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del estereogoniómetro, para llegar rápidamente, con una facilidad que jamás 
se hubiera imaginado, a los resultados apetecidos. 
Para comprender el método que he seguido, supongamos dos fotografías 
estelares de una misma región del cielo y con la misma estrella central sobre la 
placa, separadas por un cierto intervalo de tiempo. Colocadas correctamente am¬ 
bas fotografías en el estereogoniómetro, y admitiendo que las dos tienen la misma 
intensidad fotográfica, notaremos en la inmensa mayoría de los casos, y con toda 
evidencia, que existe una cierta posición en la que la casi totalidad de las estrellas 
del campo parecen situadas en un mismo plano. Leamos la graduación del apa¬ 
rato y hagamos girar alrededor de su centro y simultáneamente las dos foto¬ 
grafías. Bastará, en general, un giro de un número de grados no considerable 
para que veamos que el campo estrellado adquiere un cierto espesor, colocán¬ 
dose, por ejemplo, las estrellas brillantes por encima de las inmediatamente 
menos brillantes. Continuando el giro en el mismo sentido, el espesor va acen¬ 
tuándose y adquiere un máximo de profundidad, en que las estrellas brillantes 
parecen flotar en el espacio sobre las pequeñas, a unos 90 o de distancia angular 
de la primera posición. Pero es muy difícil precisar, como es sabido, una posición 
de máximo o de mínimo; así es que continuaremos girando en el mismo sentido 
hasta que alcancemos otra posición en que otra vez nos parezca que se reduce 
sensiblemente a un plano todo el campo estrellado. Si hacemos la lectura en el 
círculo graduado correspondiente a esta nueva posición, encontraremos que dista 
angular y aproximadamente de la primera unos 180 o . Es evidente que la direc¬ 
ción de la bisetriz de este ángulo corresponde al máximo espesor. Pero podemos 
continuar todavía nuestro giro; y entonces observaremos que se reproducen los 
mismos fenómenos anteriores, pero en sentido inverso, es decir, que las estrellas 
brillantes se van hundiendo respecto de las menores, alcanzando el máximo es¬ 
pesor negativo a unos 180 o del máximo espesor positivo. En fin, si continuamos 
todavía el movimiento, terminaremos el ciclo, alcanzando la posición inicial, en 
que todas las estrellas parecían estar situadas en un mismo plano. Se produci¬ 
rían exactamente los mismos fenómenos, pero en sentido contrario, si trocáramos 
las posiciones de ambas fotografías; esto es, si la fotografía de la izquierda la 
trasladáramos a la derecha y vice-versa. 
En la práctica, es claro que no se presenta esta exactitud teórica, pues di¬ 
fícilmente o nunca se da el caso de que todas las estrellas a la vez estén en un 
mismo plano en una orientación determinada. El caso que ocurre casi siempre es 
que la inmensa mayoría de las estrellas ofrece esta disposición en dos posiciones 
determinadas y no muy separadas de 180 o . En este caso práctico, se aprecia por 
estima el mínimo general de espesor del campo estrellado. Y esta estima, que 
a primera vista parece que tiene que ser muy vaga, presenta por lo común, para 
una misma región del cielo, discrepancias de pocos grados en la apreciación de la 
dirección media del máximo e pesor. Esta dirección es la que buscamos, y nada 
tan fácil entonces como referirla a la dirección de dos estrellas brillantes del mismo 
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