Una opinión experta

El Observatorio Astronómico de San Luis

Horacio TignanelliUniversidad de La Punta, San Luis, Argentina

2008

El Observatorio Astronómico de San Luis | 3

Prólogo

Las autoridades de la Universidad de La Punta, lo mismo que el responsable de esta obra, el Lic. Horacio Tignanelli, astrónomo egresado de la Universidad Nacional de La Plata, han creído que pudiera estar en las mejores condiciones para escribir esta adver-tencia proemial del libro que lleva por título El Observatorio Astronómico de San Luis, que funcionó en nuestra capital entre los años 1909 y 1912.

No me corresponde entrar en el detalle y justificar por qué la nueva Universidad se ha hecho cargo de esta orientación científica, puesta de relieve en más de un emprendi-miento, como el correspondiente al Parque Temático, el Planetario Fijo, el Telescopio y el Planetario Itinerante, más la inclusión de la Astronomía en las Olimpíadas Sanluiseñas del Conocimiento; pero sí advertir cuán significativo resulta el interés del Profesor Tignanelli por rescatar del olvido aquel emprendimiento que se asentó en tierra local para explorar los cuerpos celestes que brillan en la comba nocturnal del solar nativo, lo que terminaría –observaciones mediante– en el Catálogo General de las Estrellas Australes, publicado en los Estados Unidos en 1927.

La larga edad de quien va desarrollando estas líneas y su permanente inserción en el medio cultural puntano posibilitaron una extensa entrevista con el autor de este volumen, oportunidad más que propicia para recuperar aquellos recuerdos, donde sobresalieron dos instancias: una referida a la placa de bronce que adherida a una pared de la vieja Escuela Normal “Pringles” había observado en sus años de magisterio, como constancia de la labor local de la Institución Carnegie de Washington entre 1908-1913, y otra, las foto-grafías del Observatorio puntano que mostró El Chorrillero, de Felipe S. Velásquez, cuando se publicó la segunda edición de esta obra memorable, en 1910, esto es un año después del trabajo en marcha del Observatorio estadounidense.

Releyendo ese libro en su reedición del Fondo Editorial Sanluiseño, además de las fo-tos, sin texto alusivo, constato que en el Capítulo 18, Velásquez, refiriéndose a los estudios de matemáticas, declara que sus ramas incluyen la aritmética, el álgebra, la geometría, el dibujo, la cosmografía y la astronomía, y de ésta dice: “abren puertas de infinitos horizon-tes al miserable ser que habita este planeta como orgulloso y señor y rey de la creación, como con petulancia él mismo se intitula, para hacerle conocer esta grande aunque triste verdad: que nada vale”.

Debo decir, aunque la observación pudiera parecer nimia, que la Cosmografía (o la Astronomía descriptiva) se incorporó al plan de estudios del Profesorado de Matemáticas y Física del Instituto del Profesorado integrante de la Universidad Nacional de Cuyo allá por 1940, y de la misma manera, integró el plan de estudios del Magisterio Superior de la Escuela Normal “Juan Pascual Pringles”. En ese mismo establecimiento, en años cerca-nos, se adquirió un telescopio para que sirviera de motivación a cuantos estudiantes sin-tieran la rara atracción nocturna de la observación del cielo, en las llamadas “actividades coprogramáticas”.

Título: El Observatorio Astronómico de San Luis

Autor: Horacio Tignanelli

Prólogo: Prof. Hugo Fourcade

Diseño de tapa e interior: Secretaría de Comunicación, Universidad de La Punta

1ª edición

ISBN: 978-987-23502-2-2

© Universidad de La Punta, 2008

Queda hecho el depósito que establece la Ley 11.723

Libro de edición argentina

No se permite la reproducción parcial o total, el almacenamiento, el alquiler, la transmisión o la transformación de este

libro, en cualquier forma o por cualquier medio, sea electrónico o mecánico, mediante fotocopias, digitalización u otros

métodos sin el permiso previo y escrito del editor. Su infracción está penada por las leyes 11.723 y 25.446.

Impreso en Payné S.A., Avda. Lafinur 930, San Luis, Argentina, en el mes de abril de 2008.

4 | Horacio Tignanelli El Observatorio Astronómico de San Luis | 5

Lo que el Prof. Zill anticipara periodísticamente en 2006 lo confirmaría en 2007, en la ponencia que presentó a las Quintas Jornadas de Historia de la Provincia de San Luis re-unidas en Merlo en el mes de septiembre, bajo este rótulo: “El Observatorio Astronómico Dudley (USA) en San Luis (1909-1911)”, comunicación que tuve que leer atentamente y analizar como responsable de los trabajos que recibía el certamen, ocasión en que el autor ubicaba el Observatorio de marras en los terrenos actuales cubiertos por el G.A.A. 161 de la Guarnición Ejército San Luis, distinto sitio del que, con fundadas razones, estimo señala el Prof. Tignanelli en este libro.

La importancia de esta ubicación del Observatorio puntano de principios del siglo pa-sado nadie podrá negarla, pero como tal, es un dato, una evidencia material desaparecida para siempre de la faz terránea de San Luis. Lo que me ha interesado y debería interesar a los próximos lectores de cada capítulo del libro es seguir, de la mano del autor de este volumen, con su conocimiento y su seriedad intelectual ,con su ciencia que por momentos aparece apabullante, el derrotero de las acciones sucesivas, que no debieron ser fáciles, de los astrónomos que concluyen con éxito el Catálogo de las Estrellas Australes, aquí en San Luis, en un lugar pobre, o mejor empobrecido, gastada su población hasta la extenuación en la guerra de la Independencia y en las contiendas civiles, pero que ayudó tesonera-mente desde distintos estratos de la sociedad a que el objetivo de ese centro científico se alcanzara, 95 años atrás. Y así la memoria, el recuerdo se convierte en historia.

En tanto las observaciones astronómicas continúan, y niños y jóvenes se acercan a ellas en la sede de la Universidad de La Punta, el autor de este libro nos muestra cómo (y es esta una intuición muy personal) en la gesta del pasado hay entrañado un aliciente, un ejemplo para imitar, invitándonos a mirar el Cielo, a levantar nuestros ojos hacia lo Alto, no para catalogar estrellas sino para sentir a estos astros lejanísimos como un Puerto, una Meta que un día –Dios mediante– alcanzaremos.

Prof. Hugo A. Fourcade

Si esto fue realmente así, bueno es también que recuerde las publicaciones de un pun-tano, un sabio auténtico, el Doctor Juan Llerena, quien escribió un número considerable de obras, entre las que incluyó, como lo relata el Prof. Juan W. Gez en su La tradición puntana (1910), aquellas inéditas dedicadas a estos temas, que se convertían en liminares entre nosotros: “Astronomía Universal”, “Astronomía Solar” y “Tablas Astronómicas”, que no debían ser menos valiosas que sus notables y pródigas historias. Y si menciono a Llerena, como quien va encadenando sucesos y episodios que se relacionan con el lanzamiento de este libro, merece que recuerde al más grande nuestros poetas, Antonio Esteban Agüero, quien en su adolescencia y colaborando en la Revista Ideas se refiere en una muy breve colaboración a Camilo Flamarión, el famoso astrónomo francés fallecido en 1925, al que proclama “poeta del cielo”, y agrega: “cantor de las maravillas cósmicas, cubierto de glo-ria, de esa gloria única que no necesita ni de la sangre ni del odio para conquistarse, sino de la bondad de un alma y del poder general de un intelecto”.

Y si relatando sucesos, episodios, realizaciones con hilván grueso, acercando el pasado al presente, acontece como si fuera una explosión, y doy por supuesto que así fue, la inno-vación que trae la nueva Universidad de La Punta por la Astronomía, como quien resucita un pretérito imposible de olvidar.

El periodismo local se hace eco de lo que está sucediendo. El 25 de junio de 2006 en El Diario de la República y bajo el título “Un observatorio astronómico yanqui en San Luis a comienzos del siglo XX”, el responsable, autor de la nota, se refiere al que funcionó en San Luis entre 1909 y 1913, historiando la hazaña del Observatorio Dudley, pero reconociendo que la investigación por él resumida se debía al Prof. Héctor Zill, director del Centro de Estudios Históricos y Arqueológicos de la localidad de Fraga, haciendo constar que Zill cedió el texto de referencia al diario, aunque agrega que los datos acerca de la ubicación física del Observatorio de San Luis se han perdido y anotando también que el investigador de Fraga “ayudó al astrónomo Horacio Tignanelli del Parque Astronómico de La Punta con las correcciones técnicas”.

Para que nadie quede excluido de la información, el 21 de octubre de 2006, el mismo periodista de la nota anterior vuelve, en El Diario de la República, con una nueva que titula: “Desde Sarmiento hasta Gould, el camino de la Astronomía en San Luis”, refiriéndose a la actuación del especialista Santiago Paoloantonio en la Universidad de La Punta y a la intervención que le cupo a Tignanelli, reconociendo que el astrónomo de La Plata llevaba adelante una investigación para ampliar los datos en relación al Dudley puntano, y quien, además, siguiendo el Catálogo de las estrellas determinó que la sede del observatorio estuvo en la calle Chacabuco al 1200.

Finalizaba el artículo con la mención de mi persona como colaborador de este em-prendimiento y descubridor de la placa que por largo tiempo permaneciera adherida a los muros de la Normal “Pringles”, y depositada en el subsuelo del Archivo Histórico Provincial, desde donde se sugirió fuera extraída para su definitivo emplazamiento en alguna locación de la Universidad de La Punta.

A Gaspar, con bombos y platillos


Introducción

Yo quisiera mostrarte no solamente una imagen de lo que hablamos, sino la misma verdad, por lo menos como ella me parece. Que lo sea verdaderamente o no lo sea, no cabe el caso de querer sostenerlo. Pero que ciertamente debería ser algo semejante, esto

sí lo sostengo.

Sócrates (470-399 a. C.)

Durante los años 2006 y 2007

Durante los años 2006 y 2007 desarrollamos desde la Universidad de La Punta un pro-grama de capacitación docente sobre la enseñanza de la Astronomía. Nuestros seminarios y talleres se llevaron adelante en diversas ciudades de la Provincia de San Luis y parti-ciparon en total algo más de 2400 educadores, de todos los niveles del sistema, aunque principalmente del primario.

Entre nuestras estrategias de enseñanza, y mostrando un planteo posible para que los docentes las llevaran a sus aulas, utilizamos sistemáticamente actividades y unidades di-dácticas vinculadas y/o estructuradas con elementos propios de historia de la ciencia. Con-sideramos que resulta muy importante para el aprendizaje de la ciencia escolar ubicar los contextos socioculturales en los que emergen determinadas ideas y prácticas científicas.

En la actualidad, cuando los contenidos de la ciencia son ineludibles en la formación básica de los ciudadanos, favorecer una mirada hacia el pasado significa encontrar claves de interpretación para el presente y asentar algunos criterios para el futuro. Para ello, la historia de la ciencia permite resaltar algunas características de la investigación científica, como por ejemplo:

• Los factores relacionados con la imaginación, la creatividad y el azar.• La importancia de las cualidades personales, como el entusiasmo y el tesón.• El “clima” en que se produce la investigación científica.• La comunicación franca entre personas que abordan un mismo campo de trabajo.• El apoyo de las técnicas experimentales.• El valor de la sistemática en la investigación que se emprende.En ese contexto, por ejemplo, creemos que las biografías de los científicos nos permiten:• Mostrar a la ciencia como una actividad humana influenciada por el contexto social,

ético, político y económico.• Movilizar la imagen estereotipada del científico al incorporar sus dimensiones hu-

manas, mostrando sus actitudes y valores.


transferidos a las aulas de centenares de escuelas, mediante múltiples prácticas, debates, narraciones, etcétera.

En nuestro trabajo en la Universidad, entre tantos episodios emblemáticos de la historia de la Astronomía, desde la antigüedad hasta nuestros días, buscamos contar siempre aque-llos en que participaron astrónomos argentinos o bien, directamente, narrar la historia del desarrollo de la Astronomía en nuestro país y brindar una semblanza de su presente.

Ahora bien, como contrapartida, una demanda sistemática que escuchamos de los docentes sanluiseños durante los seminarios estuvo centrada en conocer en qué había contribuido San Luis a la Astronomía, a su historia, es decir, más allá de todos los empren-dimientos que lleva adelante en la actualidad la Universidad de la Punta [1].

Este libro representa el inicio de una respuesta a esa demanda.Enterados de que desde San Luis se habían hecho las observaciones fundamentales

que constituirían uno de los catálogos estelares más importantes de la Astronomía del siglo XX, nos abocamos a la investigación de los pormenores de ese trabajo.

Dado que las autoridades de la Universidad de La Punta apoyaron y favorecieron la empresa, nos abocamos a indagar en la historia de la provincia y de la Astronomía, cuál y cómo se había desarrollado la historia del hoy inexistente Observatorio de San Luis, hallando también que su memoria era muy poco conocida en nuestro país, incluso en la comunidad astronómica profesional.

Rubén Vázquez, astrónomo de la Universidad de La Plata, fue quien encendió la me-cha aportándonos los primeros datos, y Santiago Paoloantonio, historiador de la Astro-nomía de la Universidad de Córdoba, alineó el reguero aportándonos los primeros docu-mentos para indagar. De ambos profesionales, por otra parte, tenemos el halago de que participen con su palabra en este libro [2].

Comenzamos trabajando con la profesora puntana Angélica Requelme [3], cuyo apor-te a este texto ha sido significativo en múltiples aspectos. Con ella, y a través de ella, se fueron sumando decenas de sanluiseños que, directa o indirectamente, contribuyeron a dar forma definitiva a la historia del Observatorio de San Luis.

Los hechos que describimos

Los hechos que describimos aquí conforman un relato breve pero intenso. En la his-toria global de la Astronomía, es apenas un episodio comprendido entre dos fechas, pero sus implicancias para la ciencia astronómica fueron trascendentes.

Es posible que el principal producto de aquel observatorio, un catálogo con las posi-

1 Más allá de los mismos seminarios en que participaban, por ejemplo, el Parque Astronómico La Punta, que incluye un planetario, un observatorio astronómico para uso remoto y un predio con instrumentos pretelescópicos (el “Solar de las Miradas”).

2 Véanse las páginas 62 y 96. 3 A. Requelme pertenece a la Universidad de La Punta.

• Poner de relieve las estrategias y los procedimientos utilizados por los científicos en sus investigaciones.

Asimismo, las reconstrucciones históricas [1] que pueden elaborarse a partir de fuentes originales o secundarias permiten:

• Mostrar la ciencia como una actividad moldeada por los cambios sociales, el ambien-te cultural y los problemas políticos y económicos de la época.

• Resaltar los obstáculos epistemológicos.• Poner de manifiesto la coexistencia de teorías alternativas.• Mostrar una visión cronológica de la génesis y la evolución de ideas y conceptos

científicos.• Mostrar la diferencia con la ciencia y el quehacer científico actual [2].En esa línea, los episodios históricos ayudan a identificar diversos factores que inter-

vienen en la construcción de la ciencia en un momento histórico, como por ejemplo:• Las instituciones.• La personalidad y los valores personales, sociales y teóricos de los científicos.• Las preguntas relevantes y los acuerdos metodológicos del grupo disciplinar.• La tecnología y los instrumentos.• El lenguaje y la comunicación científica.Con estas ideas, la historia de la ciencia nos ha aportado varios y diversos elementos

en la didáctica que empleamos en la capacitación docente llevada adelante en San Luis. En particular, en relación a la estructura de la disciplina, nos ha permitido:

• Poner de relieve la historicidad y el contexto de la ciencia.• Presentar a la ciencia como una construcción humana, como parte de una cultura.• Comprender la naturaleza y la evolución de la ciencia (objetivos, métodos, teorías y

racionalidad).Por otra parte, en relación al diseño de actividades en el aula, la historia de la ciencia

ha resultado valiosa porque nos brindó múltiples elementos para:• Orientar la comprensión de las concepciones y dificultades de los alumnos.• Orientar modelos didácticos (contexto de actividad científica escolar).• Orientar la selección, secuenciación y presentación de los contenidos.

Los docentes de San Luis

Los docentes de San Luis que participaron de este programa de capacitación, tanto de la ciudad homónima (capital de la provincia) como de las localidades de su interior, tomaron con buen ánimo y entusiasmo los temas históricos vinculados con la Astronomía, y nos consta, a través de los informes elaborados por los mismos docentes, que fueron

1 Se trata de narraciones o estudios de casos históricos.2 Porejemplo:formulaciónycontrastacióndehipótesis,diseñodeexperimentos,comunicacióncientífica,

etcétera.


establecimiento de un marco de referencia inercial, por medio de observaciones de astros galácticos y extragalácticos [1]. La historia de este instrumento y de sus resultados recién comienza a ser contada; en este libro hablaremos de uno de sus antepasados, el que escu-driñó los cielos australes desde la ciudad de San Luis, un siglo atrás.

Concebimos un texto

Concebimos un texto con un grado de complejidad creciente, a fin de satisfacer a diver-sos públicos e intereses. En los Capítulos 2º y 3º, describimos la gesta protagonizada por la expedición norteamericana que, a comienzos del siglo XX, instaló y operó un observatorio astronómico en la ciudad de San Luis. En el Primer Capítulo, mientras tanto, construimos una semblanza sobre algunos aspectos de la época vinculados con dicha gesta, de singular relieve para nuestra sociedad.

Por último, el Capítulo 4º tiene dos partes. En la primera se brinda una serie de detalles astronómicos, para aquellos lectores que quieran formarse una idea algo más acabada del trabajo realizado en el Observatorio de San Luis.

En la segunda parte, profundizamos en las nociones y los procedimientos de la As-tronomía involucrada en el trabajo hecho desde ese observatorio (denominada “Astrome-tría”), de modo que los lectores más formados en la lectura de temas científicos tengan a mano los conceptos fundamentales. Para quienes estos temas resulten áridos o complejos, pueden saltear esta segunda parte sin que ello afecte o modifique sustancialmente la lec-tura del libro.

Incluimos además tres breves apéndices o anexos, con materiales que pensamos co-laborarán a la lectura de los capítulos, con una serie de datos específicos sobre algunos temas.

El 1º Anexo relata brevemente la historia del Dudley Observatory, de Albany (Estados Unidos), donde se gestó la idea de organizar una expedición a San Luis para realizar ob-servaciones astronómicas de precisión y cuyos científicos fueron quienes formaron parte de la misión que concretaría esa empresa.

En el 2º Anexo presentamos una descripción de la situación institucional (guberna-mental) de la Provincia de San Luis durante el período que el observatorio astronómico estuvo en operaciones. Por último, el 3º Anexo da cuenta de algunos de los hechos más importantes ocurridos en el campo de la Astronomía, entre 1908 y 1913, época en que fun-cionó el Observatorio de San Luis.

1 El proyecto en marcha está orientado a: (1) La determinación de la posición de las estrellas ubicadas entre 40° y -60° de declinación, y con una magnitud visual comprendida entre 7,5m y 17m. El objetivo es alcanzar a observar millones de estrellas. (2) La determinación de movimientos propios. (3) La observación de algunos astros del Sistema Solar, para mejorar sus elementos orbitales y ser utilizados en estudios de dinámica planetaria. (4) La determinación de magnitudes estelares para estudios fotométricos. Como se verá más adelante, los objetivos de este nuevo emprendimiento guardan semejanzas fundamentales con los que tuvo el Círculo Meridiano instalado en San Luis.

ciones precisas de decenas de miles de estrellas del hemisferio Sur celeste, en el presente se lo considere superado por los nuevos programas de observación, los exquisitos pro-cedimientos actuales y las nuevas tecnologías puestas a disposición para llevar a cabo tareas semejantes. Pero en su época, los resultados obtenidos en San Luis representaron un hito que se sumó a la obra monumental de los principales observatorios astronómicos del mundo que, a principios del siglo XX, estuvieron abocados fundamentalmente a trazar un mapa preciso con la ubicación de los astros del universo conocido.

Programas de observación similares a los del Observatorio de San Luis y con telesco-pios semejantes (llamados “Círculos Meridianos”) se llevaron a cabo en el Observatorio Nacional Argentino [1], en el Observatorio Astronómico de La Plata [2] y en algunas es-taciones observacionales dependientes de estas instituciones y ubicadas en otras partes del país.

En la actualidad, aquellos instrumentos, como el Círculo Meridiano original montado y utilizado en la ciudad de San Luis, forman parte de los museos astronómicos de esas instituciones. Son exhibidos de modo que el público aprecie la factura de un tipo de te-lescopio que permitió, a varias generaciones de astrónomos, avanzar notablemente hacia la exactitud en la determinación de las posiciones de los astros y, con ellas, a desentrañar un modelo de universo que explique lo observado.

Aunque abandonadas aquellas prácticas y obsoletos los instrumentos que las susten-taban, en nuestro país existe, en funcionamiento, un telescopio del tipo Círculo Meridiano de singulares características, que remite a los trabajos fundacionales de la rama astronó-mica dedicada al posicionamiento de los astros. Se trata del “Círculo Meridiano Automático de San Fernando-San Juan”, un telescopio [3] gemelo de otro, ubicado en las Islas Canarias (España).

Se lo instaló en nuestro país a mediados de 1996, en la Estación Astronómica “Dr. Car-los U. Cesco”, ubicada en la localidad de El Leoncito (Provincia de San Juan). El proyecto que permitió esta instalación, un convenio de cooperación científica, se firmó en 1994 entre el Real Observatorio Astronómico de España y el Observatorio Astronómico “Félix Agui-lar” de San Juan.

A diferencia de los viejos Círculos Meridianos (como el utilizado en el Observatorio de San Luis), el instrumento sanjuanino es operado por varias computadoras que controlan el movimiento del telescopio, registran la lectura de los círculos graduados y obtienen imágenes a través de un sofisticado detector [4]. Esto da cuenta de su automatización, ya que permite ser utilizado en el modo de “barrido continuo” sobre diferentes zonas del cielo. Las observaciones hechas con este instrumento tienen como objetivo contribuir al

1 Hoy, Observatorio Astronómico de Córdoba, en la ciudad homónima de nuestro país.2 Hoy, Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, La Plata, Provincia de Buenos Aires.3 Se trata de un modelo Grubb-Parson, de unos 18 centímetros de abertura y casi 2,7 metros de distancia

focal.4 SetratadeundispositivodenominadoCCD(véaseelGlosarioalfinaldeltexto).

14 | Horacio Tignanelli

Realmente han sido muchas

Realmente han sido muchas las personas cuyo testimonio y colaboración hicieron posible este libro. Agradezco profundamente la profesionalidad mostrada en el caso de los especialistas y, en todos, el entusiasmo por aportar datos para que esta historia cobre cuerpo.

En particular, deseamos destacar a las siguientes personas que en forma directa, en la ciudad de San Luis, han sido fuente de información, consulta y discusión, elementos fundamentales para reconstruir la historia. Ellas son, en orden alfabético, Daniel Aljadeff, María Teresa Carreras de Migliozzi, María Elena Cerutti, Pablo Darold, Norma Favier, Guillermo Genini, Hugo Gez, Eduardo Giacosa y familia [1], Alfredo Pérez Camargo, Adrián Marcoletta, Néstor Menéndez, Jacqueline Jeffrey Smith de Groves y Edgardo Suárez Noguerol. Análogamente, en la ciudad de San Francisco del Monte de Oro, pon-deramos los aportes de Alda Camargo, José Ignacio Escudero, Liliana Peri, Alda Polidori, Hugo Marcelo Rojas, Ana Esther Sánchez y Lilia Ester Villegas de Amaya. A todos ellos, muchísimas gracias.

Por su parte, enfatizamos el apoyo y la colaboración que recibimos de diversas insti-tuciones, entre las que mencionamos especialmente al Archivo Histórico Provincial y a las bibliotecas “Juan Crisóstomo Lafinur”, “Paula Domínguez de Bazán” y la del Instituto Santo Tomás de Aquino, todas en la ciudad de San Luis. Asimismo, nuestro reconocimien-to al C.E.N° 19 “Sarmiento”, al Museo Ex Escuela Normal y a la Casa Museo de la Cultura “Rosenda Quiroga”, de San Francisco del Monte de Oro.

Queremos agradecer también el aporte profesional de los astrónomos Roberto Aqui-lano [2], Hugo Levato [3] y Stella Malaroda [4]. Con la misma gratitud, quiero destacar la colaboración de Romina Costa [5] y Conrado Kurtz [14].

Dejo constancia también de nuestra gratificación y halago por las palabras del Prof. Hugo Fourcade, no sólo en su prólogo para este libro, sino en las charlas y las discusiones que mantuvimos con él sobre esta historia.

Por último, nuestro profundo reconocimiento al personal de la Universidad de La Punta que participó en la concreción de este libro. En particular, destacamos a Alicia Ba-ñuelos [6], quien propició y facilitó la realización de la investigación y, con similar énfasis, a Alejandra Pacheco [7] y María Clelia Odicino [8] por su dedicación y apoyo.

1 Dada su amabilidad y disposición, desde el fondo de la casa de la familia Giacosa tuvimos acceso al predio que ocupara el Observatorio de San Luis.

2 Observatorio Astronómico de Rosario, Rosario (Santa Fe), Argentina.3 Complejo Astronómico El Leoncito, CONICET, San Juan, Argentina.4 Área de Ciencias del Cosmos, Universidad de La Punta.5 Instituto de Enseñanza Superior Nº 2 “Mariano Acosta”, Ciudad Autónoma de Buenos Aires.6 Rectora de la Universidad de La Punta.7 Secretaría de Comunicación, Universidad de La Punta.8 Secretaría Académica, Universidad de La Punta.


1. Hay un astrónomo en la fiestaQué no daría yo por la memoria

de una calle de tierra con tapias bajasy de un alto jinete llenando el alba

(largo y raído el poncho)en uno de los días de la llanura,

en un día sin fecha.

Jorge Luis Borges (1899-1986)

“Elegía del recuerdo imposible”,

en La moneda de hierro, Buenos Aires, 1975.

En 1911, el país y el mundo

En 1911, el país y el mundo se conmovían con la proeza de Roald Amundsen (1872-1928), el explorador noruego que llegaba al Polo Sur. En la India se producía el primer transporte oficial de una carta por vía aérea y, poco después, en el mismo país, un avión realizaba el primer vuelo oficial con correo aéreo, y entregaba 6500 cartas en la ciudad de Naini (1).

Pero otros acontecimientos menos felices acompañaron estas noticias, como por ejem-plo el inicio de la guerra entre italianos y turcos, en actual territorio de Libia. Duró poco más de un año, y se considera como un antecedente importante de la Primera Guerra Mundial que influyó en el pensamiento nacionalista de los estados balcánicos y, además, fue un banco de pruebas de los avances tecnológicos, sobre todo del avión (2).

En la China, los revolucionarios de Sun Yat-Sen (1866-1925) deponían a la Dinastía Manchú; poco después, el presidente del Consejo de Ministros del Gobierno Imperial chi-no y el gobierno republicano provisional fijaban la normativa para la designación de una Asamblea Nacional encargada de vigilar al futuro régimen.

El Principado de Mónaco se convertía en una monarquía constitucional y se producía la Crisis de Añadir (en Marruecos), que estuvo por generar una guerra entre Francia y Alemania. También este año se fundaba la ciudad de Nueva Delhi, en la India.

La sociedad observaba algunos cambios y reaccionaba. Por ejemplo, se produjo un gran escándalo en Madrid porque dos mujeres se paseaban en público vestidas con falda-pantalón. No obstante, en el año se celebraba por primera vez el “Día Internacional de la Mujer”, razón por la cual se producía, en Europa, una manifestación en la que participó un millón de mujeres. Vincenzo Peruggia (1841-1947) hurtaba el cuadro “La Gioconda” de

1 En total, realizó un vuelo de 10 kilómetros.2 El 23 de octubre de 1911, un piloto italiano voló sobre líneas turcas en una misión de reconocimiento, y el

1 de noviembre fue arrojada la primera bomba aérea sobre las tropas turcas en Libia.


tiempos de la colonia (cuando era “El Fuerte”): se instaló allí con su familia, generando un clima versallesco. Los ordenanzas cambiaron su vestimenta por una más de acuerdo a un palacio: medias blancas, zapatos con hebillas y calzón corto.

Las transformaciones sociales parecían completar un nuevo ciclo, y en la sociedad ar-gentina ya comenzaban a operar los hijos de los inmigrantes arribados después de 1860. No sólo en el campo sino en el ambiente urbano, se notaba el peso de esta “sangre nueva”, que llegaba a compartir con la autóctona los oficios y el destino general del país.

Casi todo el comercio menor pasó a depender de extranjeros, especialmente italianos y españoles; el comercio mayor, por su parte, era representado por ingleses, franceses y alemanes.

La ciencia de nuestro país debió lamentar la muerte de uno de sus más importantes propulsores: Florentino Ameghino, naturalista, paleontólogo y antropólogo argentino (Fig. 2b). La primera expresión del flamante movimiento feminista exigía el derecho de votar para las mujeres y también la entrega de un documento de identidad (los varones recibían entonces la “libreta de enrolamiento”). El conocido socialista francés Jean Jaurés (1) (1859-1914) visitaba la ciudad de Buenos Aires, mientras que todos los vecinos observan asombrados el cielo porteño: un avión, por primera vez, sobrevolaba la ciudad. En el año nacían el corredor Juan Manuel Fangio (muere en 1995), el cantante de tangos Edmundo Ribero (muere en 1986) y el escritor Ernesto Sabato.

1 Su verdadero nombre era Auguste Marie Joseph Jean León Jaurès.

Figura 2b

Retrato de Florentino Ameghino (1854-1911), naturalista y

paleontólogo argentino. En 1882, Domingo F. Sarmiento

escribió: “Un paisano de Mercedes, Florentino Ameghino, que

nadie conoce, y es el único sabio argentino, según el sentido

especial dado a la clasificación, que conoce la Europa”.

Leonardo Da Vinci (1452-1519) del Museo del Louvre, en París (luego sería considerado el robo de arte más grande del siglo XX).

La técnica y la industria avanzaban. En la ciudad de Kiel (Alemania) se botaba el “Káiser”, el primer crucero del mundo propulsado por turbinas. Se construía el primer avión totalmente metálico y el primer hidroavión; además se conseguía hacer descender un avión sobre la cubierta de un buque, por lo que los ingenieros comenzaron a soñar con construir un barco portaaviones.

En Perú, el arqueólogo estadounidense Hiram Bingham (1875-1956) redescubría la ciudad inca de Machu Picchu. Pío Baroja (1872-1956) publicaba El árbol de la ciencia y Juan Ramón Jiménez (1881-1958), La soledad sonora. En los Es-tados Unidos nacía Tenesse Williams (murió en 1983), uno de sus más célebres dramaturgos, y se corrían por primera vez las 500 millas de In-dianápolis (en el estado de Indiana). Además, se fundaba el primer estudio cinematográfico de Hollywood, California.

La científica polaca Marie Curie (1867-1934) ganaba el Premio Nobel de Química, el alemán (1) Wilhelm Wien (1864-1928) el de Física, y el oftal-mólogo Allvar Gullstrand (1862-1930) recibía el de Medicina. El físico de Nueva Zelanda Ernest Rutherford deducía la carga positiva del núcleo atómico (Fig. 2a), y el español Santiago Ramón y Cajal (1852-1934), Premio Nobel de Medicina de 1906, publicaba su célebre tratado sobre la histolo-gía del sistema nervioso del ser humano. Por otra parte, se realizaba el primer Congreso Solvay (2), en el que se reunieron los más importantes cientí-ficos de la época.

En la Argentina, los trabajadores bregaban por el descanso dominical y la legislatura promulga-ba una ley sobre la propiedad literaria y artística. El presidente Roque Sáenz Peña (3) le otorgaba a la Casa Rosada una función que había tenido en

1 En realidad, nació en Fischhausen, actualmente Polonia, pero en aquellos días formaba parte de Prusia.2 Estos congresos llevan el nombre del químico e industrial Ernest Solvay (1838-1922), que facilitó los

fondos para su realización.3 El diplomático Roque Sáenz Peña (1851-1914) tenía un carácter romántico, era egresado de la facultad

de Derecho de la Universidad de Buenos Aires, hijo de quien 15 años antes tuviera un cargo de la misma jerarquía: Luis Sáenz Peña (1822-1907).

Figura 2a

Ernest Rutherford (1871-1937)Figura 1

El pregón de la época


El sábado 11 de febrero

El sábado 11 de febrero, en el andén de la estación San Luis del Ferrocarril General San Martín, una comisión de caballeros esperó pacientemente el arribo del convoy que transpor-taba la visita de un grupo de autoridades nacionales. Los caballeros de aquella singular comisión no sólo recibirían a los ilustres invitados, sino también los asistirían y acompa-ñarían durante su estadía en la provincia.

Adaro, Dalmiro S. Presidente del Consejo de Educación de San Luis

Baldino, Blas Rector del Colegio Nacional

Berrondo, Faustino F. Director de la Escuela Normal

Gazari, Isaac Vicerrector del Colegio Nacional

Ojeda, Amaro Vicepresidente del Consejo de Educación de San Luis

Parellada, José Vicedirector de la Escuela Normal

En 1911, en la ciudad de San Luis

En 1911, en la ciudad de San Luis, cuando aún resonaban las críticas públicas de mu-chos puntanos que advertían con desagrado que la Compañía de Luz Eléctrica cobra un alquiler por los medidores de energía, un grupo de particulares (entre ellos, varios comer-ciantes) se manifestaron decididos a no pagar ese arancel.

En sus argumentos, publicados en algunos de los periódicos de la época como por ejemplo La Reforma, los firmantes comparaban la imposición de la empresa eléctrica con la hipotética pretensión de un almacenero por cobrar una tarifa a sus clientes por el uso de la balanza.

Esta noticia rivalizaba en la prensa de la época con los anuncios de los festejos progra-mados para el primer centenario del natalicio de Domingo Faustino Sarmiento (1).

1 Para más información sobre la situación política institucional de la provincia en el período, véase el 2º Anexo.

Figura 3

Imagen de una de las páginas del diario La Reforma, de septiembre

de 1911. Archivo Histórico Provincial.

Su misión había sido encomendada por un decreto del Poder Ejecutivo Provincial, apenas cinco días antes de aquel sábado (véase recuadro), luego de analizar las propuestas y sugerencias de otra comisión, denominada “Pro Centenario de Sarmiento” en San Luis, conformada a su vez por representantes de las fuerzas vivas locales.

Constan explícitamente en el 4º artículo de ese decreto los nombres de esos caballeros, listados a continuación, con el cargo educativo que ocupaban en ese momento:

Figura 4

Estación de ferrocarril en San Luis.


Figuras 5, 6, 7 y 8

Imágenes de la antigua Escuela

Normal de Maestras, cuyas

autoridades en la época fueron

Faustino Berrondo y José Parellada.

Figura 6

Figura 7

Decreto oficial por los festejos del centenario del natalicio de Sarmiento

San Luis, Febrero 6, 1911Vista la nota pasada por la Comisión Popular Pro-Centenario Sarmiento de

San Luis en la que propone la división de los festejos a celebrarse, en dos épocas, Febrero y Abril del corriente año, como así mismo el programa formulado para la primera.

El Gobernador de la ProvinciaDECRETAArt. 1º. Apruébase la división propuesta, y el programa confeccionado.Art. 2º. Queda autorizada la Comisión Popular para ejecutar el mencionado

programa a cuyo efecto adoptará las medidas que estime conveniente debiendo formular y remitir al P.E. el presupuesto de los gastos a efectuarse, para su apro-bación.

Art. 3º. El Ministro de Hacienda e Instrucción Pública representará al P.E. en el acto de la colocación de la piedra fundamental, de la Escuela Modelo Sarmien-to a construirse en San Francisco del Monte de Oro.

Art. 4º. Nómbrase en comisión para la recepción de los delegados del Consejo Nacional de Educación a los señores Presidente y Vice del Consejo de Educación de la Provincia D. Dalmiro, S. Adaro y D. Amaro Ojeda; Rector y Vice del Cole-gio Nacional, don Blas Baldino y Dr. Isaac Gazari; Director y Vice de la Escuela Normal Sr. F. F. Berrondo y José L. Parrellada.

Art. 5º. Comuníquese, publíquese y dése al R. OficialRODRÍGUEZ SAÁ

José S. Domínguez

Es copia:

Ht. Fernández Garro

Figura 5


Poco después, a esa selecta comisión se sumaron otras personas (Fig. 9), entre las cua-les la prensa sólo mencionó a:

Los señores Aguilera, Salustiano, Moyano, Segundo y Jofré, Eleodoro,los doctores Quiroga, Modesto, Garro Allende, Eudoxio y Foncueva, Rómuloy, en particular, un astrónomo norteamericano, llamado Tucker, Richard.

Figura 9

En esta antigua fotografía se han reunido los siguientes integrantes de la Comisión Pro-Centenario de Sarmiento

en San Luis (de izquierda a derecha, sentados): Rómulo Foncueva, José Parellada, Salustiano Aguilera, Víctor Lucero

(presidente), Modesto Quiroga, Richard Tucker y Feliciano de la Molá. Parados, de izquierda a derecha, Domingo

Sabarolis y Eleodoro Jofré. Gentileza Arq. Alfredo Pérez Camargo.

La comitiva que llegó de Buenos Aires incluyó también a varios periodistas y corres-ponsales de periódicos y revistas nacionales (1), quienes acompañaron a los siguientes representantes del Consejo Nacional de Educación (Fig. 10):

Gez, Juan W. En la ocasión, este profesor estuvo acompañado de su esposa y sus dos hijas (María Estela y Lola Angélica).

Moreno, Francisco P. Célebre perito en límites, reconocido por su participación en la determi-nación de la frontera con Chile.

Zubiaur, José. El Dr. Zubiaur era vocal del Consejo Nacional de Educación y presidente de la comisión que fue a San Luis. También fue acompañado por su esposa y su joven hija, de nombre Sili.

1 Por ejemplo: Víctor Páez (corresponsal del diario La Nación) y Miguel Otero (corresponsal del diario La Prensa); además había periodistas de La Argentina, El diario, Caras y Caretas y P.B.T.

Figura 10

Imagen de Zubiaur, Moreno y Gez, en momentos de depositar una ofrenda floral

en el busto de Sarmiento. Gentileza Caras y Caretas.


Pocos días después del arribo de la comitiva nacional, temprano en la mañana del martes 14 de febrero, una hilera de carros y jinetes partió de San Luis rumbo al noreste. Se dirigieron hacia la villa de San Francisco del Monte de Oro (1), sitio escogido para la celebración, ya que allí se encuentra la primera escuela en la que trabajó Domingo F. Sar-miento, en 1826 (Fig. 11).

Además de los integrantes la Comisión Popular de Festejos (2) y los visitantes porteños, participaron de la travesía varios funcionarios del gobierno del Dr. Adolfo Rodríguez Saá, entre los que se destacaba el Dr. José S. Domínguez, Ministro de Hacienda e Instrucción Pública, quien viajó en representación del Poder Ejecutivo Provincial.

1 Este poblado se fundó en la zona conocida antiguamente como Valle de Chutunzo, derivación del apellido de Clara Chutún, esposa de un cacique que dominara esas tierras, llamado Lorenzo Locacci. En la actualidad, San Francisco del Monte de Oro, con unos 4000 habitantes, es la ciudad cabecera de Ayacucho, departamento de la provincia de San Luis, en el que se encuentran, entre otras, las ciudades de Candelaria, Leandro N. Alem, Quines y Luján.

2 Versión local en San Francisco del Monte de Oro, de la comisión provincial “Pro-Centenario de Sarmiento en San Luis”.

Figura 11

Fachada actual de la escuela histórica de San Francisco

del Monte de Oro, donde se aprecian las diversas placas

recordativas colocadas.

Figura 12

Fachada de la actual Escuela Modelo

“Domingo Faustino Sarmiento”.

Además de participar de la celebración por el centenario del nacimiento de Sarmiento, Domínguez llevaba otro objetivo oficial, mencionado explícitamente en el tercer artículo del decreto ordenando los festejos: tenía asignada la tarea de colocar la piedra fundamen-tal de un nuevo establecimiento educativo, una “Escuela Modelo” (Fig. 12). Motivados por la empresa, algunos vecinos de San Francisco del Monte de Oro donaron los terrenos para su construcción. Ellos fueron: Gerónimo Camargo por sí y en representación de las señoras Mercedes C. de Ojeda y María Ignacia Quiroga; Mercedes A. V. de Jofré, y José Félix Amaya en representación de la señora Dolores Sosa de Amaya.

Por otra parte, no explícito en el decreto y por fuera de la programación prevista, Domínguez debía hacer entrega a Samuel Bustos, jefe político del Departamento de Aya-cucho, de un nuevo edificio destinado a oficinas públicas. Por lo tanto, era evidente que el Ministro de Hacienda provincial había preparado y llevaba diversos discursos alusivos.

A Domínguez, el 14 de febrero se sumaron:Daract, Eduardo, Intendente Municipal de la ciudad de San Luis.Poblet, Juan N., Intendente General de la “Policía de San Luis”.Domínguez, Ventura, Tesorero de la Provincia.Olivilla, Juan, Director del diario La Reforma de San Luis.Pinto, Augusto, Director de la “Banda de Música de la Policía”. (1)Completaron la comitiva muchos otros sanluiseños, entre quienes la prensa sólo des-

tacó la presencia de Rosario Quevedo. Vale resaltar que el astrónomo Tucker no participó de la majestuosa salida de la Co-

misión de Festejos de la capital puntana, ya que se había adelantado a San Francisco del Monte de Oro, con Adaro y Quiroga, para ultimar los detalles de la celebración junto a los vecinos y autoridades locales.

1 Los comentarios fueron que Pinto presentó un “excelente repertorio de piezas”. Algunas melodías fueron especialmente preparadas para la ocasión.

Figura 13

Delegación de San Luis en San Francisco del Monte de Oro. Gentileza Caras y Caretas.


El contingente llegó alrededor de las once

El contingente llegó alrededor de las once de la noche al paraje La Escondida, luego de demorarse considerablemente, unos kilómetros antes, para esperar que amaine una fuerte tormenta.

Al llegar a El Tala, uno de sus moradores, Don Gabino Pérez, se adelantó para recibir-los y anunciarles que, en el casco de su estancia, se preparó un suculento almuerzo para agasajarles.

La columna de jinetes y carruajes se detuvo en casa de Pérez, donde disfrutaron de una recepción estupenda y luego siguieron viaje, no sin antes agradecer la hospitalidad de aquel sanluiseño.

Fue en esa ocasión, cuando Pérez le ofreció a Zubiaur, gratuitamente, un predio de diez hectáreas, para edificar una nueva escuela rural, junto con un campo experimental para la práctica de la agricultura. El funcionario, gratificado por la propuesta, se mostró dispuesto a transmitir la iniciativa de Pérez en Buenos Aires, ante el Consejo Nacional de Educación, y a bregar para que se resolviese positivamente y las obras se pudiesen iniciar a corto plazo.

