Notas:
[1] Hermann Ludwig
Ferdinand von Helmholtz (1821 - 1894). Médico y físico alemán.
(N. del E.)
[2] Al hablar de los
“rayos de las estrellas” no consideramos el rayo que parece
extenderse hasta nosotros desde una estrella cuando la miramos con
los ojos entornados; este fenómeno se debe a la difracción de la
luz en las pestañas.
[3] El significado
original de la palabra griega “planeta” es “errante”.
[4] En verano el
centelleo intenso constituye una señal de la proximidad de la
lluvia, e indica también la proximidad de un ciclón. Antes de la
lluvia, las estrellas tienen más bien coloración azul; antes de un
período de sequía, coloración verde. (Janevsky, Fenómenos luminosos
en la atmósfera.)
[5] Observando el cielo
desde una montaña alta, es decir, teniendo debajo la parte más
densa y polvorienta de la atmósfera, las estrellas más brillantes
se pueden ver también durante las horas del día. Así, desde la
cumbre del Ararat (5 km de altura), se distinguen bien las
estrellas de primera magnitud a las dos de la tarde; el cielo es
allí azul oscuro. (De modo extraño, sin embargo, el capitán del
estratóstato “Osoaviajim”, encontrándose a una altura de 21 km,
señaló que ninguna estrella era visible, aunque el cielo era allí
“negro violáceo” según los apuntes de Fedoseenko y Vasenko.)
[6] Un valor más exacto
de la relación entre las intensidades luminosas es 2,512.
[7] La ley de
Weber-Fechner establece una relación cuantitativa entre la magnitud
de un estimulo físico y cómo se percibe éste. Fue propuesta por
Ernst Heinrich Weber (1.795-1.878), y elaborada en su forma actual
por Gustav Theodor Fechner (1.801-1.887).
(N.
del E.)
[8] Los cálculos
resultan fáciles porque el logaritmo de la relación entre las
intensidades luminosas es un número sencillo, log (2,52) = 0,4.
[9] En general, una
estrella de magnitud
M, equivale a tener
(2,5)
M
-1 estrellas
de primera magnitud, siempre que
M 1.
Recíprocamente, equivale a tener (2,5)
1 - M estrellas de
primera magnitud en los demás casos.
(N. del
E.)
[10] Si en una
proporción geométrica, el primer término
es
a y la razón
es
r, entonces la
suma
S, de sus
n primeros
términos, será:
(N. del E.)
[11] El número
n de veces que una estrella de magnitud
M es más brillante que
una estrella de primera magnitud es
n = (2,5)
1 - M, de donde: Por lo tanto,
M = 1 - log(
n) / log(2,5), o sea que:
M = 1 - 2,5
log(
n). Así que, la luz del cielo
estrellado, cuyo brillo equivale a 100 estrellas de primera
magnitud, equivale a una estrella de magnitud:
M = 1 - 2,5 log(100) = -
4
(N. del E.)
[12] Empleando la
fórmula antes indicada, hacemos el cálculo para la luz del cielo
estrellado, cuyo brillo equivale a 1100 estrellas de primera
magnitud; en este caso dicho brillo equivale a una estrella de
magnitud:
M
= 1
- 2,5 log(1.100) = - 6,6
(N.
del E.)
[13] En el primero y
en el último cuartos de la Luna, su magnitud estelar es igual a -9.
[14] Caloría pequeña o
caloría-gramo, que es la energía calorífica
necesaria para incrementar un grado centígrado la temperatura de un
gramo de agua. Esta definición corresponde a la caloría propiamente
dicha y equivale a 4,1868 julios.
(N. del
E.)
[15] El problema de si
puede o no influir la Luna en el clima con su fuerza gravitacional
será examinado al final del libro (ver “La Luna y el clima”).
[16] Pársec o pársec. Unidad de longitud
utilizada en astronomía. Pársec significa “paralaje de un segundo
de arco” (parallax of one arc second).
Una estrella dista un pársec si su paralaje es
igual a 1 segundo de arco.
1 pársec = 206.265 ua = 3,2616 años luz =
3,0857 × 1016 m
[17] El cálculo se
puede hacer por la fórmula mostrada en el texto, cuyo fundamento
comprenderá claramente el lector, más adelante, cuando conozca
mejor lo que es el “pársec” y lo que es el “paralaje”.
[18] A 10 parsecs las
estrellas que rodean al Sol presentan la luminosidad de una
estrella de 9ª magnitud absoluta, es decir: (2,5)
9-1 = (2,5)
8
(N. del E.)
[19] El grado cuadrado
es una unidad de medida de los ángulos sólidos.
Superficie esférica = 4 radianes2 = 4 ´ (180 /)2 = 4 ´
(180)2 / = 41.253 grados cuadrados.
(N. del E.)
[20] En el centro de
esta estrella, la densidad de la materia debe alcanzar un valor
enorme, aproximadamente, miles de millones de gramos por
cm
3.
[21] Se trata de las
estrellas de “nuestro” enjambre estelar, la Vía Láctea.
[22] Jacobus Cornelius
Kapteyn, (1851 - 1922). Astrónomo holandés, conocido por sus
estudios en torno a la Vía Láctea y por descubrir la primera
evidencia de su rotación.
(N. del E.)
[23] Se encuentra casi
al lado de la brillante estrella a del Centauro.
