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gidas, con el fin de completar la esposicion de las nociones 

 adquiridas sobre las estrellas consideradas aisladamente. 



Galileo proponia desde principios del siglo XVII, «me- 

 dir las distancias, muj desiguales sin duda, que separan á 

 las estrellas de nuestro sistema solar.» Presintió igualmen- 

 te con admirable sagacidad que se bailaría el medio, mejor 

 de determinar el paralaje, no en la medida de las distan- 

 cias angulares al polo ó al zenit, sino «en la compara- 

 ción cuidadosa de las posiciones respectivas de dos es- 

 trellas muj próximas.» Esta era, en términos generales^ la 

 indicación formal de los métodos micrométricos que fueron 

 aplicados mas tarde por G. Herscbell en 1781, después por 

 Struve V por Bessel. «Percbé io non credo^ dice Galileo (4), 

 en su Qiornata terza^ cbe tutte le stelle siano sparse in una 

 sferica superficie eguahnente (listante da un centro; ma stimo 

 cbe le loro lontananze da noi siano talmente varié , que al- 

 cune ve ne possano esser 2 e 3 volte piíí remote di alcune 

 altre ; talcbé qiiando si trovasse col Telescopio qualche fie- 

 ciolissima stella vicimssima ad aJcuna deUe maggiori^ e cbe 

 pero quella fusse ú.úsúm.2i,poirehJ)e accadere, clie aiialclie sen- 

 sihil mutazione succedesse tra di loro.» El sistema de Copér- 

 nico presentaba con efecto este problema; adoptándolo, era 

 absolutamente necesario buscar en los cambios de posición 

 de las estrellas la demostración del movimiento anual de la 

 Tierra alrededor del Sol. Así también^ cuando Keplero bubo 

 demostrado, por las observaciones de Ticbo, que las posi- 

 ciones aparentes de las estrellas no manifestaban señal al- 

 guna sensible de cambio paraláctico, por lo menos dentro 

 de la precisión de un minuto de arco (tal era el grado de 

 exactitud que el mismo Ticbo atribula á sus medidas de 

 distancia), los copernicanos debieron deducir que el diáme- 

 tro de la órbita terrestre, á pesar de sus 306 millones de ki- 

 lómetros, es una base geométrica mucbo mas pequeña con 

 relación á la enorme distancia de las estrellas fijas. 



