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de los ¡métodos, la falta de rigor en las unidades, y el desonocimiento de muchos de 
los fenómenos que ocurren en la percepción visual o en el registro sobre la placa 
sensible, ¿qué esfuerzo no será digno de alabanza para sentar mejor las bases de 
las mediciones ? 
En la primera parte de su trabajo, el Dr. Jardí ha discutido de modo analítico 
y magistral los recursos de que podemos echar mano, dentro de nuestros conoci¬ 
mientos actuales, para comparar dos focos de luz. La influencia del método y del 
color de los objetos, en la práctica, es enorme; así, comparando las series fotomé- 
tricas de estrellas de los Observatorios de Potsdam y de Catania, frutos ambas de 
esmeradísimo trabajo y casi simultáneas, se encuentra una diferencia sistemática 
de media magnitud estelar para ios astros blancos, diferencia que para las estrellas 
rojas se eleva a una magnitud entera. He aquí un fenómeno que, por afectar a 
series algo largas, permite descubrir la existencia de una ecuación permanente, 
función a la vez del procedimiento empleado y dd color del foco luminoso, 
y que puede dar origen, al comparar entre sí magnitudes estelares obteni¬ 
das con métodos o por observadores distintos, a consecuencias teóricas dispara¬ 
tadas. Como se ve, la influencia del color en la medición de la intensidad es en 
este caso considerable, y si se tiene en cuenta que son en gran número las estre¬ 
llas que cambian periódicamente de tinta entre límites a veces algo extensos, se 
comprenderá la incertidumbre que ha de existir acerca de la realidad de ciertos 
cambios de brillo, reveladores a veces de cambio de emisión energética, pero mu¬ 
chas más veces de movimientos de sistemas astrales múltiples, cuyas componentes 
se eclipsan unas a otras periódicamente en circunstancias que sólo un método fo- 
tométrico más seguro y expeditivo que los empleados hasta el día, y una teoría 
más perfecta acerca de la influencia del color en las imágenes sensitivas, son ca¬ 
paces de descifrar. 
Sobre variaciones de brillo, no del orden de magnitudes estelares enteras que 
resulta como error de observación en las series antes mencionadas, sino de cen¬ 
tésimas de magnitud, ha fundado la Astrofísica algunas de sus teorías más cele¬ 
bradas. La sola presencia de ligerísimos máximos o mínimos secundarios en la 
curva de variabilidad ha servido a aquella ciencia de punto de partida para lan¬ 
zarse el cálculo de las órbitas en que se mueven alrededor de las estrellas princi¬ 
pales satélites invisibles, deducir la forma, el tiempo de rotación y las condicio¬ 
nes físicas de cada componente de los sistemas estelares fotométricos, y aún para 
conjeturar, por la luminosidad de las estrellas -satélites o secundarias, la antigüe¬ 
dad de estos sistemas, y con ella trascendentales pormenores acerca la génesis de 
esos mundos inmensamente lejanos. 
Ejemplo notable de la inseguridad que reina en este punto, y de la poca con¬ 
sistencia de muchas teorías cósmicas mientras la fotometría no sea una ciencia 
de precisión, es el continuo tejer y destejer de las clasificaciones de ios astros va¬ 
riables, a medida que los métodos de observación se perfeccionan, y que es posi¬ 
ble registrar oscilaciones lumínicas más pequeñas. Aun las variables que creíamos 