Luego de cambiar algunos caballos, la comitiva retornó lentamente su camino y, cerca de las cuatro de la tarde del mismo día, ya se encontraba en la entrada de San Francisco del Monte de Oro.

En el sendero de entrada a la Villa

En el sendero de entrada a la Villa aguardaba un grupo numeroso de vecinos a caballo, dispuesto para escoltar a los visitantes hasta la plaza central.

Los visitantes entraron lentamente al pueblo, maravillados ante la visión de sus calles adornadas con banderas, insignias y escudos, la mayoría portando los colores naciona-les. Cerca del sector de casas, muchas mujeres y jovencitas sorprendieron a la delegación arrojándole flores perfumadas a su paso, mientras la banda de música ejecutaba marchas militares. En la prensa, aquel ingreso se calificó de “entrada triunfal”.

Los carros se detuvieron primero frente a la “Escuela de Niñas”, entonces convertida en posada, dado que en ese lugar se alojaría la mayoría de los visitantes. De pie, frente a a puerta del establecimiento, y en nombre de las autoridades y del pueblo mismo, Don Cornelio Moyano pronunció un sensible discurso de bienvenida, el que concluyó efusiva-mente con las siguientes palabras:

“Ilustradoshuéspedes:queloafectuosodelaacogidapuedaatenuarlasmuchasdeficienciasdeuna hospitalidad que se hubiera querido preparar digna de visitantes tan distinguidos, son nuestros ardientes anhelos.”

A posteriori, con gran emoción, habló también Doña Demófila C. de Pérez, en nombre de las “Damas de Sociedad de San Francisco del Monte de Oro” y, finalmente, cerró el acto de recibimiento la pequeña niña Haidé Sosa Blanchet con “sugestivas declamaciones”.

Luego de un corto descanso, los presentes se trasladaron a pie hasta la escuela en la que Sarmiento enseñara hacia 1826, ubicada en la Banda Sur (1).

Con los funcionarios ubicados en el palco oficial y una multitud a su alrededor, el acto comenzó cuando los músicos de la Policía interpretaron el Himno Nacional Argen-tino, el que fue entonado por todos los presentes. A continuación, el Ministro Domínguez procedió a descubrir la piedra fundamental de la proyectada Escuela Modelo, la que fue inmediatamente bendecida por Manuel Beltrán, el cura párroco del pueblo (Figs. 17 y 18). Al quedar descubierta, pudo leerse la inscripción labrada en la laja clara de la piedra (2):

“Escuela primaria erigida en conmemoraciónal centenario de D. F. Sarmiento.

Febrero 15 - 1911”

1 La llamada “Banda Sur” es un municipio de la Villa, actualmente ubicado hacia la calle Centenario al Sur. Se trata del antiguo asentamiento poblacional de San Francisco, incluso anterior a que a su nombre seleagregara“delMontedeOro”.LaBandaSur(comolaNorte)quedandefinidasporlasorillasdelríoSan Francisco, que divide el valle homónimo en dos partes. La Sur corresponde a la orilla derecha hasta la sierra; aún hoy conserva un aspecto semi- agreste, salpicado de huertas, varias casas de adobe e, incluso, algunas construcciones del siglo XVIII (como la iglesia de San Francisco de Asís, de 1772, centro del antiguo caserío). La plaza frente a la iglesia fue delimitada por el mismo Sarmiento, junto a las primeras calles con que contó la Banda Sur.

2 En la actualidad, dicha piedra está coronada con un busto de Sarmiento.

Figura 15

Modesto Quiroga y Rosenda Quiroga, durante

sus intervenciones en el acto del Centenario de

Sarmiento. Gentileza Caras y Caretas.

Figura 14

En esta imagen aparecen Camargo, Zubiaur y

Domínguez, durante un pasaje de sus discursos.

Gentileza Caras y Caretas.


Inmediatamente se iniciaron los esperados discursos. De acuerdo al protocolo, el pri-mero en hablar fue Zubiaur, en representación del Gobierno nacional (1), y le siguió Do-mínguez, por el Gobierno provincial (Fig. 14). Luego fue el turno de Don Modesto Quiro-ga, en nombre de la Comisión de Festejos y, por último, la Srta. Rosenda Quiroga (2), por el Círculo Italiano (Fig. 15). Todos fueron muy aplaudidos.

Al terminar las disertaciones, la banda de música interpretó el Himno a Sarmiento, que fue cantado por un coro de alumnas y maestras de la Escuela de Niñas, y seguido a viva voz por la muchedumbre (Fig. 22).

La ceremonia oficial se dio por concluida cuando las autoridades y los invitados es-peciales acabaron de firmar un Acta (véase el recuadro) y un pergamino recordatorio (Fi-guras 19 y 20), especialmente preparados para el homenaje. Es interesante resaltar que en el Acta se menciona la presencia de Richard Tucker y se lo identifica como director del “Observatorio Astronómico del Sur”, una denominación que resulta curiosa, ya que es el único documento hallado en el que se llama así al observatorio.

Finalmente, el Acta, junto con medallas, monedas (Figs. 16a y 16b) y otros objetos (3), se depositó en una urna como testimonio para el futuro. El célebre fotógrafo José La Vía (1888-1975) tomó varias placas de los visitantes y vecinos, alrededor de la estatua de Sar-miento en la Villa (4).

Poco más tarde, los vecinos regresaron pausadamente a sus casas, mientras que la co-mitiva oficial se desplazaba desde la Banda Sur hasta la residencia de la Doña Dolores de Amaya, donde esperaba un “soberbio lunch”, preludio de la gran fiesta organizada para halagar a los visitantes.

1 Mencionamos que Zubiaur reunió en un folleto bajo el título “Mi homenaje” el discurso que pronunció en aquella localidad y los diversos proyectos presentados por él para honrar la memoria del gran maestro.

2 Rosenda Quiroga nació en San Francisco del Monte de Oro, y fue la primera Maestra Normal (egresó en 1890) que ejerció en su pueblo desde 1891. Se la considera una de las primeras escritoras sanluiseñas.

3 Se destaca que, entre los elementos guardados, había un pensamiento del Perito Moreno.4 El fotógrafo La Vía nació en Italia, pero su familia se trasladó a San Luis en 1894. Por su cámara desfilaronpresidentes,príncipes,personalidades,lugaresymomentosdelavidadeSanLuisydelpaís.En1950 fue considerado “Decano de los Fotógrafos Argentinos”.

Figuras 16a y 16b

Anverso y reverso de las

medallas. Gentileza Arq.

Perez Camargo.

Texto del Acta depositada en la Piedra Fundamental para fundar la Escuela Modelo, redactada durante el centenario del nacimiento de D. F.

Sarmiento, en San Francisco del Monte de Oro

En la Villa de San Francisco del Monte de Oro, Capital del Departamento Ayacu-cho de la Provincia de San Luis, República Argentina, el día quince de Febrero del año de mil novecientos once, los que subscriben Doctores José Benjamín Zubiaur y Francisco Pascasio Moreno y profesor Juan Wenceslao Gez, como delegados del Ho-norable Consejo Nacional de Educación, dando cumplimiento a la elevada misión que se nos ha confiado, nos constituimos desde la Capital Federal de la República en este lugar y procedimos a colocar la piedra fundamental de la Escuela Modelo que como homenaje al insigne maestro y eminente hombre de estado nacional Domingo Faustino Sarmiento, resolvió el Honorable Consejo construir en esta Villa, donde tan esclarecido prócer fundó su primera escuela primaria, lugar histórico donde partió la acción civilizadora de luz y cultura.

En presencia de la representación oficial del Gobierno de la Provincia, presidida por el señor Ministro de Hacienda, Agricultura e Instrucción Pública, Dr. José S. Domínguez, constituida por los señores Juan Eudoxio Garro Allende, presidente del Supremo Tribunal de Justicia, Sr. Eduardo Daract, Intendente Municipal de San Luis, Sr. José L. Parellada, Vicedirector de la Escuela Normal Regional, Sr. Juan N. Poblet, Intendente General de Policía de la Provincia, de la representación de la Comisión Popular Pro Centenario Sarmiento de San Luis compuesta por el Sr. In-geniero Modesto Quiroga, Secretario General y a su vez representante del Círculo Italiano de San Luis y Sres. Faustino F. Berrondo y Salustiano C. Aguilera, Director y Regente de la Escuela Normal Regional, respectivamente, Sr. Eleodoro S. Jofré, Tesorero de la Comisión, Dr. Rómulo Fonscueva, Sr. Ricardo H. Tucker, director del Observatorio Astronómico del Sur, de la Institución Carnegie de Estados Unidos de Norte América, con asistencia de más comisiones populares locales, presididas respectivamente por los Sres. Cirilo Sergio Olmos, Samuel Faustos y José M. Aberas-tain, de los Directores de las escuelas locales, Sres. Cornelio P. Moyano y Jerónimo Camargo, éste como donante del terreno para la Escuela Modelo y como Presidente de la Comisión Municipal y la Señorita Rosenda Quiroga como Directora de la Es-cuela donada y representante de la Comisión Popular Pro Centenario de Sarmiento de San Juan, los representantes de los diarios de Buenos Aires, Sr. Víctor Páez, por “La Nación”, Miguel Otero, por “La Prensa” y “Gaceta de Buenos Aires” y Juan Olivilla por “La Argentina” y “El Diario”; en presencia de las demás autoridades locales, representantes de las escuelas nacionales y provinciales, batallón infantil y pueblo congregado, firmamos y rubricamos la presente acta conjuntamente y la depositamos dentro de la caladura de piedra granítica preparada para este fin, en cuyo punto deberán levantarse los cimientos de la Escuela Modelo. En el nombre del pueblo y la civilización así se procede.-


Figura 18 La piedra fundamental, tal como puede

apreciarse hoy.

Figura 17

Momentos previos a descubrir la piedra fundamental para la Escuela Modelo Sarmiento.


Figura 19

Acta depositada en la piedra fundamental para fundar la Escuela Modelo, redactada durante el centenario del

nacimiento de D. F. Sarmiento, en San Francisco del Monte de Oro. Gentileza del Arq. Alfredo Pérez Camargo


La velada se desarrolló en los salones

La velada nocturna se desarrolló en varios salones de la Escuela de Niñas, todos pri-morosamente decorados para los festejos. Los comentarios posteriores señalan que los “forasteros” no sólo estaban confundidos ante la extraordinaria hospitalidad local (la po-blación se esmeraba por hacer grata su estadía), sino admirados por la belleza y distinción de las damas y señoritas del lugar, atributos que quedaron en evidencia durante la fiesta. En particular, llamaron mucho la atención los elegantísimos trajes que vestían aquellas mujeres (1).

Entre las señoras, el relato de la reunión destacó la presencia de Carolina B. de Aceve-do, Simona de Amiela, Edelmira de Arce, Carmen G. de Berrondo, Carmen N. de Blan-chet, Mercedes de Camargo, Jovina de Carreras, Felisa de Domínguez, Basilia de López, Esperanza de Magallanes, Amalia D. de Ojeda, Marcelina de Olmos, Demófila C. de Pé-rez, Lidia G. de Rufo, Petrona S. de Videla y Alberta de Vila.

Pero la prensa enfatizó también la presencia de las siguientes señoritas: Georgina Acevedo, Emma Amaya, Rosa Blanchet, Zulema López, Carmen Rosa Loyola, Dolores Lucero, Esperanza Magallanes, María Montiveros, Dominga Morales, Georgina Ojeda, Ignacia Quiroga, Coloma Tello y Rosa Vila. Además, junto con ellas, las hermanas Otilia y Belisaria Carreras, Carmen, Dominga y Elvira Espinosa, Hermelinda y Francisca Funes, Elvira, Lina y Ofelia Guiñazú, Elvira y Rosa Ojeda, Isaura y Margarita Ojeda, Francisca y Julia Olmos e Isabel y Rosario Sosa.

1 Mencionadosenlaprensacomo“toilettesdecorteparisiense”.

Figura 21

Señoras y señoritas que

componían la Comisión

Organizadora de los festejos del

Centenario.


Figura 20

Pergamino firmado durante el centenario del nacimiento de D. F. Sarmiento. Gentileza del

Museo de la Escuela Normal Sarmiento, de San Francisco del Monte de Oro.


Como señalamos, los salones de la Escuela de Niñas fueron engalanados lujosamente. Uno de ellos se reservó para ofrecer un suculento banquete, el cual se sirvió sobre largas mesas decoradas artísticamente. Sobre manteles finos, unidos por guirnaldas verdes dis-puestas en “caprichosos serpenteos”, se distribuyeron manjares, bombones y licores. A dife-rencia del lunch en la casa de Doña Amaya, en este festín se incluyó abundante “champagne espumoso”. Otro de los salones, algo más espacioso, se reservó para la orquesta y el baile.

El corresponsal del diario La Reforma describió parte del desarrollo de la fiesta de la siguiente manera:

“Los comensales departían animadamente, con cierta sencillez y la familiaridad que ca-

racteriza todos aquellos actos sinceros y simpáticos, que sin olvidar las reglas de buen tono

y consideraciones comunes, son propias de personas de educación esmerada”.

En otra sala de la Escuela estaba el piano. Allí, la señorita Quiroga y una de las herma-nas Espinosa interpretaron varias canciones (1). Entre tema y tema, el acto era interrumpi-do por Don Modesto Quiroga, quien llamaba la atención de los presentes para dar lectura a los numerosos telegramas de adhesión a los festejos, recibidos de diversas zonas del país; en particular, la prensa destacó el enviado por el Gobernador A. Rodríguez Saá, los de Eulalio y Pedro Astudillo y el de Francisco Alric.

1 Se comentó mucho la “hermosa composición criolla”, que debió repetirse varias veces. Espinosa la interpretaba y Quiroga cantaba.

Figura 22

Grupo de maestras primarias que

tomaron parte en los festejos.


En otro momento de la noche, la fiesta se detuvo por unos minutos para escuchar los dos últimos discursos. El primero fue pronunciado por Faustino Berrondo y el segundo, por el astrónomo Richard Tucker. Luego de los aplausos de la concurrencia, la fiesta se prolongó prácticamente toda la noche, ya que los carruajes con damas y caballeros, fami-lias y señoritas, comenzaron a retirarse recién al alba.

Pero los festejos no acabaron allí, ya que al Ministro de Hacienda se le ocurrió obse-quiar a la sociedad sanfrancisqueña, en retribución a tanta amabilidad y cortesía, con una “tertulia” el jueves a la noche.

La propuesta del funcionario sanluiseño fue recibida con gran entusiasmo por todos los miembros de la comitiva. Los señores Víctor Páez y Juan Olivilla fueron los encarga-dos de organizar el evento, para lo cual se entrevistaron con las damas de la Comisión Local de Festejos para solicitarles un local adecuado. Su presidenta, Sra. Demófila Concha de Pérez (1), no sólo accedió de buen grado sino que tomó a su cargo los preparativos de la fiesta, con el auxilio de las señoras de Acevedo, de Arce y de López y la señorita Lucero, entre otras distinguidas damas de la mencionada Comisión (Fig. 21).

Todo hace pensar que la “tertulia de Domínguez” fue espectacular. Fue una fiesta con gran concurrencia de vecinos, en la que hubo música y baile hasta las cuatro de la mañana. Una vez más, los intérpretes fueron los policías de la banda sanluiseña, pero esta vez se turnaron con una orquesta de señoritas compuesta por dos violines y un piano.

Durante este evento, un grupo de personas de la Banda Sur, en conocimiento de que Zubiaur había quedado maravillado con el paisaje de la región y su exuberante vegeta-ción, le ofreció en obsequio un lote de terreno para la edificación de un chalet veraniego. La crónica señaló que:

“El Doctor Zubiaur trató en vano de declinar el ofrecimiento; tuvo que aceptarlo ante la insis-tencia de los donantes. Son estos la señora Dolores de Amaya, Rosario Sosa, Antonia Q. de Escobar, JerónimoCamargo,TeofiloAberastain,F.F.Berrondo,AdolfoOjeda,VicenteCarreras,RafaelSosay Filomena N. de Ojeda”.

A las nueve de la mañana

A las nueve de la mañana del día 18 de febrero, los visitantes comenzaron el regreso a la ciudad de San Luis. Antes de que partieran, muchas señoras, señoritas y caballeros se congregaron a las puertas de la escuela donde se alojaron para dar “el adiós de despedida” a los visitantes. Luego, varios vecinos acompañaron a pie a la comitiva hasta las afueras de la Villa y sucedió que, durante todo el trayecto, recibieron muestras de sincero cariño de jinetes que se acercaban a despedirlos.

1 A esta maestra normal, nacida en San Francisco del Monte de Oro y amiga de Rosenda Quiroga, también se la considera una de las primeras escritoras puntanas.


Al mediodía llegaron al Tala, haciendo alto otra vez en la estancia de Gabino Pérez, donde se los agasajó con la misma generosa acogida de la ida. Hubo un suculento almuer-zo y luego, a las 15 horas, se reanudó la marcha.

Llegaron a La Escondida a las siete de la tarde y detuvieron su marcha para descansar, cambiar de caballos y cenar. Volvieron a partir a las dos de la madrugada y llegaron a San Luis alrededor de las diez de la mañana.

Tanto el viaje de ida como el de vuelta fueron relativamente buenos, pues salvo las molestias de un viaje largo, se tuvo la suerte de que no se produjo ningún contratiempo. En la crónica de estos festejos, el corresponsal de La Reforma escribía:

“Estambiéndehacernotarlacordurademostradaporlagentepaisanaqueconcurrióalafiesta,puesnoseprodujoniunsoloincidenteenojoso,inevitablescasientodaclasedefiestaspopularesendonde la aglomeración de gente es enorme. Esto dice mucho a favor de aquellos vecinos”.

Pocos días después del festejo, aparecía esta noticia en la prensa local:

Una grata noticiaLa delegación del Consejo de Educación que vino a ésta con motivo de los festejos

delCentenarioSarmiento,hacomunicadotelegráficamentealseñorGobernadordelaProvincia que el Presidente del Consejo, doctor Ramos Mejía, acepta la idea de que la escuela modelo a fundarse en San Francisco sea escuela normal rural. La delegación, apenas sacudido el polvo del viaje, traduce en hechos lo que prometió a los vecinos de San Francisco en su reciente estadía allí. No creíamos que aquella honrada población cosechara tan pronto los frutos del entusiasta y patriótico homenaje al gran Sarmiento. Bien dicen que el que siembra, recoge.

El telegrama al que hace referencia la nota dice:

Buenos Aires, 23 febrero 1911Dr. Adolfo Rodríguez SaáGobernador – San Luis

Presidente del Consejo Nacional de Educación, doctor Ramos Mejía, aceptó idea de fundar en San Francisco la escuela normal rural de acuerdo con el patriótico anhelo de formarmaestrosprácticosy eficacesparanuestravasta campaña, que eduquenalosniñosenlasartesyoficioscuyaaplicaciónrequierenlasnecesidadespermanentesde los lugares apartados de los grandes centros. También aplaude y fomentará idea de fundar la asociación de educadores para honrar la memoria del gran Sarmiento, en peregrinaciones anuales a San Francisco del Monte y fomento de ese histórico lugar ya consagrado como asiento de la iniciación de la verdadera escuela argentina, lo que

hará de San Francisco el vivero de los maestros de vocación. Salúdanlo con nuestra consideración distinguida.

J. B. Zubiaur – F. P. Moreno – J. W. Gez

Poco antes, el Dr. Domínguez había recibido otro elocuente telegrama:

Santa Rosa (S.L.), febrero 20 – Acepte mi vivo agradecimiento y por su intermedio al señor Gobernador por las muchas atenciones que he recibido de autoridades y vecin-darios durante mi rápida excursión, las que me han permitido recibir impresiones que utilizaré en provecho de esta digna provincia, de cuyas condiciones físicas y sociales en la parte recorrida tenía tan pocos conocimiento, que no permitían apreciar sus fecundas perspectivas. Su amigo,

Francisco P. Moreno

Finalmente, reproducimos la última noticia publicada del corresponsal en San Francis-co del Monte de Oro en la prensa de San Luis, sobre los festejos del 11 de febrero:

“MeabstengodeemitirjuiciossobrelapasadafiestadelCentenariodeSarmientoysobre impresiones producidas por ese fuerte núcleo de simpáticos huéspedes que nos han honrado con sus visitas, en razón de que el señor Director habrá tomado buena nota de lo que ha visto con ojos propios y comentado con el buen criterio que lo caracteriza. Pa-recequeelprimerdíadeMarzoseocuparáelnuevoedificiodestinadoparalasoficinaspúblicas. De seguro que el Jefe Político brindará un lunch ese día. Y veremos si es nece-sarioponeralgún‘ciñuelo’ohacermangaparaacomodarenlasnuevassalasoficinasaalgunoqueotrofuncionario;veremostambiénsiparanenlaoficinalas5horasdiariaspara atender al público como corresponde; si no cumplen con sus deberes de buenos oficinistasleavisaréparapedirqueselesapliqueel‘cartabon’.

Dejando algún repertorio para otra ocasión, me es grato saludar al señor Director muyatte.

San Francisco del Monte de Oro, Febrero 21 de 1911.”


2. Sobre el astrónomo presente

Lo que necesitamos es, pues, regenerarnos, rejuvenecernos, adqui-riendo mayor suma de conocimientos y generalizándolos entre nues-tros conciudadanos. Los españoles que venían a poblar América se desprendían de la Europa cuando ella se renovaba, y llegados a este lado del Atlántico, subyugaban e incorporaban en la nueva sociedad que principiaron a construir, al hombre primitivo, al hombre pre-histórico, al indio que forma parte de nuestro ser actual. ¿Cuánto necesitamos nosotros, los rezagados de cuatro siglos, para alcanzar en su marcha a los pueblos que nos preceden? El Observatorio Astro-nómico Argentino es ya un paso dado en este sentido.

Domingo F. Sarmiento (1811-1888). Discurso de inauguración

del Observatorio Nacional Argentino, Córdoba, 1871.

Para hallar el sentido de la presencia de “Mister Tucker” en los festejos sarmientinos, debe antes comprenderse su rol en el mundo cultural de San Luis y, para ello, a continua-ción, retrocederemos a unos años antes de aquella magna celebración.

En 1908, en el país se decía

En 1908, en el país muchos opinaban que Francia e Inglaterra, cordialmente, cuida-ban del mundo. Pese a ello, no pudieron evitar que en Siberia (Rusia) cayese un bólido extraordinario (luego conocido como el “meteorito de Tunguska”, véase 3º Anexo), que estallara la revolución de los jóvenes turcos (1) y que el Imperio Austro-Húngaro anexara los territorios de Bosnia y Herzegovina. En tanto, Bulgaria se convertía en reino y creaba, en África, el Congo Belga (2).

Ese año, diversas acciones terroristas se desataron en distintos lugares del mundo; por ejemplo, en España estallaron dos bombas poderosas en Gerona y Barcelona y se suspen-dieron las garantías constitucionales. La familia real portuguesa fue víctima de un ataque fatal (3). A este atentado siguió, pocos días después, otro contra el Sha de Persia: le fueron

1 Los“jóvenesturcos”eselsobrenombredeunpartidonacionalistayreformistaturco,conocidooficialmentecomo el Comité de Unión y Progreso, cuyos líderes llevaron a cabo una rebelión contra el sultán Abdul HamidII(1842-1918),quienluegofueoficialmentedepuestoydesterradoen1909.

2 Se independizó en 1960 como la República Democrática del Congo.3 Al regresar de Villaviciosa a Lisboa, el landó en el que viajaban Carlos I, la reina Amelia, el príncipe

heredero Luis Felipe y el infante Manuel, fue atacado por un grupo en la plaza de Comercio. La guardia arremetió, mató a algunos de los atacantes y a gente inocente. El Rey y el príncipe heredero murieron en el hospital. Manuel Dos Reis, profesor del Colegio Nacional de Lisboa, fue el primero en disparar sobre el Monarca.


arrojadas dos bombas al paso de su automóvil (afortunadamente, el monarca consiguió salvar su vida).

En otro orden de acontecimientos, en la Universidad de Missouri (Estados Unidos) se fundó la primera escuela de periodismo. Un terremoto que sembró desolación y muerte en Sicilia y Calabria (Italia) fue considerado el desastre natural del año: la cifra definitiva (200.000 muertos) estremeció al mundo. En septiembre se produjo el Ford “Modelo T”, el primer automóvil en ser fabricado en masa, cuya producción llegó a ser de más de 15 millones de unidades.

El gobierno de los Estados Unidos decidió prohibir la inmigración de trabajadores japoneses a su territorio. En Prusia se autorizó a las mujeres a estudiar en la universidad, mientras que en Inglaterra unos 250.000 sufragistas se reunieron en el “Hyde Park” de Londres para reclamar el derecho al voto femenino. Un francés logró volar mil metros con un avión biplano en un circuito cerrado, y el poeta español Antonio Machado (1875-1939) publicó su célebre Cantares.

El Premio Nobel de Química fue para Ernest Rutherford y el de Física, para el reconoci-do científico de Luxemburgo, Gabriel Jonas Lippmann (1845-1921). El microbiólogo ucra-niano Ilya Ilyich Mechnikov junto con el bacteriólogo alemán Paul Ehrlich (1854-1915) compartieron el Nobel de Medicina. Algunos datos sobre la astronomía de la época se hallan en el 3º Anexo.

En nuestro país se produjo un nuevo encuentro entre el presidente José Figueroa Al-corta (1860-1931) y el caudillo Hipólito Irigoyen (1852-1933), para lograr acuerdos de go-bernabilidad. Es que la votación del presupuesto fue retardada por la oposición durante meses, y con ese pretexto Figueroa Alcorta amenazó con cerrar el Congreso. Se intervi-nieron algunas provincias y así se logró que una flamante fuerza oficialista, denominada “La Unión Nacional”, ganase las elecciones de renovación parlamentaria. De esta manera, Figueroa Alcorta consiguió el control de la mayoría.

Los conflictos limítrofes se extendieron; ya no sólo eran con Chile, sino con Uruguay (sobre el Río de La Plata) y además, indirectamente, con Bolivia, que no aceptaba el fallo argentino en el litigio con Perú (1).

Por otra parte, se prosiguió la búsqueda de otras napas petrolíferas en Comodoro Ri-vadavia, con la dirección de la recién creada “Compañía Argentina de los Yacimientos Petrolíferos Fiscales” (luego YPF). Ese año se registraron varias huelgas que paralizaron distintas zonas del país, a la par que originaron frecuentes escaramuzas entre obreros y fuerzas de represión.

El 25 de mayo se inauguró el Teatro Colón de la Ciudad de Buenos Aires, y en la pri-mera función se presentó la ópera Aída, de Giuseppe Verdi (1813-1901). El cine argentino surgió con El fusilamiento de Dorrego, la primera película local. Se realizó el primer raid automovilístico de Buenos Aires a Córdoba: una máquina De Dion Boston cubrió la dis-

1 Hubo manifestaciones antiargentinas en La Paz y se llegó al rompimiento de relaciones; se dispuso por ello la compra de dos grandes naves de guerra: los acorazados Moreno y Rivadavia.

tancia en 87 horas. Se fundaron los clubes de fútbol San Lorenzo de Almagro y Huracán, ambos porteños, y también el Aero Club Argentino. Se produjo la primera salida al exte-rior de una delegación de fútbol argentina (1), y Jorge Newbery (1875-1914) se elevó en el globo Pampero (2), en una travesía que acabó en una estancia bonaerense. Es el año en que nació Héctor Roberto Chavero, más tarde conocido por su nombre artístico Atahualpa Yupanqui (murió en 1992), y el futuro presidente de Argentina, Arturo Frondizi (3).

Debajo de la publicidad

Debajo de la publicidad de “Mixtura Broux” (4), en el diario La Reforma de la capital puntana, correspondiente al 16 de septiembre de 1908, se anunciaba que unos días antes había arribado al puerto de Buenos Aires una delegación de astrónomos norteamericanos con destino final la ciudad de San Luis (5). El barco que los trajo era el “Velásquez” y había zarpado semanas antes del puerto de Nueva York.

El objetivo principal de aquella expedición de científicos era establecer un observatorio astronómico “modelo” en la ciudad de San Luis, para observar las estrellas del cielo aus-tral y confeccionar un nuevo catálogo con sus brillos y posiciones.

Asimismo, tenían como objetivo secundario explorar la región de las altas cumbres, en la Cordillera de Los Andes, y hacer observaciones y estudios, tanto atmosféricos como climáticos.

La crónica señala que durante esa misma semana de septiembre, la delegación llegaría a San Luis e inmediatamente comenzaría la construcción del edificio para albergar los ins-trumentos que usarían en la empresa. La noticia causó no poca sorpresa en el ámbito local, ya que sería la primera institución astronómica conque contara la provincia.

Se calculaba que las obras quedarían finalizadas durante el mes de enero de 1909 y, para cuando comenzaran las actividades astronómicas, llegaría más personal calificado.

Al mando de la comitiva astronómica que llegó a San Luis estaba el Dr. Lewis Boss, de 62 años y una relevante trayectoria científica, quien entonces era el director del Dudley Observatory de Albany (6), en los Estados Unidos. Su travesía estaba organizada por dicho Observatorio, con el patrocinio de la Carnegie Institution, de Washington. Llegaron, ade-más, William B. Varnum (astrónomo asistente de Boss) y el profesor Richard H. Tucker,

1 El combinado fue al Brasil, empató 2 a 2 con una selección de residentes extranjeros y enfrentó a equipos brasileños. Éxito total: 7 partidos jugados, 6 ganados y uno empatado; 31 goles a favor y 5 en contra.

2 Poco más tarde, este globo se convirtió en misterio. Partió el 17 de octubre, con dos pasajeros que llevaban una canasta de palomas mensajeras. Jubilosamente despedidos, los aeronautas desaparecieron en el cielo. Después, una larga espera: nunca más signo alguno de los tripulantes ni del globo.

3 El Dr. A. Frondizi fue presidente entre 1958 y 1962. Falleció en 1995.4 Una curiosa tintura para el cabello que aseguraba la desaparición completa e inmediata de las canas.5 Para más información sobre la situación política institucional de la provincia en el período, véase el 2º

Anexo.6 Véanse “Notas sobre el Dudley Observatory”, en el 1º Anexo.


quien había dejado su trabajo en el Lick Observatory de California, Estados Unidos (1), para sumarse a la expedición austral.

Se supo después que otro grupo de observadores astronómicos, todos varones y em-pleados del Dudley Observatory, estaba preparándose para viajar a la Argentina. Final-mente, saldrían en diciembre de ese año, con gran parte de los artefactos con que fue dotado el observatorio puntano, en una operación (transporte, embalaje y desarme) que se evaluó en más de 40.000 pesos oro de la época.

Sobre Lewis Boss

Sobre Lewis Boss (Fig. 23) podríamos escribir varias páginas, dado su importante aporte a la astronomía de la época. En lo que sigue, daremos una breve semblanza de su trabajo, vinculado especialmente al Observatorio de San Luis.

Lewis Boss nació en 1846, en la ciudad de Providence, capital del estado de Rhode Island (Estados Unidos), y su designación como director del Dudley Observatory se ex-tendió entre 1876 y 1912, año en que falleció.

Boss estaba convencido de que las posiciones de las estrellas dadas en los almanaques náuticos, basadas en determinaciones astronómicas, no eran suficientemente buenas y muchas mostraban errores notables. Recordamos que los almanaques náuticos eran com-pendios con tablas que traían la posición y datos sobre el movimiento de ciertas estrellas, del Sol y de la Luna, organizados por intervalos horarios para todo un año. Se usaban es-pecialmente para la navegación y, en ocasiones, también para el posicionamiento terrestre. Los primeros almanaques náuticos se publicaron en Inglaterra, en 1767. En los Estados Unidos comenzaron a publicarse en 1852.

Por esta razón, antes de cualquier otro emprendimiento, cuando Boss asumió como director del Dudley Observatory se dedicó a mejorar la determinación de las posiciones de las estrellas de los listados que tenía a mano.

Sus resultados fueron publicados con la forma de catálogo estelar en un artículo titu-lado “The Declinations of 500 Stars”, que puede traducirse como “Las Declinaciones de 500 estrellas” (2).

Las posiciones de las estrellas del catálogo hecho por Boss eran considerablemente superiores en calidad y exactitud a las que venían usándose durante los últimos 25 años en los Estados Unidos, por ello fueron adoptadas como “estrellas estándares” por quienes construían los almanaques náuticos.

1 Este observatorio lleva el nombre de James Lick (1796-1876). Excéntrico millonario norteamericano que colaboró para la construcción del observatorio astronómico homónimo. En su juventud, cuando era sólo un fabricante de pianos, vivió en la Argentina entre 1821 y 1825.

2 La“declinación”(δ)esunacoordenadausadaenastronomíaparadeterminarlaposicióndelosastros.Para conocer más de esta coordenada, véase “Un sistema habitual de coordenadas astronómicas”, en el 4º Capítulo,obienrevisarsudefiniciónenelGlosario.

A continuación, Boss se dedicó al estudio de los cometas. Aunque realizó largas y sistemáticas observaciones del cielo durante mucho tiempo, no descubrió ninguno, pero observó muchos cometas descubiertos por otros. Así, determinó con precisión el intervalo de aparición de varios de esos astros e, incluso, hizo precisas determinaciones de sus órbi-tas. Boss se convirtió entonces en un astrónomo experto en cometas y, en una competencia con otros 123 astrónomos de todo el mundo, ganó el célebre Premio Warner por uno de sus tratados sobre cometas, el cual fue traducido a los principales idiomas de Europa y publicado en la mayoría de las revistas de divulgación de la astronomía del mundo.

Su ayudante, Charles Wells (1859-1932), en cambio, tuvo la suerte de descubrir un cometa en 1882, que hoy lleva su nombre.

Boss observó el eclipse total de Sol de 1878 en la estación Las Ánimas (en el estado de Colorado) y su informe fue publicado en el “Government Report”. En ese escrito, por primera vez, Boss reconoce y describe pormenorizadamente los rayos curvos observados en la corona solar, cercanos a los polos del Sol.

Poco después, en 1882, partió hacia Santiago (Chile) para observar el tránsito de Ve-nus por el disco solar. La expedición arribó el 30 de octubre a Valparaíso, luego de cuatro semanas de navegación y, un día después, llegó a Santiago. El general chileno Marcos Maturana ofreció a los visitantes un solar lindante con una fábrica de cartuchos, situada al sur del Parque Bernardo O‘Higgins. El jefe de la comitiva norteamericana fue Lewis Boss (representando al Dudley Observatory) y estuvo acompañado por el astrónomo Mi-les Rock (del Observatorio Naval de los Estados Unidos) y por dos fotógrafos: Theodore C. Marceau y Charles S. Cudlip. Aquella expedición fue un éxito y logró obtener más de 200 fotografías del fenómeno.

También fue Lewis Boss quien descubrió el punto de convergencia del cúmulo de estrellas conocido como “Hyades”, con lo cual se dio un paso muy importante para mejorar la determinación de las distancias a las estrellas a través de esos cuerpos celestes (1).

1 Las “Hyades” es un objeto celeste constituido por un grupo de algunos centenares de estrellas, todas formadas de una única nube de gas. El grupo se halla unido a través de la atracción gravitatoria que ejercen las estrellas entre sí. Se encuentra en la constelación de Tauro, a unos 151 años luz de la Tierra.

Figura 23

Lewis Boss (1846-1912)


La Astronomische Gesellschaft

La Astronomische Gesellschaft es una sociedad astronómica de Alemania que a fines del siglo XIX se propuso determinar las posiciones de todas las estrellas más brillantes que novena magnitud (9m), de un polo a otro de la esfera celeste. Este emprendimiento significaba observar estrellas dieciséis veces más débiles que la estrella menos luminosa observable a simple vista (sin instrumento alguno).

Como tal empresa resultaba imposible de concretar por un único observatorio, los ale-manes dividieron la esfera celeste en 13 zonas, adjudicando cada una de ellas a diferentes grupos de astrónomos, de distintas partes del mundo.

Paradójicamente, aunque el Dudley Observatory fue el último equipo al que se le adju-dicó una de las zonas del proyecto alemán (ahora de colaboración internacional), Boss y su equipo fueron los primeros en completar y reducir las observaciones en el año 1882.

El producto final, un catálogo de 8425 estrellas, fue publicado por la Astronomische Gesellschaft en 1890.

Uno de los objetivos inherentes del programa alemán original era también identificar aquellas estrellas que mostrasen un sensible movimiento propio (1).

Cuando Boss estudió el movimiento propio de los astros incluidos en la zona que le había sido conferida, encontró que muchas estrellas evidenciaban un desplazamien-to considerable, más allá de lo esperado, lo cual le sugirió que era el momento propicio para iniciar un programa especialmente destinado a obtener los movimientos propios de muchas otras estrellas.

No obstante, una simple estimación de la magnitud de tal empresa lo convenció de que, teniendo en cuenta los recursos con que contaba en el Dudley Observatory, sería im-posible llevar adelante ese proyecto, al menos en la dimensión que imaginaba entonces.

Un resultado valioso de la experiencia ganada en el estudio del movimiento propio de las estrellas, fue que Boss percibió que, si en ese momento realizaba las mismas obser-vaciones a varios centenares de estrellas cuyas posiciones estaban registradas en antiguos catálogos, se hallaría que el lapso entre ambas (2) ya era suficiente para estimar el movimi-ento propio de muchas de ellas, con un grado razonable de aproximación, un hecho que no fue apreciado por la comunidad astronómica inmediatamente.

Por otra parte, Boss previó que la derivación del movimiento de miles de estrellas proveería una batería de datos con los cuales varias de las cuestiones concernientes a la estructura del universo, que desvelaban a muchos astrónomos de su época, podrían ser resueltas, un argumento que usaría luego como justificación para llevar adelante un nuevo y ambicioso programa de observaciones astronómicas.

1 El movimiento propio es el desplazamiento aparente de la estrella, sobre la esfera celeste, producido por su movimientorealenelespacio(véaseelGlosarioalfinaldeltexto).

2 Es decir, el tiempo transcurrido entre las observaciones de las estrellas del catálogo y las que se tomasen nuevas.

En los años siguientes al estudio hecho para la Astronomische Gesellschaft, y sin aban-donar su idea de un proyecto de determinación de movimientos propios, Boss estuvo de-dicado a la reubicación del edificio del Dudley Observatory y a la adquisición de nuevos instrumentos, entre ellos un Círculo Meridiano y un telescopio ecuatorial.

La inauguración del nuevo emplazamiento se realizó en noviembre de 1893. Como entonces aún estaban inconclusas algunas obras, la apertura formal no se produjo sino hasta la primavera de 1894.

Para el verano de aquel año, Boss ya había completado la instalación y puesta a punto del Círculo Meridiano, luego de la fatigosa tarea de estudiar en detalle sus errores esen-ciales y estimar el valor de las correcciones que debían hacerse a las observaciones toma-das con ese instrumento.

Inmediatamente después comenzó un programa de observaciones con el objeto de obtener las posiciones de los astros ubicados al sur del cielo visible desde Albany, más específicamente, estrellas con declinaciones entre δ = -20° y δ = -41° (una zona poco obser-vada por el resto de los observatorios astronómicos).

Entre 1896 y 1901 se completaron las observaciones y, con sus registros, comenzaron los cálculos para obtener sus coordenadas (tarea que se denomina “reducción”) y pre-pararlas para su publicación.

El catálogo obtenido se publicó recién en 1918 y contiene las posiciones de 8276 estrellas en la zona indicada y calculadas para la época 1900 (1), más un listado con 2800 estrellas con declinaciones entre los valores: δ = -2° y δ = +1° (2).

Además, ese catálogo contó con un suplemento con las coordenadas de:

•Elgrupodeestrellasestándaresusadasparadeterminarlascoordenadasdelrestodelosastros.

•Ungrupodeestrellasdecampo(condiferentesdeclinaciones)quehabíansidousadascomo referencia para posicionar otros objetos observados en la zona, tales como planetas, cometas y asteroides.

Por otra parte, en 1898, Boss completó una investigación sobre las posiciones y mo-vimientos propios de 289 estrellas del hemisferio Sur. Poco después, en 1903, publicó un nuevo catálogo de posiciones y movimientos propios con 627 estrellas estándares (3). Estos trabajos fueron fundamentales para el nuevo emprendimiento que Boss tenía en mente desarrollar desde el Dudley Observatory.

1 Para comprender el porqué de este cálculo y la elección de este año, véase “Una corrección trascendente”, en la primera parte del 4º Capítulo (La astronomía fundamental).

2 Estas estrellas fueron observadas por Arthur Roy, quien luego participara de la expedición a San Luis.3 Para saber cuáles eran las estrellas estándar, véase “Se realizaron observaciones de dos tipos”, en el 3º

Capítulo.


El gran proyecto

El gran proyecto al que Boss aspiraba era la elaboración de un nuevo Catálogo General con posiciones y movimientos propios de miles de estrellas, que supliera los catálogos existentes hasta el momento.

Con objeto de que pudieran auxiliarlo en la empresa, Boss presentó su idea a la Car-negie Institution (1) de Washington, cuyas autoridades quedaron impresionadas por sus potencialidades.

Para poder colaborar fehacientemente, la Carnegie creó un “Departamento de Astro-metría Meridiana” en el Dudley Observatory, especificando que su objetivo era promover la enorme tarea de hallar las posiciones y los movimientos propios de millares de estrellas con el mayor grado de exactitud posible.

Habiendo asegurado la ayuda financiera, la primera medida adoptada por Boss fue la preparación de un programa preliminar de trabajo.

Evidentemente, lo inicial y más necesario fue elegir las estrellas que serían incluidas en ese nuevo catálogo, y para ello usó los siguientes criterios de selección:

• todas las estrellas más brillantes que la séptima magnitud (7m), aproximadamente unas 14.300,

• aquellas estrellas más débiles, cuyas posiciones hubiesen sido publicadas en los pri-meros catálogos de precisión, ya que el intervalo de tiempo resultaría entonces adecuado para poder evidenciar sus movimientos propios;

• estrellas que se habían desplazado lo suficiente para que, en un lapso relativamente breve, sus movimientos propios hubieran sido detectados con anterioridad.

Para cada estrella se preparó un registro de trabajo en el cual se listaron todas las observaciones hechas por diferentes astrónomos desde Bradley (2), en 1775, en adelante, junto con otros datos pertinentes (sus brillos aparentes, por ejemplo).

De esta manera, en la formación del nuevo Catálogo General se emplearon 238 catálo-gos estelares, por lo que el listado de registros de confección del equipo de Boss contenía la historia observacional completa de 23.000 estrellas. No obstante, cuando la Carnegie Insti-tution incrementó la ayuda financiera, la lista creció hasta alcanzar las 33.342 estrellas.

En circunstancias normales se tendría que haber cumplido una sucesión de pasos, sin interrupción, para la concreción del Catálogo General, pero entonces sucedió que se re-

1 Estainstitución,dedicadaapromoverlainvestigacióncientífica,fuecreadaaprincipiosdelsigloXXporelfilántropoestadounidenseAndrewCarnegie (1835-1919), y continúa en el presente.

