química estelar t evolución cósmica 77 



á cambios de la temperatura y no de la compo.sición química. Como 

 veremos al correlacionar los datos de la química estelar con los prin- 

 cipios de la filosofía natural (en la doctrina de la evolución inorgáni- 

 ca), Lokyer supone que las estrellas evolucionan desde las temperatu- 

 ras más elevadas que sólo contienen protoniateria hasta las de menor 

 temperatura, constituidas al parecer, por metales y aun por cuerpos 

 compuestos y todo esto, pasando por una escala gradual de tempera- 

 tura, durante la cual la materia primordial afecta estados evolutivos 

 distintos. 



Pickering observando ciertas estrellas (; Pupijis) , comprobó la apa- 

 rición de un nuevo sistema de rayas que atribuyó á elementos nue- 

 vos. Pero más tarde, él y Kayser, llegaron (por el estudio de las series) 

 á la conclusión que ellas revelaban una nuera forma de hidrógeno 

 producida á expensas de una elevada temperatura. Como esta nueva 

 serie de rayas del hidrógeno parece guardar con la serie conocida del 

 mismo gas, la misma relación que las rayas iirotometálicas con las 

 metálicas, Lokyer le llamó jf>roío/¿/í7ror/e>ío ala modificación mencio- 

 nada. Estas rayas parecen entonces indicar la presencia de partículas 

 correspondientes á los ítltimos estados de simplificación química que 

 l)odemos concebir (en las estrellas de más de 12.000°). En estos iilti- 

 mos años se ha hallado que los espectros, de la cromoesfera solar, a 

 del Cisne y de un metal tipo con rayas reforzadas, concuerdan per- 

 fectamente. Lokyer llama rayas protometálicas á las rayas obtenidas 

 con la chispa condensada y sostiene que las substancias que las pro- 

 ducen pueden considerarse como protometales, es decir, como una for- 

 ma de metal más sutil que las que motiva el arco y que i)arece corres- 

 ponder á los metaelemefitos de Crookes. 



Las nebulosas. — Estas colosales masas de materia sutil que pueden 

 considerarse como verdaderos « protoplasmas astrales» (gérmenes de 

 los futuros sistemas solares), adquieren formas de las más variadas 

 desde la esférica hasta la esiiiral. Algunas son invisibles y emi- 

 ten radiaciones ultravioletas que impresionan las placas fotográficas. 



Existen dos grandes grupos de nebulosas, las resolubles en estrellas 

 y las que á pesar de los más grandes aumentos sólo se presentan 

 como masas gaseosas ó nubes incandescentes sin elementos indivi- 

 dualizados. Al principio se creía que esto se debía á la diferencia del 

 aumento de los telescopios, pero en 1864 Huggins dilucidó el punto 

 empleando el espectroscopio. En efecto, este investigador halló que 

 las estrellas blancas y las nebulosas resolubles, dan espectros que se pa- 

 recen á los de las estrellas fijas, en tanto que Iüíí nebulosas planetarias 



