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mente hacia su límite exterior; no pudiendo descubrirse 
marcados vestigios de ella en las noches siguientes. Véase la 
descripción del espectro de esta estrella, según la ha dado 
Mr. Huggins en el número de las Monthly Notices , corres- 
pondiente á la sesión de la Sociedad astronómica de Londres 
del 11 de mayo de 1866, que apareció el 6 de junio. 
La luz de esta estrella es compuesta, y proviene de dos 
orígenes diferentes. Cada luz forma su propio espectro, y el 
principal de ellos es análogo al del Sol. La porción de la luz 
de la estrella representada por este espectro la emite una 
fotosfera sólida ó líquida candente, y experimenta una absor- 
ción parcial , atravesando una atmósfera de vapores, cuya 
temperatura es más baja que la de la fotosfera. El espectro 
de absorción contiene dos fuertes rayas oscuras, algo más 
refrangibles que la línea C del espectro solar, un grupo oscuro 
de líneas que se extienden hácia D, otra línea débil que coin- 
cide con D, y muchísimas líneas delgadas hasta cerca de la 
letra b del espectro solar. Allí empieza una série de grupos 
de líneas gruesas que se extienden todo lo que puede seguirse 
la huella del espectro. 
El segundo espectro, que aparece en el instrumento sobre- 
puesto al anterior, consiste en 5 líneas brillantes , lo cual de- 
muestra que la luz de que emana proviene de una materia en 
estado de gas. Una de estas líneas existe en el color rojo de 
la letra C de Fraunhofer. La más brillante coincide con F , y 
un poco más allá se halla una línea más débil, cerca de la 
cual hay otra que es doble ó mal definida hácia sus bordes. 
Por último, también se ha descubierto una quinta línea bri- 
llante en la parte más refrangible del espectro, probablemente • 
poco distante de G. 
El 17 de marzo observé simultáneamente este espectro, y 
las rayas brillantes del hidrógeno producidas por la chispa de 
inducción. La más brillante línea del espectro de la estrella 
coincidía con el centro de la ancha raya verde del hidrógeno. 
La raya roja parecía coincidir también con la del hidrógeno, 
sin que hubiese certeza de ello, atendida la debilidad del es- 
pectro de la estrella. 
Estas rayas son mucho más brillantes que las refrangibili- 