2 El vicario inglés James Bradley (1693-1762) abandonó sus hábitos para enseñar astronomía en la Universidad de Oxford. Sus descubrimientos más destacados fueron la aberración de la luz y la nutación. Según sus datos, la velocidad de la luz se aproximaba a los 283.000 km/s, una cifra muy cercana al valor aceptado actualmente. Las precisas mediciones estelares de Bradley demostraron que, si las paralajes estelaresrealmenteexistían,debíansersiempremáspequeñasque1”,algoqueseconfirmaríacasiunsiglo después. Boss consideró que muchos de los registros de las posiciones estelares determinados antes de Bradleynoeranconfiablesparaincluirenelprogramadeexigenteobservaciónqueiríaacomenzar.

cibieron diversas e insistentes propuestas para que se comenzara con algunas listas de ciertas estrellas en particular, de las cuales se requería conocer su movimiento propio con el objeto de finalizar varias investigaciones.

Esa demanda hizo que Boss iniciara un Catálogo General Preliminar (1) de 6188 estrellas, para el cual acopió suficiente material como para estimar un valor tentativo de sus movi-mientos propios, con la advertencia de que esas cifras luego serían revisadas a medida que avanzaran los siguientes pasos del proyecto general.

El trabajo realizado para producir ese nuevo catálogo ocupó una gran parte de los es-fuerzos del grupo del Dudley entre 1907 y 1910, año en que finalmente fue concluido.

Desafortunadamente, Lewis Boss no pudo ver su gran obra terminada, ya que falleció en octubre de 1912, cuando las tareas vinculadas con el Catálogo General aún eran inci-pientes. No obstante, alcanzó a recibir el reconocimiento de la comunidad astronómica internacional, ya que parte de los resultados publicados en 1910 en el Catálogo General Preliminar, fueron durante varias décadas una de las fuentes de información estelar más consultada por los astrónomos de todo el mundo.

Fue su hijo, Benjamín Boss (Fig. 24), también astrónomo, quien asumió la dirección del Dudley Observatory, completó su trabajo y publicó los resultados.

1 El título original es Preliminary General Catalogue of 6188 stars for the epoch 1900.

Figura 24

Benjamín Boss (1880-1970),

hijo de Lewis Boss.


Un importante número de estrellas

Un importante número de estrellas en el programa de observación, que correspondían al cielo austral, directamente no eran visibles desde Albany. Por esa razón se pensó en realizar una expedición al hemisferio Sur, para instalar un observatorio astronómico y observarlas.

En principio, Boss y su equipo evaluaron que un lugar adecuado sería en alguna parte de Australia; en particular se guiaron por la descripción hecha de aquel país por el Prof. W. J. Hussey de la Carnegie Institution, publicada en el Anuario Nº 2 de 1903. En el libro sobre la historia del Dudley Observatory, se señala que también conversaron con astróno-mos que visitaron Sudáfrica, buscando nuevos sitios de observación celeste.

No obstante, la intervención del norteamericano Walter G. Davis (1857-1919), entonces a cargo de la Oficina Meteorológica Argentina (véase el recuadro) fue determinante para que la elección del sitio para la expedición austral fuese en Sudamérica.

Davis sugirió a las autoridades del Dudley Observatory, y al mismo Boss, que otro lu-gar posible sería nuestro país, más precisamente, en la Provincia de San Luis. Argumentó que en esa región había buenas condiciones de tiempo atmosférico, muchos días soleados, pocas precipitaciones a lo largo del año y un cielo poco nubloso. Además, resultaba favo-rable también que San Luis tuviese una elevación de unos 700 metros sobre el nivel del mar y destacaba, en términos logísticos, que contaba con un ferrocarril (1), algo que haría cómodo y más seguro el transporte de los instrumentos.

Davis agregó que, por tratarse de un sitio en “las pampas”, ofrecía un buen horizonte, es decir, un panorama visual apropiado para las observaciones astronómicas.

Con estos argumentos, Boss se decidió por San Luis y, con objeto de interesar al go-bierno argentino en recibir la expedición astronómica, se comunicó con Eliu Roat, que en esa época era Secretario de Estado de su país, a los efectos de que él se pusiera en contacto con nuestras autoridades, les comunicara algunos aspectos acerca del objetivo científico del Dudley Observatory y le advirtiese sobre los requisitos mínimos que se necesitarían para llevar a cabo la misión.

Roat consiguió el interés y la cooperación del entonces canciller argentino en los Esta-dos Unidos, Epifanio Portela, el apoyo del mencionado Walter Davis y también el aval de Leo Rowe, entonces director de la “Unión Panamericana”.

Por otra parte, el Dr. Carlos Dillon Perrine (1867-1951), director del Observatorio Na-cional Argentino (2), se sumó al emprendimiento con una carta al Ministerio de Instruc-ción Pública de la Nación solicitando la construcción de un edificio en San Luis, destinado al Observatorio.

1 Al que Davis denomina “Trans Andean Railroad”.2 Perrine fue director del observatorio cordobés entre 1909 y 1936, de modo que estuvo al tanto del

desarrollo de toda la expedición del Dudley Observatory.

En particular, en su pedido, Perrine sugirió que al terminar las instalaciones se co-locara una placa recordativa dedicada a la Carnegie Institution, argumentando que esa institución ya había reconocido al observatorio puntano. Perrine se refería a los conceptos que al respecto aparecían en la nota que el Dr. J. Woodward, entonces presidente de la Ins-titución, le dirigió al Dr. Naon, entonces ministro argentino en los Estados Unidos, quien, a su vez, envió una nota al ministro de relaciones exteriores, el Dr. Garro.

Como resultado de todas estas gestiones, el gobierno nacional donó un terreno situado en la ciudad de San Luis, en un predio que, en principio, estaba destinado a instalar una Escuela Regional.

WALTER DAVIS y la Oficina Meteorológica Argentina

Esta repartición, antecesora del actual Servicio Meteorológico Na-cional, fue organizada en el año 1872, en la ciudad de Córdoba, por el astrónomo Benjamín A. Gould (véase el siguiente recuadro), entonces Director del Observatorio Astronómico Argentino, fundado apenas un año antes.

Walter Gould Davis había nacido en Danville (Estados Unidos) y era ingeniero civil, egresado de Harvard. En 1876 se hallaba circunstancial-mente en Buenos Aires e inmediatamente Gould solicitó que se lo con-tratara para ayudar en los cálculos de reducción de las observaciones de su trabajo, posteriormente denominado “Uranometría Argentina”. También se dedicó a la observación de cometas.

Davis continuó en el Observatorio hasta el alejamiento de Gould, cuando fue designado para dirigir la mencionada Oficina Meteoroló-gica, cargo que ocupó por 30 años (de 1885 a 1915), para luego volver a los Estados Unidos.

Cuando Davis se alejó del Observatorio de Córdoba, en 1885, fue reemplazado, justamente, por el astrónomo Richard Tucker.


El lugar escogido

El lugar escogido para el observatorio fue descrito por los historiadores del Dudley Observatory como “una amplia planicie, rodeada por el paisaje imponente de los montes punta-nos”, tal la fisonomía del sitio donde está actualmente la ciudad de San Luis.

El terreno escogido, en casi toda su extensión, presentaba una vegetación magra, mien-tras que, en el espacio lindante, había abundantes plantaciones de alfalfa.

Al estudiar el subsuelo, notaron que ofrecía un excelente basamento natural para los cimientos del futuro observatorio. En profundidad, tenía aproximadamente entre 0,9 m y 1,5 m de arena y encima había un estrato de piedras, aproximadamente del mismo espe-sor. Finalmente, por encima de ellas, una ancha capa de arcilla endurecida.

Boss aceptó con beneplácito este sitio y, como se ha mencionado, en 1908 partió rumbo a la Argentina con el dinero para los materiales destinados a la construcción del observato-rio, los planos correspondientes y los primeros instrumentos. La delegación astronómica fue esperada por funcionarios nacionales y provinciales en el puerto de Buenos Aires, y la primera noticia que recibieron fue que el transporte de todos los instrumentos y su propio traslado hasta la ciudad de San Luis serían gratuitos.

Cuando llegaron a la capital puntana, sucedió algo semejante: los representantes del gobierno provincial les dieron una cálida bienvenida.

Cuando por fin visitaron el terreno previsto para el observatorio, Boss y sus acompa-ñantes quedaron no sólo satisfechos sino muy entusiasmados. De inmediato, se iniciaron las operaciones para la construcción de los edificios, los cuales quedarían terminados al año siguiente (1909).

Después de organizar la instalación del Observatorio de San Luis, y dejar a cargo a Tucker, Boss regresó a los Estados Unidos. Partió del puerto de la ciudad de Buenos Aires el 10 de octubre.

A pocos días de navegación, durante una espesa niebla, el barco en el que viajaba Boss embistió una roca cerca de la isla de San Sebastiâo, localizada al nordeste de Santos, en la costa del Brasil. El barco se hundió, las pérdidas fueron totales, pero afortunadamente no hubo que lamentar muertes de pasajeros ni tripulación (1).

Tucker dirigió personalmente las obras del observatorio. Tuvo la consigna específica de reproducir los rasgos arquitectónicos de la sala de observación del Círculo Meridia-no de Albany (área de circulación, posición relativa del instrumento, localización de las puertas, etc.), con el objeto de reproducir el ámbito de observación, acortar al máximo el tiempo de acostumbramiento de los astrónomos que vendrían a un nuevo lugar de trabajo y reducir así los posibles errores que pudiesen cometerse durante las sesiones nocturnas. Por lo tanto, Tucker cuidó celosamente de que a esa parte del Observatorio de San Luis

1 Suhijo,BenjamínBoss,refirióquelosnativosdeaquellaislasemostraronhostilesconlossobrevivientesdel naufragio, por lo que tuvieron que dirigirse directamente al puerto de Santos.

se le dieran las mismas dimensiones que las correspondientes en el Dudley Observatory. Incluso los pilares se construyeron de concreto, buscando reproducir los pilares de granito de Albany.

La estructura principal del Observatorio de San Luis estaba edificada con ladrillos rojos y los techos con listones de madera, con la correspondiente ventana de observación móvil, meridional, que permitía, literalmente, abrir el techo del edificio por la mitad me-diante una persiana doble accionada por poleas desde su interior.

Cuando Boss llegó finalmente a Albany, de inmediato hizo desarmar y guardar cui-dadosamente en baúles el Círculo Meridiano “Olcott” junto con otros instrumentos. No obstante, serían despachados hacia el Observatorio de San Luis recién en enero de 1909.

Boss volvió a viajar a la Argentina, ahora acompañado por los observadores Zimmer, Sanford, Fair y Delavan, junto con los baúles que transportaban los instrumentos astro-nómicos del Dudley Observatory.

Al llegar a Buenos Aires, una vez más, la delegación fue recibida con gran admiración por representantes del gobierno argentino, el que previamente había tomado la precau-ción de seleccionar y entrenar a un grupo de estibadores para que manipularan tan deli-cada carga.

Algo más de una semana después, la segunda partida de la misión norteamericana llegó a San Luis y comprobó el estado del nuevo observatorio, ya en condiciones de ser equipado. Una vez vaciados los baúles, se procedió al montaje de los telescopios y de los relojes en los pilares construidos especialmente para ello. Simultáneamente, se equiparon también las instalaciones donde vivirían los astrónomos durante el tiempo que demanda-sen las observaciones.

Una vez alistados todos los instrumentos, la primera observación se realizó, finalmen-te, el 6 de abril de 1909, fecha que podemos considerar el inidio de las actividades astronó-micas en San Luis. El cielo visible de aquella noche se presenta en la Fig. 25.

Cuando Boss verificó que el programa de trabajo prometía ser exitoso, comunicó que regresaría a Albany y, luego de designar a Richard Tucker para hacerse cargo no sólo del observatorio sino del proyecto, volvió a los Estados Unidos.


01 - PAVO - El pavo02 - ARA - El altar03 - PHOENIX - El ave Fénix04 - TUCANA - El tucán05 - NORMA - La regla06 - OCTANS - El octante07 - APUS - El ave del paraíso08 - TRIANGULUM AUSTRALE

El triángulo del sur09 - HYDRUS - La hidra macho 10 - CIRCINUS - El compás11 - LUPUS - El lobo12 - ERIDANUS - El río Eridanus13 - HOROLOGIUM - El reloj de péndulo14 - RETICULUM - El retículo15 - MENSA - El monte Mesa16 - CHAMAELEON - El camaleón17 - MUSCA - La mosca18 - CRUX - La Cruz del Sur19 - CENTAURUS - El centauro (Quirón)20 - FORNAX - El horno (químico)21 - DORADO - El pez dorado22 - VOLANS - El pez volador23 - CETUS - La ballena o el monstruo marino24 - CAELUM - El cincel

25 - PICTOR - El caballete del pintor26 - CARINA - La quilla del barco Argo27 - COLUMBA - La paloma 28 - PUPPIS - La popa del barco Argo29 - VELA - Las velas del barco Argo30 - PYXIS - La brújula31 - ANTLIA - La máquina neumática 32 - HYDRA - La serpiente acuática 33 - CORVUS - El cuervo34 - LEPUS - La liebre35 - CANIS MAJOR - El perro grande36 - CRATER - La copa37 - VIRGO - La virgen38 - ORION - El cazador Orión39 - MONOCEROS - El unicornio40 - SEXTANS - El sextante41 - TAURUS - El toro42 - GEMINI - Los gemelos43 - CANIS MINOR - El perro pequeño44 - CANCER - El cangrejo45 - LEO - El león46 - AURIGA - El cochero47 - LYNX - El lince48 - LEO MINOR - El león pequeño

Nómina de constelaciones que aparecen en el mapa del cielo de San Luis

Figura 25

Esquema del cielo nocturno de la noche del 6 de abril de 1909, en ocasión de la primera observación desde el

Observatorio de San Luis. Véanse las referencias de las constelaciones visibles en el cuadro adjunto.


Tucker fue uno de los caballeros

Tucker fue uno de los caballeros que integraron la Comisión de 1911, que recibiría a los funcionarios que llegaron de Buenos Aires a festejar los cien años del natalicio de Domingo F. Sarmiento (Fig. 26). A nuestro entender, merecía ese lugar, al menos por las siguientes razones:

• Dado que Sarmiento fue uno de los principales impulsores de la astronomía en el país, parecía impensable que ante una manifestación de afecto y respeto de tal magnitud por su memoria, estuviera ausente un astrónomo. Tucker parecía el indicado, ya que era el pionero de esos estudios en la Provincia, uno de sus ejecutores más fecundos y, como si esto fuera poco, era el director de su flamante Observatorio Astronómico, incorporado entonces como una de las manifestaciones culturales más destacadas de San Luis. La tarea que llevaban adelante Tucker y el equipo de astrónomos norteamericanos, en aquella épo-ca, sin duda alguna, representaba la actividad científica más importante de la Provincia, razón por demás elocuente para que Tucker estuviese presente en el homenaje a quien tanto promocionara el desarrollo científico de la Argentina.

• Richard Tucker conocía la Argentina antes de llegar a San Luis. Había trabajado du-rante un tiempo en el Observatorio Nacional de Córdoba, manejaba muy bien el español y, desde su llegada a la capital puntana, había mostrado una personalidad carismática y cau-tivante. Se trataba de un auténtico caballero de la época, de gustos exquisitos y variados.

Ahora bien, restan algunas preguntas, como por ejemplo: ¿Quién era Richard Tucker dentro de la astronomía de la época? ¿De qué modo llegó a San Luis? ¿Por qué resulta designado para quedar a cargo del Observatorio?

Figura 26

Firma de Richard Tucker en el pergamino

firmado en San Francisco del Monte de Oro,

en 1911.

Para responder estas preguntas comenzaremos señalando que Richard Hawley Tucker nació en Wiscasset (Estado de Maine, Estados Unidos) el 29 de octubre de 1859.

Sus antepasados fueron todos descendientes de ingleses, pero por varias generaciones habían sido residentes de Nueva Inglaterra. Su padre, abuelo, y bisabuelo eran dueños de naves y capitanes de mar. Cuando el pequeño Richard nació, a una nueva embarcación, recién botada, se la bautizó en su honor “Richard H. Tucker III”.

Después de una educación básica en escuelas privadas, Tucker ingresó en la Leigh University en 1875, a la edad de 15 años. Mientras estuvo allí, estudió Ingeniería Civil y se recibió a los 18 años.

No obstante, motivado por Charles L. Doolittle, profesor de Astronomía y famoso ob-servador de estrellas dobles, comenzó entonces a interesarse en cuestiones astronómicas.

Ya graduado, en 1879, Tucker aceptó el cargo de astrónomo asistente en el flamante Dudley Observatory de Albany (Nueva York), donde permanecería por cuatro años, sólo interrumpidos por un breve período de trabajo en el Coast Survey (véase 1º Anexo).

Tanto Lewis Boss como Benjamín Gould (véanse recuadro y Fig. 27), los directores de aquel observatorio que lo tuvieron bajo su responsabilidad influyeron mucho en su futuro en la astronomía.

Figura 27

Benjamín Gould (1824-1896).

Tomada de Elites in Conflict,

Rutgers University Press.


BENJAMÍN GOULD(1824-1896)

Benjamín Apthorp Gould (1824-1896) fue uno de los astrónomos más destacados del siglo XIX. Nació en Boston (Massachussets, Estados Unidos). Graduado de Har-vard, estudió luego Astronomía con Johann Carl Friedrich Gauss (1777-1855) en Göt-tingen (Alemania). Fue el primer norteamericano en recibir un doctorado en esa ciencia. En su país organizó el “United Status Coast Survey”, el primer instituto dedicado a determinarlongitudesgeográficaspormediostelegráficos,empleandoelcableatlánticoque había sido establecido en 1866 entre Europa y América.

Gouldfueelcreadordeunadelasrevistascientíficasmásimportantes:elAstrono-mical Journal (1849), que aún continúa publicándose. Entre 1855 y 1859, Gould fue el director del Dudley Observatory, y en 1868 viajó a la Argentina para organizar el que sería el Observatorio Nacional Argentino (en la ciudad de Córdoba). Desde allí inició un extenso trabajo de determinación de las posiciones de las estrellas del cielo austral, desarrollando nuevos métodos de observación y registro.

Gould tambiéncolaboróparacrear laOficinaMeteorológicaArgentina (véase si-guiente recuadro) en 1872, la primera en Sudamérica.

Los primeros resultados de sus observaciones se publicaron en 1879, como el catálogo Uranometría Argentina, por el cual recibió la medalla de oro de la Royal Astronomi-cal Society. Más tarde (1884) inició un nuevo catálogo de zonas, con 73.160 estrellas (Catálogo de Zonas Estelares) y posteriormente (en 1885), un catálogo compilando observaciones meridianas de 32.448 estrellas (Catálogo General Argentino). Además, fueunode lospionerosenusarcámaras fotográficasen los instrumentosdeprecisiónastronómicos (en Córdoba tomó unos 1400 negativos de cúmulos estelares).

Al dejar la Argentina (en 1885), regresó a Cambridge, y en 1887 recibió como premio la medalla “James Craig Watson”. Gould, iniciador de la astronomía observacional y la meteorología en nuestro país, murió en esa misma ciudad, en 1896. Entre otros reconoci-mientos, en su honor, un cráter lunar fue bautizado con su nombre.

Fue justamente en el Dudley Observatory donde Tucker se inició como observador del Círculo Meridiano, una tarea en la que luego se distinguiría por su pericia alcanzada en su manejo.

En 1883, lo designaron instructor de Matemática y Astronomía en la Leigh University. Luego de un año, Tucker aceptó una oferta de Gould, que había dejado el Dudley Obser-vatory y ya era Director del Observatorio Nacional Argentino (1), para participar del pro-yecto de mapeo del cielo austral. Bajo la tutela de Gould y de su sucesor en la Argentina, John M. Thome (véase recuadro), Tucker trabajó en Córdoba por nueve años.

Tucker tuvo a su cargo una importante responsabilidad en la observación de las po-siciones estelares con las que luego se conformó el celebre catálogo de estrellas australes, realizado desde el Observatorio Astronómico Nacional, conocido como el Córdoba Dur-chmusterung (2)

En 1893, le ofrecieron un puesto estable en el Lick Observatory (de Mount Halmiton, California) para hacerse cargo del Círculo Meridiano y llevar a cabo un ambicioso pro-grama cuyo objetivo era determinar las posiciones de miles de estrellas. Tucker decidió aceptarlo, dejó su empleo en Córdoba y regresó a los Estados Unidos.

Cuando todo hacía suponer que continuaría en el Lick Observatory, en 1908 Lewis Boss le ofreció integrar la expedición científica del Dudley Observatory, que fundaría un

1 Hoy, Observatorio Astronómico de Córdoba.2 Córdoba Durchmusterung (Zonas de exploración de Córdoba) es una extraordinaria obra astronómica

desarrollada desde el Observatorio de Córdoba, compuesta de varios volúmenes con las posiciones de más de 600.000 estrellas, producto de millones de observaciones.

JOHN MACON THOME(1843-1908)

Como Tucker, Thome era norteamericano e ingeniero civil, graduado también en la Leigh University.

Fue contratado por el Observatorio de Córdoba en 1870, permaneció como ayudante de Gould durante toda su gestión como Director del Observatorio y lo reemplazó durante sus ausencias. A partir de marzo de 1885, sustituyó a Gould en la Dirección, hasta su muerte, a los 65 años.

Sus obras más importantes son los catálogos: Córdoba Durchmusterung, Segun-do Catálogo General Argentino, Catálogo Astrográfico y la Carte du Ciel.

En 1885, en la ciudad de Córdoba, Thome se casó con Francis Wall, una de las céle-bres“maestrasnorteamericanasdeSarmiento”quetantainfluenciatuvieroneneldesa-rrollo de la educación en la Argentina. Tucker era íntimo amigo del padre de Francis.


observatorio astronómico en el hemisferio Sur. Tucker se entusiasmó con la propuesta y gestionó ante las autoridades del Lick una licencia por tres años para viajar con Boss de regreso a la Argentina, ahora a la Provincia de San Luis.

De este modo, ocurrió que en los primeros meses de 1911 se empalmaron varios acon-tecimientos: en enero terminó el programa de observaciones meridianas, y en febrero, Tucker participó en los festejos por el centenario de Sarmiento, a modo de despedida de San Luis y de la Argentina, ya que se iría poco después, a fines de marzo.

Cuando finalizó el programa de trabajo en el Observatorio de San Luis, Tucker retornó al Lick Observatory, a retomar sus tareas con el Círculo Meridiano, hasta su retiro defini-tivo, ocurrido en 1926, a los 67 años.

Los historiadores de la Astronomía suelen señalar que el método de observación usa-do por Tucker llevaba la impronta de su modo de vida ordenada y sistemática.

Metódico, era un hombre que nunca parecía apresurado. En su trabajo, por ejemplo, no dejaba que las observaciones se acumularan más allá de su capacidad de reducirlas. No obstante esa precaución, el número total de las posiciones estelares que él obtuvo personal-mente fue notable. Como prueba de ello, señalamos que de las 87.000 observaciones meri-dianas realizadas en San Luis, en apenas dos años, 20.800 fueron hechas sólo por Tucker.

Su rendimiento era tan alto que, en una oportunidad, el número de sus observaciones, publicado en el reporte anual del Lick Observatory, resultó tan alto para los estándares de los observadores de la época, que un colega de otro observatorio les escribió argumentan-do que tal vez se había cometido un error, es decir, que se había agregado un valor “extra” al número real (por supuesto, fue desmentido inmediatamente).

Ya antes de llegar a San Luis, Tucker había adquirido los hábitos de un observador cauteloso, pausado, minucioso y muy preocupado por la precisión de sus registros. Solía acondicionar las instalaciones de sus instrumentos personal y particularmente, de modo de lograr ser más efectivo en su trabajo. Y sucedió que, en San Luis, cuando alguno de sus colegas, más jóvenes, mostraba deseos de acelerar el ritmo de las observaciones, de modo de concluir rápidamente el proyecto y regresar antes a su país, Tucker, festiva pero con-vincentemente, consentía a condición de que no se sacrificase ni en un ápice la precisión de las mismas.

Sólo los resultados de sus observaciones llenan cuatro volúmenes de las publicaciones del Lick Observatory. Una gran parte de su trabajo en ese observatorio, como lo fue tam-bién en San Luis, la hizo sin colaboración alguna o bien, a lo sumo, sólo con un asistente que leyera la escala graduada del Círculo Meridiano (véase el próximo capítulo). Haber realizado este trabajo con relativamente poca ayuda era una empresa astronómicamente notable. Como dijimos, en los datos de Tucker, la exactitud no fue sacrificada nunca por la cantidad de registros obtenidos y, sin embargo, su número era igual o superior al de los mejores observadores de todos los tiempos.

Tucker (Fig. 28) fue miembro de importantes sociedades científicas de los Estados Uni-dos y del extranjero. Entre ellas mencionamos la Astronomical Society of the Pacific, la

Astronomische Gesellschaft, la Société Astronomique de France, la American Association for the Advancement of Science, la American Seismological Society y la American Phi-losophical Society. Además, en 1922, a los 63 años, recibió un Doctorado Honorario en Ciencias, de la Leigh University.

En lo personal, Tucker mantuvo su soltería durante 55 años, hasta 1914, cuando se casó con Ruth Standen, de Toronto, por entonces secretaria del Lick Observatory. Tuvieron dos hijas: María y Jane Standen. Incluso alcanzó a ver a uno de sus nietos (un varón).

Richard Tucker fue una persona que amaba el aire libre, supo practicar varios deportes y tuvo una vida social muy intensa; participaba y organizaba numerosas actividades cul-turales, en las cuales él mismo era el anfitrión.

Tanto en Córdoba como en San Luis, Tucker disfrutó de realizar largas cabalgatas, y sus acompañantes señalaban que solía emocionarse admirando las aves de la región. Tam-bién fue un eximio cazador y un amante de la pesca, dos actividades que llevó adelante profusamente en ambas provincias argentinas. Entre los deportes, se distinguió como un gran golfista y un entusiasta jugador de tenis (quienes lo conocieron cuentan que jugó al tenis hasta los 80 años). También fue un reconocido jugador de naipes. En particular, le apasionaban el whist (1) y el bridge.

Decían que era capaz de dar vida a una fiesta por sí solo. Por ejemplo, se lo recuerda como el organizador de muchas representaciones teatrales, las que animaron la vida so-cial de los sitios donde vivió. No sólo fue director de varias obras dramáticas sino que, en algunas de ellas, también tomó parte como actor.

En 1926, Tucker fue nombrado “Astrónomo emérito”, una de las tantas distinciones que disfrutó hasta los 93 años, cuando murió, en 1952. Residente de Palo Alto (California, Estados Unidos), nunca decayó su interés por la Astronomía, el cual se evidencia en los ensayos que publicó desde su retiro en diversas revistas astronómicas.

En su honor, dado que Tucker fue uno de los últimos grandes observadores indepen-dientes en el campo de la astronomía fundamental o astronomía de precisión, en 1970, la Unión Astronómica Internacional (véase recuadro) bautizó con su nombre a uno de los cráteres de la Luna (2). Además, el asteroide Nº 10.914 también lleva su nombre.

1 Elwhistfueelprimergranjuegoinglésdesociedad.Tambiénfueelprimerjuegodenaipessobreelquese escribió un tratado (en 1742), en el cual se describían sus reglas y se aportaban detalles y consejos sobreelmododejugarylasestrategiasquedebíanaplicarseencadacaso.Elaugedelwhistrepresentóelsurgimientodeunanuevaactitudsocialantelosjuegosdecartas,quesereflejaríaenlaaparicióndelos“Clubesdewhist”,precedentesdelosactuales“Clubesdebridge”.ElquadrilleenFrancia,elvintenRusiayelwhistenInglaterra,entreotros,sonantecedentesremotosdelactualbridge

2 El “Richard Tucker” es un cráter de impacto, de forma circular y unos 7 km de diámetro. No se conoce su profundidad


Una opinión experta

Una de las personas que más ha indagado en la historia de la astronomía argentina y, en particular, del Observatorio Astronómico de Córdoba, es Santiago Paoloantonio, a quien consultamos para este texto y de quien recibimos abundante información, docu-mentos y precisiones, por lo que su aporte a nuestro trabajo resulta invalorable.

Paoloantonio, ingeniero y magíster en Educación, pertenece al “Grupo de investiga-ción en enseñanza, difusión e historia de la astronomía” del Observatorio Astronómico de Córdoba, donde realiza tareas de docencia e investigación. El producto de su trabajo consta de numerosas publicaciones en revistas especializadas del país y del extranjero. Entre sus libros, destacamos Uranometría Argentina 2001, Historia del Observatorio Nacional

Figura 28

En esta fotografía se ve a Richard Tucker

(centro), de 79 años, junto con C. W. Haines

(izquierda) y F. W. Sargent (derecha),

durante una pequeña reunión frente al Sayre

Observatory, el observatorio astronómico de la

Leigh University.

INTERNATIONAL ASTRONOMICAL UNION(Unión Astronómica Internacional)

Se trata de una agrupación de las diferentes sociedades astronómicas nacionales, creadaen1919,apartirdelaunióndediferentesorganismos,comoporejemplola“Ofi-cina Internacional de la hora”. Su objetivo es promover y coordinar la cooperación inter-nacional en la astronomía y la elaboración de las reglas de nomenclatura de los diferentes cuerpos celestes.

Argentino, fuente del presente trabajo. Ganador del Premio “Herbert C. Pollock” (2005), Paoloantonio pertenece, además, al Museo Astronómico de la Universidad Nacional de Córdoba.

Dada su disposición, decidimos incluir algunas de nuestras consultas, las cuales trans-cribimos a continuación.

¿Cómo fue la relación entre Benjamín Gould y Richard Tucker?Richard Tucker llegó a Córdoba a mediados de 1884, para incorporarse al Observatorio

Nacional Argentino –ONA [1]– tan sólo unos meses antes que el Dr. Benjamín Gould [2] re-nunciara a la dirección de esa Institución, con objeto de retornar a su país (Estados Unidos). Por lo tanto, Tucker trabajó como ayudante de Gould sólo unos seis meses. No obstante, profesionalmente, mantuvieron contacto por largo tiempo más, ya que, aunque radicado en los Estados Unidos, Gould continuó colaborando con el ONA por muchos años.

Las contribuciones más importantes de Tucker, realizadas en el ONA, se dieron durante la dirección de John Macon Thome [3], quien fue discípulo y sucesor de Gould.

Antes de su viaje a la Argentina, Gould se había desempeñado como director fundador del Dudley Observatory, de Albany (Estados Unidos) [4], cercano a la ciudad de Boston, donde residía. Por esta razón, cada vez que se requerían astrónomos o ayudantes para el ONA, Gould recurrió a sus conocidos y, frecuentemente, éstos provenían del Dudley Ob-servatory. Este fue el caso de Tucker, quien se desempeñó como astrónomo asistente en ese observatorio norteamericano, entre 1879 y 1883.

Gould fue designado director del ONA en diciembre de 1869. Arribó a Córdoba en sep-tiembre de 1870, acompañado de su esposa, dos hijas y un hijo; su hija menor, Alice, quedó en su patria. Durante ese mes y el siguiente llegaron los cuatro ayudantes contratados en los Estados Unidos, entre los que se encontraba Thome.

Gouldllegóconintencióndequedarsesólotresaños;estimabaqueeraunlapsosufi-ciente para fundar la institución, ponerla en funcionamiento y concretar los trabajos astro-nómicos, los cuales constituían la auténtica motivación de su traslado a nuestro país.

Es interesante recordar que Gould le había solicitado a Domingo F. Sarmiento, cuan-do éste era Ministro Plenipotenciario en los Estados Unidos, el apoyo del gobierno ar-gentino para realizar una expedición astronómica destinada a la exploración de los cielos australes.

La idea era similar a la llevada adelante unas décadas antes en Chile por su falleci-do amigo, J. M. Gilliss [5]. En esa oportunidad, el gobierno chileno le había facilitado la

1 Hoy Observatorio Astronómico de Córdoba.2 Véase recuadro de la página 58. 3 Véase recuadro de la página 59. 4 Véase el 1º Anexo.5 El Teniente James Melville. Gillis,conungrupodeoficialesytécnicosdelaArmadaestadounidense,visitóentre1849y1852lacostadelPacíficoentrePanamáyChile,yenesteúltimodedicólamayorpartede su investigación y donde instaló un observatorio astronómico.


estadía, le otorgó protección y, cuando Gilliss retornó a los Estados Unidos, adquirió los costosísimosinstrumentosempleadosenlamisióncientífica.

Sarmiento aceptó de buen grado la propuesta de Gould. Como entre los grandes proyec-tosdeSarmientosedestacabaeldesarrollocientíficodelpaís,lacreacióndeinstitucionespara ello constituía una prioridad. Con este ánimo, a la propuesta de Gould, el sanjuanino le impuso un par de condiciones: que durante el proceso se creara una institución astronó-mica permanente y que, cuando se produjese su retiro, haya dejado, en la misma, personal capacitado para continuar las investigaciones.

De este modo, el futuro presidente Sarmiento cambió una iniciativa privada y extran-jera por otra pública y nacional. De esta manera sucedió que, luego, siendo ya presidente de los argentinos, uno de los primeros actos de su gobierno se relacionó con la creación del ONA y la Academia de Ciencias.

También debe mencionarse que, en gran medida, esos logros se concretaron gracias a los esfuerzos de su ministro, el tucumano Nicolás Avellaneda [1], quien defendió la propuesta de Sarmiento en el Congreso Nacional y consiguió la aprobación del presupuesto necesario para llevarla a cabo.

Volviendo a Gould, lamentablemente, por diversos factores sus planes se retrasaron casi desde su inicio. Los instrumentos, en mayor parte adquiridos en Europa, quedaron detenidos por largo tiempo en los barcos que los traían; como consecuencia del comienzo de la guerra franco-prusiana debieron buscar puertos seguros. Recién arribaron a Córdoba a principios de 1872.

Porotrolado,laconstruccióndeledificioparaelONA,quesepensódemandaríasólounos meses, se dilató a consecuencia de la inestabilidad política interna del país (que impe-día la llegada en término de los fondos) y, también, a diversos problemas que surgieron con elconstructorcontratado.Así,elONAseterminóafinesde1871,másdeunañodespuésdeliniciodelasobras.Tambiénlaepidemiadefiebreamarillaqueasolóalpaís(enparticularaBuenosAires)atrasólafechadeinauguración,finalmenteconcretadael24deoctubrede1871.

¡Pero no fue un tiempo desperdiciado! Mientras se dilataba el comienzo de las funcio-nes del ONA, Gould y sus cuatro ayudantes, desde las azoteas de las casas donde estaban alojados, comenzaron a registrar el brillo y la posición de cada una de las estrellas visibles a simple vista desde Córdoba. Este trabajo formaría la primera obra de la institución, la cé-lebre Uranometría Argentina, que básica y paradójicamente estuvo terminada… ¡antes de que se inaugurara el ONA! Lo resalto, porque es un ejemplo de la laboriosidad de aquellos astrónomos, que los llevaría a obtener grandes logros en el futuro.

1 Nicolás Avellaneda (1837-1885) fue un gran promotor de la inmigración, la universidad pública y la federalizacióndeBuenosAires.En1874,alfinalizarlapresidenciadeSarmiento,fueelectopresidentedeArgentina. En noviembre de 1885, se embarcó hacia Europa en busca de un tratamiento médico sus males; murió en altamar, de regreso de su viaje, a los 48 años.

Este éxito en lo profesional contrastó fuertemente con las adversidades que debió sufrir Gould en su vida familiar. En febrero de 1874, el día en que su único hijo varón cumplía cuatro años, mueren ahogadas en el río Suquía (que cruza la ciudad de Córdoba) sus dos hijas mayores, Susan y Lucrecia, entonces de 11 y 9 años, respectivamente. En ese mismo doloroso hecho también fallecía ahogada Viny, la joven institutriz que había viajado desde los Estados Unidos con la familia Gould, al intentar rescatar a las niñas.

Imaginen el impacto que esta desgracia tuvo en Gould y su esposa, quienes además debieron sobrellevar que las autoridades del cementerio cordobés les negaran la autorización a sepultar a las niñas, por motivos religiosos (la familia Gould era cristiana protestante). A Viny, en cambio, la niñera heroína, sí se le permitió una sepultura, ya que ella era irlandesa y católica. Finalmente, los restos de las infortunadas niñas fueron enterrados en los predios del ONA y, tiempo después, trasladados a los Estados Unidos, en un lacónico viaje que Gould y su esposa concretaron ese mismo año. Como se comprende, estos tristes sucesos implicaronotroconsiderableatrasoenlosplanescientíficos.

Es más, no terminaron los sinsabores para Gould, ya que en 1883 falleció su esposa, oportunidad en que Gould decidió dejar a sus hijos en los Estados Unidos (incluyendo a la pequeña Mary, quien había nacido en Córdoba). Al año siguiente, moría en los predios de la institución, como consecuencia de un rayo, Charles Stevens, un joven empleado al cual Gould consideraba como un hijo. Justamente, fue a Stevens a quien reemplazó Richard Tucker.

Estos acontecimientos terminaron de quebrar el estado la salud de Gould, quien presen-tó la renuncia a la dirección del ONA, a pesar de no haber terminado completamente sus ambiciosos proyectos. Como comenté antes, John Thome quedó al frente del Observatorio, mientras que Walter Davis, otro de los ayudantes de Gould, fue designado director de la OficinaMeteorológicaArgentina [1], que hasta ese momento había funcionado junto al ONA.

¿Considera que Richard Tucker alcanzó a conocer al presidente Sarmiento?Fue muy corto el tiempo entre la llegada de Tucker a la Argentina y la muerte de Sar-

miento. Sin embargo, es posible que en 1885 lo haya encontrado durante la despedida que se lerealizaraaGouldenlaSociedadGeográficaArgentina,enBuenosAires,yaqueSarmien-to participó de la misma. Sin embargo, no hay registros sobre este punto.

Durante esa reunión, se le otorgó a Gould, como primer director del ONA, una medalla deoroenreconocimientoasulabor.EsacelebracióntuvolugarenlaSociedadGeográficadebido a que el ONA había contribuido (y lo siguió haciendo durante muchos años más) conlasprimerasdeterminacionesprecisasdelaslongitudesgeográficasdelasprincipalesciudades del país, como así también en la determinación del meridiano de referencia de Greenwich.

1 Véase recuadro de la página 51.


¿Qué rol desempeñó Tucker en la elaboración de los Catálogos de Córdoba?En los casi quince años que permaneció Gould en la Argentina, se realizaron decenas de

miles de observaciones de posiciones de estrellas utilizando, principalmente, un telescopio tipo Círculo Meridiano. Este extenso trabajo fue publicado en los diversos tomos titulados “Resultados del Observatorio Nacional Argentino” y forman principalmente los llamados Catálogo de Zonas y el Catálogo General Argentino. También se llevó adelante una inves-tigación pionera, denominada “Fotografías Cordobesas”, en la que se lograron más de un millar y medio de fotografías de cúmulos de estrellas del cielo sur, en una época en que la técnicafotográficaaúneraunanovedad.

Quedaba pendiente, sin embargo, un proyecto de los planificados originalmente porGould: la confección de un “Durchmusterung” austral.

Es que, pasada la primera mitad del siglo XIX, uno de los más célebres astrónomos de ese momento, el alemán Friedrich Argelander [1], en la ciudad de Bonn, confeccionó un ca-tálogo y un atlas de todas las estrellas posibles de ser observadas con un telescopio mediano. Esta gran obra, que incluía muchas decenas de miles de estrellas, fue llamada luego Bonner Durchmusterung; el segundo vocablo pude interpretarse como “pasar revista”, mientras que el primero hace referencia a la ciudad en que se realizó.

AfinesdelsigloXIXquedabapendientelaextensióndelcatálogodeArgelanderconestrellas visibles en el cielo, hasta el Polo Sur. De esta manera, los astrónomos de aquella época tendrían, por primera vez, la apariencia del cielo estrellado en su totalidad. Tal pieza constituiría un paso de extrema importancia para continuar explorando el universo en ma-yor profundidad, utilizando los grandes telescopios que comenzaban a construirse.

Así, el primer trabajo que Thome inició como director del ONA fue la confección del Córdoba Durchmusterung, y en Tucker encontró el colaborador ideal para concretar esa monumental obra.

Para concretar esa tarea se utilizó un telescopio portátil, refractor, con un objetivo de 13 centímetros de diámetro. Este instrumento había sido adquirido junto al resto del equipa-mientocuandosefundóelONA,conlaintencióndedestinarloparaestefin.Atravésdeeseinstrumento podía verse una región del cielo equivalente a dos veces el diámetro aparente de la Luna Llena. En la actualidad, ese telescopio está en exhibición en el hall de la actual sede del observatorio de Córdoba.

Las observaciones se realizaron apuntando el telescopio a una determinada zona del cieloy luegodejándolofijo.De estemodo, comoconsecuenciade sumovimientodiurnoaparente, las estrellas transitaban lentamente por el campo del ocular.

1 Friedrich Wilhelm August Argelander (1799-1875) fue un astrónomo prusiano. Estudió con Bessel, en Königsberg. Fue director del Observatorio de Turku, en Finlandia. De 1836 a 1837 comenzó con los primeros planes de instalar un observatorio en Bonn. Durante el período de su construcción en 1843, Argelanderpublicóuncatálogodeestrellasfijasvisiblesasimplevista,dondecreóunmétodoúnicoparaestimar el brillo de las estrellas en relación a otras. Durante los siguientes once años midió la posición y el brillo de 324.198 estrellas entre +90° y –2° de declinación. Este catálogo publicado por primera vez en 1863 se hizo conocido como Bonner Durchmusterung.

Con un retículo incorporado al ocular y utilizando un reloj de precisión, los astrónomos lograban determinar el instante en que cada estrella pasaba por el centro del campo de visión y, además, estimar la altura a la que lo hacía. Los datos eran registrados cuidadosamente en un cuaderno. A la mañana siguiente, a partir de esos registros, calculaban las coordenadas de las estrellas observadas.

Para esta tarea eran necesarias dos personas: un observador y un ayudante. Thome y Tucker se turnaban en esos roles. Dada la escasez de personal, en más de una oportunidad colaboró con ellos Frances Wall, la esposa del Thome. Wall fue una de las maestras nor-teamericanas que contrató Sarmiento para enseñar en la Argentina. Luego de vivir unos meses en Catamarca, Wall se trasladó a Córdoba como vicedirectora de la Escuela Normal y, poco después, en diciembre de 1885, se casó con Thome.

Tucker trabajó intensamente en esta obra por casi diez años, hasta que en 1893 dejó el ONA y volvió a los Estados Unidos, para incorporarse al Lick Observatory, presumible-mente buscando mejores sueldos y nuevos horizontes.

En ese lapso, Tucker también realizó observaciones con el Círculo Meridiano del ONA y, también, con el telescopio de mayores dimensiones de la institución, al cual se le llamaba entonces, pomposamente, el Gran Ecuatorial. Con este instrumento, Tucker efectuó nume-rosas observaciones de cometas. Por lo que sabemos, Tucker era un avezado observador y mostraba una grande y envidiable voluntad de trabajo.

