; la segunda
+comprende las estrellas que describen sus arcos diurnos en parte por
+encima y en parte por debajo del horizonte, y est&aacute; dividida en dos
+mitades por el ecuador celeste. El movimiento de translaci&oacute;n de la
+Tierra hace que las diversas regiones de esta zona no sean visibles
+durante la noche m&aacute;s que sucesivamente y seg&uacute;n la &eacute;poca del a&ntilde;o. La
+tercera zona, inmediata al polo boreal, comprende las estrellas que
+describen sus c&iacute;rculos enteros por debajo del horizonte, y que son por
+consiguiente invisibles todo el a&ntilde;o en la latitud de Buenos Aires.</p>
+
+<p>Bajo el ecuador, las tres zonas se reducen &aacute; una sola, que comprende
+todas las estrellas del cielo, desde un polo &aacute; 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.</p>
+
+<p><b>93. Zona circumpolar austral.</b>&mdash;Veamos cuales son las constelaciones m&aacute;s
+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&deg; 36&prime;, que es la de Buenos Aires.</p>
+
+<p>Supongamos que en la noche del 20 de diciembre, &oacute; sea en la del
+solsticio de verano en el hemisferio austral, examinemos &aacute; media noche
+la parte de cielo vuelta hacia el sur. &Aacute; esta hora veremos la Via L&aacute;ctea
+elevarse desde el horizonte hasta el cenit, inclin&aacute;ndose ligeramente
+hacia oriente. &Aacute; lo largo de su camino aparecen en este momento, unas
+por encima de otra, tres brillantes constelaciones, que son,
+nombr&aacute;ndolas de abajo arriba, el <i>Centauro</i>, la <i>Cruz del Sur y</i> el
+<i>Nav&iacute;o</i> &oacute; <i>Argo</i>. La Cruz del Sur es notable por cuatro estrellas
+dispuestas en forma de cruz &oacute; de rombo &aacute; las cuales debe su nombre; una
+es de primera y dos de segunda magnitud. Por debajo de la estrella m&aacute;s
+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 tambi&eacute;n por ser, entre todas las
+estrellas conocidas, la m&aacute;s inmediata &aacute; nuestro sistema. El Centauro se
+extiende al oriente y al norte de la Cruz del Sur, envolvi&eacute;ndola casi
+enteramente. Encima de esta &uacute;ltima constelaci&oacute;n es donde brillan, en
+esta &eacute;poca del a&ntilde;o, las m&aacute;s hermosas estrellas que componen al Nav&iacute;o y
+entre las cuales es <i>Canopo</i> la m&aacute;s brillante. Esta estrella de primera
+magnitud, la m&aacute;s brillante de todo el cielo despu&eacute;s de Sirio se
+encuentra &aacute; unos 15&Prime; del cenit, algo m&aacute;s all&aacute; de los l&iacute;mites de la zona
+circumpolar austral; de modo que cada d&iacute;a, al describir su c&iacute;rculo
+diurno, desaparecer&aacute; durante cierto tiempo debajo del horizonte.</p>
+
+
+<p class="i"><img src="images/024.png" alt="Zona circumpolar austral" /><br />
+Fig. 29. Zona circumpolar austral.</p>
+
+<p>Citemos de paso las constelaciones del <i>Tri&aacute;ngulo</i> y del <i>Altar</i>, donde
+se ven algunas estrellas de segunda y tercera magnitud; luego el <i>Pez
+Volador</i>, la <i>Dorada</i> y el <i>Ret&iacute;culo</i> situadas por encima del Nav&iacute;o. En
+esta regi&oacute;n del cielo austral se ven dos notables nebulosas, conocidas
+por el nombre de <i>Nubes de Magallanes</i> (<i>nubecula major y nubecula
+minor</i>) Entre estos dos singulares grupos estelares y la Cruz del Sur
+esta el polo celeste austral. En esta regi&oacute;n 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
+revoluci&oacute;n diurna todas las estrellas visibles. Al oeste de las nubes de
+Magallanes, la constelaci&oacute;n del <i>Eridan</i> notable por su estrella de
