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se ha logrado la igualdad deseada, si bien ha quedado el recurso, que suple per¬ 
fectamente, en la práctica, de combinar parejas ide imágenes de intensidad pa¬ 
recida. Los métodos seguidos en la observación han sido los mismos que fueron 
indicados en la citada Memoria. Todas las observaciones se han hecho sobre papel 
y sobre cristal, resultando el caso verdaderamente sorprendente de que no ha 
sufrido alteración en ningún caso y por modo sensible la posición de las imágenes 
sobre el papel. En otras palabras: que el papel ha respetado las posiciones rela¬ 
tivas de las estrellas hasta valores del orden de menos de un micrón. Es de 
notar, sin embargo, que todas las pruebas han sido tratadas con exquisito 
cuidado. 
La primera fotografía de la serie data del 7 de agosto de 1915. Debo ob¬ 
servar que la fecha del paso de la estrella por la oposición en longitud con el Sol 
tiene lugar el 29 de agosto, y que, por lo tanto, el punto origen convencional 
corresponde al 28 de noviembre. La segunda fotografía es del 18 de septiembre y 
la tercera del 13 del propio mes. La cuarta es del 12 de octubre; sigue otra del 
3 de noviembre; otra del 10 y 30 de diciembre. Luego, en 1916, figuran fotogra¬ 
fías del 6, 24, 27, 28, 29 y 30 de enero; otra del 5 de febrero. Después, durante 
algún tiempo, la constelación del Cisne se sitúa en malas condiciones o se hace 
invisible. Se reanudan las fotografías los días 26 y 29 de abril, 9 y 21 de mayo, 
26 de junio, 5 y 21 de julio y termina la serie con otras del 22 y del 26 de agosto. 
Como movimiento propio de la estrella he adoptado 5", 18 por año, y como 
dirección 53 o (términos medios de las dos componentes), según Auwers. El án¬ 
gulo del ecuador con la eclíptica, en la citada estrella, es de 21 o 18'; el de la eclíp¬ 
tica con el movimiento propio, de 15 o 42', es decir, y = 15 o 4 12 '- Es sabido que la 
estrella 61 del Cisne es una doble notable, pero el movimiento relativo de las dos 
componentes (o", 12 por año) se puede, cuando 1 menos de momento, despreciar, 
haciendo las observaciones en conjunto. 
Los primeros ensayos realizados con el estereogoniómetro me hicieron su¬ 
poner que la dirección adoptada del movimiento propio de la estrella no era del 
todo exacto; refiriéndola a las estrellas de comparación adoptadas por mí. Estas 
son de 11 a ,5 magnitud y forman uu pentágono, hacia cuyo centro está la 61; ade¬ 
más, hay una estrella de 12 a ,5 magnitud, más próxima, que también lie empleado 
en estas determinaciones. Desde luego, ninguna de estas seis estrellas da la mis¬ 
ma paralaje, lo cual es muy lógico, aparte de que cada una de ellas está dotada 
de movimientos propios distintos, aun cuando muy débiles. En mis determinacio¬ 
nes, he tomado el término medio de los valores encontrados para cada una 
de las seis estrellas. 
Haciendo y = 15 ° 42 ', de conformidad con las observaciones meridianas 
efectuadas con relación a los planos fundamentales, obtenía paralajes muy fuer¬ 
tes en las proximidades de la oposición con el Sol y muy débiles y hasta negati¬ 
vas para grandes intervalos. ¡Haciendo y = 20 o , como 1 término medio de las seis 
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