Ya sin Tucker en el ONA, las observaciones continuaron hasta que Thome murió sor-presivamente, en septiembre de 1908, casi en simultáneo con el retorno de Tucker a la Ar-gentina, para hacerse cargo del Observatorio de San Luis.

Finalmente, el trabajo del Durchmusterung fue terminado por el Dr. Charles D. Perri-ne, el siguiente director del ONA… ¡casi 50 años después de su comienzo! Lo que constitu-ye todo un ejemplo de perseverancia y responsabilidad. Esta monumental obra, el Córdoba Durchmusterung, incluye más de 600.000 estrellas, observadas, reducidas y registradas totalmente en forma manual. Es quizás el trabajo más relevante de la astronomía argentina publicado en el siglo XX.

¿Qué semejanzas tiene el Catálogo de Córdoba con el Catálogo hecho en San Luis? ¿Qué opinión le merece el trabajo de observación llevado a cabo desde el Observatorio de San Luis?

Las observaciones realizadas por el ONA, en Córdoba, resultaban muy necesarias en una época en que los cielos australes eran poco menos que desconocidos.

No debe pensarse que no existían referencias anteriores de las estrellas del cielo sur, sino en que todos los catálogos estelares y los atlas celestes del cielo austral, realizados hasta ese momento, eran parciales, incompletos, heterogéneos y, además, muchos de ellos contenían numerosos errores.

En particular, para ese entonces, los catálogos de estrellas no satisfacían las crecientes exigenciasdelosmarinos,quenecesitabandecartascelestesconfiablesparahacersegurassus travesías de ultramar.


Por su parte, para los astrónomos, aquellos catálogos tampoco permitían tener una idea general de la esfera celeste, más allá del ecuador.

El catálogo Uranometría Argentina y, posteriormente, el Córdoba Durchmusterung posibilitaron ubicar, con certeza, las estrellas visibles a simple vista en el primer caso y las detectables con telescopios de mediana potencia, en el segundo. Digamos también que las posiciones de las estrellas y sus brillos aparentes, consignados en estos catálogos y atlas, no eranmuyprecisos,sinosólolosuficienteparaquenosecometieraningúnerrorgravealreferirse a una estrella en particular.

Así, estaba en deuda la determinación con gran precisión de las posiciones de cada una de estas estrellas. En esa época, esa tarea se llevó adelante con un telescopio, especialmente construidoparaestefin:elCírculoMeridiano.

Las observaciones realizadas en Córdoba fueron esencialmente análogas a las que Bes-sel y su discípulo Argelander concretaron décadas antes para el cielo del norte. Se puede decir que la Uranometría Argentina constituyó una suerte de continuación de la obra Uranometría Nova, mientras que Córdoba Durchmusterung lo sería del Bonner Dur-chmusterung, y otro tanto ocurrió con los Catálogos de Zonas y Catalogo General Argentino.

Gould, que había sido discípulo de Argelander (estudió con él en la década de 1840), tenía muy en claro la necesidad imperiosa de realizar nuevas determinaciones de posición de las estrellas.

Las determinaciones precisas realizadas desde los observatorios septentrionales habían llegado apenas un poco al sur del Ecuador Celeste. Los catálogos cordobeses comienzan jus-tamente en este límite y llegan casi hasta el Polo Sur Celeste; en ellos se recogen, en forma masiva, las posiciones de las estrellas australes, con una buena precisión. Para tener una idea de la magnitud de la tarea, puede señalarse que el número de estrellas medidas superó las cien mil. Los resultados logrados se destacaron de sus similares del norte, por su mayor extensión y precisión.

En la época, no fueron los únicos esfuerzos realizados desde el hemisferio Sur en este sentido. También se habían efectuado observaciones en Chile (por la expedición de Gilliss) y desde el Melbourne Observatory, en Australia. Estos trabajos eran mutuamente comple-mentarios con los efectuados en la Argentina.

Lo realizado por el Dudley Observatory, incluso con su extensión en San Luis, fue un intento por lograr un sistema de posiciones estelares homogéneo para todo el cielo (norte y sur), empleando no sólo iguales técnicas sino, además, el mismo instrumento.

A diferencia de lo realizado en Córdoba, ese trabajo cubrió toda la esfera celeste, de polo a polo, con gran precisión en las medidas, aunque involucrando estrellas más brillantes y por lo tanto un menor número de ellas.

Tuvo también como objetivo la determinación de los movimientos propios estelares (es decir, sus desplazamientos respecto de otras estrellas), cuestión que aún no era abordada en el ONA.

Se realizaron, además, medidas de brillos estelares con un fotómetro, una actividad que, a pesar de contar con el instrumento, no se había podido desarrollar hasta ese momento en Córdoba. Efectivamente, para realizar un trabajo similar al de San Luis, en la década de 1870 se adquirió un fotómetro de Zöellner, pero la falta de personal impidió llevar a cabo las observaciones. Este instrumento, de los que hoy se conservan muy pocos, solamente fue empleado para trabajos menores.

En contrapartida, en el Observatorio de San Luis, en el trabajo fotométrico participó Meade L. Zimmer, quien más tarde, en 1913, se emplearía en el ONA y realizaría desde allí aportes importantísimos, algunos similares a los de San Luis. Zimmer, que llegaría a reemplazar en sus ausencias al director del observatorio, el Dr. Charles Perrine, permaneció en ONA hasta su jubilación, en 1941.

Una de las cuestiones que resultan admirables de las tareas llevadas a cabo en el Ob-servatorio de San Luis, es el ritmo con que fueron realizadas las mediciones meridianas, superando todo lo hecho hasta el momento (incluso en el ONA), las que oportunamente habían asombrado al mundo astronómico.

La ubicación del Observatorio de San Luis

La ubicación del Observatorio de San Luis queda incuestionablemente determinada por los valores de sus coordenadas geográficas, publicadas en el catálogo estelar produci-do con sus observaciones. Dichas coordenadas son:

En la actualidad, esas coordenadas se refieren a un sitio en la manzana urbana de la ciudad de San Luis, formada por las calles Chacabuco, Las Heras, Mitre y Tomás Jofré. Mediante esa referencia geográfica, en el “Plano Catastral y de Irrigación” de la ciudad de San Luis, hecho en 1909 (cuando el observatorio astronómico ya estaba construido y en funcionamiento), se identifica claramente su ubicación, tal como se muestra en la Fig. 29.

En la Fig. 30 se indican las referencias de dicho plano, las cuales dan cuenta de las parcelas sembradas con alfalfa, viñas, hortalizas, árboles frutales, terrenos sin riego y “se-mentaras” varias. También da cuenta de las edificaciones de material cocido (dibujadas en color rojo en el Plano) y de adobe y tapia (hechas en color negro en el dibujo original). Con esta referencia, certificamos que el punto señalado por las coordenadas es una construc-ción de ladrillos (tal como fue construido el Observatorio) y que estaba rodeado de una importante extensión con plantaciones de alfalfa y árboles frutales (tal como lo describie-ron los integrantes de la expedición).

Longitud +4h 25m 22s

Latitud -33° 17’ 45,60”


Figura 29

Se ha marcado con un círculo la ubicación de la manzana urbana que albergaba al Observatorio de San Luis. La

imagen corresponde al Plano Catastral y de Irrigación de la ciudad de San Luis y sus alrededores, de 1909.

Figura 30

Leyenda que da cuenta de algunas de

las características del plano.

En las Fig. 35 y 38 se muestra un detalle de dicho plano, donde puede apreciarse el lugar exacto del observatorio, junto con una vista actual de ese sitio, tomada con el programa Google Earth (2007). Es probable que la edificación de ladrillos (sombreada en color rojo en los originales del Plano Catastral) ya existiera antes del emplazamiento del Observatorio, ya que presumiblemente se trataría del edificio previsto para una Escuela Regional, que patro-cinarìa el Gobierno Nacional. Como fue el sitio designado para montar el Observatorio, esa construcción fue ampliada y completada, acondicionada para el albergue de los astrónomos y de los instrumentos. Un acercamiento en altitud a dicho sitio se halla en la Fig. 34.

En la Fig. 32 se muestra la única imagen que hallamos del Observatorio de San Luis, tal como lucía en esa época. La puerta que se aprecia en la fotografía daba hacia una pequeña quinta sembrada de alfalfa, atravesada por un canal de riego (de acuerdo con el Plano Ca-tastral ya mencionado) y que terminaba en la que hoy es la calle Las Heras. Por su parte, en la Fig. 33 se muestra una imagen de la construcción entera ubicada en ese solar, tomada desde otro ángulo, donde se destaca el pabellón de material y, a continuación, el edificio que albergaba el telescopio principal del Observatorio.

La fotografía fue tomada desde la parte posterior de dicho pabellón, como mirándolo desde la que hoy es la calle Tomás Jofré, más cerca de Mitre que de Chacabuco; por entonces toda esa zona era un campo de alfalfa, tal como sugiere la imagen y se verifica en el registro del Plano Catastral. En la actualidad no queda absolutamente nada de la estructura original del Observatorio. En ese lugar hay casas familiares y un depósito de la firma “Salgado”.

Contando con el dato exacto de sus coordenadas geográficas, utilizamos un instru-mento GPS (1) para identificar con precisión centimétrica el lugar preciso donde se montó el Círculo Meridiano del Observatorio de San Luis. Verificamos que actualmente corres-ponde a los fondos de una casa particular, donde hoy hay una pequeña galería abierta usada como depósito de diversos objetos (Figuras 36 y 37).

Su construcción comenzó durante septiembre de 1908 y estuvo listo para trabajar en abril de 1909. Los pilares de los instrumentos principales se colocaron sobre el nivel de la tierra con sólidos bloques de concreto que, a su vez, se fijaron sobre una base más grande, compacta y maciza. Finalmente, también se construyeron bases semejantes, de concreto, donde se ubicarían los relojes de precisión.

Además del edificio que albergaba al Círculo Meridiano Olcott y otro con el telescopio destinado a las observaciones fotométricas (un telescopio ecuatorial), usaron un edificio en el que adaptaron un cuarto como oficina (para guardar registros, hacer cálculos, etc.) y el resto lo destinaron a un dormitorio grande para el grupo de astrónomos, equipado con una cocina, un salón comedor y una sala de estar con algunas mesas.

Finalmente, alrededor de todas las dependencias se construyó un patio central. Fuera de los edificios, en la periferia del observatorio, se levantó un alto muro de ladrillos para

1 GPS son las siglas de Global Position System (Sistema de Posicionamiento Global). Es un sistema que permite determinar en todo el mundo la posición de un objeto, una persona, un vehículo o una nave, con una precisión que puede llegar a centímetros.


asegurar su privacidad. Poco después, esa pared estuvo a punto de convertirse en una contrariedad.

Debido a que la seguridad de San Luis se vio amenazada por diversas revueltas locales (1), las autoridades sanluiseñas le sugirieron a Tucker que, para resguardar la expedición cientí-fica, garantizar la continuidad del trabajo y cuidar la integridad de los observadores, sería conveniente que las tropas gubernamentales (locales) se instalaran en el patio interior y los campos linderos al observatorio.

Pero Tucker interpretó de otra manera aquel consejo, no confió en la intención de cus-todia de aquellas milicias sino, en cambio, creyó que el propósito real era proteger a las tropas mismas, acantonándolas tras el muro ante un posible enfrentamiento con potencia-les insurrectos y agitadores locales.

Por lo tanto, como respuesta, Tucker mandó izar la bandera de los Estados Unidos en el predio del observatorio y argumentó que con su pabellón en alto tendría mejor protec-ción que con el ejército local (Fig. 31).

1 Véanse más detalles en el 2º Anexo:“Notas sobre la situación institucional de San Luis en el período”.

Figura 31

Milicias Puntanas de la época

Aunque evidentemente el ánimo de Tucker era de no inmiscuirse en los problemas inter-nos de la provincia, su actitud desafiaba la disposición de las autoridades, ya que le daba al observatorio un estatus de embajada, sugiriendo soberanía norteamericana sobre su predio. No sabemos cuándo se arrió esa bandera, pero suponemos que con la asunción del nuevo gobernador (Adolfo Rodríguez Saá) y la disminución de los conflictos, aquel gesto de Tuc-ker quedó en el olvido. No obstante, es un episodio que fue destacado por las autoridades del Dudley Observatory e incorporado a la historia oficial de la expedición austral.

En otro orden de cosas, una fuente de preocupación para Tucker fue mantener la mo-ral del equipo de trabajo. En un principio, se consideró que la barrera del idioma (debe recordarse que sólo Tucker hablaba español) se vencería a través del contacto social de los observadores con la población local. Sin embargo, se conoce que aquellos muchachos hallaron muy pocas fuentes de entretenimiento en la sociedad puntana, creándose así un vacío de esparcimientos que en varias oportunidades generó tal descontento en el equipo, que hizo peligrar la continuidad del programa de trabajo.

En términos de socialización, los intentos por acercar a los visitantes norteamericanos a la sociedad puntana e, incluso, interesarla por el trabajo que se llevaba adelante en el Observatorio Astronómico fueron variados. Por ejemplo, en la prensa de junio de 1909 hallamos una noticia que anunciaba:

Visita al ObservatorioEl Director del Observatorio Astronómico nos comunica que éste estará abierto al pú-

blico el domingo 4 de julio. El personal del Observatorio estará disponible, para mostrar los instrumentos de observación a los visitantes.

También nos pide participemos que por la noche no se recibirá a nadie.

Figura 32

Fotografía de la apariencia

externa del Observatorio de

San Luis en la época de su

emplazamiento. El edificio

de la izquierda albergaba

al Círculo Meridiano. Su

techo podía se abría en

una ventana a lo largo del

meridiano de referencia.


Figura 35

En este acercamiento del Plano Catastral y de Irrigación, hemos remarcado y señalado con una flecha

la manzana en la que se ubicó al Observatorio de San Luis, de acuerdo con las coordenadas geográficas

que corresponden a la ubicación de su principal instrumento: el Círculo Meridiano, el cual estaba

empotrado en pilares construidos en el suelo.

Como se lee en esta noticia, aunque destinaban un día para hacer relaciones sociales, no interrumpirían por ello su trabajo.

Para evitar el tedio y distender a los científicos, Tucker mandó construir, a un lado del predio, una cancha de tenis, con la que se contribuyó mucho a relajar los ánimos y generar entusiasmo. Afortunadamente, el grupo se dedicó también a hacer largas cabalgatas, jugar ajedrez y damas. A partir de estas acciones, con sólo una excepción (1), la moral del grupo se mantuvo alta durante toda la expedición.

1 Resignada, esa persona regresó a los Estados Unidos.

Figura 34

Acercamiento al sitio

donde se hallaba el

Observatorio. La calle

sobre la que está el

rectángulo es la actual

Chacabuco.

Esta imagen

corresponde a unos

800 metros de altura

(Google Earth, 2007).

Figura 33

Foto del Observatorio tomada

desde el campo lindante.


Figura 38

Señalamiento del sitio donde se emplazó el Observatorio de San Luis. Corresponde a la

manzana delimitada por las calles Chacabuco, Las Heras, Mitre y Tomás Jofré. La imagen

corresponde a una vista de la zona con el programa Google Earth, 2007.

Figura 36

En el lugar exacto

que corresponde a

las coordenadas del

Observatorio de San Luis

hoy hay un viejo galpón

(foto superior), donde una

familia guarda trastos y

piezas mecánicas. En el

fondo del galpón se ve el

muro del depósito.

Figura 37

En esta imagen se ve

el espacio actual que

presumiblemente ocupó

todo el Observatorio.


3. Sobre la Astronomía de San Luis

Cuando se penetra en el estudio de estas cien-cias (1), el hombre cree encontrarse en un nuevo mundo; nueva y resplandeciente luz ilumina sus ideas, dilatando el estrecho círculo que circuns-cribe, según piensa, todos los conocimientos hu-manos; extiende su imaginación por el universo para exclamar, convencido y abochornado: nada sé, soy incapaz de darme siquiera cuenta de la

inmensidad y grandeza de la creación.

Felipe S. Velásquez

El chorrillero, San Luis, 1905.

Todos los instrumentos del Observatorio

Todos los instrumentos del Observatorio de San Luis fueron traídos desde el Dudley Observatory, por Boss y sus asistentes.

Por supuesto, entre ellos, se destacaba el Círculo Meridiano “Olcott”, utilizado para las observaciones de las posiciones de las estrellas. El nombre de este telescopio era en homenaje al banquero Thomas Olcott (Fig. 39), quien realizó una campaña de donaciones de dinero con el objeto de montar el Dudley Observatory (2).

Este anteojo fue construido y finalizado en 1856 por la firma “Pistor & Martins” (Fig. 40). Estaba equipado con una lente objetivo de 20,3 cm de abertura y tenía 3 m de distancia focal (3). El cristal original de aquella lente objetivo fue reconfigurado más tarde, en 1878, por la firma “Alvan Clark & Hijos”, con lo que se consiguió un excelente arreglo óptico.

1 VelásquezserefierealaCosmografíaylaAstronomía.2 Véase “Notas sobre el Dudley Observatory”, en el 1º Anexo.3 Pararecordarlosconceptosdeabertura,objetivoydistanciafocalvéaseelGlosario,alfinaldeltexto.

Figura 39

Retrato de Thomas Olcott

(1795-1880). Tomada de Elites in

Conflict, Rutgers University Press.


un Círculo Meridiano se obtiene, mediante la diferencia de tiempo entre los pasajes de dos estrellas distintas, la diferencia en una de sus coordenadas fundamentales, como la ascensión recta (1).

1 Para conocer más de esta coordenada, véase “Un sistema habitual de coordenadas astronómicas”, en el 4º Capítulo,obienrepasarsudefiniciónenelGlosario,alfinaldeltexto.

Figura 41

Esquema del Círculo Meridiano y detalle de su micrómetro de hilos (circular).

Con un Círculo Meridiano se observan los astros que están en el Meridiano del Lugar, que lo cruzan o bien se hallan cerca del mismo, y de allí deriva su denominación técnica. Para ello se dispone el eje de rotación del anteojo en la dirección Este-Oeste, apoyándolo so-bre dos bases suficientemente sólidas (conocidas como “pilares”) y provistas de cojinetes.

En la época del Observatorio de San Luis, el Círculo Meridiano era uno de los instru-mentos de mayor precisión de la ingeniería astronómica. Este instrumento permite deter-minar exactamente, como dijimos, el instante preciso en que ocurre el pasaje de un astro por el Meridiano del Lugar, por lo cual su uso es acompañado por un reloj que marcha con tiempo sidéreo (1) y de un cronógrafo destinado a marcar segundos y fracciones de segundos por medio de impulsos eléctricos.

Como el instrumento está destinado a la determinación de coordenadas fundamen-tales o absolutas (2), ambos extremos del eje de rotación poseen sendos círculos gradua-dos cuya lectura se hace mediante adecuados microscopios (3). Así, por ejemplo, con

1 Pararecordarquéentiendenlosastrónomosportiemposidéreo,véaseelGlosarioalfinaldeltexto.Paraco-nocer un poco más sobre su uso en las observaciones, véase “Un repaso de algunas relaciones astronómicas”, en el Capítulo 4º.

2 Para conocer más sobre este tipo de coordenadas astronómicas, véase el párrafo “Para realizar cualquier estudio”, en el 4º Capítulo.

3 En Astronomía, cuando el instrumento no tiene círculos graduados se lo denomina “anteojo de pasos” y se lo utiliza solamente en la determinación del paso de una estrella por el meridiano del lugar. Para conocer algo más de los microscopios que posee un Círculo Meridiano, véase “Un Círculo Meridiano”, en el 4º Capítulo.

Figura 40

Retrato de Hermann Pistor (1875-1951)


Figura 42

Fotografía del

Círculo Meridiano del

Observatorio de San

Luis. En la imagen se

aprecia el telescopio, sus

dos círculos de latón,

solidarios al eje horizontal,

y parte de los pilares

que, como se ve, estaban

revestidos en madera. En

la pared frontal puede

identificarse la ventana

del observatorio, ubicada

de modo tal que, abierta,

queda centrada en el

Meridiano del Lugar. Por

el ángulo de la toma, no

alcanza a apreciarse la

camilla que está al ras del

piso, debajo del ocular del

telescopio. Evidentemente,

la foto fue hecha con luz

diurna, casi cenital.

Además, contaba con un diafragma y una pantalla, incorporados para reducir el brillo de las estrellas más luminosas.

Para que el instrumento se considere preciso se deben satisfacer las siguientes condiciones:• su eje de rotación debe ser perpendicular a la dirección del Meridiano del Lugar, es decir, debe

materializar la dirección Este-Oeste,•suejederotacióndebeserperfectamentehorizontal,•elejeópticodebeserperpendicularasuejederotación.Los defectos que irremediablemente aparecen en la instalación de estos instrumentos

se detectan y determinan con la mayor exactitud posible, y luego se corrigen.El telescopio del Círculo Meridiano puede moverse en el plano meridiano mediante un

giro alrededor del eje horizontal colocado exactamente en la dirección Este-Oeste (CD, en la Fig. 41), y apoyado todo el sistema en un par de soportes sólidos (los pilares K y S de la Fig. 41).

En el instrumento que se llevó a San Luis, los pivotes de acero, de 51,5 mm de diáme-tro, fueron rectificados luego de una caída ocurrida en 1904 y sus errores investigados para corregirlos. El eje del Olcott era de 1 m de longitud entre los puntos de soporte (don-de se hallan los dos cojinetes). Finalmente, algunos contrapesos compensaban el peso del instrumento sobre los cojinetes.

El eje óptico del telescopio puede orientarse en el meridiano a una distancia cenital (1) que permita esperar el pasaje de un astro, de determinada declinación (2), por el campo vi-sual de su ocular. Para obtener gran exactitud, en general, a los Círculos Meridianos se les agrega un retículo ubicado en el plano focal del sistema óptico, constituido por un conjunto de hilos muy delgados (3) dispuestos verticalmente y cruzados por un único hilo horizontal.

El Olcott poseía un retículo fijo provisto de tres grupos de nueve hilos verticales y, como era costumbre en esos dispositivos, de un único hilo levemente inclinado respecto de la horizontal (4). A ese retículo luego se lo proveyó de dos hilos más, ambos móviles: uno vertical y otro horizontal, utilizado en la determinación de distancias cenitales.

El círculo graduado “d” (Fig. 41) se construye solidario al eje CD y su escala numérica puede leerse por medio del microscopio “l” (Fig. 41); de este modo es posible colocar el tele-scopio en la lectura que corresponda a la declinación de la estrella que se desea observar.

La escala graduada del círculo “d” permitía efectuar lecturas de poca aproximación; en otros términos, el círculo “d” tenía, en general, un diámetro pequeño, para poder leer en la escala hasta el minuto de arco (‘).

El Olcott de San Luis estaba provisto de dos círculos plateados, hechos de latón, de 1 m de diámetro y divididos en fracciones de 2’. Esa graduación fue hecha por la Compañía “Warner & Swasey” en 1905, y luego probada y comprobada durante todo el verano de ese año.

1 Pararecordarladefinicióndedistanciacenital,véaseelGlosarioalfinaldeltexto.TambiénlaFig.59.Paraconocer la relación de la distancia cenital con la refracción, véase “Para que la posición de una estrella”, en el 4º Capítulo.

2 Para conocer más de esta coordenada, véase “Un sistema habitual de coordenadas astronómicas”, en el 4º Capítulo,obienrepasarsudefiniciónenelGlosario,alfinaldeltexto.

3 En rigor, un número par de hilos.4 Este último hilo era el empleado en las observaciones de distancias cenitales.


Junto con el Círculo Meridiano, se llevó a San Luis un telescopio de unos 10 cm de abertura y de montura ecuatorial (1), usado en las tareas de fotometría, es decir, para deter-minar el brillo de las estrellas.

1 Paraconocerlosrasgosprincipalesdeunamonturaecuatorial,véaseelGlosario,alfinaldeltexto.

El Círculo Meridiano también contaba con un pequeño micrómetro. Estos instrumen-tos eran un complemento indispensable y se usaban tanto para la determinación de coor-denadas fundamentales como en la medida de diferencias de coordenadas. En la época existían dos tipos: los micrómetros oculares y los micrómetros objetivos (1).

El instrumento que se transportó a San Luis contaba con un micrómetro ocular de hi-los. En su forma más básica, estos instrumentos contaban de dos hilos tensos, tendidos en el plano focal de la lente objetivo y, además, dispuestos perpendicularmente entre sí. Otro hilo (“B”) estaba fijo en el bastidor móvil “M” y podía deslizarse con éste, paralelamente a uno de los otros hilos del micrómetro (Fig. 43).

Los desplazamientos del hilo móvil se leían en un tambor fijado en la cabeza del tor-nillo con que se hacía deslizar el bastidor. La distancia angular que separa a dos astros o puntos, correspondiente a un desplazamiento del hilo móvil, se determinaba conociendo el ángulo equivalente a una vuelta del tornillo.

Cuando el telescopio del Círculo Meridiano se ubicaba en posición vertical, o cercana a ella, el ocular quedaba cerca del piso y era bastante incómodo para el observador (Figs. 41 y 42). Para facilitar su tarea, entre los pilares K y S se ubicaba una “camilla”, casi al ras del suelo, donde el observador se recostaba de modo que sus ojos estuvieran a la altura adecuada; además, en el extremo donde colocaba la cabeza, una parte de la camilla podía levantarse ligeramente para ajustar la altura a la posición del ocular. De esta manera, se evitaban posiciones molestas o embarazosas. No hemos conseguido una imagen de la camilla usada en el Observatorio de San Luis, pero en cambio, en la Fig. 44 se aprecia la misma, tal como se usaba cuando el mismo Círculo Meridiano estaba montado en el Du-dley Observatory.

1 A estos micrómetros se los denomina también “heliómetros”, y eran usados fundamentalmente para deter-minar la distancia angular de dos estrellas muy próximas o el diámetro aparente de un astro extenso (por ejemplo la Luna o el Sol). En el Círculo Meridiano que se llevó a San Luis no nos consta que se llevase este tipo de micrómetro.

ILUSTRACIÓN 1610

Figura 43

Esquema básico de un

micrómetro de hilos.

Figura 44

Fotografía del

Círculo Meridiano

que se montó en el

Observatorio de San

Luis, tal como estaba

emplazado antes

de ser trasladado a

nuestro país, en el

Dudley Observatory

de Albany (Estados

Unidos). Esta

imagen permite

ver los dos pilares

completos y

también, entre

ellos, la ubicación

de la camilla del

observador.


Figuras 45a - 45b

Detalle del mecanismo de un reloj de péndulo Riefler. El nombre de estos relojes se debe a su fabricante, el alemán

Siegmund Riefler (1847-1912). Sus máquinas consiguieron una exactitud de un centésimo de segundo por día y, por

ello, en su época se convirtieron en el reloj estándar de muchas observaciones astronómicas.

Figura 46

Cámara con un reloj Riefler. Estos instrumentos surgieron en Munich, en 1889.

La exactitud de estos relojes de péndulo sólo fue superada por los relojes de

cuarzo, que comenzaron a construirse a fines de la segunda década del siglo

XX.

Son interesantes los detalles

Son interesantes los detalles de los relojes llevados a San Luis, ya que su manteni-miento y cuidado era una parte esencial de la tarea que llevaba adelante el equipo. Con el Círculo Meridiano se llevaron varios y diversos instrumentos pero, entre ellos, se destacan dos relojes de marca “Riefler” (Figs. 45a - 45b), uno de marca “Dent” y un cronógrafo.

Esos relojes funcionaban con un péndulo, constituido por un peso oscilante sujeto en el extremo de una barra de longitud adecuada. Dado que las oscilaciones del sistema resul-tan isócronas, mediante mecanismos reguladores apropiados era posible sincronizarlos con el patrón fundamental de tiempo, que en aquella época estaba referido al movimiento de rotación de la Tierra.

Esta sincronización se lograba controlando que entre dos pasajes sucesivos de una estrella por el Meridiano del Lugar, el péndulo haya “batido” 86.400 oscilaciones de un segundo de duración.

Naturalmente, era imposible conseguir una perfección mecánica en los péndulos, de modo que estuvieran sincronizados exactamente con el movimiento de rotación de la Tie-rra. Por lo tanto, los astrónomos debían limitarse simplemente a llevar nota de lo que el péndulo adelantaba o atrasaba en cada pasaje de la estrella escogida (lo que se denomina el estudio de la “marcha” del reloj).

La dificultad para sincronizar un péndulo con la duración del movimiento diurno obe-dece a múltiples causas, las cuales se trataban de eliminar mediante diferentes procedi-mientos. Algunas de esas causas son:

•Lasimperfeccionesmecánicas,inevitables. Para ello se simplificaba el mecanismo, llegán-dose a suprimir los engranajes que gobernaban las agujas de las horas y de los minutos. Por lo tanto, el cuadrante de un reloj de péndulo astronómico se reducía simplemente a un indicador de segundos.

•Lasvariacionesdetemperatura ambiente, que producen alteraciones sensibles en la mar-cha del reloj al actuar sobre los metales y el aceite que los lubrica. Para disminuirlas, los astrónomos mantenían la instalación a una temperatura constante, mediante calefacción en invierno y refrigeración en verano. De este modo, prácticamente se anulaban los efectos de temperatura.

•Lasvariacionesdepresiónatmosférica. Los cambios en la presión actúan alterando la regularidad de la marcha de los relojes. Para disminuir este efecto, se mantenía el mecanis-mo encerrado en forma hermética dentro de una cámara constituida por una caja metálica con una campana de cristal (para poder hacer las lecturas).


Figura 48

En general, los astrónomos instalaban dos o

tres relojes para poder comparar sus marchas

diarias. En el Observatorio de San Luis se

llevaron dos relojes Riefler con esa finalidad.

Figura 49

Retrato de Edward John Dent (1790-1853),

eximio constructor de relojes y cronómetros de

Inglaterra. El reloj del Parlamento británico (el

famoso “Big Ben”) es de su producción.

Ahora bien, para apreciar las condiciones atmosféricas y medir las oscilaciones del péndulo, dentro de la cámara hermética donde estaba el reloj se incluían: un barómetro, un termómetro, un higrómetro y un pequeño anteojo (Figs. 46 y 47).

Además, un conjunto de cables permitían reproducir los movimientos isócronos del péndulo, mediante mecanismos auxiliares, en un registrador auxiliar.

A pesar de que el personal del observatorio tenía en cuenta todas las precauciones mencionadas, no podía contar con la seguridad de una perfecta sincronización en el reloj y, por ello, llevaron tres relojes de péndulo. Esos relojes se controlaban entre sí, perma-nentemente, desde su instalación, mediante comparaciones mutuas de frecuencia, como mínimo, diaria (Fig. 48).

Por otra parte, en el Observatorio de San Luis se llevó también un reloj fabricado por la “Dent & Co.”, una compañía considerada la más importante de la época en Gran Breta-ña. Establecida en 1814 por Edward J. Dent (Fig. 49), esta fábrica acompañó con fervor el impulso victoriano de innovación tecnológica y creó los cronómetros de precisión para la navegación, usados en la marina de guerra de Inglaterra.

ILUSTRACIÓN 1655

Figura 47

Esquema de la cámara

hermética de un reloj

Riefler.


ILUSTRACIÓN 1680

Figura 50

Esquema sencillo de

cronógrafo. Los trazos los

ejecutan dos mecanismos

electromagnéticos

similares, uno gobernado

automáticamente por

el cronómetro del reloj

de péndulo asociado al

instrumento, y el otro

gobernado a mano por el

observador.

La uniformidad del

movimiento de la cinta no

tiene mayor importancia,

utilizándose para las

lecturas un cristal con líneas

convergentes, que permite

efectuar lecturas entre marcas

con cualquier separación

entre ellas.

Figura 51

Fotografía de un antiguo cronógrafo.

Es interesante mencionar que la compañía Dent es la que fabricó los relojes estándar del Observatorio Real de Greenwich (1), sólo reemplazados en 1946. Finalmente, los relo-jes Dent parecían ser un elemento infaltable en las grandes expediciones; damos algunos ejemplos:

•SellevóunoabordodelnavíoBeagle,en1831,paraacompañaraCharlesDarwin en el viaje que luego lo impulsara a la publicación de El origen de las especies, su magníficateoríasobrelaevolución.SeríaelprimerDentenllegaranuestroterri-torio.

•Dosdécadasdespués,elexploradorLivingstone llevó consigo un Dent en sus ex-ploraciones africanas.

•En1890,elexploradorH.M.Stanley escribió a la compañía de Dent “los cronó-metros que me han suministrado y que llevé a través de África en mi expedición pasada, me han sido de una importante utilidad…”

Respecto del cronógrafo

Respecto del cronógrafo (Fig. 51), diremos que la expedición que llegó a San Luis lle-vó uno para instalar en el Observatorio, el cual dependía del reloj que se utilizaba en la observación.

En el mecanismo del reloj, la marcha del péndulo permitía que un juego de contactos eléctricos transmitiese su ritmo a un mecanismo registrador que, a su vez, actuaba sobre una banda de papel en movimiento. De esta manera, quedaban marcadas las oscilaciones del péndulo y podían estudiarse fácilmente. Naturalmente, esto constituía un registro grá-fico del tiempo (Fig. 50).

Sobre el papel quedaban plasmados la hora, el minuto y el segundo que correspondía a cada marca, y esto permitía efectuar lecturas de una gran aproximación según las exi-gencias del problema que se deseaba resolver (puede alcanzarse el centésimo de segundo o aún más). Un detalle curioso es que, en general, aquellos cronógrafos, con objeto de obtener una referencia visual para la lectura, no marcaban el segundo sesenta.

1 EnGreenwich,Inglaterra.Eselobservatorioastronómicoinglésmásconocido.Debesufamaalhechodequeelmeridianosobreelqueseencuentrahasidoelegidocomoorigendelaslongitudesgeográficas(en1844).Hoy convertido en museo, fue fundado por Carlos II en 1675 y el objetivo principal fue realizar medidas astronómicas que sirvieran a los navegantes a resolver el problema de la determinación de la longitud en el mar. Más tarde fueron realizadas medidas de tiempo, y en 1884 el meridiano que pasa por el observatorio fue elegido, por convención internacional, como el primero del mundo (longitud 0 grados).


ción (1), ya que para ello es necesario primero establecer la colatitud (2), y ésta se realiza observando la culminación superior e inferior de un conjunto de estrellas circumpolares (3). También se usaron los registros de estrellas circumpolares para la determinación de la coordenada azimut (4).

Por último, la mayor parte del programa de observación lo constituyeron las estrellas de campo, todas las cuales recibieron, por lo menos, cuatro observaciones (5).

Los encargados de las observaciones fundamentales (es decir, de las estrellas están-dares) comenzaban su programa de trabajo a partir de las tres o cuatro de la tarde, y pro-seguían hasta la hora de la cena, después de lo cual retomaban su programa hasta cerca de la medianoche, cuando llegaban otros observadores: los encargados de las estrellas de campo, quienes trabajaban hasta el amanecer.

Luego, los “observadores fundamentales” continuaban su tarea, observando tan lejos del mediodía como fuese posible (tanto como lo permitían las estrellas, es decir, si seguían siendo visibles).

En el Observatorio de San Luis, cada uno de los encargados de las observaciones fun-damentales estaba comprometido durante una semana seguida a ese trabajo, de modo de asegurar cierta continuidad de la labor, necesaria en los procedimientos fundamentales.

El Círculo Meridiano fue utilizado con las estrellas de brillo más débil que seis mag-nitudes y media (6,5m), de muchas de las cuales no existía ningún registro fotométrico, esto es, observaciones que permitiesen estimar el brillo aparente de esas estrellas (véase recuadro).

1 También se usa otra coordenada, denominada “Distancia Polar”, que mide el ángulo con vértice en el centro de la esfera celeste, entre el polo elevado y el astro, sobre un plano meridiano.

2 Lacolatitudeselcomplementodelalatitudgeográfica(ϕ),estoes90°-ϕ.Astronómicamente,puedemedir-se como el ángulo con vértice en el centro de la esfera celeste entre el polo elevado y el cenit, sobre el meridiano del lugar.

3 Pararepasarelconceptodeculminación(inferiorysuperior),véase“Culminación”enelGlosario,alfinaldel texto.

4 RepasarladefinicióndelacoordenadaazimutenelGlosario,laFig.59yelpárrafo“Tambiénsedetermina-ron posiciones fundamentales”, en el 4º Capítulo.

5 Esto respondía a cuatro posibles posiciones de lectura del instrumento.

Durante la sesión de observación se mueve el tubo del Círculo Meridiano en altura (siempre sobre el plano meridiano), de modo que la posición de la estrella escogida coin-cida con el hilo horizontal del retículo.

A continuación se registran, con el cronógrafo, los instantes observados en que la estre-lla para por detrás de cada hilo vertical del retículo.

Más tarde, se efectúa la lectura de la banda cronográfica, y el promedio de todas las horas marcadas da la hora del paso de la estrella por el meridiano del lugar (1).

Por último, vale resaltar un argumento interesante de algunos astrónomos, quienes afirman que, en realidad, el Círculo Meridiano es un instrumento auxiliar del reloj de pén-dulo, que realmente brinda (a través del cronógrafo) la precisión de la observación.

Se realizaron observaciones de dos tipos

Se realizaron observaciones de dos tipos de astros en el Observatorio de San Luis. Esta tipología no es natural, sino elaborada por los astrónomos para construir el procedimiento de medición celeste de posiciones estelares, y distingue las estrellas en:

•Estándaresofundamentales, cuya posición es conocida con cierta precisión, y for-man parte de los catálogos existentes en la época.•Decampo, ordinarias (2), cuya posición quiere determinarse con exactitud para construir un nuevo catálogo.El listado de estrellas fundamentales usado en el Observatorio de San Luis contenía

alrededor de 1600 objetos; a su vez, se las solía dividir por la precisión con que se conocían sus posiciones.

Así, las que se consideraban con posiciones más precisas se denominaban estrellas estándares primarias, y correspondían a aquellas que habían sido observadas, varias veces cada una, por muchos astrónomos durante un largo intervalo de tiempo. Se las observaba varias veces para estimar las correcciones que habrían de utilizarse para optimizar la pre-cisión usada en el resto de las estrellas.

La extensión del sistema de astros primarios se realizaba con otro grupo selecto com-puesto por las llamadas estrellas secundarias. Con ambos sistemas de estrellas, primarias y secundarias, se construyeron los fundamentos sobre los cuales se basó la determinación de la posición y el movimiento de todas las estrellas que compondrían el catálogo.

Las primarias recibieron por lo menos 16 observaciones cada una, las secundarias 12. El resto, en promedio, unas 8 observaciones.

Por otra parte se hicieron por lo menos 32 observaciones de una lista de 28 estrellas circumpolares (3). Estos registros se realizaron para determinar la coordenada declina-

1 De acuerdo con esto, se nota claramente que el hilo central, o hilo meridiano, no es necesario en el retículo.2 En la jerga astronómica de la época se las llamaba también “Miscellaneous Stars”.3 Pararecordarladefinicióndeestrellascircumpolares,véaseelGlosarioalfinaldeltextoytambiénlaFig.58

en el 4º Capítulo.


Luego, los “observadores fundamentales” continuaban su tarea, observando tan lejos del mediodía como fuese posible (tanto como lo permitían las estrellas, es decir, si seguían siendo visibles).

En el Observatorio de San Luis, cada uno de los encargados de las observaciones fun-damentales estaba comprometido durante una semana seguida a ese trabajo, de modo de asegurar cierta continuidad de la labor, necesaria en los procedimientos fundamentales.

El Círculo Meridiano fue utilizado con las estrellas de brillo más débil que seis mag-nitudes y media (6,5m), de muchas de las cuales no existía ningún registro fotométrico, esto es, observaciones que permitiesen estimar el brillo aparente de esas estrellas (véase recuadro).

Por esta razón, en el Observatorio de San Luis se decidió encarar también un programa de mediciones fotométricas de miles de estrellas, el cual se haría en forma indirecta (di-ferencial), basándose en la escala de magnitudes dada por una lista de estrellas estándares fotométricas, hecha con anterioridad en el Observatorio de Harvard.

Utilizaron dos métodos para estimar la magnitud de las estrellas •Comparacióndirecta:Este procedimiento se basa en la apreciación, a ojo desnudo,

del brillo aparente de las estrellas y la adjudicación de un valor de su magni-tud por comparación visual con aquellos astros cuya magnitud se conoce de antemano.

BRILLO APARENTE DE LAS ESTRELLAS(Escala de magnitudes estelares)

Se considera que la escala de brillos estelares fue establecida por primera vez por el astrónomo griego Hiparco (190-120 a. C.) quien dividió los brillos observables de las estrellas en cinco grados o magnitudes.

Siglos después, con la aparición del telescopio (1609) se amplió la escala original de magnitudes de Hiparco, para conseguir la incorporación de aquellos astros no visibles a simple vista, por ser muy poco luminosos y que entonces resultan observables sólo con un telescopio.

Por su peculiar construcción, la escala de magnitudes estelares usada en Astronomía indica que cuanto mayor es el brillo del astro, menor es el valor numérico de su magnitud.

Así, los astros más brillantes resultan con magnitudes negativas, mientras que los más débiles, positivas, siendo éstas tanto mayores cuanto más débiles son los astros. En 1856, el astrónomo inglés Norman Pogson (1829-1891) determinó que el paso de una magnitud a la siguiente en dicha escala, corresponde a un cambio igual a 2,512.

•Medianteunafuentedeluzartificial:Consiste en comparar los brillos observados con el producido por una estrella artificial, hasta hallar el número correspon-diente a su magnitud por igualdad de valores. En el Observatorio de San Luis, la luz que definía el brillo de esa estrella convencional se generaba por medio de una corriente eléctrica, la cual se gobernaba mediante un reóstato (1), ha-ciendo lecturas en un voltímetro cuya precisión era cercana a 0,01 Voltios. De esa manera, los astrónomos garantizaban que la estrella artificial tuviese una iluminación constante durante toda la sesión de observación.

Cada noche, el programa de trabajo incluía la observación de un gran número de es-trellas estándares del catálogo de Harvard: en general, cada cinco estrellas de campo (cuya magnitud buscaba determinarse) se observaba una estrella de comparación.

En el Observatorio de San Luis, el error máximo de una observación individual fue de ±0,08m. En total, se observaron 6725 estrellas de campo junto a 1328 estrellas estándares. Vale resaltar que recién hacia finales del siglo XX, empleando sofisticadas cámaras CCD (2), los astrónomos han conseguido ampliar esa precisión en la determinación de la mag-nitud: de centésimas a milésimas (3).

Con muy pocas excepciones, el astrónomo Zimmer aseguró que cada estrella de cam-po recibiera dos observaciones y, en algunos casos, tres. Luego, para calcular la magnitud definitiva de esas estrellas, cada noche, las observaciones de las estrellas estándares co-rrespondientes se reducían y derivaban mediante una solución de aproximación matemá-tica conocida como “cuadrados mínimos”.

