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que al fin y al cabo es al que referimos la posición de la estrella, experimentará 
determinadas alteraciones. Si la imagen de una estrella estuviera constituida 
por dos granos, sería muy posible, en virtud de circunstancias que podemos 
suponer en la práctica regidas por el azar, que el centro de gravedad de la imagen 
se desplazara del diámetro de un grano entero, es decir, de o mm , oí, desplazamien¬ 
to enorme, ya que con un objetivo de 8o cm de distancia focal representaría una 
desviación de 2,"3. Pero esto en la práctica no ocurre nunca, pues raras veces la 
imagen de una estrella está formada por tan pocos granos, ni tampoco es costum¬ 
bre dar algún peso a observaciones de tan débiles imágenes. En general, las imá¬ 
genes estelares estarán constituidas por algunas decenas de granos y hasta por 
algunos centenares y millares. Admitiendo que el radio de una estrella de 6 a mag¬ 
nitud, en las fotografías, es de o mm , 25 en la capa superficial de la emulsión habrá 
impresionados unos 1000 granos, descontando por mitad el espacio ocupado por 
los intersticios. 
En tales condiciones podemos decir que dependerá del azar la falta de rigu¬ 
rosa simetría en el número de granos impresionados que podrá existir entre un 
medio contorno de la imagen de la estrella y el otro medio contorno, ambos de 
posiciones arbitrarias. 
Tratándose del azar, sólo la experiencia nos puede ilustrar sobre el error 
medio que se pueda cometer en cada caso. Y la experiencia demuestra que, por 
término medio, y con independencia del número de repeticiones cuando éstas 
son numerosas, la discrepancia absoluta es de dos unidades. Supongamos una es¬ 
trella de 6 a magnitud de o mm , 25 de radio. Su perímetro estará constituido por unos 
150 granos; y la mitad por 75. Por término medio, habrá dos granos más en un se¬ 
micírculo de la estrella que en el otro. Esos dos granos más desviarán la posición 
del centro de gravedad de la imagen de la capa superficial del clisé, que es la que 
observamos principalmente. Esta desviación, como máximo, será del orden de 
o“”>, 00027, ó de o"o7 en un objetivo de 8o cr >i de distancia focal. Para una estre¬ 
lla de o mm , 1, la desviación media seria de o mm , 0007, ó de o", 16. En general, la 
desviación media de la imagen fotográfica será inversamente proporcional al ra¬ 
dio de la misma. De aquí se deduce la conveniencia de no utilizar en lo posible imá¬ 
genes estelares excesivamente pequeñas en observaciones de precisión. 
Por otra parte, por la experiencia se demuestra también que el término me¬ 
dio de 10 clisés, para una estrella de 6 a magnitud, da un error medio máximo : de 
omm j 000066 ó bien del orden de o'^ooi. Así podríamos continuar calculando las 
desviaciones para otros radios estelares, siguiendo la proporcionalidad indicada 
más arriba. Pero estos resultados ya son suficientes para demostrarnos que, te¬ 
niendo la precaución de repetir las medidas de precisión en varios clisés distin¬ 
tos, podemos descartar todo peligro de error sensible debido a efectos fo¬ 
tográficos. 
Y en este caso se ponen de manifiesto una vez más las ventajas de la obser¬ 
vación estereoscópica sobre la micrométrica. En efecto; en esta última, si que- 
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