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Detengámonos, señores, un momento, en otra conquista bien inesperada 
del espectroscopio en el conocimiento délas estrellas. Los antiguos las deno¬ 
minaron estrellas fijas, pues parecen clavadas en la bóveda celeste. Las mo¬ 
dernas observaciones demuestran que tienen movimientos propios y que hay 
sistemas complejos formados por soles, girando unos alrededor de otros. Pero 
si el movimiento de una estrella es en línea recta, acercándose ó- alejándose 
de nosotros, ¿cómo determinarle, faltos de puntos de referencia? 
Cuando en un largo y rectilíneo trozo de línea férrea, un tren se aproxima 
á gran velocidad, nos parece completamente inmóvil hasta que se acerca lo su¬ 
ficiente para que cambie de una manera sensible.su diámetro aparente. Pero 
las estrellas no tienen diámetro aparente; son puntos matemáticos. Si nos pa¬ 
rece lo contrario, es debido á un efecto de irradiación. El problema, sin embar¬ 
go, no es imposible. Si el tren que se acerca pasa silbando á nuestro lado, ob¬ 
servaremos, además de un cambio en la intensidad del sonido, una variación 
en el tono; éste es más agudo cuando el tren se aproxima, más grave cuando 
el tren se aleja. En el primer caso, efecto de la velocidad del tren, hieren la 
membrana del tímpano más vibraciones por segundo; cuando el tren se ale¬ 
ja, las vibraciones se retardan. Conociendo el cambio de tono puede dedu¬ 
cirse la velocidad del tren. Estas consideraciones son aplicables á la luz, mo. 
vimiento vibratorio del éter. Si una estrella tiene hidrógeno en sus elemen¬ 
tos y se acerca ó se aleja de nosotros, las rayas de este elemento no deben 
coincidir exactamente con las que dé el mismo en la superficie de la tierra. 
Habrá un cambio en el tono de la luz (permítaseme la frase), y por consi¬ 
guiente, será otra la posición de la raya; y de la medida de la desviación 
podrá deducirse la velocidad y el sentido del movimiento de la estrella. Estas 
conclusiones de la teoría, están confirmadas por la experiencia. Los primeros 
trabajos emprendidos en este sentido, dieron resultados inciertos, efecto de 
la imperfección de los aparatos; pero las modernas observaciones hechas en 
Postdam y Lich, han dado resultados excelentes y concordantes, apreciándose 
en muchos casos las velocidades, con menor error que un kilómetro por se¬ 
gundo 
El mismo principio ha servido para aumentar el catálogo de las estrellas 
dobles, fundándose en la separación intermitente de ciertas rayas, y el es¬ 
pectroscopio nos suministra los dat^s para calcular, aproximadamente, los 
elementos de su órbita. Así la Astronomía enseña que la estrella doble C 
de la Auriga, se nos aproxima con la velocidad de 25 kilómetros por segun¬ 
do; cumple su periodo de revolución en cuatro días; la velocidad de cada 
estrella es de 112 kilómetros por segundo, y distan entre sí 12 millones de 
kilómetros. Las dos estrellas, vistas desde la Tierra, aparecerían distando 