Por otra parte, para la determinación de la escala de magnitudes a emplear fueron hechas unas 2500 observaciones más.

En la reducción de los datos, se tomaron como tasa media de la absorción atmosférica (véase recuadro) valores similares a los obtenidos en las medidas hechas al norte de Har-vard (4). Ahora bien, cuando ocurría que, ocasionalmente, la absorción atmosférica de una noche sanluiseña se desviaba considerablemente del valor medio dado por los observado-res respectivos, esa diferencia, en general, resultaba muy pequeña. Así, se estimó que un error de 0,1m en la absorción atmosférica introducía un error máximo de ocho centésimos en las magnitudes calculadas (0,08m).

1 Un “reóstato” es un aparato que permite regular la corriente eléctrica. 2 LasiglaCCDvienedelinglésCharge-CoupledDeviceysignificaalgoasícomo“dispositivodecargas(eléc-

tricas) interconectadas”. Se trata de un circuito integrado que contiene un gran número de condensadores enlazados (acoplados). Bajo el control de un circuito interno, cada condensador puede transferir su carga eléctrica a uno o a varios de los condensadores que estén a su lado en el circuito. Véanse otros detalles en el Glosario,alfinaldeltexto.

3 Por ejemplo, en 2006, en un estudio realizado a las estrellas de un cúmulo de 500 estrellas ubicado hacia la constelación de Cáncer, incluso se alcanzó una precisión en la medida de algunas diezmilésimas de magnitud.

4 Estos valores eran algo más grandes que el valor medio de absorción atmosférica conocido entonces para la estación astronómica de Arequipa (Perú).


Recordamos que para este trabajo se contó con un telescopio ecuatorial provisto de un fotómetro (1), el cual fue amablemente prestado por E. C. Pickering (2), entonces director del Harvard Observatory.

Otra opinión experta

Durante la inauguración del “Solar de las Miradas”, en el Parque Astronómico La Punta de la universidad homónima, tuvimos ocasión de conversar con diferentes per-sonalidades de la cultura y, en particular, con diversos astrónomos. Entre ellos, quiero

1 Los fotómetros son instrumentos capaces de captar variaciones de luminosidad de un objeto celeste y, por lo tanto, son empleados en los estudios de sus brillos.

2 ElastrónomoEdwardCharlesPickering (1846-1919) fue el cuarto director del Observatorio de Harvard, dondesededicóalafotografíay,másespecíficamente,alestudiodelosespectrosestelares.Pickeringyelas-trónomo Hermann Carl Vogel (1841-1907) descubrieron las primeras estrellas binarias espectroscópicas, en 1889.Además,encolaboraciónconOlcott,PickeringfundólaAsociaciónEstadounidensedeObservadoresde Estrellas Variables (1911), entidad todavía en actividad. Entre 1879 y 1881 realizó estudios para determi-nar la magnitud de los astros, especialmente los satélites planetarios y los asteroides más brillantes.

ABSORCIÓN ATMOSFÉRICA

Se llama así a la disminución de la intensidad luminosa de un astro, causada por los gases que componen la atmósfera. Es el fenómeno por el cual un astro aparece con un brillo más débil que el esperado.

Cuando disminuye la magnitud aparente de un astro debido a la absorción, el valor de dicha disminución depende de diversos factores, como la presión y la temperatura atmosféricas. Además, el f enómeno de absorción es más intenso cuanto más cerca se halle el astro del horizonte de un lugar; por el contrario, cuan-to más alto se encuentre, menor será el efecto de la absorción atmosférica sobre su brillo aparente.

Los diversos colores que componen la luz blanca en condiciones de cielo se-reno experimentan una absorción variable según su longitud de onda: los rayos violetas son absorbidos más que los rojos, y esto por un lado provoca “el enroje-cimiento” de los astros (sobre todo en la proximidad del horizonte), y por otro, la coloración azul o violeta del cielo que se puede observar en un día claro y des-pejado. En cambio, cuando la atmósfera está cargada de partículas de vapor de agua o de otra naturaleza, no se tiene una absorción selectiva y el cielo aparece blanquecino.

citar especialmente al Dr. Rubén Vázquez, quien nos mencionara en esa oportunidad lo importante que sería que se contara de una vez la historia de la construcción del Catálogo de San Luis, del cual él tenía algunos datos sueltos. Al enterarse de que lo haríamos desde la Universidad de La Punta, nos ha prestado su colaboración y resultó una fuente de múl-tiples consultas.

El Doctor Rubén Vázquez es profesor de Astronomía en la Facultad de Ciencias Astro-nómicas y Geofísicas de la Universidad Nacional de La Plata. Dirige allí el Grupo de As-trofísica de Cúmulos Abiertos, como parte de sus tareas como investigador independiente del CONICET (1) y miembro del Instituto de Astrofísica de La Plata. Ha dirigido proyectos internacionales en el marco de convenios bilaterales entre Italia y la Argentina. Es autor de más de cincuenta publicaciones en revistas internacionales y registra más de setenta presentaciones en Congresos Nacionales e Internacionales de la especialidad. Además, ha contribuido con varios artículos de divulgación para la Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics y de memorias técnicas de la Internacional Astronomical Union, institución de la que es miembro.

Dada su disposición, decidimos incluir algunas de nuestras consultas, las cuales trans-cribimos a continuación.

¿Qué es la fotometría estelar y cómo la caracterizaría?La fotometría estelar es una de las especialidades más importantes de la Astronomía

observacional. Las observaciones fotométricas permiten revelar el estado físico de los astros. Se realizan mediante un instrumento diseñado para medir la cantidad de radiación recibida, no sólo de las estrellas sino de cualquier tipo de cuerpo celeste.

En la actualidad, el dispositivo básico destinado a hacer una medida precisa y compa-rable de la radiación estelar es el fotómetro. En realidad, “fotómetro” es el término que en Astronomía se aplica al instrumento que, técnicamente, se denomina radiómetro (2). Este instrumento está equipado con un detector de estado sólido, el cual se encarga de “juntar” radiación o, lo que es idéntico, contar la cantidad de fotones (3) recibidos de un astro y con-vertirlos luego en unidades susceptibles de un posterior tratamiento matemático riguroso.

Por tratarse de una técnica que suma luz, a diferencia de otra técnica muy usada en Astronomía, la espectroscopia, mediante la cual se descompone la luz del astro para analizar sus componentes, con la fotometría es posible determinar con precisión no sólo la magnitud de un cuerpo celeste sino también obtener algunos de sus parámetros fundamentales, tales como la distancia, la temperatura o la edad, incluso para aquellos astros cuyo brillo, desde laTierra,semanifiestaextremadamentedébil.

1 ConsejoNacionaldeInvestigacionesCientíficasyTécnicas,dependientedelMinisterioNacionaldeCiencias.2 El radiómetro es un instrumento que mide la cantidad de radiación que proviene de un cuerpo.3 La radiación electromagnética de un cuerpo puede describirse como rayos compuestos por corpúsculos,

generalmente denominados fotones que tienen diferentes energías según se trate de fotones azules, rojos, infrarrojos, etc.


El trabajo fotométrico exige ciertos protocolos de observación muy estrictos, por ejem-plo,respectodelossistemasdefiltrosqueseempleaneneltelescopioyquepermitenobser-var sólo en determinadas zonas del espectro electromagnético (1). Demanda, también, alta transparencia del cielo y una gran meticulosidad en los procedimientos de observación.

Existen otras técnicas de obtención de parámetros fundamentales de cuerpos celestes que pueden complementar e incluso, en algunos aspectos, reemplazar a la fotometría, pero tienen dificultadesfácticasaltratardemedirydiscriminarlaradiacióndeastrosmuydébiles.

Así, la fotometría actual permite de manera rápida y simple:1) Hacer estimaciones muy precisas de las magnitudes estelares en diferentes intervalos

del espectro electromagnético, tanto de astros brillantes como extraordinariamente débiles (hoy es posible determinar con precisión magnitudes tan débiles como 24m o 25m).

2)Monitorear, enregionesespecíficasdel espectroelectromagnético, lavariacióndelbrillo de los astros.

3)Identificaryentendercuálespuedenserlosprocesosfísicosqueyacendetrásdelasmedidas realizadas, y proyectarlos para entender la física de las estrellas aisladas y, también, de los grandes sistemas estelares, como los cúmulos y las galaxias (2).

¿Por qué es importante la fotometría para el estudio de los astros?Se puede demostrar que la radiación que recibimos de un astro, una estrella por caso,

está directamente relacionada con su temperatura, y que dicha temperatura, junto con el brillo intrínseco de la estrella (3) y un probado soporte teórico (4), nos informa además, sobre su masa, su edad y, consecuentemente, su estado evolutivo.

Lafotometríanosóloayudaacalcularlamagnituddeunaestrellatalcualseladefineusualmente,sinoque,utilizandofiltrosquedejanpasarradiaciónsóloenintervalosespecí-

1 Se denomina espectro electromagnético a la descripción en zonas o bandas de la radiación electromagnética; esas franjas quedan determinadas por el valor de la energía de la radiación. Así, por ejemplo, la luz que captamos con nuestra visión ocupa una franja determinada llamada, justamente, “zona del visible”. Sin embargo, el espectro se expande a ambos lados de la zona del visible con radiaciones más y menos energéticas, respectivamente.ElDr.Vázquezserefiereaquelosastrónomosusanciertosdispositivosjuntoalfotómetro, que permiten captar la radiación electromagnética en sólo una de esas bandas o, incluso, en fracciones de las mismas.

2 Las estrellas pueden encontrarse solas, como el Sol, o conformando sistemas de dos o más componentes. Pero también puede encontrárselas formando agrupaciones físicas llamadas “cúmulos estelares”, que llegan a tener millares de estrellas y tienen la propiedad de mantenerse todas juntas bajo la acción de la fuerza de gravedad mutua. Las galaxias, por su parte, son conjuntos enormes de estrella, cúmulos estelares y otros cuerpos (planetas, polvo, gas, etc.), todos ellos unidos por la fuerza de gravedad.

3 El brillo intrínseco es el brillo que realmente tiene el astro. El brillo que captamos de una estrella, observada desde la Tierra, por ejemplo, depende de la inversa del cuadrado de la distancia en que se encuentra la misma. Dadas dos estrellas con idéntico brillo intrínseco, una puede resultar más brillante que la otra, observadas ambas desde la Tierra, en función que esté más lejos o más cerca de nosotros, respectivamente.

4 Por ejemplo, las leyes físicas de la radiación electromagnética junto con la teoría de la evolución de una masa de gas autogravitante (una estrella, por caso).

ficosdelespectroelectromagnético,seconstruyenotrostiposdemagnitud.Esdecir,magni-tudes diferentes de la que usualmente conocemos como magnitud visual aparente. Así, tan sóloconsiderandofiltrosquetomenlosrayosdediferentecolordelazonadelvisible,haymagnitudes en el azul, en el rojo, en el violeta, que dan cuenta del brillo del astro en esos co-lores(esdecir,paraeserangodeenergías).Elconjuntodemagnitudesasídefinidopermiteasociar la radiación emitida por el astro con la que se obtiene en un laboratorio terrestre o la que las leyes físicas prevén para un cuerpo radiante, y entonces derivar parámetros como la temperatura o la gravedad del astro medido fotométricamente.

La masividad, rapidez y extensión de la fotometría moderna que se utiliza en Astro-nomía, facilitan la investigación de las características de las poblaciones estelares remotas y, por lo tanto, débiles en brillo, tanto dentro de nuestra galaxia, la Vía Láctea, como así también en otras galaxias.

Recientemente, gracias al telescopio espacial (1) y a la nueva generación de telescopios diseñados con óptica activa (2), ha sido posible investigar en detalle, también fotométrica-mente, las poblaciones estelares de galaxias muy lejanas. Aún más, ha sido posible investi-gar las variaciones espaciales de las características astrofísicas de esas poblaciones estelares en una única galaxia y relacionarlas, entonces, con la historia de la evolución dinámica de lamisma.Eventualmente,usandofiltros especialesymétodos sofisticadosdeanálisisdedatos, la fotometría permite estudiar la historia de la evolución química de grandes sistemas estelares, como las galaxias.

¿Cómo es el procedimiento actual para estimar la magnitud de las estrellas?Como he mencionado, a través de las técnicas fotométricas es posible medir cuánta radia-

ción recibimos de un astro (ya sea una estrella u otro cuerpo celeste) en un determinado in-tervalo del espectro electromagnético. En la antigüedad, como esa estimación se hacía usando sólo la visión, es decir que era un procedimiento a ojo desnudo (sin instrumento alguno), a cada estrella se le asignaba una única magnitud aparente: la magnitud visual (que correspon-de a la zona del visible del espectro). Pero el ojo tiene severas desventajas, ya que no acumula lainformaciónrecibidaparaunaposteriorcuantificación;esdecir,elojono“junta”luz,sim-plemente la capta y nuestra mente realiza, luego, cierta “estimación” del brillo.

1 ElDr.VázquezserefierealHubbleSpaceTelescope,puestoenórbitaenlosúltimosañosdelsigloXX.2 Lostelescopiosreflectoresdediámetrosmedianosypequeñostienenespejosprimariosconstruidosconunvidrioespecialqueserevisteconunapelículareflectante.Estoimplicaungranpeso;nosóloparatodoelsis-tema sino para el espejo mismo que llega a deformarse bajo su propio peso en ciertas posiciones produciendo imágenesdistorsionadasdelosobjetos.LostelescopiosdeópticaactivaquerefiereelDr.Vázquezsonaquellosreflectoresdondeelespejoprimario,quellegaatenervariosmetrosdediámetro,puedesermodificadoensucurvatura–medianteunaseriedeactivadorespordebajodelmismo–alosfinesdemantenerlageometríadelsistemalibredelosefectosquelapuedendistorsionar(elpeso,laflexión,lainclinación,etc.).Estetipodetec-nologíaesútilengrandestelescopiosporquelasuperficiereflectanteesunadelgadacapadematerialdebajopeso capaz de mantener siempre la misma curvatura sin importar demasiado la posición del instrumento.


Además, biológicamente, el funcionamiento del ojo está limitado a la porción del espectro electromagnético donde es sensible (la zona visible, cuya radiación nosotros llamamos luz) y suspropiedadesfuncionales,fisiológicas,varíandepersonaapersona,cambianconlaedadyhastasemodificansegúnlashorasdeldía.Porlotanto,unaestimacióndelamagnituddeunaestrellahechaaojodesnudoes,hoyporhoy,entérminoscientíficos,inaceptable.

Ahora bien, por otra parte, el procedimiento de medición de las magnitudes estelares no ha cambiado sustancialmente. Igual que en sus inicios, se necesita comparar el brillo de una estrella de la que se quiere conocer su magnitud visual con los brillos de otra u otras, cuyas magnitudes son conocidas perfectamente. Este segundo grupo de astros con magni-tud bien determinada, decimos que está formado por estrellas estándares, estrellas patrones, o bien, estrellas de calibración (porque permiten la comparación con otras, cuya magnitud se desconoce).

Pero,encambio,loquesemodificódeformasignificativaeselmétodoaplicadoaestefin.Antiguamente, el observador estimaba magnitudes estelares estrella por estrella. Por

ejemplo, por comparación visual con estrellas de magnitudes conocidas o con una fuente artificialdeluz(ambastécnicassonmuypobresenprecisión),obien,hastamediadosdeladécada de 1980, empleando un fotómetro fotoeléctrico (1) que ya es un procedimiento más precisoyconfiable.

De cualquier forma, se trató siempre de un trabajo tedioso que insumía muchísimas horas de observación y que, además, producía resultados pobres en cantidad de estrellas observadas o, aún peor, pobres en número y calidad, dependiendo drásticamente del método empleado.

Elusodemétodosfotográficossignificóungranavanceparalafotometría,yaquesobreuna placa podían registrarse los brillos de varias estrellas simultáneamente, incluso aquellas que servían de comparación (calibración) y determinar magnitudes de cientos o miles de as-tros en una sola noche de observación. Sin embargo, rara vez las magnitudes estimadas de esta forma fueron todo lo precisas que se requería, especialmente entre las estrellas más débiles.

Afortunadamente, a mediados de los ochenta, en el siglo XX, surgieron unos detectores especiales, denominados “dispositivos de acoplamiento de carga” (CCD) que revoluciona-ron la tarea observacional en Astronomía. Ese tipo de dispositivo de estado sólido, provee:

1) alta precisión en la medida de la cantidad de luz recibida de una estrella u otro cuerpo celeste,

2) almacenamiento digital de los datos (por ejemplo, en forma de matrices numéricas),3) tratamiento inmediato de los datos con métodos matemáticos, y4) posibilidad de determinar las magnitudes exactas de varios miles de estrellas en una

sola observación, incluyendo las estrellas más débiles detectables por el telescopio que se use, en una única etapa de procesamiento.

1 Se trata de instrumentos que funcionan con una célula que transforma la luz recibida de una estrella, por ejemplo, en impulsos eléctricos. Esas corrientes pueden medirse con bastante exactitud y así, la luz recogida queda registrada como un número equivalente a la cantidad de fotones que incidieron en la célula.

Para realizar su trabajo, los astrónomos dedicados a la fotometría, a quienes también se les llama “fotometristas”, necesitan observar, como mencioné, estrellas estándares que, preferentemente, estén bien distribuidas por todo el cielo.

En la actualidad, hay una red de estrellas “patrones fotométricos” de extrema exactitud, que cubren una banda alrededor del Ecuador Celeste y que son visibles todas las noches, todo el año.

De esta forma, los observadores tanto del hemisferio Sur como del Norte pueden medir fácilmente la radiación emitida por las estrellas estándares y vincularla luego con la radia-ción de aquellas estrellas a las cuales se procura calcular la magnitud.

Consecuentemente,lasmagnitudesdefinidasdesdecualquierobservatoriodelmun-do, es decir, en cualquiera de ambos hemisferios, son perfectamente comparables en preci-sión y, además, homogéneas en cuanto a que se basan en catálogos de estrellas estándares normalizados.

Estas facilidades técnicas de última generación implicaron un inmenso desarrollo de las técnicas observacionales y un crecimiento exponencial en el número de datos obtenidos durante los últimos veinte años.

¿Que opinión le merece el trabajo realizado por el Observatorio de San Luis y, en particular, su labor fotométrica?

El trabajo desarrollado desde el Observatorio de San Luis fue de una envergadura colosal.El programa de observación era inmenso en cuanto al número de astros incluidos, y

estaba previsto realizarlo en algo así como tres años. Pero la excelencia del grupo de trabajo y las excepcionales condiciones de observación en los cielos de San Luis a principios del siglo XX, permitieron acortar ese programa a menos de dos años.

Es uno de los pocos ejemplos donde un plan de montaje de observatorio y posterior cumplimiento de un programa observacional se realiza no sólo completamente, sino antes del tiempo estipulado.

Es para enfatizar que, cuando las observaciones hechas en San Luis (para poco más de 15.000 estrellas) fueron combinadas con las más de 20.000 observadas en el Catálogo de Albany (estrellas del hemisferio Norte principalmente), se obtuvo por primera vez en la his-toria de la Astronomía un catálogo de posiciones estelares y movimientos propios para todas las estrellas visibles a ojo desnudo en el cielo, basadas en un único telescopio de precisión.

Este dato no es menor, a la luz de las incertidumbres que se introducen en ciertas canti-dades astronómicas de importancia cuando se las determina con diferentes telescopios. Por lotanto,lahomogeneidaddelosdatosprovistosenelcatálogofinalqueuneSanLuisconAlbany lo convirtieron en una herramienta única para su tiempo.

Por otra parte, en cuanto a la labor de estimación del brillo de las estrellas hecha en el Observatorio de San Luis, digamos primero que realizar mediciones fotométricas no forma-ba parte central del programa astronómico que diseñó la expedición del Dudley Observa-tory, la cual debía concentrarse en llevar adelante observaciones astrométricas.


No obstante, se determinaron posiciones no sólo de las estrellas visibles a ojo desnudo sino también de una gran cantidad de estrellas débiles, es decir, sólo visibles con un telesco-pio. En San Luis, alcanzaron magnitudes del orden de 10m o un poco más, para lo cual fue necesario estimar la magnitud visual con la mejor precisión posible.

Esatareademandócasiunpardeañosmás,luegodefinalizadaslasobservacionesas-trométricas hechas con el Círculo Meridiano.

Es útil mencionar que la posición en el cielo de una estrella experimenta muy ligeras desviaciones que dependen de la magnitud y del color de la misma. Por lo tanto, cada ob-servador tenía su propia “ecuación de magnitud” para corregir las posiciones estelares que medía. Como esas ecuaciones habían sido ya estimadas para varios observadores con ante-rioridad,resultaronbastantesencillasdeaplicaraltrabajofotométricofinal.

De modo que no fue el producto del Observatorio de San Luis un catálogo fotométrico. No obstante, no debería olvidarse que en la época en que se llevó a cabo ese trabajo, aún se desconocía la importancia que tienen las medidas fotométricas –y espectroscópicas– en términos de la evolución de las estrellas (la información sobre el estado físico de su interior). Incluso, en aquellos tiempos todavía era una incógnita el tamaño de nuestra galaxia, no se sabía cuál era la fuente de energía estelar, no estaba claro si nuestra Vía Láctea era la única galaxia ni tampoco si aquellas nebulosas espirales visibles en el cielo eran otras galaxias distintas de la nuestra, o simplemente eran sistemas que pertenecían a la Vía Láctea.

Por lo tanto, la magnitud de una estrella era un dato a obtener; un mero número, para asociarlo a su posición y su movimiento propio y, de ese modo, facilitar su ubicación poste-rior por parte de otros observadores que tuviesen objetivos de investigación distintos de los netamente astrométricos (recuentos estelares, por ejemplo).

Cada una de las personas

Cada una de las personas del equipo de trabajo del Observatorio de San Luis tenía determinadas tareas asignadas, de acuerdo a un programa establecido con anticipación. En el siguiente cuadro se señalan los principales participantes, se especifica su rol y, entre paréntesis, se indica además el período en que estas personas formaron parte del Dudley Observatory, más allá de su participación en San Luis.

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No obstante esa distribución de tareas, Tucker, Roy, Varnum, Zimmer y Sanford estu-vieron “en servicio permanente” durante todo el programa observacional.

Este plantel resistió diversas vicisitudes durante su estadía en San Luis. Desde el co-mienzo se sabía que J. Fair dejaría su puesto a comienzos de febrero de 1910. El mismo año, pero en mayo, el encargado de leer escalas, Delavan, regresó forzadamente a los Estados Unidos, aparentemente afectado por un problema ocular.

El programa fotométrico no fue comenzado inmediatamente, sino varios meses des-pués del inicio de las observaciones meridianas. Luego de dos meses de trabajo prelimi-nar en Albany, Zimmer y su asistente Hunt zarparon hacia la Argentina el 14 de julio de 1911.

Cuando ya estaban instalados en la ciudad de San Luis, lamentablemente, Hunt murió ahogado, pocos meses después (el 19 de noviembre), en circunstancias en que nadaba con un amigo argentino. Sus compañeros destacaron que, hasta su deceso, Hunt se había mostrado muy comprometido con su labor, en la que había desarrollado una pericia excepcional.

Debido a su fallecimiento, el 4 de enero de 1912 viajó Heroy Jenkins, también desde los Estados Unidos, con objeto de asistir a Zimmer en el programa fotométrico. A su vez, Jenkins interrumpió su trabajo en septiembre de 1909 y regresó a su patria; lo retomó en enero de 1912 y desde entonces permaneció hasta el final del programa de observación.

Tareas NombreDirector Richard H. Tucker [1879-1883, 1908-1911]Observadoresfundamentales

Richard H. Tucker (responsable de la tarea)Arthur J. Roy [1893-1933] y William B. Varnum [1894-1933]

Observadoresordinarios

Meade L. Zimmer [1906-1913] y Roscoe F. Sanford [1908-1911]

Lectoresde escalas

Heroy Jenkins [1909-1937], Paul T. Delavan [1908-1911], James M. Fair [1908-1910], Merton I. Roy [1909-1910], y Louis Z. Mearns [1909-1911]

Observadoresfotométricos

Meade L. Zimmer (responsable), William Hunt [1911] y Heroy Jenkins

Reducción de lasobservaciones

Arthur J. Roy (a cargo del cálculo de la coordenada de-clinación de las estrellas observadas)William B. Varnum (a cargo del cálculo de la coordena-da ascensión recta de las estrellas observadas)

Las primeras observacionesLas primeras observaciones en San Luis, como hemos apuntado, se realizaron el 6 de

abril de 1909.Resultaron tan eficaces los procedimientos aplicados en el sistema de trabajo, que las

observaciones meridianas fueron terminadas en enero de 1911 (un mes antes de los feste-jos en San Francisco del Monte de Oro), logrando sumar 87.000 observaciones en menos de 22 meses (1), máxime considerando que de ese total de observaciones unas 60.000 se hicieron sólo en un año.

Ese auténtico récord fue posible, en parte, porque hubo pocos días en los que no se hicieron observaciones y, fundamentalmente, porque el equipo de astrónomos contribuyó voluntariamente a ocupar muchas más horas por día de las que constaban en sus contratos y, además, a trabajar tanto los domingos como los días festivos.

Con respecto al programa fotométrico, entre la puesta a punto de los instrumentos y la finalización del trabajo, en febrero de 1913, se realizaron 20.758 observaciones, incluyendo las de algunas estrellas estándares. De ese número, 12.769 fueron registradas por Zimmer y 7989 por Jenkins.

Más tarde, cuando los datos obtenidos comenzaron a procesarse hasta confeccionar el catálogo definitivo (2), las siguientes personas participaron, en calidad de calculistas, junto con los responsables de la reducción de las observaciones, Roy y Varnum.

Ellas fueron las señoras y señoritas:

Marion F. Benjamin [1920-1925] Mary E. Bingham [1914-1918] Lillian F. Blanchard [sin referencia] Elizabeth Coughlin [1922-1926] Grace Cramer [1921-1922] Edith W. Davies [1923-1930]Mabel A. Dyer [1907-1917] Alice M. Fuller [1911-1923]Florence L. Gale [1913-1918] Sherwood B. Grant [1911-1933]Mary M. Kampf [1921-1923] Isabella Lange [1910-1940],Harry Raymond [1905-1939] Ruth Willstaedt [1921-1925]Marion E. Vosburgh [1921-1924] Livid C. Clark [1904-1922]Grace I. Buffum [1904-1933] Marie Lange [1915-1931]Mabel I. Doran [1918-1920] Bertha W. Jones [1913-1918]Frances L. McNeill [1910-1933] Helen McNeill [1918-1920]

Y los varones:

Heroy Jenkins [1909-1937], Roscoe F. Sanford [1908-1911] y Carl L. Stearns [1917-1918].

1 Se trata de un auténtico récord que sólo sería superado mucho más tarde por observaciones automáticas y espaciales.

2 Comenzaron en San Luis y luego continuaron en Albany.


Como mencionamos, junto con las estrellas estándares primarias y secundarias se ob-servaron centenares de otras estrellas, escogidas según cierto criterio (zona del cielo, nece-sidad de cálculo de su movimiento propio, etc.).

Luego de aplicar las correcciones sistemáticas derivadas de las estándares primarias y secundarias, se computó entonces la posición y el movimiento de las estrellas de campo, de modo que el catálogo contendría posiciones y movimientos basados en un sistema homogéneo, confiable y verificable.

Las operaciones de reducción de las observaciones son bastante complicadas y exigen cierta pericia técnica; en ellas se realiza una enorme cantidad de cálculos, todos por dupli-cado para detectar y/o evitar errores.

Esas operaciones requieren un gran esfuerzo intelectual, el cual puede evaluarse sim-plemente teniendo en cuenta el gasto total en horas-hombre que demandó la empresa. De hecho, la razón de que se contrataran tantas mujeres para las operaciones de cálculo se debía a que, en la época, las mismas cobraban la mitad que los hombres por cada hora de trabajo.

Para satisfacer esa demanda de trabajo, se mantuvo una planta permanente de 16 per-sonas, complementada por equipos contratados a través de empresas de trabajo temporal, variando el número de acuerdo a las necesidades. La contratación de un equipo de este tamaño fue posible gracias a la cooperación de la Carnegie Institution de Washington, sin cuya ayuda el proyecto hubiera resultado imposible de realizar.

Como en 1906 se creó un Departamento de Astronomía Meridiana, la Carnegie Insti-tution destinó una subvención de diez mil dólares, con objeto de cooperar con el Dudley Observatory en la realización del monumental catálogo. No obstante, su ampliación con más estrellas (por ejemplos, las australes) hizo necesario mayores fondos y, así, las subven-ciones iniciales fueron aumentando progresivamente.

El Catálogo General del Dudley Observatory, finalmente publicado en 1937, contiene 33.342 estrellas en total y está formado de cinco volúmenes:

1° Volumen: Contiene la historia general del proyecto y expone también los diferentes pasos tomados para proveer el marco por el cual las observaciones heterogéneas de las estrellas contenidas en los diferentes catálogos previos (1) serían moldeadas para formar un sistema armónico, homogéneo.

2° a 5° Volúmenes: Contienen las posiciones y movimientos propios de las estrellas. Una de las columnas de datos del catálogo señala el brillo de las estrellas, determinado en función de las publicaciones del Harvard Observatory y complementado por las medicio-nes de brillos de las numerosas estrellas hechas en el Observatorio de San Luis. Finalmen-te, también se incluyeron los tipos espectrales de las estrellas.

1 Entreellos,sedestacanelCatálogodeSanLuiscon15.333estrellas(véase4ºCapítulo),publicadofinalmen-te en 1928, y el Catálogo de Albany con 20.811 estrellas, publicado en 1931.

Luego de la última observación

Luego de registrar las últimas observaciones fundamentales, parte de los astrónomos volvió a desarmar y embalar el Círculo Meridiano y algunos de los equipos, con el mismo cuidado y los mismos baúles con que fueron traídos desde Albany.

Con Tucker a la cabeza, aquel grupo y su preciada carga volvieron en tren a Buenos Aires y, desde su puerto, embarcaron el 3 de abril de 1911 hacia los Estados Unidos; la mayoría de ellos ya no volvería al país. De esta manera, concluía uno de los trayectos más importantes de la expedición astronómica iniciada por Boss y comenzaba otro, en el Dudley Observatory: la reducción definitiva de los registros observacionales y la esperada construcción del catálogo.

Antes de partir, los ciudadanos de San Luis ofrecieron un banquete en honor a Tucker, en reconocimiento a la feliz culminación de los trabajos y por la excelente disposición mostrada hacia los vecinos durante su estadía en la ciudad (Fig. 53).

Como recuerdo, le obsequiaron una medalla con la siguiente inscripción (1):

ThepeopleofSanLuisToRichardH.TuckerObservatoryofSanLuis

Entre los presentes en la cena de despedida se hallaban el Dr. Modesto Quiroga y el Prof. Cecil Newton, dos personalidades allegadas a Tucker y quizá quienes más bregaron por el éxito de la misión norteamericana en San Luis. También participaron varios de los caballeros que días atrás habían participado de los festejos sarmientinos en San Francisco del Monte de Oro.

1 “El pueblo de San Luis, a Richard H. Tucker, Observatorio de San Luis.”

Figura 53

Fotografía tomada en el banquete ofrecido a Richard Tucker, con motivo de su retorno a los Estados

Unidos. Gentileza del Museo Rosenda Quiroga de San Francisco del Monte de Oro.


En las instalaciones del observatorio, como hemos mencionado, quedarían Zimmer y sus asistentes, para completar el programa fotométrico para la determinación de brillos estelares, hasta principios de 1913.

Cuando también ellos regresaron a los Estados Unidos, dejaron una placa en recuerdo de las tareas realizadas en San Luis, en reconocimiento de todas las gentilezas recibidas de parte del pueblo puntano. En dicha placa se lee:

Este Observatoriofue construido y usado por la expedición

de la Institución Carnegiede Washington

en la determinación de las posicionesde las estrellas australes

requeridas en el Gran Catálogo Generalde Lewis Boss

1908-1913

Es posible que la idea haya sido colocar esa placa en el predio del observatorio, pero como sus instalaciones no se conservaron (1), la placa estuvo guardada en las casas de diversos vecinos y en algunas instituciones puntanas, a la espera de un lugar adecuado para exhibirse.

Cuando en 2006 comenzamos a recopilar información sobre el observatorio, hallamos dicha placa celosamente preservada en una de las salas subterráneas del Archivo Históri-co de San Luis (Figs. 54 y 55).

Más tarde, las autoridades decidieron ubicarla en el edificio del Planetario del Parque Astronómico La Punta, en el Campus Universitario de la Universidad de la Punta, en la ciudad homónima (Argentina). Allí, miles de visitantes pueden apreciarla y todos ellos reciben información sobre la gesta astronómica que cuenta este libro (Fig. 56).

1 Hallamosdiversostestimoniossobreelfinaldelasinstalacionesdelobservatorio,perohastaahora,ningúndocumento que permita verificarninguno de ellos.Escuchamos que se desmanteló rápidamente, que fueusado por grupos de militares, que se destruyeron en un voraz incendio, que se usaron las maderas para diferentes menesteres, etc.

Figura 54

Imagen de la placa entregada por la Carnegie Institution en agradecimiento al pueblo de San Luis por las gentilezas

recibidas por la expedición astronómica realizada en esa ciudad.


4. Hacia el Catálogo de San Luis

Pero retrocedamos de terror, estamos aniquilados e incapacitados para proseguir una carrera inútil. Podemos caer, caer en línea recta, caer siempre, que jamás, jamás alcanzaremos el fondo, nunca llega-ríamosalimitarelhorizontesiempreabierto.Nicielo,niinfierno;niOriente, ni Occidente; ni arriba, ni abajo; ni derecha, ni izquierda. Encualquierdirecciónqueconsideremoselabismo,eselinfinitoentodos sentidos. En esta inmensidad, las aglomeraciones de soles y de mundos que constituyen nuestro universo visible, no forman más que una isla del gran archipiélago y, en la eternidad de la duración, la vida de nuestra humanidad, la vida entera de nuestro planeta no es más que… el sueño de un instante.

Camille Flammarion (1842-1925)

Iniciación Astronómica, París, 1912.

1a Parte: La astronomía fundamental

La confección de un catálogo de posiciones y movimientos estelares es una tarea as-tronómica ardua y extensa, que exige registros observacionales precisos y confiables de decenas de miles de estrellas.

Las observaciones individuales de cada uno de los astros escogidos, cuyos registros se transformarán luego en las posiciones (bajo la forma de coordenadas angulares) volcadas en el catálogo, demandan muchas precauciones, cuidados y esmero por parte de los ob-servadores. Además, los instrumentos utilizados para tomar los datos estelares precisan ajustes permanentes, de modo de ser fieles a ciertos estándares, comunes a los artefactos de su tipo.

Cada uno de los profesionales que llegó a San Luis era consciente de que le esperaban largas jornadas de intenso trabajo, según un procedimiento que, quizá descrito fríamen-te, puede parecer rutinario y hasta pesado, pero que durante cada noche astronómica de labores observacionales, presentó rasgos únicos, siempre diferentes. Al respecto, los observadores debían garantizar que ese procedimiento resultase idéntico para todos los astros del programa de observación establecido, esto es: millares de estrellas y un único método.

Para comprender con algo más de detalle en qué consistió el monumental trabajo as-tronómico hecho en el Observatorio de San Luis, en este capítulo presentamos una sem-blanza sobre tres cuestiones que permiten describirlo:


Desde el inicio de la Astronomía, se utilizaron para ello el Sol, la Luna y un número selecto de estrellas, todos astros que, por la misma razón, fueron denominados, conse-cuentemente, astros fundamentales (1).

Así, al obtener datos confiables y precisos de la ubicación y el movimiento de los astros fundamentales, resultaba factible entonces, en la gran mayoría de las observaciones astro-nómicas, emplear otros métodos, un poco menos laboriosos pero no menos precisos, con los cuales determinar la ubicación o el movimiento de un astro cualquiera en relación a la posición y el movimiento de los astros fundamentales.

1 Por esta razón son las posiciones de estos astros las que aparecen en los almanaques náuticos, mencionados en capítulos anteriores.

Figura 57

Representación de las coordenadas geográficas latitud (ángulo φ, con vértice en

el centro de la esfera terrestre, entre el Ecuador y el paralelo que pasa por el lugar

escogido) y longitud (ángulo λ, con vértice en el centro de la esfera terrestre, entre

un meridiano tomado como referencia u origen de las longitudes –se ha definido

como tal al meridiano de Greenwich, en Inglaterra– y el meridiano que pasa por

el lugar escogido o Meridiano del Lugar). En el dibujo se ha incluido, en el sitio

escogido, el plano del horizonte y la figura de un observador; también se incluyen

las direcciones cardinales y al cenit.

1. Cómo eran los aparatos utilizados, en particular el Círculo Meridiano Olcott: el principal instrumento astronómico con que fue dotado el observatorio,

2. en qué consistía y cómo se desarrollaba el procedimiento que cumplían los observadores, y

3. cuál fue el resultado de sus observaciones y qué se hizo con el mismo.Posiblemente, algunos lectores habituados a temas astronómicos encontrarán redundan-

tes algunas definiciones y explicaciones, pero creímos importante incluirlas para quienes no están familiarizados con las técnicas clásicas de observación de los astrónomos, en particular aquellas vinculadas con los programas de investigación de principios del siglo XX.

Para realizar cualquier estudio

Para realizar cualquier estudio referido a los astros (ya sean estrellas, planetas, come-tas, etc.) es preciso plantear y resolver primero algunos problemas básicos de una rama de la disciplina determinada Astronomía de Posición.

Para un observador ubicado en cualquier parte de la Tierra, esas cuestiones pueden reducirse a tres principales:

a.Determinarsulocalizaciónsobrelasuperficieterrestre,esdecir,conocerlascoordena-dasgeográficaslongitud (λ) y latitud(ϕ) de ese observador (1) (véase Fig. 57),

b. averiguar la hora precisa en que se realiza la observación y, por último,c. determinar la posición exacta de los astros a ser observados.

Históricamente, los primeros astrónomos no contaban con una colección de datos este-lares (ni planetarios) a su disposición. Por ende, tampoco tenían catálogos adecuados.

Para resolver sus problemas prácticos o construir un modelo explicativo que diera cuenta de lo observado, ellos mismos debían obtener los datos de los astros, basándose en sus propias observaciones e imaginando e inventando tanto procedimientos de observación como méto-dos de cálculo, de acuerdo a los resultados experimentales y los registros que adquirían (2).

Algunos de aquellos procedimientos hoy suelen denominarse fundamentales, ya que se emplearon para establecer los fundamentos de la disciplina.

Entre los primeros métodos fundamentales se destacan los utilizados para (a) determinar la ubicación precisa de los astros en el cielo, y(b) estudiar sus movimientos aparentes y deducir sus movimientos reales (3).

1 Nombredelasletrasgriegas:λ(lambda)yϕ(phi).2 Incluso, por mucho tiempo los listados de observaciones con posiciones estelares que había realizado un observadornoeranrevisadosnisecertificabansusvalores,loscualesseconsiderabanválidos.Paulatinayafortunadamente, esta actitud fue cambiando.

3 Los movimientos reales son los que el astro tiene en el espacio (no observables directamente). Los aparentes, en cambio, son los movimientos de los astros, tal como se observan en la esfera celeste. Uno y otro tipo de movimiento están vinculados y, en particular, observando y estudiando los movimientos aparentes, es posible determinar los reales.


Ahora bien, conocer la lejanía o la proximidad de cada estrella fue uno de los anhelos de los astrónomos de todos los tiempos y recién comenzó a cristalizarse a mediados del siglo XIX cuando, a través de métodos trigonométricos, se pudieron calcular las primeras distancias estelares.

Hasta entonces, determinar la posición aparente, es decir, la ubicación observada de una estrella sobre la esfera celeste, resultó una actividad astronómica posible, que fue creciendo en precisión paulatinamente, sobre todo a partir del siglo XVII, con la aparición del telescopio como instrumento fundamental de la Astronomía, junto con el desarrollo de nuevas y más eficientes técnicas de registro y de cálculo.

Figura 58

En este esquema se ha representado la mitad observable de la esfera celeste, correspondiente

a un observador en el hemisferio austral del planeta. Se muestran las ubicaciones del Cenit

(intersección de la vertical que pasa por el observador o “vertical del lugar”, y la esfera celeste)

y del Polo Sur Celeste (proyección del Polo Sur de la Tierra, sobre la esfera celeste); la flecha

materializa la visual, desde el centro de la esfera celeste, al polo elevado (en este caso, el Sur,

véase Glosario). También se señalan las posiciones de los puntos cardinales (Este, Oeste, Norte

y Sur) sobre el horizonte; la recta que une al Sur con el Norte se denomina “línea meridiana”.

Las curvas con flechas representan las trayectorias de algunas estrellas, visibles para ese

observador; los astros siguen trayectorias similares, todas paralelas entre sí. El plano de la

trayectoria estelar que une al Este con el Oeste coincide con el Ecuador Celeste (proyección del

Ecuador de la Tierra, sobre la esfera celeste). Las estrellas de trayectorias cercanas al Polo Sur

Celeste se denominan “circumpolares” y son permanentemente visibles.

En particular, la determinación de la posición fundamental de unos pocos centenares de estrellas (1), realizada con extrema exactitud, permitió establecer la posición de miles de otras tan sólo determinando las diferencias entre la posición observada de estas últimas con respecto a la posición de las fundamentales. Este procedimiento se denominó, por tal razón, método diferencial.

Por último, es importante señalar que, en cada época, desde la antigüedad hasta el presente, los métodos fundamentales usados en Astronomía fueron progresando respecto a los propios de épocas anteriores, superándolos en precisión, simpleza y alcance.

Nuestro mundo es la plataforma espacial

Nuestro mundo es la plataforma espacial desde donde observamos el resto del uni-verso. Puede decirse entonces que la Tierra es el sitio desde donde nos ubicamos en el universo y desde donde ubicamos los astros, algo así como nuestra principal referencia cósmica.

Según la percepción humana, un observador ubicado en la superficie terrestre tiene la impresión de que el cielo se manifiesta con apariencia abovedada. Así, todos los astros parecen proyectados sobre la cara interna de una superficie cóncava, esférica, que parece rodear por completo al observador.

En términos geométricos, puede considerarse entonces a cada observador como el cen-tro de una semiesfera aparente (Fig. 58). Esa figura representa el cielo visible desde el sitio donde está ubicado dicho observador. Junto a esa semiesfera observable, una semiesfera de igual dimensión pero oculta a su visión por un plano llamado plano horizontal (2) acaba por constituir un modelo esférico que representa todo el cielo, denominado esfera celeste.

A la visión terrestre, entonces, las estrellas –que en realidad se hallan alejadas a dife-rentes distancias de nuestro planeta– simulan estar todas sobre la esfera celeste, a la mis-ma distancia de un observador terrestre, cualquiera sea su posición. Además, aunque son astros de diferentes dimensiones, la apariencia de las estrellas es puntual (puntos de luz) debido a que la distancia real de las mismas es enorme y no permite que puedan apreciar-se objetivamente sus auténticas dimensiones.