+primera magnitud <i>Achernar</i>, 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 dem&aacute;s a la zona ecuatorial.</p>
+
+<p class="i"><img src="images/025.png" alt="Zona circumpolar boreal" /><br />
+Fig. 29 Zona circumpolar boreal.</p>
+
+<p><b>94. Zona circumpolar boreal</b>. 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&ordf; magnitud denominada la <i>Polar</i> por
+efecto de su proximidad al polo celeste boreal. Esta es la m&aacute;s brillante
+de la constelaci&oacute;n de la <i>Osa menor</i>.</p>
+
+<p>En las cercan&iacute;as de esta constelaci&oacute;n se halla la <i>Osa mayor</i> cuyas 7
+principales estrellas est&aacute;n dispuestas del mismo modo aunque en sentido
+inverso, que las 7 estrellas de la Osa menor.</p>
+
+<p><i>Casiopea</i>, el <i>Drag&oacute;n</i>, el <i>Cochero</i>, donde brilla la <i>Cabra</i>, estrella
+de 1&ordf; magnitud, el <i>Cisne</i>, son constelaciones de la misma zona.</p>
+
+<p><b>95. Zona ecuatorial.</b>&mdash;En la zona que rodea al ecuador celeste es donde
+brillan las m&aacute;s hermosas constelaciones del cielo. En el hemisferio
+norte, <i>Leo</i> &oacute; el <i>Le&oacute;n</i>, con la hermosa estrella <i>R&eacute;gulo</i>, <i>Virgo</i> &oacute; la
+<i>Virgen</i> con la <i>Espiga</i>, el <i>Boyero</i> con <i>Arturo</i>, <i>Tauro</i> con
+<i>Aldebar&aacute;n</i>. <i>Orion</i> est&aacute; sobre el ecuador, parte al norte y parte al
+sur de &eacute;ste. El <i>Gran Can</i>, en que brilla <i>Sirio</i>, es una de las m&aacute;s
+hermosas constelaciones del hemisferio austral.</p>
+
+<p>El cielo se halla atravesado en toda su extensi&oacute;n por una zona vaporosa,
+blanquecina, que se divide en varias ramas, y que se denomina la <i>Via
+L&aacute;ctea</i>. Mir&aacute;ndola con el telescopio, esta zona se descompone en
+miriadas de estrellas; su inmenso n&uacute;mero y lo d&eacute;bil de su brillo es la
+causa de aquella apariencia lechosa &aacute; que debe su nombre la Via L&aacute;ctea.</p>
+
+<p><b>96. Distancias de las estrellas &aacute; la Tierra y al Sol.</b>&mdash;Si la distancia
+que separa la Tierra de las estrellas propiamente dichas no fuese
+infinitamente superior &aacute; la que existe entre nuestro planeta y el Sol,
+se notar&iacute;a as&iacute; de la manera siguiente. Puesto que la Tierra describe
+alrededor del Sol una curva cuyo radio medio es de 148 millones de
+kil&oacute;metros, en un intervalo de seis meses, nuestro globo anda el doble
+de este radio. Por consiguiente hay 296 millones de kil&oacute;metros entre una
+cualquiera de sus posiciones y la posici&oacute;n diametralmente opuesta en la
+&oacute;rbita, y por consiguiente nuestro planeta se acerca &oacute; se aleja de las
+estrellas tan enorme cantidad. Por un efecto de perspectiva f&aacute;cil de
+comprender, las estrellas &aacute; que se acerca de esta manera, deber&iacute;an
+parecer separarse unas de otras, acerc&aacute;ndose por el contrario entre s&iacute;
+las estrellas de que se aleja. Pues bien, este efecto es nulo para la
+gran mayor&iacute;a de las estrellas, y s&oacute;lo se le ha podido medir trat&aacute;ndose
+de algunas, respecto de las cuales es, sin embargo, sumamente peque&ntilde;o.</p>
+
+<p>De ah&iacute; se ha deducido que las estrellas en general est&aacute;n tan distantes
+de la Tierra, que una longitud de 300 millones de leguas pr&oacute;ximamente es
+como nula en comparaci&oacute;n de sus distancias.</p>
+
+<p>La m&aacute;s cercana &aacute; nosotros es, entre las conocidas, la estrella m&aacute;s
+brillante de la constelaci&oacute;n del Centauro, designada por la letra griega
+&#945;&mdash;alfa&mdash;en los cat&aacute;logos de estrellas &oacute; en los mapas celestes.
