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En mis comunicaciones anteriores he indicado los resultados notabilísimos obte¬ 
nidos con él, cuando los intervalos son de pocos años y aún de meses, refiriéndome 
al movimiento propio y a la paralaje de la estrella 61 del Cisne. Hoy, tengo la sa¬ 
tisfacción de poner en conocimiento de la Academia que he obtenido la percepción 
del movimiento de esta estrella en los solos intervalos de los días 23-24 de enero y 
29-30 de enero de 1916. Es éste un resultado absolutamente nuevo para la Ciencia. 
Hay que tener presente, sin embargo, que, en estas fechas, se sumaban el movi¬ 
miento propio de la estrella y su movimiento paraláctico. 
Pero aún hay más. Tan pasmosa sensibilidad de nuestro organismo nos lleva 
a investigaciones del mismo orden que las que se realizan espectroscópicamente 
fundándose en el principio de Doppler. 
Recordemos que la generalidad de las estrellas son, en realidad, sistemas físi¬ 
cos, y aunque el centro de gravedad del sistema permanezca invariable en su 
trayectoria mientras fuerzas exteriores no actúen sobre el sistema, hay que tener 
en cuenta que al determinar el movimiento, estereoscópicamente, de un astro fo¬ 
tografiado, no fijamos las posiciones del centro de gravedad dinámico del sistema, 
sino la posición del "centro de gravedad luminoso u óptico del mismo”. 
Sea un sistema binario cuyas componentes supongo de igual intensidad lu¬ 
minosa intrínseca. Representemos por R y r sus radios y admitamos que sus den¬ 
sidades sean iguales. Sean S la distancia que separa ambos centros y d la que 
separa el centro de gravedad del sistema del centro de la componente mayor. El 
centro de gravedad del sistema estará en la recta de unión de ambos centros y a 
una distancia d del cuerpo mayor definida por la siguiente relación: 
R\l = r 3 (5 — d) 
El llamado centro de gravedad luminoso vendrá definido por esta otra 
igualdad 
R\r = r* (5 _ d') 
llamando d' a su distancia al centro de la componente mayor. (*) 
(*) En estas consideraciones, admito que el radio fotográfico de las estrellas es exactamente pro¬ 
porcional a la raíz cuadrada de la exposición, lo que equivale a suponer, sobre las placas, que: 
lg. Rf — lg. >y = m lg. 2 , 5 , 
siendo vi el número de magnitudes comprendidas entre las estrellas de radios Ry y >y. Si en vez de 
esta fórmula racional, introdujéramos la fórmula empírica de Pritchard: 
R f — ty — K (lg. M — lg. ni), 
siendo K una constante determinada por la observación, y M y vi las magnitudes de las estrellas de radio 
fotográfico Rf y >y, no cambiarían los resultados por modo sensible. 
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