Para definir la posición de una estrella, los astrónomos precisan conocer su ubicación aparente (observada) en la esfera celeste y también su distancia al planeta. Sólo con estos dos datos es posible construir una representación tridimensional del universo en el que estamos inmersos, primer paso ineludible para la comprensión cabal de la mayoría de los fenómenos celestes.

1 Estas son las que luego se denominarían “estrellas estándares”.2 Elhorizonteeslacircunferenciaquedivideelcielovisibledelcieloinvisible,definidaatravésdelcontornovisibledelplanohorizontal.Elplanohorizontalquedaencerradoporelhorizonte.AmpliarestadefiniciónconelGlosario,alfinaldeltexto.


Cada coordenada celeste, en cualquier sistema de referencia, da cuenta de la medida angu-lar de un arco subtendido sobre la superficie de la esfera celeste, con vértice en el observador y ligado a ciertos elementos de referencia, como por ejemplo el ya mencionado plano horizontal, o bien el plano definido por el trayecto aparente del Sol, denominado Plano ecliptical (1).

La determinación de las coordenadas celestes de las estrellas constituyó por milenios el principal programa de trabajo de los observatorios astronómicos (2). Se invertía la ma-yor parte de los fondos que disponían y, además, en el desarrollo de esos programas se comprometía también el prestigio de los astrónomos a cargo de los mismos.

El resultado final de esos programas astronómicos de determinación (observación) y reducción (cálculo) era la elaboración de grandes volúmenes con datos estelares, princi-palmente el brillo aparente y las coordenadas celestes. Esos grandes libros, denominados catálogos celestes, se distinguían por la precisión de las medidas, el número de estrellas incluidas y también por la zona del cielo abarcada en el programa de observación.

Un sistema habitual de coordenadas astronómicas

Un sistema habitual de coordenadas astronómicas, que determina la posición de una estrella para cualquier observador terrestre, se define tomando como referencia el plano del Ecuador Celeste, un plano perpendicular al eje del mundo que divide la esfera celeste en dos partes iguales. Esas coordenadas son:

• La declinación [δ, (3)]. Se denomina así al ángulo M’OM que forma la visual OM dirigida al astro M (Fig. 60) con el plano del Ecuador Celeste (EE’). Se mide desde δ = 0° a δ = 90° y se considera positiva o negativa según que el astro se encuentre en el hemisferio Norte o Sur. La declinación, como la medida del ángulo que forma la visual dirigida al astro con el plano del Ecuador Celeste, está dada por el arco de meridiano correspondiente. Es posible definir la decli-nación de un astro, también, como el arco de meridiano comprendido entre el astro y el Ecuador Celeste.

• La distancia polar (DP) de un astro es el arco de meridiano comprendido entre el astro y el polo elevado. Se mide desde DP = 0° a DP = 180° y, en el hemisferio que corresponde al signo de la declinación, la distancia polar puede considerar-se su complemento (DP = 90° – δ).

1 Se denomina “plano ecliptical” debido a que la trayectoria aparente anual del Sol alrededor de la Tierra se denomina “eclíptica”. Su nombre deriva del hecho de que es sobre ese plano donde se observan los eclipses, enparticularloseclipsesdeSol(ocultamientostemporariosdelSolporlaLuna).AmpliarestadefiniciónenelGlosario,alfinaldeltexto.

2 Incluso era una actividad fundamental para los astrólogos, quienes para sus predicciones necesitan también conocer la posición de los astros en un momento dado, para un cierto lugar de la Tierra.

3 Nombredelaletragriegaδ:delta.

Asociada a la determinación de las posiciones aparentes se inició también la tarea de construir mapas que plasmen el paisaje aparente del cielo estrellado; se los llama atlas celestes. Para esa tarea, también una de las más antiguas de los astrónomos de todas las culturas, en principio, resulta imprescindible contar con datos observacionales de la ma-yor precisión posible.

Al igual que la ubicación de un lugar sobre la superficie terrestre, la posición aparente de un astro queda determinada por un par de magnitudes angulares, conocidas como coordenadas celestes (también suelen llamarse “uranográficas”) que tienen diferentes de-nominaciones, de acuerdo a los planos y los ejes de referencia (considerados fijos en este modelo de cielo) que se utilicen para definirlas y medirlas sobre la esfera celeste. Véanse, por ejemplo, las coordenadas celestes del Sistema Horizontal de la Fig. 59.

Figura 59

Se representan sobre la esfera celeste las coordenadas del Sistema Horizontal. Una de ellas se llama azimut y se

mide sobre el horizonte. La otra coordenada se llama altura y se mide sobre un plano perpendicular al horizonte,

que contiene el astro. También suele usarse una tercera coordenada que mide la distancia angular del astro al

cenit, denominada por ello distancia cenital y el complemento de la altura de un astro (1).

(1) Aunque en el lenguaje coloquial, “altura” de “altitud” pueden considerarse sinónimos, los astrónomos distinguen

ambas palabras. Se llama altura de un punto a la longitud de la perpendicular trazada de dicho punto a un plano

de referencia; así se dice que la altitud de un lugar es su altura sobre el nivel medio del mar. En cambio, la altura

astronómica de un astro es el ángulo que forma la visual dirigida al astro con la proyección de esa visual sobre el

horizonte del observador.


las coordenadas del Sistema Ecuatorial Celeste (α y δ), dado que las mismas no dependen del lugar en que se hace la observación, mientras que cuando se quiere estudiar el movi-miento del astro con respecto al observador (esto es, por ejemplo, durante las sesiones de observación de esos astros) se adoptan las coordenadas del Sistema Ecuatorial Local (t y δ).

Figura 60

Esquema que muestra la

declinación de un astro,

como el arco de meridiano

entre su posición en el

mismo y el Ecuador Celeste

EE’.

Figura 61

Esquema del ángulo horario

de un astro.

• El ángulo horario (t). Se denomina así al ángulo diedro que forma el Meridiano del Lugar, con el meridiano que pasa por el astro M (Fig. 61). Se mide desde t = 0° a t = 360° en sentido retrógrado, es decir, en el mismo sentido que el movimiento aparente diurno. Como la medida de un ángulo diedro es la de su rectilíneo co-rrespondiente, y éste se mide por el arco de radio unidad comprendido entre sus lados, resulta que el ángulo horario t de un astro M, es igual al arco EM’ sobre el Ecuador Celeste EE’, comprendido entre el Meridiano del Lugar PSEPN (PS es el Polo Celeste Sur y PN el Polo Celeste Norte) y el meridiano PSMPN que pasa por el astro M, medido en sentido retrógrado, como dijimos, de 0° a 360°.

Como el ángulo horario (t) depende esencialmente de la posición del observador sobre la superficie de la Tierra, los astrónomos han buscado otras coordenadas que puedan ser equivalentes para cualquier sitio del planeta. Entre ellas, una de las consignadas en los catálogos de posiciones estelares es:

• La ascensión recta [α, (1)] definida como el ángulo diedro que forma el meri-diano que pasa por el Punto Vernal (γ) con el meridiano que pasa por el astro. Se mide en sentido directo, es decir, contrario al movimiento aparente diurno, desde α = 0° a α = 360°.Como antes dijimos, la medida de un ángulo diedro es la de su rectilíneo co-rrespondiente y éste se mide por el arco de radio unidad comprendido entre sus lados; por lo tanto, resulta que la ascensión recta de un astro es igual al arco de Ecuador Celeste (EE’) comprendido entre el Punto Vernal (γ) y el meridiano que pasa por el astro.Así, por ejemplo, la ascensión recta α del astro M (Fig. 62) es el arco del Ecuador Celeste γM’ correspondiente al ángulo central γOM’, o bien el diedro γPSPNM.

Junto a la ascensión recta (α) se utiliza la declinación (δ) y, ambas, son la base del lla-mado Sistema Ecuatorial Celeste, que no depende del observador, a diferencia, por ejemplo, del Sistema Horizontal (Fig. 59) o el Sistema Ecuatorial Local, formado por la misma decli-nación (δ) pero con el ángulo horario (t) el que sí depende de la ubicación del observador sobre la superficie terrestre.

Es decir, la declinación (δ) se mide por el arco de meridiano M’M comprendido entre el astro y el Ecuador Celeste (EE’). Como las estrellas, en su movimiento aparente, describen trayectorias paralelas al Ecuador Celeste, es evidente que los sistemas ecuatoriales tanto el local como el celeste resultan los más adecuados, ya que una de sus coordenadas (la declinación) permanece invariable durante el movimiento aparente del astro.

Se comprende entonces por qué en los catálogos, armados para ser usados por obser-vadores en cualquier parte del mundo, se elige expresar la posición de las estrellas por

1 Nombredelaletragriegaα:alfa.


Luego, a continuación y mediante diversos métodos de cálculo, se obtiene la diferencia en-tre los valores de las coordenadas (1) de las estrellas de posición desconocida y los correspon-dientes a las estrellas de posición conocida (estrellas fundamentales).

Por lo tanto, si el objetivo es recopilar material para un catálogo, los observadores del Círcu-lo Meridiano limitan su atención a las estrellas que se encuentran dentro de una determinada zona del cielo, a veces muy estrecha (2) y, de esa manera, concentrarse en registrar sus pasajes por el Meridiano del Lugar de todas las estrellas seleccionadas en dicha zona, suficientemente brillantes para ser observadas sin inconvenientes por el telescopio del instrumento.

En general, para asegurar mayor exactitud y disminuir al máximo los posibles errores en el procedimiento, es deseable que las observaciones se repitan varias veces (tanto de las estrellas de posición desconocida como de las fundamentales). Sin embargo, incluso en los trabajos realizados con mayor cuidado, los astrónomos detectaron que, después de corregir las obser-vaciones por todos los errores de causas conocidas, quedan algunos (muy pequeños) cuyo origen se considera errático o desconocido; se trata de errores que varían con las coordenadas y el brillo de la estrella, y para manifestarse es preciso comparar el resultado obtenido con el de otros observadores, en otros observatorios.

Por mucho tiempo, el hallazgo y la determinación de esos errores sistemáticos requirió una gran habilidad y un gran criterio, dos cualidades que hicieron que los astrónomos dedicados a observar con un Círculo Meridiano se escogiesen entre los profesionales más experimentados, minuciosos y rigurosos.

Un Círculo Meridiano

En su estructura, un Círculo Meridiano consta de tres partes principales:• Un eje horizontal, sostenido por dos cojinetes fijos (M y M’) y orientados en la direc-

ción Este-Oeste. Es el eje EW de la Fig. 63.• Un telescopio unido al eje horizontal, de modo que su eje interno o línea de colima-

ción, sea perpendicular al eje horizontal, es decir, a la recta EW.• Dos limbos o círculos, ambos graduados según una escala sexagesimal, fijados con-

céntricamente al eje de giro, y que, por lo tanto, pueden considerarse como unidos constantemente a la línea definida por su eje interno o línea de colimación LL’.

Un observador realiza la lectura de la graduación por medio de un pequeño dispositivo denominado microscopio micrométrico, que consiste en una placa dentada colocada a un lado en el plano focal del objetivo (Fig. 64). Esa placa es recorrida por un par de hilos móviles muy cercanos uno del otro (3).

1 Comodijimos,ascensiónrecta(α)ydeclinación(δ).2 En general, esa zona queda limitada por pequeños intervalos en ascensión recta y en declinación.3 Estos instrumentos reemplazaron al “nonio” o “vernier”, ya que consigue subdividir con mayor exactitud

el intervalo entre dos divisiones del limbo. La distancia entre dos “dientes” de la placa dentada de un micros-copio micrométrico es recorrida por el sistema móvil, en una vuelta del tornillo que sirve para desplazarlo.

A principios del siglo XX, el instrumento astronómico de mayor precisión para deter-minar estas coordenadas fue un telescopio de características singulares que, por su cons-trucción y montaje, se denomina Círculo Meridiano (1).

En principio, para determinar la ascensión recta y la declinación de una estrella con un Círculo Meridiano resulta imprescindible:

• que el movimiento aparente de la estrella en la esfera celeste sea tal que cruce el Meridiano del Lugar durante la noche de observación (2) y, además,

• que esa estrella sea lo bastante brillante para que pueda ser visualizada con el telescopio (3).

El trabajo astronómico con un Círculo Meridiano consiste en observar algunas estrellas cuya posición sea conocida con precisión (4) justo antes o después de observar otras estre-llas, cuyas posiciones se desea determinar.

1 Este instrumento fue inventado por el astrónomo dinamarqués Olaf Christensen Rømer (1644-1710), en 1704. Luego fue perfeccionado por el óptico inglés Jesse Ramsden (1735-1800).

2 En el mismo lugar de la Tierra, hay estrellas que no son visibles en ciertas épocas del año. Otras son perma-nentemente invisibles. Sólo para los observadores ubicados en el ecuador terrestre es posible apreciar todas las estrellas visibles, todo el año.

3 Los telescopios tienen un límite de brillo posible de captar. Ese límite varía con las características del instru-mento y también con las condiciones ambientales del lugar de observación. Estos programas también daban la oportunidad de medir el brillo aparente (magnitud) de aquellas estrellas que no contaban con una medición confiabledelmismoo,directamente,selodesconocía.

4 Es decir, estrellas que pertenezcan a un catálogo fundamental.

Figura 62

Esquema de las

coordenadas ecuatoriales

celestes (ascensión recta y

declinación) de un astro.


La pieza D lleva en su extremo (A) el objetivo del telescopio, nombre que se le da a la lente principal del instrumento; su función es captar la luz procedente del objeto observa-do y modificar su dirección hasta crear la imagen óptica, réplica luminosa del objeto, que luego será tomada por el ocular.

Análogamente, en el extremo de la pieza E se ubica el ocular (B). El ocular es una lente o un juego de lentes que completa el telescopio; es la óptica que se antepone al ojo del observador para ampliar la imagen captada por el objetivo.

Los pivotes o muñones, T y T’, unidos a las piezas F y G (Fig. 65), se tornean y rectifican cuidadosamente para conseguir, con la mayor precisión posible, la alineación y la igual-

Figura 64

Dibujo de la placa dentada de los microscopios micrométricos del instrumento. Los microscopios usados en los

Círculos Meridianos, como el Olcott, tenían de 25 a 30 aumentos (1) y un campo visual de unos 15’, en el que

aparecen las imágenes de 3 o 4 trazos, quedando, generalmente, invisibles las numeraciones del limbo.

Por este motivo se dispone un parámetro suplementario, determinado por un hilo de araña tendido en el diafragma

de un microscopio auxiliar cuyo campo es de amplitud suficiente para que aparezca, en todos los casos, la imagen

de un trazo numerado en grados. Con los microscopios micrométricos podían apreciarse ángulos de 0,1”.

(1) El aumento de un telescopio está dado por la relación entre la distancia focal del objetivo y la del ocular. Como

generalmente el objetivo de un telescopio es fijo, para aumentar o reducir el aumento se intercambian oculares. Sin

embargo, existen límites superior e inferior, es decir, un aumento máximo y uno mínimo para cada instrumento,

superados los cuales la calidad de la imagen desciende; esos límites dependen de la abertura del objetivo.

En un Círculo Meridiano, los microscopios micrométricos, dispuestos perpendicular-mente a los limbos, se hallan fijados a los zócalos del instrumento.

De esa disposición resulta que, si designamos por l1 y l2 las lecturas correspondientes a dos posiciones de la línea de colimación (L1L’1 y L2L’2) el ángulo L1OL’1 será equivalente a la diferencia entre esas dos lecturas (esto es igual a l1 – l2 o bien a l2 – l1, según que el círculo esté graduado en uno o en otro sentido).

Dispuesto el instrumento de acuerdo a estos principios, si se hace girar el eje EW en sus cojinetes (M y M’), la línea de colimación LL’ describirá el plano del meridiano y se la podrá dirigir sucesivamente hacia el Norte (N), al Cenit, hacia el Sur (S) o bien al Nadir.

También puede dirigirse a cualquier estrella cuyo paso por el meridiano tenga lugar en el instante de la observación.

Dado que el tubo del telescopio del Círculo Meridiano descansa sobre los cojinetes (M y M’) del eje de giro, su armazón experimenta algunas deformaciones debidas a la influen-cia de su propio peso (1). Tratándose de un instrumento de alta precisión, es necesario que esas deformaciones no sean permanentes y que correspondan a desviaciones angulares de poca importancia. Para satisfacer estas condiciones, el armazón está constituido por cuatro piezas huecas de hierro fundido o de acero moldeado: D, E, F y G (Fig. 65). Esas piezas tienen forma de cono truncado que terminan en forma cilíndrica y están fijadas por medio de tornillos a una caja central, de forma cúbica (C).

1 Al comienzo, el telescopio del Círculo Meridiano era colocado más cerca de uno de los extremos del eje de rotación; luego se lo empezó a montar en el centro del eje.

Figura 63

Esquema de la estructura de

un Círculo Meridiano.


a hacer cuidadosas determinaciones; nuevas pruebas se repitieron luego, al momento de ser montado en San Luis y nuevamente en 1911, después de retornar a Albany. El procedi-miento por el cual se hicieron estas determinaciones fue idéntico al seguido en el cálculo de los errores (1) hecho con la graduación original de 1896.

Para efectuar las lecturas sobre la escala graduada de los limbos se dispone, a cada lado del instrumento, de una serie de dos a seis microscopios micrométricos, montados sobre dos círculos paralelos a los limbos, pero fijos. Si bien bastaría un solo microscopio para efectuar las lecturas, se multiplica el número de estos aparatos con objeto de reducir la influencia del eventual error de excentricidad del limbo y de la falta de regularidad en su graduación. Al multiplicar las lecturas que corresponden a una misma posición del telescopio del Círculo Meridiano, se reduce también la influencia de los errores de lectura y se aumenta, por lo tanto, la precisión en las medidas angulares (2).

Vale resaltar que esas medidas alcanzan una aproximación de una décima de segundo de arco (0,1”).

Por otra parte, el instrumento está provisto de dos tipos de tornillos de presión:a) tornillos de frenado, usados para detenerlo en cierta ubicación e inmovilizarlo, y b) tornillos de coincidencia o de llamada, para imprimirle pequeños y lentos movi-

mientos de rotación.Para iluminar, de acuerdo a las necesidades, el campo de observación del telescopio o

los hilos del retículo, se dirige hacia el interior del instrumento, a través de una abertura perforada en los pivotes, la luz de una lámpara colocada exteriormente en la prolongación del eje de giro.

Los rayos luminosos de esa lámpara son dirigidos hacia el ocular B por un prisma dispuesto en el cubo central C.

La iluminación se gradúa por medio de un diafragma de abertura variable, debiendo aumentarse la iluminación de los hilos del retículo, cuando se observa un astro muy lumi-noso, y disminuirse en el caso contrario.

La instalación de un instrumento de este tipo era una operación delicada y trabajosa. Para un desempeño eficaz, debían disponer el instrumento de tal modo que se cumplan las siguientes condiciones:

1) Horizontalidad del eje de giro.2) Perpendicularidad del eje de giro y del eje óptico del telescopio.3) Perpendicularidad del eje de giro y del plano meridiano.

Algunas de las operaciones que debieron realizar los integrantes del equipo del Obser-vatorio de San Luis, para poner en funcionamiento su Círculo Meridiano, se describen con algo más de detalle en la 2ª parte de este Capítulo.

1 Este procedimiento se halla publicado en la revista Astronomical Journal, Nº 382, 383 y 401 de ese año.2 LosmicrómetrosdelCírculoMeridianoOlcottfuerontesteados,enAlbany,ennoviembrede1905.

dad de sus diámetros entre sí. Además, los pivotes giran en los cojinetes M y M’, cuya situación respecto a sus bases de asiento puede regularse en sentido horizontal y vertical por medio de tornillos de corrección.

Los cojinetes M y M’ descansan sobre dos pilares de piedra (P y P’, en la Fig. 65), im-plantados sobre importantes bloques macizos, aislados completamente de las paredes del edificio para evitar recibir las eventuales vibraciones del mismo (1).

Para evitar la ovalización de los pivotes y de los cojinetes, la mayor parte del peso del instrumento está sostenido por unos contrapesos que actúan de abajo arriba, por medio de un sistema de palancas y rodillos, sobre unos collares concéntricos al eje de giro.

Al eje de giro están fijados concéntricamente uno o dos círculos de unos ochenta centí-metros a un metro de diámetro que suelen llamarse limbos (K y K’, en la Fig. 65).

Estos círculos están graduados con gran precisión, según una escala sexagesimal, de 0° a 360°, en intervalos de cinco minutos de arco (5’). Vale resaltar que la graduación original hecha en los limbos en 1856 por los fabricantes (Pistor & Martins), hacia 1905 estaba total-mente desgastada por lo que se dispuso que se reemplazase por otra nueva. La firma War-ner & Swasey fue la encargada de hacerlo. Una vez regraduados los limbos, se volvieron

1 Lasvibracionespuedendesconfigurarelinstrumentoyprovocarerroresenlasobservaciones.

Figura 65

Diagrama de la estructura

de un Círculo Meridiano.


oscuridad. Por ello, esas variaciones pueden ser agrupadas por su relación con la sali-da o la puesta del Sol, lo que generó que se hiciesen registros en diferentes momentos: en la tarde, en la primera mitad de la noche, en la segunda mitad de la noche, justo antes de finalizar la noche, en el alba, en el comienzo de la salida del Sol y al finalizar la misma. Los encargados de estas mediciones fueron Roy, Varnum y Tucker.

2) Una causa habitual de errores es la denominada torsión del telescopio. Como se ha dicho, el Círculo Meridiano debería girar exclusivamente en el sentido Norte-Sur, pa-sando por el cenit. Pero sucede que, en la práctica, esto no es así ya que ocurren desvia-ciones en los instrumentos, causadas por variaciones de la temperatura ambiente.Esas desviaciones no pueden generalizarse, son propias de cada instrumento y del lugar donde está emplazado, y los errores que producen deben ser investigados y corregidos antes de que las observaciones sean catalogadas.En 1908 fueron hechas, en Albany, una serie de observaciones para determinar la flexión horizontal del instrumento. Luego, esas observaciones fueron completadas con otras hechas desde el Observatorio de San Luis.En el Catálogo de San Luis se presenta una tabla donde se muestran los resultados de ambas series de observaciones, las cuales fueron combinadas para hallar el valor me-dio de corrección, que fue de +1,05”. Los observadores que realizaron esas medias en Albany fueron Boss, Roy y Zimmer; en San Luis, fueron realizadas por Boss, Roy, Zimmer, Tucker y Varnum.

En AlbanyObservador B-E Nº B-O Nº VMBoss +1”+̣13 4 +0”+̣98 4 +1”+̣06Roy +1,00 5 +1,12 4 +1,06Zimmer +1,58 4 +1,24 4 +1,41

Valor medio +1,11En San LuisObservador B-E Nº B-O Nº VMBoss +0,97 5 +0,87 5 +0,92Roy +1,03 6 +1,07 4 +1,05Zimmer +0,94 5 +1,02 5 +0,97Tucker +1,02 4 +1,02Varnum +1,20 1 +0,69 2 +0,86

Valor medio +0,98

Referencias: B-E: Brazo al Este; B-O: Brazo al Oeste; Nº: Número de observaciones; VM: Valor Medio.

Para que la posición de una estrella

Para que la posición de una estrella sobre la esfera celeste se considere exacta (1), debe ser objeto de diversas correcciones, debidas a diferentes efectos que afectan las observacio-nes. A continuación comentaremos algunos de ellos.1) Un efecto importante sobre las posiciones observadas, aunque sencillo de estimar, es el

debido al fenómeno de refracción atmosférica. Consiste en el cambio de dirección de la trayectoria de los rayos de luz estelar, cuando ellos ingresan a la atmósfera terrestre y atra-viesan, hasta llegar al observador, zonas de diferente densidad. Este fenómeno produce un efecto de elevación en los astros, es decir, se ven un poco más altos sobre el horizonte en relación a su altura verdadera. La desviación correspondiente hacia el Cenit crece con la distancia cenital del astro observado: es nula en el Cenit y máxima en el horizonte.Para corregir las posiciones observadas por este efecto, existen tablas con valores correc-tivos que pueden aplicarse a los registros tomados, teniendo en cuenta las condiciones atmosféricas en el instante de cada observación.Por lo tanto, en el Observatorio de San Luis debieron tenerse en cuenta varios factores locales que intervienen en el fenómeno de refracción, como la presión atmosférica, la temperatura ambiente, los repentinos cambios de densidad de la atmósfera en la zona de-bido a los vientos, etc. Para ello, realizaban también sistemáticas y cuidadosas mediciones meteorológicas que luego utilizarían en sus cálculos de corrección por refracción.Las correcciones por refracción hechas en San Luis fueron computadas con las Tablas de Pulkovo. Debido a la altitud de la ciudad sobre el nivel del mar, uno de los factores que intervienen en la corrección por refracción debió ser recalculado.El barómetro usado por el equipo de Tucker fue construido por H. J. Green. Su estado fue comparado en 1908 y en 1911 con otro, usado en el Dudley Observatory de Albany, que a su vez estaba calibrado y probado por el “Bureau of Standards” de los Estados Unidos. Este instrumento se colgó en la pared sur de la sala de observación.El termómetro también fue construido por H. J. Green y había sido usado por muchos años en Albany. Fue escogido porque al ser testeado por el “Bureau of Standards” había mostrado errores muy pequeños. No obstante, para tener en cuenta esos errores se cons-truyeron tablas para corregir las lecturas del termómetro.El termómetro se colocó a la intemperie, encerrado en una caja, sobre la extensión sur del edificio del Círculo Meridiano, a la altura del eje del instrumento (unos 1,2 metros sobre el suelo). Se lo protegió de la temperatura interna del edificio por medio de puertas. Por último, se realizaron estudios de la variación diurna de la refracción atmosférica. Aunque los factores de corrección por este fenómeno se consideran constantes, fre-cuentemente ellos sufren ciertas variaciones vinculadas con el ciclo de luz solar y de

1 Queseaexactasignifica,enestecontexto,queladeterminacióndesuscoordenadas,porejemplo,ascensiónrecta(α)ydeclinación(δ),reúnelascondicionesnecesariasysuficientesparaformarpartedeuncatálogo.


pivotes del telescopio, por su parte, tienen un error inherente a su fabricación: no pue-den ser desgastados hasta tener forma de un círculo perfecto, entonces también deben ser observadas y anotadas las desviaciones producto de su construcción.También se deforman los dos grandes círculos graduados del Círculo Meridiano, ge-nerando que la posición de una estrella que es localizada al norte o sur del Ecuador tenga pequeñas desviaciones.Dado que el Círculo Meridiano del Observatorio de San Luis fue desmontado de su lugar de origen y montado nuevamente en esa ciudad, los astrónomos debieron volver a estimar todos estos errores, comparándolos con los valores que tenían en el Dudley Observatory (1).

5) La graduación de las escalas en los círculos de lectura también contienen errores que de-ben ser tenidos en cuenta. Para el fabricante, resulta imposible, sobre esos círculos, grabar líneas que marquen 360° y subdivisiones, espaciadamente perfectas. Para determinar los errores en estas líneas en el Círculo Meridiano Olcott, fue preciso un largo y tedioso estu-dio, para estimar los errores de graduación del instrumento con precisión aceptable.

6) Otra causa de los errores en la observación es debido a los diferentes hábitos personales del observador, conocidos también como “ecuaciones personales”. Por ejemplo, esos hábi-tos se ponen en evidencia cuando es preciso fijar el instante preciso y exacto de cuando una estrella cruza uno de los hilos del micrómetro; sucede que, quizás, un astrónomo señala un movimiento demasiado pronto y otro astrónomo tal vez lo hace un poco más tarde.En la 2ª parte de este Capítulo, damos un par de ejemplos de estas correcciones, con la determinación de la hora del paso de un astro por un hilo del retículo, y con la estimación de las magnitudes de las estrellas.

Una corrección trascendente

Una corrección trascendente que debe tenerse en cuenta para determinar las posicio-nes de las estrellas del catálogo se debe a la variación de los planos fundamentales de referencia (2), en particular, los correspondientes al movimiento de precesión (3).

1 El método empleado en la determinación de las correcciones de los pivotes está publicado en la revista As-tronomical Journal (Nº 572, Vol. 24, pág. 167, año 1905) junto con los resultados obtenidos a partir de observaciones hechas en esa época. La redeterminación de esas correcciones fue hecha en San Luis, en 1909. Finalmente, en el Catálogo de San Luis se presentó una tabla con los valores medios de ambas (la cual fue aplicada por Tucker y su equipo para estimar las correcciones a realizar).

2 Por ejemplo, el plano ecuatorial o el plano ecliptical.3 Este fenómeno fue descubierto por el astrónomo griego Hiparco en el siglo II a. C. Este astrónomo fue el primero

en elaborar un catálogo estelar, en el que incluyó la posición en el brillo de 1080 estrellas. Hiparco, director de laBibliotecadeAlejandría,esquienintroducelascoordenadaslatitudylongitudgeográficas(véaseelGlosario,alfinaldeltexto).

Ese valor (+1,05”) nunca fue modificado y se lo usó a través de todo el período de tra-bajo. Antes de que el instrumento fuera desmontado en San Luis para ser devuelto a Albany, se hizo una nueva medida para prever posibles cambios en la flexión (1).También fue establecido el error que se produce por el efecto de flexión en los limbos del instrumento; la determinación de ese error fue hecha calculando los errores en la graduación de las escalas de limbos. En el Catálogo de San Luis se muestra una tabla en la que se presentan las mediciones hechas a cada limbo en los años 1896, 1905, 1909 y 1911, aclarando que se tomaron los valores de 1905.

3) Una fuente importante de errores a tener en cuenta emana de la determinación del tiempo, es decir, de las variaciones que experimenta el reloj usado para medir el ins-tante en que una estrella atraviesa el plano del Meridiano del Lugar (2). En aquella época, para registrar con precisión el pasaje de una estrella por ese plano, se requerían relojes de alta complejidad y precisión.En el Observatorio de San Luis se usaron dos relojes Riefler, equipados especialmente para sobrellevar el efecto de la densidad cambiante del aire que podía desviar el reloj. La cuerda de uno de esos relojes era a mano y la otra era manejada por una pequeña pesa que caía, por gravedad, sobre un arco chico, hasta llegar a un punto donde era im-pulsado a un punto en el alto del arco, por contacto eléctrico, para volver a empezar su curso hacia abajo otra vez. Para poder regular el reloj a un tiempo casi perfecto, el me-canismo y el péndulo están colocados en un tubo cilíndrico cerrado herméticamente.El péndulo tiene un poco de movimiento antes de llegar al tubo y se acelera a medida que el aire va siendo eliminando del tubo, porque tiene menos resistencia, hasta llegar a un estado en que se considera que brinda la hora verdadera. En ese estado es cuando puede ser utilizado para las observaciones astronómicas. La presión constante que hay en el tubo sellado excluye las variaciones que probablemente sean producidas por la presión barométrica.Para prevenir los cambios de frecuencia del reloj, éste era guardado en una bóveda para mantener la temperatura constante por medio de un control termostático muy sensible y preciso; y a pesar de todas estas precauciones, los errores en las frecuencias de los relojes solían ocurrir, hablando siempre astronómicamente.

4) Otros errores en las observaciones son debido a las imperfecciones mecánicas del telescopio. Esto es, no importa cuán perfecto haya sido fabricado el instrumento, siempre presenta algunos inconvenientes. Por ejemplo, el telescopio se tuerce un poco cuando gira desde la posición vertical y se ubica horizontal. Aunque es pequeña, esa desviación debe ser tomada en cuenta para corregir los registros de observaciones. Los

1 Al respecto, Tucker halló un valor de +1,28” y Roy +1,00”.2 Recordamos que este plano meridiano va del Polo Norte al Polo Sur, pasando por el cenit, justo por encima

del observador.


El cálculo elemental

El cálculo elemental que permite hallar las posiciones de las estrellas puede resumirse de la siguiente manera: si αDES y δDES son las coordenadas ascensión recta y declinación de una estrella desconocida, éstas pueden hallarse con gran precisión a partir de las correspondien-tes αCON y δCON conocidas, esto es, las coordenadas de una estrella fundamental (1).

En el proceso de observación se obtienen, además, las siguientes cantidades:• TsDES y TsCON las horas sidéreas de las culminaciones respectivas de las dos es-

trellas (desconocida y conocida) registradas con un cronógrafo, y determinadas mediante observaciones hechas con el Círculo Meridiano, y

• LDES y LCON las lecturas en sus limbos graduados del instrumento, correspon-dientes también a ambas estrellas (desconocida y conocida) en los instantes TsDES y TsCON , respectivamente.

La diferencia entre las ascensiones rectas de ambas estrellas es equivalente a TsCON – TsDES

convenientemente corregida de los efectos de refracción, aberración y paralaje, así como también de todos los errores instrumentales. Y algo semejante ocurre con la diferencia entre las declinaciones con respecto a sus lecturas en la escala graduada. De este modo, las coordenadas αDES y δDES de la estrella desconocida referidas a las de las fundamentales αCON y δCON, son:

αDES = αCON + [TsCON – TsDES]δ DES = δ CON + [LCON – LDES]

Así, pues, las observaciones del pasaje de los astros por el meridiano de un lugar per-miten determinar las coordenadas desconocidas de unos astros respecto de las coordena-das conocidas de otros.

Tales observaciones relativas se denominan diferenciales (2), en contraposición a las ob-servaciones absolutas o fundamentales, encaminadas a determinar las posiciones fundamen-tales de las estrellas que se toman como punto de partida (llamadas por ello, como vimos, estrellas fundamentales) cuyas coordenadas directamente se establecen sin presuponer el conocimiento previo de las posiciones de otros astros.

Las posiciones fundamentales

Las posiciones fundamentales de un cierto número de estrellas adecuadamente repar-tidas sobre la esfera celeste (denominado sistema de estrellas fundamentales) sirven como referencia para determinar las posiciones de otros astros mediante mediciones relativas.

1 En realidad, se usa más de una estrella fundamental como referencia, pero aquí utilizaremos sólo una, para simplificarlapresentación.

2 De allí la denominación de método diferencial, introducido al comienzo de este capítulo.

Si además de la Tierra existiese solamente el Sol, nuestro planeta giraría en un plano invariable alrededor del centro de gravedad del sistema, que coincide sensiblemente con el centro del Sol.

Pero sucede que además del Sol y la Tierra existen muchos otros astros (en particular, planetas) y por efecto de sus atracciones gravitatorias mutuas, la trayectoria descrita por la Tierra no es rigurosamente plana.

Por otra parte, la Tierra no es un cuerpo perfectamente esférico y el efecto que produce la atracción gravitatoria del Sol y de la Luna obra de modo desigual sobre el abultamiento ecuatorial de nuestro planeta, lo que genera un movimiento de balanceo que hace variar las posiciones de la Eclíptica y del Ecuador Celeste con relación a las estrellas.

Existen entonces dos clases de variaciones:1) Las variaciones seculares, que son sensiblemente proporcionales al tiempo y au-

mentan de siglo en siglo. Estas variaciones se conocen como la “precesión de los equinoccios” y el “giro de la línea de los ápsides”.

2) Las variaciones periódicas, que pueden tener un lapso corto o muy largo. Entre las primeras se destaca la “nutación” y entre las segundas la “variación de la oblicuidad de la Eclíptica”.

Estas variaciones se tratan, con algo más de detalle, en la segunda parte de este Capítulo.

Al considerar estas variaciones, los astrónomos definen dos tipos de posiciones:• Posición media, definida por las coordenadas sólo por el fenómeno de precesión.• Posición verdadera, definida por las coordenadas corregidas por precesión y nutación.

Es decir, en ambos casos se considera el plano de la Eclíptica como fijo respecto de las estrellas, porque sus variaciones son sumamente lentas. En cambio, el Ecuador Celeste y su polo tienen variaciones importantes y, por consiguiente, las coordenadas celestes ascen-sión recta y declinación varían las dos al mismo tiempo.

Por ejemplo, dado que la posición del Punto Vernal cambia, es decir, retrograda o retrocede a razón de 50,26”/año, y este Punto es el origen de la ascensión recta, ésta au-menta en la misma proporción.

Por esta razón, para la reducción de las observaciones hechas, debe fijarse la época en que se considerará la posición del Punto Vernal, de modo que se contemplen las coorde-nadas pertinentes que se incluyan en el catálogo. Como se especifica más adelante, son la 5ª y 7ª columnas de la sección de tablas incluidas en el Catálogo de San Luis.

Así, todas las posiciones y el catálogo mismo queda definido por completo, indicando la época (el año) que define la posición del Punto Vernal respecto al cual se hicieron los cál-culos de posición; esto permite luego comparar observaciones hechas en diferentes fechas. En el caso del Catálogo de San Luis, se hizo para el Punto Vernal de la época 1910, tal como consta en su denominación final: San Luis Catalogue of 15.333 stars for the Epoch 1910.


El Catálogo de San Luis

El Catálogo de San Luis fue publicado por la Carnegie Institution de Washington (Fig. 66), en 1928, por las compañías W. F. Roberts & Columbia Planograph de esa ciudad. El título completo es San Luis Catalogue of 15.333 stars for the Epoch 1910, y se trata de un único volumen, de 28 cm de alto por 22 cm de ancho, con 366 páginas. Todo el libro está escrito en inglés y no fue traducido nunca al español (el idioma resulta irrelevante para su uso específico).

En su portada (Fig. 67) se destaca que fue preparado por el Dudley Observatory y diri-gido por Lewis y Benjamín Boss, a quienes se identifica como directores del Departamento de Astrometría Meridiana de la mencionada Carnegie Institution.

Luego aparece Richard Tucker (a cargo del Observatorio de San Luis) y, un poco más abajo, los nombres de Arthur Roy y William B. Varnum, señalando que fueron quienes estuvieron a cargo de la reducción de las observaciones (el primero, de las declinaciones, y el segundo, de las ascensiones rectas).

Figura 66

Portada principal del

Catálogo de San Luis.

Esos sistemas de estrellas se ordenan en los llamados catálogos fundamentales, de acuer-do a sus coordenadas referidas al Ecuador Celeste y a la posición del Punto Vernal (γ) de una época dada.

Los métodos prácticos para confeccionar catálogos de estrellas fundamentales han va-riado con el desarrollo de la Astronomía, de acuerdo con los instrumentos disponibles y la precisión requerida.

Sin embargo, todos los métodos utilizados, desde la antigüedad hasta la época del Observatorio de San Luis, fueron equivalentes a determinar, en primer lugar, las posi-ciones relativas de unas estrellas respecto de otras y, en segundo lugar, a fijar la posición del Punto Vernal y del Ecuador Celeste respecto de las estrellas fundamentales, a través, esencialmente, de observaciones del movimiento aparente del Sol (1).

No obstante, aquí nos parece importante enfatizar un concepto básico de la Astrono-mía de posición acerca de la definición de sistemas fundamentales de coordenadas celes-tes. Si se busca fijar las coordenadas de un punto, es lógico determinar primero la posición de los ejes de coordenadas en el espacio y, una vez fijada la posición de los ejes, medir respecto de los mismos la posición del punto. Así, para determinar la posición de las estre-llas con respecto al Ecuador Celeste y al Punto Vernal de una cierta época, lo lógico sería fijar primero la posición sobre la esfera celeste del Ecuador y del Punto Vernal, midiendo después con respecto a ellos la posición de las estrellas.

Pero, como se ha dicho, el Ecuador Celeste y el Punto Vernal son abstracciones geométricas que no pueden observarse directamente y cuya posición sobre la esfera celeste sólo queda determinada implícitamente al establecer las coordenadas del Sol y de las estrellas.

No son, pues, las coordenadas de las estrellas fundamentales las que se determinan respecto de un Ecuador Celeste y de un Punto Vernal previamente definidos, sino que son las posiciones del Ecuador Celeste y del Punto Vernal las que se determinan con respecto a las estrellas fundamentales.

En este hecho se basa la gran importancia de los catálogos de estrellas fundamentales para la Astronomía.

En efecto, un sistema de referencia fundamental queda definido por un catálogo de estrellas. El catálogo contiene las ascensiones rectas y declinaciones de un número selecto de estrellas fundamentales, referidas a una época determinada, que define implícitamente el sistema de coordenadas en esa época.

Para pasar a las coordenadas correspondientes a otra época es necesario, además, co-nocer los movimientos propios de las estrellas, así como las constantes fundamentales que permiten calcular el desplazamiento del Ecuador Celeste y del Punto Vernal, como son las constantes de procesión y nutación.

1 En la actualidad, se usan otros sistemas de referencia fundamental.


1) Introducción Se brindan algunas características sobre los objetivos y el alcance del catálogo, datos

históricos sobre la expedición, algunos rasgos sobre el Observatorio en San Luis y sus ins-trumentos, una breve descripción del trabajo fotométrico y la enumeración del equipo que participó en la elaboración del Catálogo, incluidas las personas que hicieron los cálculos (Fig. 68).

Finalmente, cierra este primer apartado una serie de agradecimientos. En primer lu-gar, a W. Campwell (1), entonces presidente de la Universidad de California, por permitir que Richard Tucker se ausentara durante todo el tiempo que duró la expedición.

En segundo lugar, al mismo Tucker, por posponer su trabajo en el Lick Observatory para hacerse cargo del Observatorio de San Luis y, además, por sus esfuerzos por el éxito de la empresa, la eficiente y minuciosa manera en que supervisó la construcción de los edificios del observatorio, su personal celo en llevar adelante el programa de observación y, finalmente, por su “excelente” administración.

A continuación, se hace un agradecimiento general para todo el personal, resaltando el “espléndido espíritu” y la “excelente energía” puestos en juego por todo el equipo.

Luego sigue un reconocimiento especial para Arthur Roy y William B. Varnum, quie-nes participaron de la empresa desde su inicio hasta su culminación, formando parte en los primeros preparativos y en las observaciones, y finalmente tomaron a su cargo la re-ducción de las mismas. Incluso, se menciona que “si algún crédito, cualquiera sea, tuviese el catálogo, es debido a ambos astrónomos”.

A Meade Zimmer se le dedica un párrafo particular, destacando su labor fotométrica y, luego, de reducción de las observaciones para obtener las magnitudes de las estrellas. Junto a Zimmer se menciona también a su ayudante, Heroy Jenkins.

Por último, se subraya el trabajo de Harry Raymond y, especialmente, la dedicación de Isabella Lange y Grace Buffum, por la tarea llevada a cabo en Albany para reducir las observaciones meridianas, calcular las coordenadas de las estrellas y preparar la versión definitiva del catálogo.

2) Ascensiones rectasEn este apartado se describen diversas características técnicas llevadas a cabo para la de-

terminación de la coordenada ascensión recta de las estrellas observadas, como por ejemplo:

• tipo de registro utilizado en el pasaje de las estrellas por el meridiano (cronógrafo, vista-oído), detalles sobre las reducciones de las posiciones aparentes (2),

1 El astrónomo William Wallace Campwell (1862-1938), uno de los pioneros de la espectroscopia estelar, dirigió el Lick Observatory entre 1901 y 1930. Un cráter de la Luna, un cráter de Marte y un asteroide llevan su nombre.