+Su distancia &aacute; la Tierra &oacute; al Sol es 220 mil veces tan grande como el
+radio de la &oacute;rbita de la Tierra. En n&uacute;meros redondos, se eleva &aacute; 8,350
+mil millones de leguas de 4 kil&oacute;metros. Sirio est&aacute; seis veces m&aacute;s lejos,
+y se encuentra &aacute; 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. S&aacute;bese que en el corto intervalo de un
+segundo, la luz recorre una distancia de 75,000 leguas pr&oacute;ximamente:
+este es el m&aacute;s r&aacute;pido de todos los movimientos conocidos. Ahora bien,
+para llegarnos, desde la estrella m&aacute;s cercana, tarda la luz algo m&aacute;s de
+tres a&ntilde;os y medio; de Sirio m&aacute;s de 21 y medio; de la Cabra, &iexcl;72 a&ntilde;os por
+lo menos!</p>
+
+<p>La inmensa mayor&iacute;a de las estrellas se encuentran mucho m&aacute;s distantes
+a&uacute;n. Herschel, gran astr&oacute;nomo ingl&eacute;s, ve&iacute;a en su telescopio estrellas &aacute;
+que atribuy&oacute; distancia 2,300 veces mayor que la de las de primera
+magnitud. Por ah&iacute; se puede juzgar de la extensi&oacute;n del universo, aun
+cuando s&oacute;lo se considere la parte de &eacute;l accesible &aacute; la visi&oacute;n
+telesc&oacute;pica.</p>
+
+<p><b>97. Las estrellas son soles.</b>&mdash;Las estrellas brillan con luz propia y no
+por efecto de la luz refleja del Sol, seg&uacute;n lo efect&uacute;an los planetas y
+sus sat&eacute;lites. Esta verdad es consecuencia de su inmenso alejamiento.
+Cuando se las mira con el telescopio, las m&aacute;s brillantes de entre ellas,
+las que pueden considerarse mayores, s&oacute;lo aparecen como puntos
+luminosos, tan peque&ntilde;os que no hay posibilidad de medirlos.</p>
+
+<p>La consecuencia de todo cuanto antecede es que las estrellas son
+verdaderos soles, y probablemente muchas de ellas se encuentran
+acompa&ntilde;adas como nuestro astro central, de planetas, sat&eacute;lites y
+cometas, formando sistemas an&aacute;logos &aacute; nuestro sistema solar.</p>
+
+<p><b>98. Estrellas dobles.</b>&mdash;Tambi&eacute;n existen sistemas de soles. En efecto, se
+conocen miles de estrellas que, sencillas al parecer &aacute; 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
+&aacute; uno de los planetas del sistema.</p>
+
+<p>Tambi&eacute;n hay estrellas triples y cu&aacute;druples.</p>
+
+<p><b>99. Nebulosas, grupos estelares.</b>&mdash;Por &uacute;ltimo, se conocen multitud de
+peque&ntilde;as manchas denominadas <i>nebulosas</i>, porque &aacute; simple vista &oacute; con
+anteojos de escaso poder, se parecen &aacute; nubes luminosas. Examinadas con
+aparatos de gran aumento, muchas de ellas se descomponen en infinidad de
+estrellas; son, pues, <i>grupos estelares</i>. Pero las hay tambi&eacute;n que no
+han podido ser descompuestas, ya porque se hallen demasiado lejos &oacute;
+porque sus estrellas sean muy peque&ntilde;as, ya porque se hallen constitu&iacute;das
+por una especie de materia gaseosa, luminosa por s&iacute; misma, pero no
+condensada en estrellas.</p>
+
+<p>La Via L&aacute;ctea entera aparece como una gran nebulosa, compuesta por
+multitud de estrellas, ya aisladas y dispersas en el cielo, ya agrupadas
+en n&uacute;cleos compactos. Las <i>nubes de Magallanes</i>, la <i>Nube mayor</i> y la
+<i>Nube menor</i>, que se ven en el cielo del hemisferio austral, est&aacute;n
+compuestas &aacute; la vez de estrellas dispersas, de grupos estelares, y de
+nebulosas indescomponibles.</p>
+
+<p>Tal es la estructura del universo considerado en conjunto. Nuestro Sol
+con todo su cortejo de planetas y de cometas no es m&aacute;s que un punto del
+Cosmos, y la Tierra, tan grande para nosotros, representa apenas un
+&aacute;tomo imperceptible en la masa de los mundos.</p>
+
+<h3>FIN</h3>
+
+<p class="c">Coulommiers.&mdash;Imp. P. BROUARD et GALLOIS.</p>
+
+
