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valores teóricos y de observación, pero periódicos, tales como la nutación y la obli¬ 
cuidad de la eclíplica, determinamos la posición de una eclíptica y de un ecuador 
para una época determinada, y a estos planos referimos los movimientos de todos 
los astros, incluyendo las estrellas. 
Pero fijémonos en que en todas estas consideraciones hay un vicio de origen. 
En efecto, vamos a determinar movimientos de estrellas, refiriéndolas a planos 
cuya posición depende del movimiento de esas mismas estrellas. Por esta razón, 
ya Newcomb señaló graves dificultades en el cálculo de la constante de la pre¬ 
cesión; y en nuestros días, MM. Houg y Halm han creído poder demostrar que 
estas dificultades desaparecen en parte, introduciendo el concepto de la doble co¬ 
rriente general de estrellas establecido por Kapteyn }- r Eddington. Pero aun 
cuando así se hayan retocado favorablemente los cálculos, distan mucho de ser 
estas consideraciones convincentes, pues pecan del vicio de origen señalado más 
arriba. El .propio Lewis Boss, autor del famoso Catálogo de que se han servido 
los astrónomos que más se han dedicado a esta clase de investigaciones, pone en 
duda la realidad de la doble corriente general de estrellas. 
Es evidente que, si nosotros queremos establecer ejes coordenados fijos e in¬ 
dependientes de los movimientos propios de las estrellas, debemos referirlos a 
puntos situados infinitamente lejos, para los cuales ni los efectos paralácticos, ni 
sus movimientos propios, influyan en lo más mínimo en sus posiciones. Pero esto, 
con todo rigor, es imposible lograrlo. Afortunadamente, como ocurre con tanta 
frecuencia en Astronomía, si no podemos resolver un problema con exactitud 
rigurosa, podemos hallar una solución acercándonos muchísimo a la verdad. En 
efecto; en vez de tomar como puntos de referencia algunas pocas estrellas bri¬ 
llantes, que por el hecho de ser brillantes están con frecuencia más cerca de la 
Tierra y al propio tiempo dotadas de movimientos propios más rápidos, vamos a 
apoyarnos en una cantidad inmensa de estrellas pequeñísimas, con lo que logra¬ 
remos, aparte de la supresión de los grandes movimientos, una cierta compen¬ 
sación entre los pequeños movimientos residuales. Pero este trabajo no puede 
llevarse a cabo con las observaciones diferenciales micrométricas, pues ni la 
iluminación de campo o de hilos permite efectuar buenas observaciones de estre¬ 
llas de 13 a , 14 a y más bajas magnitudes, ni docenas de generaciones de astróno¬ 
mos bastarían para observar con la debida precisión los millones de estrellas 
grandes y pequeñas que se requerirían en ese formidable trabajo. 
Afortunadamente, me cabe el honor de haber introducido un nuevo procedi¬ 
miento de observación en esta clase de investigaciones. Me refiero a la observa¬ 
ción estereoscópica de fotografías estelares separadas por un intervalo suficiente 
de tiempo. Este intervalo ha variado en mis observaciones desde 2 años a 5 y 6 
años. 
No insistiré en este prodigioso procedimiento de estudio, pues me ha cabido la 
satisfacción de desarrollarlo cumplidamente en las publicaciones de nuestra 
Academia. Solamente, indicaré el método general seguido por mí, valiéndome 
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