2 Enestepuntoseseñalayjustificaelvaloradoptadoparalaconstantedeaberración(20,47”).

Luego, el volumen está virtualmente dividido en dos secciones: 1ª parte: Una introducción de 56 páginas (seriada en números romanos), en la que se desarrollan una serie de especificaciones técnicas sobre la forma en que fueron hechas las observaciones, los procedimientos instrumentales llevados a cabo y detalles de la reducción de los registros observacionales, entre otras cuestiones inherentes al trabajo realizado.2ª parte: El catálogo propiamente dicho, compuesto por 307 páginas (seriada en números arábigos), que contiene exclusivamente tablas con datos estelares.

La primera parte del Catálogo de San Luis está precedida por un índice (“Contents”) y una hoja con una fe de erratas. Los contenidos de esta parte del catálogo se dividen en cinco temas principales:

Figura 67

Preportada del Catálogo de

San Luis, destinada a indicar

el auspicio de la Carnegie

Institution de Washington.


Figura 68

Pagina inicial de la introducción del Catálogo de San Luis.

• cuadros y tablas con las correcciones a aplicar a los registros tomados a vista-oído y así compararlos con los cronográficos (valores que surgen como el resultado de la observación de una serie de estrellas en la región de declinación δ = – 85°),

• tablas con las correcciones de los pivotes del telescopio, por colimación del ins-trumento, lectura de retículos y detalles sobre los errores probables en la posición dada en el catálogo. Así, por ejemplo, el error probable Δα de una observación individual en ascensión recta (α) es estimado, en valor absoluto, en Δα = 0,0231S (el valor está dado en segundos de tiempo). También se brinda una tabla con la posi-ción (αδ) de 188 estrellas de declinaciones entre δ = +30° y δ = – 30° para estimar la corrección del reloj (1).

3) Distancias cenitalesAl comienzo de este apartado del Catálogo de San Luis, se da una breve descripción

sobre cómo se hizo la reducción de las observaciones. En primer lugar, los valores obser-vados de todas las estrellas del Catálogo General Preliminar fueron corregidos por todos los errores personales e instrumentales; los resultados, las distancias cenitales corregidas, fueron combinados con las declinaciones dadas en el catálogo mencionado, de modo de obtener una serie de latitudes correspondientes. Si las observaciones y las reducciones eran correctas, como así también la ubicación del sitio, todas las latitudes halladas debían ser idénticas. Si no lo eran, se estudiaba la desviación del valor adoptado con el fin de obtener las correcciones que se aplicarían a los datos del Catálogo General Preliminar (para la refracción y la latitud verdadera).

Por último, con estos datos (latitud, valores de refracción, correcciones instrumentales y personales usadas con las estrellas fundamentales) se redujo la gran masa de registros observacionales. Luego se describen diversas características técnicas, como por ejemplo:

• Tablas con las medidas realizadas para estimar la corrección por la flexión del instru-mento, por los errores en la divisiones de las escalas graduadas por inclinación, erro-res estimados para la determinación del Nadir y de las observaciones por reflexión.

• Detalles sobre las correcciones por refracción (incluso sobre la variación diurna de la refracción) y sobre la toma de datos meteorológicos.

4) El sistema de San LuisEn este apartado del Catálogo de San Luis se presentan los procedimientos y los cálcu-

los realizados para estimar las correcciones que debían aplicarse a los datos extraídos del Catálogo General Preliminar (tanto en declinación δ como en ascensión recta α), para luego hallar las correspondientes que se usarían en la reducción de los datos para el Catálogo de San Luis. Se presentan, además, las tablas con los resultados de las pruebas de homogenei-dad hechas y otra con los probables errores.

1 LaposicióndeestasestrellasfuetomadadelCatálogoGeneralPreliminardeLewisBoss.


5ª Columna: Se presentan los valores de corrección en ascensión recta por precesión y por variaciones seculares, expresados en segundo de tiempo. Se indica como “Pres. and Sec. Var.”.

6ª Columna: Se indica el valor encontrado de la coordenada declinación para 1910, y se indica como “Decl. 1910”.

7ª Columna: Se presentan los valores de corrección en declinación por precesión y por variaciones seculares, expresados en segundos de arco. Se indican como “Pres. and Sec. Var.”

8ª Columna: Se señala la época media de observación. Se indica como “Epoch”.

9ª Columna: Da el número de observaciones que se hicieron de la estrella.

Figura 69

Primera página de la sección

de datos estelares del

Catálogo de San Luis.

5) Comparación entre las declinaciones obtenidas en San Luis y en AlbanyEn este último apartado de la primera parte del Catálogo de San Luis se realizan cálculos

para determinar un sistema fundamental posible de extender de un polo al otro. Así, se arri-ba a una tabla en la que se presentan las correcciones dadas por los sistemas fundamentes desarrollados en Albany y en San Luis, aplicados sobre el Catálogo General Preliminar (1).

Las tablas con las posiciones

Las tablas con las posiciones (Fig. 69) de las estrellas observadas aparecen en la se-gunda parte del Catálogo de San Luis, bajo la forma de nueve columnas cuyo contenido se detalla a continuación:

1ª Columna: Identifica el número de serie de la estrella en el catálogo (se indica como “No.”).

2ª Columna: Se identifica el número de serie de la estrella en otros catálogos. Se citan el Bonner Durchmusterung (2), con estrellas de declinación hasta δ = – 23° de declinación, el Córdoba Durchmusterung con estrellas entre δ = – 23° y δ = – 52°, y el Cape Photographic Dur-chmusterung (3), con estrellas entre δ = – 52° y el polo. Todas estas estrellas fueron tomadas del Harvard Draper Catalogue. Esta columna se indica como “Name”.

3ª Columna: Indica la magnitud aparente de la estrella. Para estrellas más brillantes que seis magnitudes y media (6,5m), los valores (con algunas pocas excepciones) fueron to-mados del catálogo Revised Harvard Photometry. Las magnitudes más débiles que no están subrayadas en el texto también fueron tomadas del catálogo de Harvard. En cambio, cuan-do la magnitud se haya subrayada, indica que fue determinada fotométricamente desde el Observatorio de San Luis. Por último, algunas magnitudes tienen un asterisco para indicar que representan valores promedios entre los resultados que da el catálogo de Harvard y las medidas hechas en San Luis. Esta columna se indica como “Mag.”

4ª Columna: Se indica el valor encontrado de la coordenada ascensión recta de la estre-lla, reducida sin su movimiento propio, para la posición del Punto Vernal en 1910 (véase la segunda parte de este Capítulo). Se indica como “R.A. 1910” y los valores se hayan divididos en horas, minutos y segundos de tiempo.

1 Tres años más tarde, en 1931, el Dudley Observatory publicó el Albany Catalogue of 20.811 stars for the Epoch 1910, con 20.811 estrellas, en el que sus posiciones fueron calculadas para la misma época que el Ca-tálogo de San Luis, usando estas mismas correcciones.

2 SerefierealcatálogorealizadodesdeBonn(Alemania).ComoelCórdobaDurchmusterung,seemplearonensu construcción técnicas visuales de observación.

3 SerefierealcatálogorealizadodesdeCiudaddelCabo(Sudáfrica).Adiferenciadelosotrosdoscatálogoscitados,parasuconstrucciónseemplearontécnicasfotográficas.


2a Parte: Procedimientos y expresiones básicas usadas en Astronomía de posición

Variaciones de los planos fundamentales

1) Precesión de los equinocciosComo se ha mencionado, se denomina Punto Vernal (γ) a la intersección de la Eclíp-tica con el Ecuador Celeste. Se ha comprobado que ese punto retrograda (1) sobre la Eclíptica 50,26 segundos de arco por año (50,26’’/año). Por lo tanto, la fecha en que el Sol llega a γ, tambien llamado Equinoccio, tiene lugar, en años sucesivos, antes de lo que ocurriría si dicho punto permaneciese fijo, sin moverse. Por ello, este fenómeno se conoce como precesión de los equinoccios (2) y se denomina precesión en longitud a la variación anual de 50,26’’/año.

En la Fig. 71, “Є” es la Eclíptica, “E” el Ecuador Celeste y “γ1” la posición del Punto Vernal en un año cualquiera “t1”. En el año “t2”, el Punto Vernal ocupará la posición “γ2” y se tendrá que:

γ1γ2 = (50,26”/año) · (t2 – t1)Con esa expresión, puede calcularse cuánto demora el Punto Vernal en recorrer toda la Eclíptica, esto es:

(360·60·60) / (50,26”/año) = 25.785es decir, da una vuelta completa en aproximadamente 26.000 años; esto implica que el Polo Celeste da una vuelta en ese lapso alrededor del Polo de la Eclíptica (3).

1 Se dice que retrograda o retrocede en función de que su desplazamiento es en sentido contrario al movimiento del Sol sobre la Eclíptica, que se considera, por tanto, directo o de avance.

2 Obviamente, la Eclíptica y el Ecuador Celeste se cruzan en dos puntos, por lo que hay dos fechas en que el Sol puede ocupar dichos puntos, es decir, hay dos equinoccios en el año.

3 Este polo se denomina “polo medio”. Por otra parte, por lo dicho, el polo no siempre apuntó ni apuntará a la misma estrella.

Figura 71

Variación de la posición del Punto Vernal γ

por el fenómeno denominado “precesión de

los equinoccios”. Se han dibujado el plano

ecliptical (que contiene la Eclíptica, Є) y el

plano ecuatorial (que contiene al Ecuador

Celeste E). Se muestra, exageradamente, el

desplazamiento del Punto Vernal de γ1 a γ2

, correspondiente a dos años diferentes (t1 y

t2). Por su parte, el ángulo ε, que da cuenta

de la inclinación de la eclíptica respecto del

Ecuador, se denomina “oblicuidad”.

Figura 70

Dos páginas interiores del Catálogo de San Luis.


Como señalamos en el primer apartado, en virtud de la precesión en longitud, el Punto Vernal retrograda sobre la Eclíptica; por lo tanto, la línea de los equinoccios (Tγ1) gira en el mismo sentido y gira, también, con la misma velocidad angular, el plano perpen-dicular a Tγ1 que contiene los ejes de la Eclíptica y del Ecuador Celeste.Cuando el Punto Vernal pasa de γ1 a ocupar la posición γ2, sucede que:

• el polo del Ecuador Celeste (P) se encuentra en P1,

• el plano PЄTP1 es perpendicular a la línea de los equinoccios de Tγ2, y• el ángulo PЄTP1 es igual a ε (oblicuidad de la Eclíptica).

Por lo tanto, al recorrer el punto γ la Eclíptica, en virtud de la precesión, el eje del Ecuador Celeste TP describe una figura cónica de revolución alrededor del eje de la Eclíptica TPЄ, y el punto P recorre un círculo menor PP’ de la esfera celeste, paralelo a la Eclíptica, siendo el radio esférico PPЄ de ese círculo menor igual a la oblicuidad de la Eclíptica, esto es:

PPЄ = ε = 23° 27’Pero el movimiento de nutación se superpone al movimiento de precesión y, por este motivo, el extremo P del eje terrestre no recorre en realidad el círculo PP’.Para comprender el resultado de este doble movimiento (precesión y nutación) se re-presenta, en la Fig. 73, el polo fijo PЄ de la Eclíptica, centro del círculo menor PP, cuyo radio PЄP subtiende en la esfera celeste un arco de 23° 27’.Si no existiese la nutación, el polo P describiría en 26.000 años la circunferencia PP’ en el sentido retrógrado, marcado por la flecha.Imaginemos ahora la elipse p, p1, p2, p3, tangente en P1 a la esfera celeste, cuyo eje ma-yor pp2 está situado en el plano meridiano PЄP1 y subtiende un arco de 18”, mientras que su eje menor p1p2 es paralelo al plano de la Eclíptica y subtiende un arco de 14”.Si no existiese la precesión, el polo del Ecuador Celeste (o sea, el extremo del eje del mundo) recorrería dicha elipse aproximadamente en 19 años, en virtud de la nutación, también en sentido retrógrado, marcado por la flecha.Actuando las dos causas a la vez, el polo del Ecuador Celeste describe una especie de curva sinusoide que aparece exagerada en la Fig. 73, que refleja el movimiento de balanceo que genera la variación en la inclinación del Ecuador Celeste.

Figura 72

2) Variación de la oblicuidadPor su parte, la variación de la oblicuidad de la Eclíptica se asocia a un movimiento de os-cilación de período muy largo, producido por la acción perturbadora de la gravitación de los demás planetas, sobre la Tierra. Los astrónomos han demostrado que su el valor de su amplitud no superará el valor de casi un grado y medio (1° 21’) y que la oblicui-dad de la Eclíptica (ε) oscilará entonces de 22° 15’ a 24° 55’.La variación anual es de – 0,48”/año y, por lo tanto, la variación en el intervalo transcu-rrido entre las dos épocas diferentes, por ejemplo t1 y t2, será:

ε’ – ε = (– 0,48”/año) · (t’ – t) que resulta una cantidad sumamente pequeña.

3) NutaciónEl fenómeno de nutación (1), como el de precesión, es debido a la atracción gravitatoria del Sol y de la Luna sobre el abultamiento ecuatorial de la Tierra y no tendría lugar si nuestro planeta fuese perfectamente esférico. En particular, la nutación es producida únicamente por la atracción de la Luna y se fundamentalmente es debida a que el plano orbital de la Luna no coincide con el plano ecliptical. En otras palabras, la órbita lunar está inclinada unos 5° respecto de la Eclíptica. La nutación da lugar a un movimiento de balanceo que produce una pequeña varia-ción en la inclinación del Ecuador Celeste sobre la Eclíptica, así como en la posición de la línea que une los dos puntos en que se cruzan la Eclíptica y el Ecuador Celeste (también llamada línea de los equinoccios).De esta manera, se observa que, en virtud de la nutación, el Punto Vernal describe una trayectoria elíptica alrededor de su posición media, en un período aproximado de 19 años (2). Los ejes de esa elipse de nutación subtienden arcos de dieciocho y cator-ce segundos de arco, respectivamente (18” y 14”). Esto implica que este polo celeste “instantáneo” da una vuelta en aproximadamente 19 años alrededor del polo de la Eclíptica. Veamos de qué manera se puede visualizar ese efecto. Para ello, supondre-mos primero que no existe la nutación y que la oblicuidad de la Eclíptica es constante (no presenta variación alguna).En la Fig. 72 se han representado, en una esfera celeste centrada en T, la Eclíptica (ЄЄ’) y el Ecuador Celeste (EE’), y un círculo máximo (con centro en T) que pasa por sus polos (el polo P del Ecuador Celeste y el polo PЄ de la Eclíptica).El eje del mundo (TP) también está situado en el plano de ese círculo máximo, que es perpendicular a la línea de los equinoccios (Tγ1) y forma con el eje de la Eclíptica (TPЄ) un ángulo PTPЄ igual a la oblicuidad de la Eclíptica (ETЄ = ε), que suponemos invariable.

1 Lapalabraderivade“nutare”que,enlatín,significacabecearuoscilar.2 La nutación fue descubierta en 1728 por el astrónomo inglés James Bradley y dada a conocer recién en 1748.

Pasaron 20 años hasta que se comprendió que la causa de la nutación es la atracción gravitatoria lunar.


minar el error de inclinación, denominado “i” (1), se solía emplear un nivel de burbuja, de alta precisión para la época, dispuesto como se muestra en la Fig. 72. Este nivel se construía con un tubo de cristal, ligeramente curvado y cerrado en sus extremos, lleno casi totalmente de un líquido (generalmente alcohol, éter o bencina), de tal modo que subsista en el interior del tubo un pequeño espacio libre, lleno de vapor del mismo líquido. Este espacio constituye la “burbuja del nivel”, cuyo centro va a coincidir siem-pre con el punto más alto del tubo, aunque dicho tubo esté inclinado.El nivel (N) descansaba sobre una plataforma de cristal (I-J) unida a un bastidor por

dos soportes (AC y BD), y solía disponerse sostenido por medio de horquillas sobre los pivotes del eje de rotación (T y T’, Fig. 65).

Cada vez que se instalaba el Círculo Meridiano, con objeto de reducir, en cuanto fuese posible, el error de inclinación, debía reiterarse varias veces la medición de la inclinación de dicho eje y rectificarse la posición relativa de sus cojinetes (M y M’), por ejemplo, mo-viéndolos verticalmente.

Ya en la época del Observatorio de San Luis era sabido que resulta inútil esforzarse en obtener la horizontalidad perfecta del eje de rotación, ya que dicha horizontalidad no se conserva por mucho tiempo, por ejemplo, debido a que el suelo no permanece inmóvil.

Por lo tanto, el equipo norteamericano entendía que se debía medir con frecuencia el error de inclinación del eje de rotación del Olcott y aplicar a las mediciones hechas las correcciones correspondientes.

1 El ángulo “i” es el que el eje forma con el horizonte. Este valor es imprescindible para determinar la correc-ción correspondiente que debe aplicarse a las observaciones.

Figura 74

El nivel (N) descansaba

sobre una plataforma

de cristal (I-J) unida

a un bastidor por dos

soportes (AC y BD) y solía

disponerse sostenido

por medio de horquillas

sobre los pivotes del eje de

rotación (T y T’, Fig. 60)

4 )Giro de la línea de los ápsidesEn general, los astrónomos llaman ápsides a los extremos de la órbita de un astro en su movimiento alrededor de otro. En el caso de las órbitas planetarias (alrededor del Sol), dado que son elipses, hay dos ápsides: el perihelio (extremo más próximo) y afelio (el más lejano), y en el caso de la órbita terrestre, perigeo y apogeo. La línea que une estos dos puntos se llama línea de los ápsides y, para una órbita elíptica, corresponde al eje mayor de la elipse. En virtud de este movimiento secular, la línea de los ápsides gira en sentido directo, en el plano de la Eclíptica, y describe por año una longitud de once segundos de arco y medio (11,5”), lo que arroja un período de 180.000 años.

5) Variación de la excentricidadLa excentricidad de la órbita terrestre oscila entre 0,003 y 0,020 en un período de unos 80.000 años. Está decreciendo desde hace 16.000 años y, a razón de 0,0004245 por siglo, tendrá su mínimo valor dentro de 24.000 años, cuando la órbita sea, entonces, circular. Se trata, por lo tanto, de un movimiento periódico cuyo período es muy largo.

Los procedimientos

Los procedimientos que se describen a continuación se refieren a la estimación de al-gunas de las correcciones mencionadas más arriba.

1) Para situar el eje de rotaciónPara situar el eje de rotación en posición sensiblemente horizontal, con objeto de deter-

Figura 73


Si el eje de rotación y el eje óptico son perpendiculares, la recta LL’M estará contenida, antes y después de la inversión, en el plano perpendicular al eje de rotación en el punto O. Por lo tanto, bastará con hacer girar el instrumento invertido alrededor de su eje para enfocar nuevamente el punto M.En cambio, este nuevo enfoque del punto M no se lograría si la línea de colimación LL’ resultara ligeramente oblicua con respecto al eje de giro (Fig. 76).En este caso, los astrónomos inclinaban el telescopio, invertido de modo tal que la imagen “m” del punto M apareciese en el campo del ocular, sobre el hilo horizontal del retículo. Resultaba entonces que esta imagen tampoco coincidía con el cruce L1 de los dos hilos.Entonces, haciendo recorrer al hilo vertical el espacio

L1 L2 = [m L1] / 2el cruce de los hilos del retículo se hallará en el punto L2 , el centro óptico del objetivo permanecerá en el punto L1’, y la línea de colimación L2L1’ será perpendicular al eje de giro EW (que materializa la dirección Este-Oeste).Para verificar, después de esta primera rectificación, si las rectas L2L1’ y EW quedaban per-fectamente perpendiculares, invertían nuevamente el telescopio, y si no lograban restable-cer la coincidencia de la imagen “m” con el cruce de los hilos del retículo, hacían recorrer al hilo vertical un trayecto igual a la mitad de la distancia entre la imagen y el cruce. Hecha esta segunda rectificación, repetían la misma operación varias veces (inversión y partición de la diferencia) hasta conseguir la coincidencia antes y después de la in-versión (1).

1 La misma corrección puede conseguirse enfocando, en lugar de un punto lejano, el retículo de un “colimador horizontal”, un instrumento que consiste en un anteojo dispuesto horizontalmente, enfrente del anteojo principalperoensentidocontrario,yenfocadopreviamentealinfinito.

Figura 76

Se hizo un gran esfuerzo, durante el primer mes que el instrumento estuvo montado en el Observatorio de San Luis, para acumular muchas mediciones de la inclinación. Más tarde, esas observaciones se fueron espaciando, hasta hacerse sólo una vez por mes. Los encargados de las mismas fueron Tucker, Roy, Varnum, Sanford y Zimmer.

Por otra parte, también podía ocurrir que los pivotes T y T’ del eje de rotación no tuvie-sen exactamente el mismo diámetro. En ese caso, la línea de apoyo del bastidor del nivel no resultaría paralela al eje geométrico de rotación y formaría con él un cierto ángulo, el cual debería sumarse a la inclinación medida con dicho nivel para obtener la corrección por inclinación.

Los astrónomos conocían que ese ángulo podía determinarse mediante la compara-ción de las indicaciones del nivel de burbuja en dos posiciones inversas del eje de rotación, una operación que debían repetir un gran número de veces con el objeto de disminuir la influencia de los errores accidentales (1).

2) Para corregir la falta de perpendicularidadPara corregir la falta de perpendicularidad entre el eje de giro y el eje óptico del tele-

scopio del Círculo Meridiano, se disponía de dos técnicas diferentes:•Métododeinversión:Consistía en apuntar con el telescopio un punto lejano (M, en la Fig. 64), bien definido y próximo al horizonte. Luego, se invertía el telescopio de modo tal que uno de los extremos del eje descansase, efectuada la inversión, en el cojinete que ocupaba primitivamente el extremo opuesto.

1 Detodasmaneras,seconfiabaqueelerrordeinclinaciónpodíamedirseconelniveldeburbuja.

Figura 75


nes se hicieron a intervalos irregulares, con menos frecuencia en las series largas de observaciones que en las cortas.Cuando las pruebas así lo ameritaban, se asumió que la corrección variaba uniforme-mente con el tiempo, pero en otros casos se consideró como una constante.

3) Para conseguir la orientación Este-OestePara conseguir la orientación Este-Oeste (EW) del eje de giro del Círculo Meridiano,

disponían de dos métodos:• Observando una estrella circumpolar

Supongamos que los operadores del observatorio ya establecieron la horizontalidad del eje de giro, como también la perpendicularidad de dicho eje con la línea de colimación.En esas circunstancias, si el eje de giro (E’W’) contenido en el plano del horizonte no coincidiera con la “perpendicular” EW, la línea de colimación describiría un plano vertical perpendicular a la recta E’W’, cuyo plano corta la esfera celeste según la cir-cunferencia máxima ZQZ’, en la que A’ y B’ serían los puntos de intersección de esta circunferencia y el paralelo AB descrito por una estrella circumpolar cualquiera, a con-secuencia del movimiento diurno aparente (Fig. 78).Como el meridiano corta al mismo paralelo en los puntos A (culminación superior en el meridiano) y B (culminación inferior), se tiene que

AMB = BM’A,de donde se deduce que A’MB’ puede ser mayor o menor que B’M’A’.Por lo tanto, designando como t1 y t2 a los tiempos que la estrella circumpolar invierte

en recorrer los arcos A’MB’ y B’M’A’, se tiene que t1 podía ser mayor o menor que t2.En cambio, si el eje de giro coincide con la perpendicular EW, la línea de colimación

describe el plano meridiano y deberían ser iguales los tiempos que invierte la estrella circumpolar para recorrer, con una velocidad constante, las dos mitades de su paralelo, o sea los arcos AMB y BM’A.

Por consiguiente, la perpendicularidad del eje de giro y del plano meridiano se con-seguiría desplazando los cojinetes M y M’ (Fig. 65), sin alterar la horizontalidad del eje, hasta que resulten iguales los tiempos transcurridos entre tres pasos consecutivos de una estrella circumpolar por la vertical descrita por la línea de colimación.

Para aplicar este método, los operadores del Círculo Meridiano utilizaban un reloj, con el cual se registran los tiempos que marca durante los tres pasos consecutivos.Como se conoce la marcha del reloj, los astrónomos calculan el número de segundos que se ha adelantado o atrasado mientras la estrella observada recorría las dos circun-ferencias menores. Vale destacar que los astrónomos debían determinar previamente el movimiento dia-rio del reloj o marcha. Esa determinación se realizaba mediante un anteojo astronómico dispuesto de tal manera que su línea de colimación conservase una dirección inva-riable. Podían utilizar para ese fin el mismo telescopio del Círculo Meridiano que se

•Métododelespejonadiral:En este procedimiento, habiendo obtenido previamente la horizontalidad del eje de giro (véase el primer ítem), los operadores del Círculo Meri-diano dirigían su telescopio hacia el nadir. Iluminaban convenientemente el retículo R y observaban su imagen R’ en un espejo horizontal (1) constituido por la superficie libre de un baño de mercurio que prepara-ban con cuidado en un recipiente metálico (Fig. 77). (2)Con este método, buscaban establecer la coincidencia de R y R’ mediante un desliza-miento adecuado de los hilos del retículo.Una vez que lograban esa coincidencia, podían considerar que la línea de colimación estaba vertical y, por consiguiente, que sería perpendicular al eje de giro, cuya horizon-talidad habían establecido previamente.Análogamente, si aumentaban en 180º la lectura en el círculo graduado correspon-diente, DE? esta posición vertical del eje de colimación (llamada “lectura nadiral”) obtenían la lectura correspondiente al cenit, es decir, la “lectura cenital”.La cubeta para el mercurio usada en el Observatorio de San Luis estaba fabricada con hierro fundido y su interior era cóncavo, de forma esférica. Su diámetro efectivo era aproximadamente el mismo que el de la lente objetivo del telescopio. Las observacio-

1 Deallíelnombredelespejoquedefineaesteprocedimiento.2 Más adelante, los astrónomos concluyeron que el empleo del espejo nadiral presentaba ciertos inconvenientes

que acababan por quitarle exactitud a los resultados obtenidos con la aplicación de este método. Con frecuen-cia, por ello, se procedía a la determinación de la vertical apuntando directamente al Cenit por medio de un aparato llamado colimador cenital.

Figura 77

Método del espejo nadiral.


Además, son iguales los arcos EA y AE’, ya que la recta EE’ es perpendicular al diáme-tro AA’ por ser esta recta común a los planos del paralelo y de la almicantarada, ambos perpendiculares al meridiano.Por lo tanto, si se denomina como t y T a los tiempos que invierte una estrella en reco-rrer los arcos EA y EAE’, se tendrá que t = T/2.En general, para obtener el valor de T se apuntaba con un anteojo astronómico a la estrella E antes de su paso por el meridiano (posición E) y se registraba la hora (h1) que en ese momento marcaba un reloj (1).Luego se hacía girar el instrumento alrededor de su eje principal hasta conseguir que la misma estrella apareciese nuevamente en el campo antes de su paso por el hilo horizontal del retículo, anotando la nueva hora (h2) que marcaba el reloj al verificarse este paso (posición E’).Finalmente, denominando Δh2 al valor que ha adelantado o atrasado el reloj mientras la estrella recorría el arco EE’, se obtiene que:

t = T/2 = [Q/2 ] · [h2 + Δh2 – h1 ]donde Q es el intervalo que transcurre entre las dos observaciones de la misma estrella.El procedimiento usado por los astrónomos para conseguir la perpendicularidad del eje de giro del Círculo Meridiano y del plano meridiano era desplazar los cojinetes M y M’ (Fig. 2060) sin alterar la horizontalidad del eje, hasta lograr que la misma estrella pasara por el cruce de los hilos del retículo al marcar el reloj la hora, resultando:

t + h1 = [Q/2] · [h1 + h2 + Δh2 ] Es bastante difícil que el instrumento utilizado para determinar el tiempo T conserve una posición invariable durante el intervalo (Q). Esta circunstancia y la duración de las

1 Como antes se dijo, los astrónomos conocen previamente la marcha de este reloj.

Figura 79

trataba de orientar, o bien, otro anteojo cualquiera, fijado a una pared por medio de dos abrazaderas. Cualquiera sea el instrumento que utilizaban, los operadores obser-vaban dos pasos consecutivos de una estrella por el cruce de los hilos del retículo y registraban el número O de oscilaciones que el péndulo del reloj efectuaba durante un intervalo de 24 horas sidéreas. Determinando el número O’ oscilaciones durante las 24 horas siguientes, el valor de la diferencia ΔO = O’ – O, se considera igual al movimiento diario del reloj.Si esa diferencia no era cero, desplazaban los cojinetes como se dijo antes, volvían a observar nuevamente otros tres pasos consecutivos y repetían la operación hasta que se anulasen esas diferencias de tiempo.

• A través del método de las alturas correspondientesLa altura es una de las coordenadas con las que es posible ubicar un astro en la esfera celes-te. Se trata de la medida angular que da cuenta de su distancia al plano horizontal (1).En el lenguaje de los astrónomos, se denomina alturas correspondientes a dos alturas iguales de una misma estrella, a uno y otro lado del meridiano.De este modo son correspondientes las alturas de los puntos E y E’, comunes al para-lelo AA’ descrito por la estrella E y a la almicantarada BB’, ya que ambos puntos tienen por altura el arco de circunferencia máxima SB.

1 Así, la altura es un ángulo que puede variar entre 0° (cuando el astro se halla en el horizonte) y 90° (cuando el astro se halla en el cenit).

Figura 78


longitud, lo cual ofrece alguna dificultad, ya que, si bien el observador ve en el mismo instante la posición E’ y el hilo A, sólo puede apreciar las distancias EA y EE’ por el recuerdo que conserva de la posición E.Por otra parte, la distancia EE’ depende de la coordenada declinación del astro ob-servado y resulta tanto mayor cuanto menor sea su declinación. Así, la longitud cuya fracción puede apreciarse, en consecuencia, es variable. No obstante, se obtienen bue-nos resultados con un poco de ejercicio, y los primeros catálogos de valor científico indiscutible fueron hechos mediante observaciones a vista y oído. Este método recién comenzó a abandonarse a comienzos del siglo XX, pero seguía empleándose como referencia a los nuevos procedimientos.

(b) Registro con cronógrafoComo hemos mencionado, en el Observatorio de San Luis contaban con un cronógra-fo, lo cual permitía determinar con mayor precisión y más comodidad la hora del pa-saje de un astro por un hilo del retículo. En la época, esos instrumentos diferían poco de un aparato telegráfico del sistema Morse.Sobre la cinta del cronógrafo quedan marcas que representan instantes precisos de tiempo. Esas marcas son producidas por dos mecanismos electromagnéticos similares,

Figura 80

Esquema de la observación de una estrella al acercarse al hilo horario del retículo. La

flecha indica el sentido de movimiento de un astro cualquiera sobre uno de los hilos

horizontales del retículo. El observador puede identificar posiciones del astro antes de

llegar al hilo vertical o hilo horario (A) como la E, y posiciones luego de haber cruzado

el A, como el E’. Las cifras indican la secuencia, en segundos entre ambas posiciones.

observaciones, así como los cambios atmosféricos que pueden alterar el valor de la re-fracción, quitan importancia práctica al método de las alturas correspondientes. Sin em-bargo, este método se empleaba forzosamente cuando los pasos inferiores de las estre-llas circumpolares resultaban invisibles desde el sitio donde estaba instalado el Círculo Meridiano, ya que esa circunstancia impedía la aplicación del método anterior.

Las ecuaciones personales

Las ecuaciones personales se mencionaron en la primera parte de este Capítulo como parte de las correcciones que debían hacerse a los registros tomados por los observadores.

Allí se mencionaron como ejemplos la determinación de la hora del pasaje de una es-trella por el meridiano y la estimación de las magnitudes de las estrellas. En esta sección comentaremos ambos con algo más de detalle:

Primer ejemplo Para poder contar con un registro preciso del instante en que una estrella cruza el

Meridiano del Lugar, en la época del Observatorio de San Luis, existían dos métodos con-fiables usados por los astrónomos: (a) la observación “a vista y oído”, y (b) el registro con el cronógrafo. Ambos fueron usados por la misión norteamericana.

(a) Observación a vista y oídoComo se ha mencionado, la observación del astro se realiza con un reloj de precisión, cuya marcha se conoce con anticipación; estos relojes dan una aproximación del se-gundo (de tiempo sidéreo). Durante la secuencia de observación, una vez que el astro se acerca al meridiano, el astrónomo lee y registra el tiempo que marca el reloj cuando el astro se acerca al hilo horario A (Fig. 80). Inmediatamente, guiándose por los golpes del escape del reloj, el observador cuenta mentalmente los segundos siguientes y se esfuerza en fijar en su memoria las posicio-nes E y E’ que ocupaba el astro, a uno y otro lado del hilo, en los instantes determina-dos por dos golpes consecutivos.Lo hace de tal modo que le sea posible apreciar la razón entre las distancias EA y EE’, o sea, la fracción de segundo que el astro ha invertido en recorrer la distancia EA. Así, por ejemplo, en el caso de la Fig. 80, el observador apreciará probablemente que el paso por el hilo A ha tenido lugar al tiempo leído previamente en el reloj aumentado en 27,7 segundos.Este procedimiento se conoce como “Método de Bradley” y básicamente consiste en sustituir la evaluación de una fracción de segundo por la apreciación de una fracción de


TABLA 4.2

ObservadorAl sur

del CenitAl norte del

CenitTucker – 0,0096 Roy – 0,0029 – 0,0151Varnum – 0,0026 – 0,0099Zimmer – 0,0083 – 0,0112Sanford – 0,0104 – 0,0051

Un repaso de algunas relaciones astronómicas

Un repaso de algunas relaciones astronómicas entre el tiempo sidéreo (Ts) y ángulo horario (t) son necesarias para entender un poco mejor cómo el equipo de Tucker deter-minaba, con el Círculo Meridiano, las coordenadas de los astros observados. En la Fig. 81, t es la coordenada ángulo horario de un astro, α su correspondiente ascensión recta y Ts el tiempo sidéreo.

En todo instante y para un mismo lugar de la Tierra se verifica que el valor del tiempo sidé-reo (Ts) es igual al ángulo horario del astro (t) más la ascensión recta (α) del mismo, es decir:

Ts = α + t [1]Ahora bien, sea M un astro cuya ascensión recta α, es el ángulo diedro γOPsM (donde

Ps es el Polo Celeste Sur, Fig. 75), medido por el arco cuyo ángulo horario t es el ángulo diedro PsEOR medido sobre el Ecuador Celeste por el arco ER.

El ángulo diedro EPsOγ, cuya medida es el arco Eγ, representa el ángulo horario del Punto Vernal (γ), y se denomina Ts (tiempo sidéreo), es decir Ts = t (γ); por lo tanto:

Eγ = ER + γR [2]

Figura 81

Esquema de la esfera celeste

donde se destaca la relación

entre el ángulo horario t y la

ascensión recta α del astro

M, medida desde el Punto

Vernal γ, sobre el Ecuador

Celeste EE’.

uno gobernado automáticamente por el reloj de péndulo asociado al cronógrafo, y el otro gobernado a mano por el observador (véase la Fig. 50, en el Capítulo 3).Durante la sesión de observación, los astrónomos movían el telescopio en altura (siem-pre sobre el plano meridiano) de modo que la posición de la estrella escogida coincida con el hilo horizontal del retículo. A continuación, registraban con el cronógrafo los ins-tantes observados en que la estrella pasaba por detrás de cada hilo vertical del retículo.

TABLA 4.1Observador CorrecciónTucker +0,0265 seg.Roy +0,0012 seg.Varnum 0,0000 seg.Zimmer +0,0241 seg.Sanford +0,0388 seg.

Luego se efectuaba la lectura de la banda cronográfica y el promedio de todas las horas marcadas daba la hora del paso de la estrella por el Meridiano del Lugar (1). En general, en el Observatorio de San Luis, para el registro del pasaje de las estrellas se utilizó el cronógrafo, excepto para las estrellas circumpolares ubicadas entre la decli-nación de δ = – 85° y el polo, con las cuales se usó el método de vista y oído.Las diferencias entre las observaciones tomadas a vista y oído y con el cronógrafo fueron determinadas por cuatro de los astrónomos del Observatorio de San Luis, utili-zando estrellas de la región de δ = – 85° de declinación. Para los promedios, dado que la corrección de Varnum resultó ser muy pequeña, se asumió como de valor cero. En la Tabla 4.1, se muestran las correcciones del resto de los observadores, que permitían reducir las observaciones hechas con vista y oído a observaciones cronográficas.

Segundo ejemploPara describir las correcciones en la estimación de las magnitudes de las estrellas, debe tenerse en cuenta que el Círculo Meridiano Olcott del Observatorio de San Luís estaba provisto de un diafragma que reducía las magnitudes estelares en una cantidad cer-cana a una magnitud y media (1,5m). Una pantalla ubicada un poco más lejos reducía el brillo de una estrella en casi cuatro magnitudes (3,9m). Mediante el empleo de una abertura clara, un diafragma o una combinación de diafragma y pantalla, las magnitu-des fueron reducidas de forma equivalente.Este arreglo también proporcionó un procedimiento para determinar la ecuación de magnitud de los diferentes observadores que fueron a San Luis; sus resultados, consi-derando estrellas observadas a ambos lados del Cenit, se muestran en la Tabla 4.2.

1 De acuerdo con esto, se nota claramente que el hilo central o hilo meridiano no es necesario en el retículo.


lo que prueba la validez general de la fórmula anterior.La relación Ts = α + t muestra que en el momento de la culminación del astro, o sea en

el instante de su pasaje por el meridiano, como t = 0, resulta Ts = αEs decir: el tiempo sidéreo de un astro es igual a la ascensión recta del mismo en el

instante de su culminación (es la expresión [19] que aparece más adelante).El Sol se mueve sobre la Eclíptica, ocupando una posición diferente fecha tras fecha.

Pero el 21 de marzo, el Sol se encuentra justo en coincidencia con el Punto Vernal γ. A consecuencia, en esa fecha, cuando el Sol culmine superiormente (es decir, se lo vea cruzar el Meridiano del Lugar) serán las cero horas de tiempo sidéreo. Esto es: Ts = 0h. Pero a causa del movimiento del Sol en sentido directo sobre la esfera celeste, ya al día siguiente se ha atrasado con respecto al Punto Vernal γ en su paso por el meridiano en unos cuatro minutos, ya que recorre un grado aproximadamente por día.

Dicho atraso va aumentando a medida que pasan los días, de modo que después de un mes es de unas dos horas aproximadamente, y al cabo de un año alcanza a ser igual a un día. Vale mencionar que, como las actividades humanas se rigen por el Sol, resulta que el tiempo sidéreo y, en consecuencia, el reloj que marcha según una escala adaptada al tiem-po sidéreo (o reloj sidéreo), no es de aplicación práctica en la vida diaria. En su lugar es demás utilidad un reloj que nos indicase la hora solar verdadera, aún cuando también ésta resulta que no es uniforme y haya sido reemplazarse por la hora solar media (cuya escala es la que más se aproxima a la que usamos en los relojes comunes actualmente).

De acuerdo con la relación Ts = α + t se puede deducir que en el instante de pasaje de un astro por el meridiano (t = 0h), la ascensión recta α de un astro es igual al Ts.

Figura 83

Otro aspecto de la relación

Ts = α + t

Y, sustituyendo Eγ por Ts (tiempo sidéreo), ER por t (ángulo horario del astro) y γR por α (ascensión recta del mismo astro), resulta:

Ts = α + t Esta relación puede deducirse fácilmente de la Fig. 82 en la que la circunferencia de

centro O representa el Ecuador Celeste, el punto R, la intersección del círculo horario que pasa por el astro con el Ecuador Celeste, γ el Punto Vernal y la recta EE’ la proyección del Meridiano del Lugar sobre el Ecuador Celeste.

Como el ángulo EOγ = EOR + γOR, resulta Ts = α + tSi el astro estuviese sobre el círculo horario que pasa por R’ (representado por la recta

OR’ en la Fig. 83) la ascensión recta (α) del mismo estaría medida por el ángulo convexo (mayor de 180°) γOR’ y su ángulo horario (t) por el arco EOR’. Con la suma de ambos se obtiene:

α + t = α + EOR’ pero el ángulo EOR’ = Ts + Δ

Donde Ts es el ángulo horario del Punto Vernal, es decir, Ts = t (γ). Indicando con el símbolo Δ el ángulo agudo γOR’ y sustituyendo dicho valor en la igualdad anterior, resulta:

α + t = α + Ts + Δ [3]pero α + Δ = 360°, de modo que:

α + t = Ts + 360° [4]y midiendo dichos ángulos en horas sidéreas se obtiene

α + t = Ts + 24h

Figura 82

Otro esquema para mostrar

la relación entre el tiempo

sidéreo y el ángulo horario.

De acuerdo a la definición

astronómica, el ángulo EOR

es la coordenada ángulo

horario (t) del astro, el

ángulo γOR es la ascensión

recta del mismo (α) y,

finalmente, el ángulo EOγ

es la medida del tiempo

sidéreo Ts.


Como el eje del mundo es perpendicular a los paralelos celestes, resulta bisectriz del ángulo MOM’ y, por lo tanto, la colimación del polo LP será la media aritmética de LM y LM

’ correspondiente a dichos puntos. Es decir, se tendrá: LP = [LM + LM ’] / 2 [7]

También se determinaron posiciones fundamentales

También se determinaron posiciones fundamentales en el Observatorio de San Luis, por lo que nos parece importante presentar algunos detalles del modo en que se calculaban.

Como hemos dicho, las posiciones fundamentales o absolutas de los astros son sus coordenadas celestes establecidas con independencia de otras determinaciones previas. Se miden comparando directamente la posición del astro con la del Punto Vernal y del Ecuador Celeste.

Recordamos que las expresiones que facilitan la transformación de las coordenadas del Sistema Ecuatorial Local (ángulo horario y declinación, t y δ) de un astro a sus co-rrespondientes coordenadas en el Sistema Horizontal (azimut y altura, A y h), en ambos hemisferios celestes, son (1):

1 Aclaramos que, en las expresiones, las funciones trigonométricas seno y coseno se han abreviado a sen y cos, respectivamente.

Figura 84

Relación entre la

declinación δ y la

distancia polar DP

de un astro

circumpolar.

Resulta así que la ascensión recta de un astro se obtiene observando la hora sidérea en el instante de su pasaje por el meridiano; para ello se hace uso del Círculo Meridiano con el que se observa el pasaje del astro detrás del hilo medio vertical del retículo.

La hora sidérea de dicho pasaje se registra con un cronógrafo conectado eléctricamen-te con un cronómetro sidéreo, es decir, un reloj que marcha según una escala de tiempo sidéreo.