+<div class="footnotes"><h3>NOTAS:</h3>
+
+<div class="footnote"><p><a name="Footnote_A_1" id="Footnote_A_1"></a><a href="#FNanchor_A_1"><span class="label">[A]</span></a> Magallanes no pudo acabar el viaje de circumnavegaci&oacute;n,
+porque muri&oacute; en las Molucas. Del mando de la escuadrilla se encarg&oacute;
+entonces Sebasti&aacute;n de Elcano, marino vascongado, &aacute; quien el rey de
+Espa&ntilde;a, que orden&oacute; la expedici&oacute;n, di&oacute; como divisa un globo con esta
+frase: <i>Primus circumdidisti me</i>.</p></div></div>
+
+
+
+
+
+
+
+<pre>
+
+
+
+
+
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+Amédée Victor Guillemin (AKA Amadeo Guillemin)
+
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+
+Project Gutenberg-tm is synonymous with the free distribution of
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+including obsolete, old, middle-aged and new computers.  It exists
+because of the efforts of hundreds of volunteers and donations from
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+
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+goals and ensuring that the Project Gutenberg-tm collection will
+remain freely available for generations to come.  In 2001, the Project
+Gutenberg Literary Archive Foundation was created to provide a secure
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+To learn more about the Project Gutenberg Literary Archive Foundation
+and how your efforts and donations can help, see Sections 3 and 4
+and the Foundation web page at http://www.pglaf.org.
+
+
+Section 3.  Information about the Project Gutenberg Literary Archive
+Foundation
+
+The Project Gutenberg Literary Archive Foundation is a non profit
+501(c)(3) educational corporation organized under the laws of the
+state of Mississippi and granted tax exempt status by the Internal
+Revenue Service.  The Foundation's EIN or federal tax identification
+number is 64-6221541.  Its 501(c)(3) letter is posted at
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+Literary Archive Foundation are tax deductible to the full extent
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+business@pglaf.org.  Email contact links and up to date contact
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+
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+     Dr. Gregory B. Newby
+     Chief Executive and Director
+     gbnewby@pglaf.org
+
+
+Section 4.  Information about Donations to the Project Gutenberg
+Literary Archive Foundation
+
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+spread public support and donations to carry out its mission of
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+array of equipment including outdated equipment.  Many small donations
+($1 to $5,000) are particularly important to maintaining tax exempt
+status with the IRS.
+
+The Foundation is committed to complying with the laws regulating
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+States.  Compliance requirements are not uniform and it takes a
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+
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+works.
+
+Professor Michael S. Hart is the originator of the Project Gutenberg-tm
+concept of a library of electronic works that could be freely shared
+with anyone.  For thirty years, he produced and distributed Project
+Gutenberg-tm eBooks with only a loose network of volunteer support.
+
+
+Project Gutenberg-tm eBooks are often created from several printed
+editions, all of which are confirmed as Public Domain in the U.S.
+unless a copyright notice is included.  Thus, we do not necessarily
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+
+
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+
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+
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