LA OBRA DEL PROFESOR BIGELOW SOBRE LA RADIACIÓN SOLAR 67 



geno (positivos) unidos a electrones (negativos) (1). Esto vendría en 

 apoyo de las conclnsiones a que llega Bigelow por consideraciones 

 de otra naturaleza. 



La hipótesis de una disociación de los elementos, cuando la tempe- 

 ratura excede de ciertos límites, no es nueva. El astrónomo Lockyer 

 la sostuvo en diversas ocasiones para explicar la producción de las 

 líneas espectrales y varias incongruencias en las observaciones es- 

 pectroscópicas solares. Según su hipótesis, a temperaturas suficiente- 

 mente altas, las «agrupaciones moleculares» se deshacían en otra 

 forma más fina de materia, y posiblemente en nuevos elementos. Pa- 

 rece que Lockyer estaba convencido de que los productos finales de 

 la disociación eran hidrógeno y helio, pero si bien esta idea está en 

 contacto íntimo con las actuales respecto a la constitución del átomo, 

 no será propio, seguramente, identificarla con los resultados de las 

 investigaciones de J. J. Thomson, Rutherford y las más recientes a 

 que se ha hecho referencia. En todo caso, la idea primitiva de Lock- 

 yer fué generalmente aceptada como una explicación plausible de la 

 altura excepcional que correspondería a las líneas H y K de calcio en 

 la atmósfera solar a juzgar por el largo de los arcos que producen en 

 el espectro relámi)ago (flash spectrum). Bigelow no ha extendido to- 

 davía sus cálculos lo suficiente como para elucidar las discrejiancias 

 entre la intensidad del espectro vsolar y la del espectro de la capa in- 

 versora, tal como se obtiene durante los eclipses totales de sol. Pro- 



(1) Así, el niícleo del átomo de helio consta de cuatro átomos de hidró,s;eDO 

 unidos a dos electrones. Además, Aston ha probado conclnyentemente que la 

 masa del átomo del helio es menor que la suma de las masas de los cuatro áto- 

 mos de hidrógeno que lo constituyen : en la síntesis se ha producido una pérdida 

 de masa que asciende a 1/120, pues siendo el peso atómico del hidrógeno 1.008 

 (O = 16 00) el del helio es 4.00. El pequeño residuo representa la masa de la 

 energía elétrica liberada en la transmutación. Eddingt(m estinia que si el 5 "/^ 

 de la masa de una estrella (o nuestro sol) consistiera primitivamente de átomos 

 de hidrógeno (jue gradualmente se combinaran para formar elementos más com- 

 plejos, el total del calor liberado sería más que suficiente para nuestras exigen- 

 cias, y no necesitaríamos buscar otra fuente de la energía de la estrella. 

 (Eddington, Conferencia inaugural de la sección de ciencias matemáticas y físicas, 

 reunión de la British Association, en Cardifi', agosto 24 de 1920.) La teoría de la 

 caída de meteoritos en el sol o la de la transformación de la energía gravitacio- 

 nal a medida que la estrella se contrae — esta última es debida a Helmholtz y es 

 la que más aceptación ha tenido — son hoy consideradas como completamente 

 inadecuadas para explicar la provisión de calor dnrante los largos períodos exi- 

 gidos unánimemente por la geología, la biología y las investigaciones actuales de 

 la astronomía. La energía-subatómica pudría darnos la explicación buscada. 



