IJIHUOr.RAFIA 
mo el más antiguo, dicha estrena pasaría inmediatamente al tipo 
espectral blanco o azulado <|ue so considera el más joven; mo- 
dificándose con esto la opinión científica actual que hace depen- 
der' el color de la edad en las estrellas. Pero sería imposible 
mencionar aquí tas numerosas abdicaciones que hace el autor 
a casi todos los problemas de la geodinámica y de la astrofí- 
sica comparada, los cuales puestos en la Inz de la teoría del 
movimiento cicloidado de un astro, se presentan exentos de di- 
ficultadas 
Lo característico de ¡a obra es la profunda intuición que 
guía al autor hacía las nociones fundamentales, aun cuando 
hace abstracción de la dinámica propiamente dicha, es decir, 
de un estudio de los movimientos como provocados por las 
fuerzas externas e internas de los sistemas. La teoría cicloi- 
dal en su parte mecánica se limita a una descripción cinemá- 
tica del movimiento epicicloidal de un astro, y aún esa des"- 
cripcjón debe completarse con las investigaciones infinitesi- 
males de las trayectorias y velocidades de partículas o elemen- 
tos adyacentes para poder demostrar la existencia de las pre- 
siones y desplazamientos que ¿e coordinan en el cuerpo du- 
rante su movimiento. Sin duda será la teoría, dado su gran 
alcance, objeto de demostraciones con los métodos corrientes 
de la dinámica en un futuro próximo. 
Sin querer aquí penetrar les problemas complicados que 
surgen, puede tener algún interés hacer una breve investiga- 
ción para reconocer la. importancia genera] de las nociones 
ile la teoría. Si estudiamos el movimiento de un planeta en el 
espacio con relación al sol vemos que posee un movimien- 
to de traslación peralelo a su eje, igual a la velocidad de tras- 
lación multiplicada por el coseno del ángulo que forma el eje 
de rotación con la velocidad de traslación (componente que 
en la teoría se encuentra en el movimiento llamado "oscila- 
ción sobre la eclíptica'") y un movimiento epicicloidal en el 
plano de su ecuador, hallándose el centro de rotación instán- 
lanea situado en una normal a la órbita y a una distancia igual 
a la velocidad de traslación, dividida por la velocidad angular 
v multiplicada, esta fracción, por el seno del ángulo formado 
pór el eje de rotación del planeta y la tangente de la órbita en 
el momento en que consideramos, -^- s,n ^. - ángulo que varía, 
durante la revolución del astro, entre la inclinación sobre la 
eclíptica £ y su suplemento IX -Z . El centro de las a- 
celeraciones está situado sobre el círculo de los puntos de in- 
flexióri de las trayectorias, y en caso de fluctuaciones muy pe- 
queñas de la rotación, queda ese centro situado a poca distan- 
cia de la intersección del mencionado círculo con la normal 
de la órbita: intersección cuya distancia al centro del planeta 
es igual a la diferencia de la velocidad de traslación del pía- 
