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De estas dos ecuaciones se deduce como distancia de ambos centros de gra¬ 
vedad : 
d — tí = 5 y ^- r —— 3 — ^rrq^TjJ* 
Esta diferencia valdrá cero en los dos casos extremos en que r — R y r — o; 
por consiguiente, habrá por lo menos un valor máximo intermedio, que no es difí¬ 
cil encontrar. Derivando, igualando a cero y haciendo R = i, después de todas las 
reducciones, se encuentra la siguiente ecuación que define el valor de r correspon¬ 
diente a la máxima distancia entre ambos centros de gravedad: 
2r e — 3D — 2r 3 — ¿r -|-2 — 0. 
El valor real y positivo comprendido entre o y 1 que aproximadamente sa- 
r 
tisface a esta ecuación es — =0, 53. Por lo tanto, la máxima distancia de los dos 
mencionados centros de gravedad será: 
0,53 X S. 
Sea S = o, "1, separación angular insensible para los más poderosos ins¬ 
trumentos astronómicos de observación directa. El desvío de la posición luminosa 
del astro que observaremos estereoscópicamente será de o",053, valor cuya per¬ 
cepción está al alcance de mis medios. 
Este valor es realmente un máximo, pero es un máximo correspondiente a 
las más desventajosas condiciones físicas que pueden presentarse. Las mejores 
condiciones serán aquellas en que el sistema sea de masas iguales y una de sus 
componentes obscura. En este caso, las variaciones de posición observadas serán 
las del centro de gravedad luminoso, en su totalidad; es decir, el diámetro entero 
de la órbita descrita por el sistema alrededor del centro común de gravedad, o sea 
el valor angular de separación, para el observador terrestre, de ambas compo¬ 
nentes y recorrido en una semirevolución del sistema.En esta forma, será posible 
estudiar estrellas dobles de hasta o,"01, indesdoblables transversalmente por los 
métodos antiguos. Con instrumentos más potentes, no dudo de que se podrá al¬ 
canzar o",002. 
Y este caso favorable es muy abundante en la Naturaleza; todas las estre¬ 
llas variables a eclipses del tipo Algol pertenecen a él, por manera que por este 
procedimiento podemos abordar el estudio de estrellas dobles de algunos meses o 
dias de período; en cambio, con los procedimientos micrométricos directos no se 
había podido hasta ahora descender de n años de período. 
No me ha sido posible todavía aplicar estos puntos de vista teóricos a la ob- 
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