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de su diámetro aparente; elemento óptico cuja determina- 

 ción presentará siempre una gran incertidumbre. Admi- 

 tiendo con Herschell que el diámetro aparente de Arturo 

 no escede de un décimo de seg-undo, resultará que su diá- 

 metro real es once veces major que el diámetro del Sol (6). 

 Una vez que la distancia de la estrella 61 del Cisne es co- 

 nocida, merced á los trabajos de Bessel, es posible determi- 

 nar aproximadamente la masa de esta estrella doble. Bien 

 es verdad, que no basta la porción de la órbita que el saté- 

 lite ha recorrido desde las observaciones de Eradle j , para 

 fijar con gran precisión los elementos de su órbita real , v 

 particularmente el eje máximo; sin embargo, el célebre as- 

 trónomo de Koenigsberg (7) cree poder afirmar que «la 

 masa de esta estrella doble no difiere en mucho de la mitad 

 de la del Sol.» Este es un resultado de medidas efectivas; 

 que por lo tocante á analogías fundadas en la masa que 

 predomina en los planetas provistos de satélites _, v en la 

 observación hecha por Struve de que ha j entre las estrellas 

 brillantes seis veces mas sistemas binarios que entre las 

 estrellas telescópicas, han creido otros astrónomos poder 

 atribuir á la major parte de las estrellas dobles, una masa 

 media superior á la del Sol (8). Mucho tiempo ha de pas?ir 

 todavía antes de obtener en este punto resultados genera- 

 les. Añadamos por último, que Argelander coloca al Sol 

 en el rango de las estrellas cu jo movimiento propio es con- 

 siderable. 



Causas^ numerosas que obran incesantemente produ- 

 ciendo variaciones en la posición relativa de las estrellas j 

 de las nebulosas , en el resplandor las de diferentes regio- 

 nes del cielo, j en la apariencia general de las constelacio- 

 nes, pueden después de miles de años imprimir un carác- 

 ter nuevo al aspecto grandioso j pintoresco de la bóveda 

 estrellada. Estas causas son : los movimientos propios de 

 las estrellas; el de traslación que lleva en el espacio todo 