Para lograr mayor exactitud se anota o registra la hora del pasaje del astro por cada uno de los hilos verticales del retículo y se calcula la media aritmética de todas ellas. Este valor brinda la ascensión recta del astro en unidades de tiempo sidéreo; su valor en grados sexagesimales se obtiene recordando que a una hora sidérea corresponden quince grados sexagesimales (1h = 15°).

Recíprocamente, la ascensión recta de un astro cualquiera brinda el valor del tiempo sidéreo en el instante de su culminación, de modo que si se conoce la ascensión recta de una estrella es posible determinar el tiempo sidéreo en el instante en que ella pasa por el meridiano, para lo cual basta con expresar su ascensión recta en unidades de tiempo.

Así, por ejemplo, sienta la ascensión recta de la estrella Sirio igual a αSIRIO = 6h 42m 30s,

el tiempo sidéreo en el instante del paso de Sirio por el meridiano es igual a Ts = 6h 42m 30s.

La observación de estrellas circumpolares

La observación de estrellas circumpolares era especialmente útil para la determinación de la coordenada declinación de los astros.

Para medir la declinación δ de un astro cualquiera A (Fig. 84) basta medir su distancia polar (DP) que forma la visual dirigida al astro con el eje del mundo en el instante de su paso por el meridiano, ya que los ángulos DP y δ son complementarios, es decir:

DP + δ = 90° [5]De esta relación se deduce que: δ = 90° – DP [6]La medida de la distancia polar DP del astro A es una de las determinaciones habitua-

les que se realizan con un Círculo Meridiano.Para ello se determina la colimación polar LP (es decir, la lectura que se hace en el cír-

culo graduado al dirigir el telescopio al Polo Celeste) y la colimación LA del astro (lectura hecha en el círculo graduado cuando se centra el astro A en el instante de su pasaje por el meridiano). La diferencia de ambas lecturas brinda el valor de la Distancia Polar del astro (DP de A).

Ahora bien, como la dirección del eje del mundo no está determinada por un punto vi-sible, la colimación polar LP se determina centrando una estrella circumpolar en sus pasos M y M’ superior e inferior por el meridiano.


por la vertical OZ con el Ecuador Celeste EE’ es igual a la latitud geográfica ϕ, por ser igual a la altura del polo elevado sobre el horizonte.

Para obviar la ambigüedad de signo de la distancia cenital (z) en el paso superior, se convenía en contar z con signo negativo cuando el astro A se encontrase entre el polo P y el Cenit Z, o sea cuando δ > ϕ (es decir, cuando la declinación resultara mayor que la latitud).

Para generalizar, además, se contaba z negativamente en el pasaje inferior, o sea si el astro se encontraba entre el horizonte H’ y el polo elevado P; así, z sería negativa en todo el cuadrante ZH’ y positiva en el cuadrante ZH.

Debe tenerse presente que este arreglo iba en contra de la que se usaba corrientemente y sólo se adoptó para distancias cenitales medidas sobre el meridiano.

Con esa convención, llamando zS y zI a las distancias cenitales en el paso superior e inferior, respectivamente, se obtienen las siguientes fórmulas generales:

zS = ϕ – δ[14] zI = ϕ + δ – 180°

Supongamos, entonces, que se han determinado con el Círculo Meridiano las distan-cias cenitales zS y zI de una misma estrella circumpolar y que ya se ha efectuado la corres-pondiente corrección por refracción atmosférica.

Figura 85

Proyección ortogonal de

la esfera celeste sobre el

Meridiano del Lugar para

un observador O, con una

latitud φ, que observa al

astro A. La semirrecta OZ es

su vertical, del lugar, siendo

Z el cenit. EE’ el Ecuador

Celeste. HH’ el horizonte. PP’

el eje del mundo, siendo P el

polo elevado.

cos h · sen A = cos δ · sen t

[8]cos h = sen δ · sen ϕ + cos δ · cos ϕ · cos tcos h · cos A = – sen δ · cos ϕ + cos δ · sen ϕ · cos t

Donde ϕ es la latitud geográfica del observador. Como se aprecia de las expresiones [8], conociendo las coordenadas t y δ, junto a la latitud, es posible derivar las respectivas A y h.

Ahora bien, en el instante del pasaje de un astro por el meridiano superior del lugar (culminación superior) el ángulo horario t es de cero hora (t = 0h), mientras que el azimut A puede tomar el valor cero o ciento ochenta grados (A = 0°, o bien, A = 180°).

Sustituyendo estos valores en las fórmulas [8] y poniendo, además, h = 90° – z (dado que la altura h de un astro es el complemento de su distancia cenital, z), se obtienen las siguientes expresiones:

Para t = 0 h y A = 0°cos z = sen δ · sen ϕ + cos δ · cos ϕ = cos (ϕ – δ)

[9]sen z = – sen δ · cos ϕ + cos δ · sen ϕ = sen (ϕ – δ)

Para t = 0 h y A = 180°cos z = sen δ · sen ϕ + cos δ · cos ϕ = cos (ϕ – δ)

[10]sen z = – sen δ · cos ϕ + cos δ · sen ϕ = sen (ϕ – δ)

En el paso por el meridiano inferior (culminación inferior), el ángulo horario es t = 12h y el azimut A = 180°, y las expresiones [8] se reducen a:

Para t = 12h y A = 180°cos z = sen δ · sen ϕ – cos δ · cos ϕ = – cos (ϕ + δ)

[12]sen z = sen δ · cos ϕ + cos δ · sen ϕ = sen (ϕ + δ)

De estos tres grupos se deduce inmediatamente:

Para la culminación superior

[13]

t = 0 h y A = 0° ¨ z = (ϕ – δ)t = 0 h y A = 180° ¨ z = – (ϕ – δ)Para la culminación inferiort = 12h y A = 180° ¨ z = 180° – (ϕ + δ)

Las expresiones [13] pueden establecerse directamente sin más que proyectar ortogo-nalmente la esfera celeste sobre el meridiano (Fig. 85) y observando que el ángulo formado


Esta relación permite determinar indistintamente el tiempo sidéreo o la ascensión rec-ta de un astro cualquiera en su pasaje por el Meridiano del Lugar, tomando como punto de referencia fundamental la posición del Sol sobre la esfera celeste.

Las ascensiones rectas se determinaban sólo en aquellos observatorios astronómicos equipados con instrumental de alta precisión. En la época, estos eran un Círculo Meri-diano, relojes de péndulo y cronógrafos, siguiendo básicamente las ideas que hemos ex-puesto hasta aquí. Para ello, se observaba durante el día el pasaje del Sol por el Meridiano del Lugar, para determinar con un reloj especialmente adecuado el instante sidéreo de su pasaje, Ts[SOL], corregido de los errores del reloj.

A continuación, tan pronto como era posible, con objeto de disminuir los errores de marcha del reloj, se observaba el instante Ts del paso por el meridiano de una estrella. Dado que entonces, como dijimos, se cumple que Ts = α, entonces la resta Ts – Ts[SOL] es la diferen-cia en ascensión recta de la estrella (α) y del Sol (α[SOL]) por lo que puede escribirse:

Ts – Ts[SOL] = αS – α[SOL] que, sustituyendo el valor de α[SOL] dado en la [18], equivale a la expresión:

α = arc sen (tang δS · cotang ε) + (Ts – Ts[SOL]) [20]que permite determinar α a partir de datos proporcionados directamente por las obser-vaciones.

Por lo tanto, la determinación de posiciones fundamentales con el Círculo Meridiano es teóricamente muy sencilla. Para hallar la declinación de un astro, se apunta el telescopio hacia el astro en el momento de su paso superior por el Meridiano del Lugar, de modo que pase por el centro del retículo. El círculo graduado del instrumento dará una lectura determinada.

Con objeto de obtener su distancia cenital superior (zS) es necesario conocer, además, la lectura de sus limbos cuando el telescopio apunta exactamente al Cenit. Para ello, se mueve el tubo hacia abajo, apuntando a una superficie reflectora perfectamente horizontal materializada por un baño de mercurio dentro de una cubeta, de modo que los hilos del retículo coincidan con su imagen reflejada.

La lectura del círculo graduado corresponde al Nadir y, por lo tanto, basta con añadir 180° para obtener la lectura correspondiente al Cenit.

La distancia cenital zS es evidentemente la diferencia entre las lecturas correspondien-tes al Cenit y al astro (esta última corregida de refracción).

Con el valor medido de zS se determina así, independientemente, la declinación del astro mediante la expresión [17].

Finalmente, la ascensión recta del astro, referida al Sol, se determina a partir de los valores observados de los instantes sidéreos Ts del astro y Ts[SOL] del Sol, utilizando la expresión [20].

Debe tenerse en cuenta, sin embargo, que las relaciones que hemos mostrado sólo son válidas para un Círculo Meridiano perfecto, desprovisto de errores instrumentales, y exactamente orientado en el plano del meridiano. En la práctica de las observaciones es

A partir de expresiones [14] es posible deducir inmediatamente la latitud geográfica del lugar de observación (ϕ) y la declinación de la estrella (δ) mediante:

φ = 90° + [zS + zI ] / 2 [15]δ = 90° – [zS – zI ] / 2 [16]

Una vez determinada la latitud del lugar (ϕ), la declinación δ de otros astros se puede determinar mediante la sola observación de la distancia cenital en su culminación supe-rior (zS) según la expresión superior dada en [14], escribiendo:

δ = ϕ – zS [17]

Por su parte, en principio, la otra coordenada buscada, la ascensión recta (α), se deter-mina en principio fijando su posición respecto del Punto Vernal (γ).

Este punto, sin embargo, es una abstracción matemática que no se puede observar directamente. Su posición sobre la esfera celeste se fija indirectamente determinando la ascensión recta del Sol, α[SOL], mediante la expresión:

α[SOL] = arc sen (tang δS · cotang ε) [18]

donde ε es el valor de la oblicuidad de la Eclíptica y α[SOL] es la declinación del Sol, dedu-cida de observaciones meridianas según la expresión [17] (1).

Con la expresión [18], cada observación de la declinación solar δS proporciona un valor de la ascensión recta correspondiente.

La determinación del valor de α[SOL] equivale a establecer el Punto Vernal γ, que es el origen de las ascensiones rectas. De esta manera, en realidad es el Sol y no el Punto Vernal el que sirve de un modo directo como punto de referencia fundamental de las ascensiones rectas. Determinada la ascensión recta del Sol, es posible establecer las ascensiones rectas de los demás astros.

Por la misma razón, el tiempo sidéreo Ts no se establece directamente tomando como origen el Punto Vernal, inasequible a la observación directa, sino a través de la posición observada del Sol como paso intermedio necesario.

Como en el instante de su paso por el meridiano el ángulo horario de un astro es cero (t = 0h), y dado que las coordenadas t tienen su origen en el meridiano, resulta que entonces la ascensión recta del astro es igual al tiempo sidéreo, expresión que, según la [1], puede escribirse como:

Ts = α [19]

1 Recordamos que “arc sen” es la abreviatura de la función arco seno, “tang” de la tangente y “cotang” de la cotangente.


1º Anexo: Notas sobre el Dudley Observatory

Para poder apreciar

Para poder apreciar en su totalidad la situación que llevó al establecimiento del Obser-vatorio Astronómico de San Luis, debe enfocarse la atención en las condiciones de parte de la sociedad norteamericana de mediados del siglo XIX. En general, sus comunidades obraban conforme a sus intereses, particularmente con respecto a la preparación social y cultural de sus ciudadanos.

Así fue como, por ejemplo, un grupo de la alta sociedad de la ciudad de Albany, capital del estado de Nueva York, estableció una serie de clubes con el objetivo de ofrecer confe-rencias y debates en el campo de las artes, la ciencia, la política y otros temas relacionados, no sólo como una forma de entretenimiento, sino con el propósito explícito de mejorar el bagaje cultural de los ciudadanos. En las reuniones de aquellos clubes, un socio era esco-gido como orador. Si esto no era posible, se elegía un erudito externo, según la materia de la conferencia de esa noche. Al finalizar la charla, se abría el debate entre los presentes.

En una ocasión, el conferencista fue Orsmby M. Mitchel, entonces director del Observa-torio de Cincinnati. Además de contar con una personalidad encantadora y una elocuencia especial para convertir un tema técnico de modo fácil y comprensible para el público general, aquella vez las palabras de Mitchel, centradas en la Astronomía, produjeron un alto impacto en la comunidad de Albany, cuyo efecto continuó hasta el final de la velada.

La oportunidad y el momento parecían perfectos. Durante muchos años, los educa-dores norteamericanos habían añorado una situación que no obligase a los estudiantes prometedores que deseaban una educación superior, a ir a una universidad europea para obtenerla, argumentando que los Estados Unidos no les ofrecían tales oportunidades.

En primer lugar, el costo de estudiar en el viejo mundo era exorbitante y resultaba prohibitivo para muchos estudiantes porque, lógicamente, debía incluirse el viaje de ida y vuelta, y la correspondiente estadía en ciudades europeas.

A ello se sumaba la desventaja de otro idioma, costumbres diferentes y, finalmente, cierta herida en el orgullo nacional. Así, entonces, muchos ciudadanos reclamaban un sistema educativo con mayores facilidades.

Hacia la mitad del siglo XIX, un grupo de profesores (1) concibieron la idea de crear una universidad nacional en Albany, moldeada según las mejores instituciones europeas, para que proveyera de una educación similar en los Estados Unidos.

Esta idea y, luego, la propuesta de llevarla a cabo, parecían muy convenientes, pero su realización concreta se frustró debido al financiamiento: simplemente no había fondos suficientes para materializar el proyecto. No obstante, aquel ideal fue mantenido durante varios años.

1 La mayoría, de las universidades Harvard y Yale.

necesario determinar tales errores instrumentales, así como los otros errores sistemáticos que puedan afectar a las observaciones y compensar, cuanto sea posible, los inevitables errores accidentales inherentes a toda observación experimental.

Así, la determinación práctica de posiciones fundamentales resulta, en consecuencia, muy compleja y laboriosa.


tomando en cuenta la generosidad de la viuda Bleecker se decidió llamar a la institución, en honor de su marido, Dudley Observatory.

Seguidamente, se introdujo un proyecto de ley en la Legislatura del Estado de Nueva York para la creación del observatorio y, poco después, el senado lo aprobó (11 de febrero de 1852). Aunque los edificios comenzaron a construirse en 1852, se terminaron en 1854. No obstante, el observatorio se inauguró dos años después (28 de agosto de 1856). Ese día concurrió un gran número de figuras relevantes de las ciencias y la política estadouniden-se. Entre quienes tuvieron la palabra se destacó Edward Everett (1794-1865), reconocido como uno de los oradores más importantes de su época (1) quien en la oportunidad habló “Sobre los usos de la Astronomía”.

El observatorio se situó a casi dos kilómetros de la capital, sobre una colina a unos 46 metros sobre el río Hudson. En el camino del observatorio, había cabras que pastaban y que muchas veces obstruían el paso, por lo que tuvieron que hacer un alambrado para dejarlas fuera del camino.

En la puerta se colocó un pesado portón de hierro manejado por un sistema de bola y cadena que resultó ser un deleite para los niños, porque se hamacaban mientras sus pa-dres visitaban el observatorio. El hall de entrada tenía un gran busto de Charles Dudley y un retrato del Mitchel, entre otras ornamentas.

Se objetaba su ubicación debido a que ese terreno estaba muy próximo a las vías del ferrocarril central de Nueva York, las cuales circulaban en forma ascendente desde la base de la colina. El paso de los trenes causaban temblores y éstos generaban leves movimientos en los delicados instrumentos del observatorio. Al principio, ese inconveniente fue relativo, porque las locomotoras eran pequeñas y los horarios muy espaciados, pero luego se compli-có cuando las locomotoras fueron más poderosas y sus horarios más frecuentes. Finalmente, hubo que cambiar de lugar el observatorio, por las vibraciones de sus cimientos.

En un tiempo previo a la inauguración

En un tiempo previo a la inauguración, Mitchel encontró que la supervisión del obser-vatorio más sus deberes como director del Observatorio de Cincinnati era demasiado para su vida cotidiana, y decidió suspender sus obligaciones con el Dudley. Para llenar el vacío causado, los apoderados del observatorio crearon un Consejo Científico. Los cuatro miem-bros elegidos, todos ellos prominentes en sus campos científicos a nivel nacional, fueron:

• Alexander Bache, físico, en ese momento director del Coast Survey (véase recuadro),• Benjamín Pierce, profesor de matemática en Harvard, • Joseph Henry, físico (2), en esa época era secretario de la Smith Institution, y • Benjamín Gould, astrónomo del Coast Survey (3)

1 Por ejemplo, fue el encargado del discurso en la asunción del presidente Abrahan Lincoln (1809-1865).2 Henry era reconocido por sus trabajos en electromagnetismo.3 Gouldhabíadonado500dólaresparaelfondodecreacióndelobservatoriodeOlcott.

Fue en ese período, mientras la visión de una universidad nacional recibía una im-portante propaganda, cuando la descripción maravillosa que Mitchel hizo del cielo y sus misterios sensibilizó a los ciudadanos de Albany.

Por lo tanto, resultó natural que James H. Armsby concluyera que en Albany podría ser edificado un observatorio astronómico como la piedra fundamental de esa universi-dad nacional tantas veces postergada; recordamos que corría entonces el año 1851.

Para dar los primeros pasos, Armsby se acercó a Thomas Olcott, presidente del Banco de Mecánicos y Trabajadores Rurales, quien aceptó de muy buen grado la idea y la pro-puesta, y, mucho más importante, accedió voluntariamente a recaudar los fondos necesa-rios para hacer realidad la empresa.

Cuando varios otros ciudadanos prominentes se unieron a Arsmby en la idea de fun-dar un observatorio, se decidió consultar a Mitchel para tener su opinión sobre la pro-puesta de edificación del observatorio y, además, sus consejos y eventuales servicios pro-fesionales en el proyecto.

Mitchel sugirió que si contaba con el control y la dirección del observatorio, su progreso sería grandioso, pero que no podía dejar sus deberes en el Observatorio de Cincinnati, el que cubría gran parte de su tiempo. Aunque Mitchel tampoco creía posible dirigir semejante pro-yecto a distancia, finalmente terminó supervisando los planes para el flamante observatorio.

De esta manera se gestó una institución que se convertiría en la organización más an-tigua de los Estados Unidos, dedicada a colaborar con la investigación astronómica fuera de la Academia de Ciencias y del mismo gobierno.

Obviamente, además del consejo profesional, los mentores del observatorio debían asegurarse el suficiente financiamiento antes de formalizar la institución.

Así fue que Olcott realizó una campaña de suscripciones para este proyecto; en total hubo 118 contribuyentes y se recaudaron 160.000 dólares (1).

Junto con el dinero, recibieron la donación de casi tres hectáreas de terreno por parte de Stephen van Rensselear, la instalación de gas natural por Henry Hawley y un reloj astronómico por George Blunt. Finalmente, como hemos mencionado, el proyecto del ob-servatorio fue coordinado por Mitchel, quien además dibujó los planos del edificio y de la instalación del instrumental.

Entre las personas que colaboraron con Olcott, se destacó Blandina Bleecker (1783-1863), viuda de Charles Eduard Dudley (1780-1841), un honorable comerciante quien había sido intendente de Albany y, luego, senador estadounidense por el estado de Nueva York entre 1829-1833. Cuando Dudley se retiró de la vida pública, se había interesado por la Astronomía

Debido al hábil manejo de la situación por Olcott y de su genuino interés en el proyec-to, la viuda de Dudley donó 12.000 dólares como homenaje hacia su difunto esposo (2);

1 Fueron 44.000 dólares de contribuyentes de Albany, 61.000 dólares de la ciudad de Nueva York, y 16.000 dólares de otras ciudades y regiones.

2 Finalmente, la totalidad de la donación de la viuda de Dudley fue de 104.780 dólares, 50.000 de los cuales los donó el día de su inauguración.


Los dos directores siguientes (1) tampoco lograron reunir fondos y personal necesario para el programa de investigación pensado inicialmente por Gould. Fue hasta que llegó Lewis Boss como director del Observatorio en 1876 cuando el Observatorio Dudley co-menzó un programa de investigación trascendente. Bajo su mando, un segundo observa-torio fue edificado sobre la Lake Avenue en el sudoeste de Albany, inaugurado en 1893, y quedó en funcionamiento hasta 1965.

Lewis Boss y su hijo Benjamín Boss encabezaron y dirigieron el observatorio durante 80 años. Durante ese lapso, los astrónomos del Dudley Observatory lograron una de las primeras posiciones en el campo de la Astronomía por la determinación de la posición y el movimiento propio de más de 30.000 estrellas.

Ellos produjeron los dos mejores trabajos de referencia todavía usados, el Catálogo General Preliminar (1909) de 6788 estrellas y el Catálogo General de 33.343 estrellas (1937). La institución Carnegie de Washington apoyó esta investigación. Desde 1905 hasta 1937, el observatorio actuó como Departamento de Astronomía Meridiana de la Institución Carniege.

En calidad de Departamento operó en San Luis, Argentina, desde 1909 hasta 1913, don-de se hicieron observaciones precisas de las posiciones de estrellas. Éstas fueron hechas con el Círculo Meridiano Olcott del Observatorio Dudley. Los resultados de esas obser-vaciones fueron publicados como Catálogo de San Luis de 15.333 estrellas para la Época 1910 (1928).

Cuando son combinados con el subsiguiente Catálogo de Albany de 20.811 estrellas para la Época 1910 (1931), ambos forman un ejemplo único en la historia de la astronomía por la determinación de la posición precisa y el movimiento de todas las estrellas visibles a ojo desnudo, con la ayuda de un telescopio simple aunque de alta precisión.

Por otra parte, desde 1912 hasta 1941, el Dudley Observatory publicó el Diario Astronó-mico, una de las más antiguas publicaciones de astronomía en los Estados Unidos. Desde 1956 y hasta 1976, fue líder mundial en el estudio de los micrometeoritos (2), y en la década de 1970, el Observatorio Dudley también operó con un radio telescopio.

En 1976, el observatorio cambió su misión para transformarse en una fundación edu-cativa, centrando sus actividades en Albany. Para conocer más detalles sobre este observa-torio puede visitarse el sitio: http://www.dudleyobservatory.org

1 Osmsby McKnight Mitchel, entre 1860 y 1862, y George W. Hogh (1845-1909) entre 1862 y 1874.2 Los micrometeoritos son pequeñas partículas de tan sólo un milésimo de diámetro que bombardean a la tierra

desde el espacio.

En particular, Bache y Pierce fueron los primeros en esforzarse en establecer una uni-versidad nacional en Albany; aunque sus esfuerzos se frustraron y no lograron su obje-tivo, igualmente se mostraron complacidos de que sus conocimientos fueran de ayuda y necesidad para el nuevo observatorio, y así lo expresaron ante la Asociación Americana para el Progreso y Avance de la Ciencia.

Cuando el Consejo Científico fue creado, los fondos estaban acabados. Ante esa cir-cunstancia, Gould, voluntaria y gratuitamente, asumió el cargo de Director de la insti-tución, trayendo a un grupo de asistentes del Coast Survey que habían trabajado con él en Washington. Gould estableció su residencia en el observatorio de Dudley en febrero de 1858. Dado que sus asistentes eran empleados del Coast Survey, para ellos trabajar en el Dudley significó sólo un cambio de lugar, porque sus deberes y trabajos resultarían similares.

Estas personas prestaron ayuda gratuitamente a Gould, en tiempo y forma, para el progreso del plan que había trazado para el observatorio. De la misma manera, Gould se comprometió a trabajar tanto para el Coast Survey como para el Dudley Observatory, dado que esta institución, en ese momento, tampoco estaba en la posición de pagar un director. Pero este acuerdo no satisfizo a los apoderados, lo que acabó en el despido de Gould (1) y del Consejo.

1 Es interesante remarcar que Gould, después de ser despedido, viajó a Córdoba (Argentina), donde fundó el ObservatorioNacionalArgentinoyfuesudirectorentre1870y1885.Además,porsuinfluencia,consiguióque la Srta. Catherine Bruce, de Nueva York, donara 35.000 dólares al Dudley Observatory, en 1892, cuando yasehabíamodificadosuubicaciónoriginal.

COAST SURVEYEra una organización básicamente consagrada a la adquisición de da-

tos del mundo físico. Sus campos de estudio abarcaban: determinaciones de profundidades en ríos y mares, topografía de la línea costera, ciencia y arte de la cartografía, estudio y predicción de fenómenos de las mareas, y la geofísica, con énfasis particular en los estudios del magnetismo te-rrestre. En geodesia se realizaron importantísimos trabajos de triangu-lación; medida del arco de meridiano; astronomía, con el desarrollo y la adopción de varios medios para determinar longitud, latitud, acimut y tiempo; métodos de cálculos avanzados; medida de elevaciones; instru-mentación con el desarrollo de nuevos y mejores instrumentos para la medida de distancias, direcciones, ángulos y elevaciones; y geofísica, con estudios gravitatorios y magnetismo. También se trabajó en las normas sobre pesos y medidas.


2º Anexo: Notas sobre la situación institucional de San Luis en

el período

La siguiente semblanza histórica fue adaptada del texto de Pastor (1970), y se refiere exclusivamente al período en que funcionó el Observatorio de San Luis.

En 1907 finalizó el período de gobierno del Dr. Benigno Rodríguez Jurado y los comi-cios proclamaron electo al Dr. Esteban P. Adaro, por una coalición pactada entre republi-canos, nacionalistas y autonomistas.

La asunción de Adaro fue singular, ya que no pudo tomar juramento en la sala legis-lativa, dado que ésta se hallaba ocupada por un tumultuoso grupo de amotinados. La resistencia era encabezada por representantes de los partidos republicano y nacionalista, indignados por la actitud de Adaro, de prescindir de los mismos para su gobierno.

Así, el nuevo gobernador de San Luis, junto con sus partidarios, juró en un domicilio particular, mientras que el gobernador saliente, Rodríguez Jurado, ponía en conocimiento de los hechos al Poder Ejecutivo Nacional y requería la intervención federal.

El Presidente de la República (J. Figueroa Alcorta) envió a San Luis tropas al mando del Coronel Broquen, y un proyecto de ley al Congreso Nacional para declarar interve-nida la provincia. La ley fue sancionada y el diputado Manuel de Iriondo fue designado interventor.

Iriondo llegó a San Luis el 6 de septiembre y luego de 11 días de gestión, se consiguió consolidar el cargo de Adaro, reconociendo que había sido legalmente elegido.

Si bien institucionalmente se había normalizado la situación del gobierno, en el orden político, cada día que transcurría era más tenso el panorama. Algunos de los ministros designados por Adaro renunciaron a poco de asumir. Además, el gobernador ordenó a la policía local que vigilara a los diputados, aún cuando estaban sesionando en el recinto.

Esta actitud, en una Legislatura cuya mayoría le era adversa, fue interpretada como un desafío y los parlamentarios protestaron pronunciándose en contra de la violación de sus fueros y las restricciones que implicaban las medidas policiales para su libertad. Con este clima, la Legislatura se dirigió directamente al Poder Ejecutivo Nacional y solicitó nuevamente la intervención de la provincia.

El Dr. Julio Bonet fue el nuevo interventor enviado por el Gobierno Nacional, quien llegó a San Luis en marzo de 1909.

Su primera tarea fue declarar la caducidad de los poderes legislativo y ejecutivo, luego se hizo público un extenso decreto en el que Bonet fundamentó su resolución de tomar el poder.

En los “considerando” de dicho decreto, se expresaba que Bonet había tenido en cuenta el funcionamiento de las instituciones

“especialmente el de los poderes en conflicto”y las

Figura 86

Imagen histórica del Dudley Observatory.


necesario que el apoyo de los electores que respondían al senador nacional Don Eriberto Mendoza para que fuera electo gobernador el Dr. Adolfo Rodríguez Saá el 18 de agosto de 1909.

Este gobernante seguiría en su cargo hasta la finalización de las tareas del Observato-rio Astronómico de San Luis.

Figura 87

El Dr. Adolfo Rodríguez Saá, junto a un grupo de sus asesores.

“circunstancias que concurrieron a producir las perturbaciones que motivaron su nombramiento”;que mientras él hacía este estudio se había producido la

“renunciadelosseñoresmiembrosdelaLegislatura,circunstanciaque,modificandolostérmi-nosdelconflicto”,lo habían simplificado; que visto

“los móviles patrióticos y desinteresados de los señores legisladores”la intervención debía

“inclinarse a aceptar esa renuncia, haciendo cumplido honor a los renunciantes y aprovechando los nuevos rumbos abiertos con ella a su acción”;que si bien era cierto que un grupo de siete legisladores

“compuesto de tres expulsados anteriormente, tres no consultados y uno ausente de la provincia”no habían renunciado, no era menos cierto que se trataba

“de una minoría manifiesta”que no podía llenar

“losfinesdelaconstitución”;que desgraciadamente no se podía contar

“de parte del poder ejecutivo de la provincia con la misma actitud”que ofrecía“la altura de miras de los legisladores renunciantes”;

que la situación de Adaro, a pesar de haber sido elegido por una auténtica mayoría y de haber necesitado que una intervención federal le franqueara

“el camino a emprender”,había tenido que

“flotar a merced de círculos de diverso nombre y encontrada tendencia”creándose situaciones

“inconsistentes que no tardaban en caer”;que habiendo la mayoría amenazado al gobernador con el juicio político, éste había recu-rrido a la fuerza para evitar las sesiones de la Legislatura y que además había intervenido inconstitucionalmente las municipalidades de San Luis y Mercedes; que estos conflictos habían hecho perder al gobernador el apoyo del pueblo, de la legislatura y de los mu-nicipios, lo que le impedía desenvolverse constitucionalmente y en armonía con la vida ordinaria de la provincia y con los otros poderes que constituían el gobierno; que en ta-les circunstancias el poder ejecutivo no estaba en aptitud de presidir imparcialmente los próximos comicios provinciales y comunales; y que la intervención debía reintegrar a la provincia el pleno goce de sus instituciones convocando al pueblo a elecciones

“bajo los auspicios de la Nación, que garante la imparcialidad más completa al pueblo de San Luis”.Las elecciones se realizaron el 27 de junio. Los opositores de Adaro y su círculo no

consiguieron mayoría en el Colegio Electoral pero pudieron controlar el quórum y fue


3º Anexo: Cronología astronómica durante el período

A continuación, se listan algunos de los principales sucesos vinculados con la astronomía, ocurridos durante el período en que funcionó el Observatorio Astronómico de San Luis.

1908• John Dreyer (1852-1926) publica su segundo Index Catalogue. • Lewis Boos (1846-1912) determina la distancia al cúmulo estelar de Hyades (45 Pársec). • Ejnar Hertzsprung (1873-1967) describe las divisiones entre estrellas gigantes y enanas.

Además, introduce el concepto de magnitud absoluta.• En Tunguska, Siberia, se produce la coalición de un cometa con la Tierra (30 junio). Más

de 2000 kilómetros cuadrados de superficie son devastados: se queman los árboles de varios kilómetros alrededor y mueren al menos unos 1500 renos.

• Philibert Melotte (1880-1961) descubre a Pasiphae, octavo satélite de Júpiter.• Arthur Stanley Eddington (1882-1944) descubre masas de material que descienden a

lo largo de la cola del cometa Morehouse a velocidades inesperadamente altas, lo cual indica que una fuerza más poderosa que la presión de la luz solar empuja a las colas de los cometas lejos del Sol.

• Percival Lowell (1855-1916) publica el ensayo “Marte como residencia de la vida”.• Se termina de construir el telescopio reflector de 1,5 m de Monte Wilson (EE.UU.).• George Ellery Hale (1868-1938) descubre el efecto Zeeman en las líneas espectrales de

las manchas solares y plantea que esas manchas pueden ser debidas a intensos campos magnéticos.

• En la Argentina, se concreta la adquisición de la “Estación de Observaciones de Variacio-nes de la Latitud”, que la Asociación Geodésica Internacional poseía en la localidad de Oncativo (Pcia. de Córdoba).

1909• Se designa al astrónomo Charles Dillon Perrine (1867-1951), hasta entonces del Obser-

vatorio de Lick, como director del Observatorio Astronómico Nacional, de Córdoba (Argentina). Bajo su dirección se trabaja tanto en la Carte du Ciel como en el Córdoba Durchmusterung. También se reconoce que Perrine intentó incorporar la astrofísica, en-tonces una disciplina incipiente.

• John Evershed (1867-1949) descubre, en la India, el movimiento en la penumbra de las manchas solares.

1910• El día 20 de abril, el cometa Halley alcanza su perihelio, logrando su máxima aproxi-

mación al Sol.• En junio, el astrónomo Joseph Helffrich (1871-1913), desde Heidelberg, anuncia el ha-


• La Gran Mancha Roja de Júpiter vuelve a desaparecer temporalmente.

1913• En el Observatorio Astronómico de La Plata, William J. Hussey (1862-1926) y Bernard

H. Dawson (1890-1960), inician el estudio de sistemas de estrellas dobles, logrando el descubrimiento de nuevos objetos; además, se redescubre al cometa Westphal.

llazgo de un nuevo pequeño planeta que luego se denominaría Auravictrix, con el que llega a 700 el número de esos astros descubiertos.

• Williamina Stevens Fleming (1857-1911) publica su descubrimiento de las “enanas blan-cas”: estrellas muy calientes y densas en una etapa final de su existencia.

• Jules Henri Poincare (1854-1912) desarrolla una teoría moderna sobre las mareas.

1911• Se inventa la fotocélula, con lo que comienzan a nacer los rudimentos de la fotometría

fotoeléctrica de estrellas.• Durante el eclipse del 19 de mayo, se verifica la curvatura del espacio predicha en la

teoría de la relatividad de Albert Einstein (1879-1955). Este eclipse sucedió el 29 de mayo 1919, expedición dirigida por Arthur Eddington en el Africa occidental.

• En Egipto cae un meteorito al se llamó Nakhla, por el sitio donde fue encontrado. Más tarde, la inicial de su nombre (N) serviría para identificar los meteoritos (SNC) prove-nientes de Marte (1994). En su impacto, el Nakhla mató a un perro.

• Se funda la “Sociedad Astronómica de España y América”.• Anne Jump Cannon (1863-1941) establece los criterios para la clasificación espectral

de las estrellas.• Ejnar Hertzsprung (1873-1967) y Henry Russell (1877-1957) construyen de manera

independiente un gráfico que relaciona el color de las estrellas en función de su lumi-nosidad. Hoy se le conoce como el Diagrama H-R.

• La Universidad Nacional de La Plata separa la Facultad de Ciencias Físicas y Ma-temáticas del Observatorio Astronómico, nombrándose como director del mismo al astrónomo norteamericano William J. Hussey (1862-1926), quien había sido director del “Observatorio Ann Arbor” (Estados Unidos).

1912• Alfred Wegener (1880-1930) sugiere por primera vez la idea de la deriva de los con-

tinentes, a partir de un estudio sobre las similitudes geológicas de las dos orillas del océano Atlántico.

• Tras una serie de vuelos en globo, en los que detectó que la radiación ionizante se incrementaba con la altitud, el físico austriaco Víctor Franz Hess (1883-1964) llega a la conclusión de que esta radiación tiene que originarse en el espacio (lo que se considera el descubrimiento de los rayos cósmicos).

• Henrietta Leavitt (1868-1921) establece la relación Período-Luminosidad en las estrellas variables Cefeidas, con el pequeño telescopio reflector de Monte Wilson, abriendo la posibi-lidad del uso de los datos de esas estrellas como indicadores de distancias intergalácticas.

• Vesto M. Slipher (1875-1969) descubre el desplazamiento al rojo en las líneas espec-trales de las llamadas nebulosas espirales, que posteriormente se identificarían como galaxias lejanas.


Bibliografía

Textos y artículos consultados

Bahamonde, N. & Tignanelli, H.; “Aportes de la historia de la ciencia a su enseñanza”. Material de trabajo del Proyecto de Alfabetización Científica, Ministerio de Educación de la Nación, Buenos Aires, 2005.

Boss, B.; History of the Dudley Observatory, 1852-1956, Dudley Observatory, Albany, 1968.Carbó, J. & Cabal Dalby, E.; Lecciones de Astronomía Elemental, Ed. Reverté, Barcelona, 1948.Charola, F.; Elementos de Cosmografía, Ed. Kapelusz, Buenos Aires, 1959.Feinstein, A. & Tignanelli, H.; Objetivo: Universo, Ed. Colihue, Buenos Aires, 1997.Flammarion, C.; Astronomía Popular, Ed. F. Granada y Cía, Barcelona, 1906.Flammarión, C.; Iniciación Astronómica, Ed. Librería de la Vda de C. Bouret, México, 1912.Gez, J. W.; Historia de la Provincia de San Luis, Talleres Gráficos de Marzo S.A., San Luis, 1996.Grúñete, B. L. & Woolley, R.v.d.R.; Explanatory Supplement to The Astronomical Epheme-

ris and The American Ephemeris and Nautical Almanac, Her Majesty’s Stationery Office, Lon-dres, 1961.

James, M. A.; ElitesinConflict, Rutgers University Press, New Brunswick y London, 1987.Mellano, J., Levaggi, A., Tobares, J., Gatica de Montíveros, Mª D. & Sánchez Vacca,

C.; Los cuatro siglos de San Luis, 1594-25 de agosto-1994, Un enfoque multidisciplinario, Tomo II, Fondo Editorial Sanluiseño, San Luis, 1995.

Mallamaci, C. C., Pérez, J. A., Marmolejo, L. F., Navarro, J. L., Sedeño, J. A., Mui-ños, J. L., Belizón, F., Montojo, J. & Vallejo, M.; Ten years of Meridian Astronomy studies in Argentina, Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía, vol. 49, p. 351-354, Buenos Aires, 2006.

Miczaica, G. R. & Sinton. W. M.; Las herramientas del astrónomo, Ed. EUDEBA, Buenos Aires, 1967.

Paolantonio, S. & Minniti, E.; Uranometría Argentina 2001, Historia del Observatorio Na-cional Argentino, SECyT/OAC Universidad Nacional de Córdoba, Córdoba, 2001

Pastor, Reynaldo. A.; San Luis, su gloriosa y callada gesta 1810-1967, Buenos Aires, 1970.Rodríguez, M.; Astronomía, Impenta Escuela Naval Militar, Rio Santiago, 1937.Russell, H. N., Smyth Dugan, R., Stewart, J. Q.; Cosmografía, Ed. Hispano Americana,

México, 1954. Sanford, R.; RichardHawleyTucker,1859-1952, Publications of the Astronomical Society

of the Pacific, Vol. 65, No. 382, p.16, 1953.Tignanelli, H.; El Solar de las Miradas, Universidad de La Punta, San Luis, 2007.Tisserand, F. & Andoyer, H.; Leçons de Cosmographie, Ed. Libraire Armand Colin, París, 1929.Velásquez, Felipe S.; El chorrillero. Episodios puntanos y Escritos Morales, Históricos y

Científicos, Fondo Editorial Sanluiseño, San Luis (Tercera Edición), 1995.Vives, T.; Astronomía de posición, Ed. Alhambra, Madrid, 1971.


Glosario

Abertura: Denominación dada al diámetro de la lente objetivo de un telescopio.Almicantarada: Cada uno de los círculos de la esfera celeste, paralelos al horizonte.

Los astros que se hallen sobre la misma almicantarada, tienen la misma altura.Altura (h): Es una forma de medir la elevación de un astro sobre el horizonte. Es una

de las coordenadas del Sistema Horizontal y se mide como un arco a partir del horizonte, sobre el círculo de altura que contiene al astro, de h = 0° hasta h = 90°. Cuando un astro sale o se pone, es decir, se observa sobre el plano horizontal, su altura es mínima (h = 0°) mientras que, en el cenit, la altura tiene su valor máximo, es decir, h = 90°. También suele definirse la altura como el complemento de la distancia cenital, esto es: h = 90° – z.

Ángulo Horario (t): Es una de las coordenadas del Sistema Horizontal y se mide como un arco sobre del horizonte, sobre el círculo de altura que contiene al astro, de t = 0° hasta t = 360°, aunque generalmente se lo mide en unidades horarias (horas, minutos y segundos de tiempo, esto es, varía de t = 0h hasta t = 24h). Su origen es en la intersección superior del Ecuador Celeste con el Meridiano del Lugar, en el sentido del movimiento diurno

Ápsides: Son los puntos extremos de la órbita de un cuerpo celeste en su movimiento alrededor de otro. En el caso de las órbitas de los planetas que rotan alrededor del Sol, los dos ápsides se llaman “perihelio” (el punto más próximo) y “afelio” (el punto más lejano) y, en el caso de la órbita terrestre, “perigeo” y “apogeo”.

Ascensión recta: Es una de las coordenadas del Sistema Ecuatorial Celeste. Es el arco medido sobre el Ecuador Celeste desde el Punto Vernal hasta el meridiano que pasa por el astro. Se mide de α = 0° a α = 360° y generalmente se expresa en unidades horarias (desde α = 0h a α = 24h).

Azimut (A): Es una de las coordenadas del Sistema Horizontal y se mide como un arco sobre el plano horizontal, desde A = 0° hasta A = 360°. El origen de esta coordenada (A = 0°) es el punto cardinal Sur y su sentido es hacia el Oeste, hasta círculo de altura que contiene al astro.

CCD: Son las siglas de Charge Coupled Device, que dan cuenta de un tipo de detector de estado sólido, muy eficiente, que facilita la obtención y el procesado de imágenes astronó-micas; puede considerarse a un CCD como una red circuitos eléctricos sensibles a la radia-ción electromagnética (fotodiodos). El CCD registra la ubicación de cada fotodiodo sobre el que incide un fotón (un fotón es un paquete de radiación electromagnética). También registra la energía del fotón, que depende de su frecuencia, y por tanto, de su longitud de onda. Un sensor CCD es un dispositivo electrónico fotosensible; tienen una estructura formada por células sensibles a la luz, en forma de mosaico, denominada “píxel”, capaz de almacenar fotones (1).

Cenit: Es punto de mayor altura sobre el horizonte de un lugar. Se lo define como la intersección visible de la vertical del lugar con la esfera celeste.

1 Cada píxel tiene unas dimensiones del orden de unas diez veces la milésima parte de un milímetro. Esta estructura tan pequeña no sólo almacena los fotones en forma de carga eléctrica, sino que también dispone de una estructura capaz de transferir los fotones recogidos (en forma de cargas eléctricas) a un píxel adyacente.

CatálogosGeneral Catalogue of 33.342 Stars for the Epoch 1950Preliminary General Catalogue of 6.188 Stars for the Epoch 1900San Luis Catalogue of 15.333 Stars for the Epoch 1910

Sitios de Internet

http://cf.lehigh.edu Sitio de la Leigh University

http://www.astro-clock.com/4sale/regulator29/index.htm Sobre los relojes Rifler

http://www.fcaglp.unlp.edu.ar Observatorio Astronómico de La Plata, Argentina

http://mthamilton.ucolick.org Sitio del Lick Observatory

http://www.calisphere.universityofcalifornia.edu/ Obituario de Tucker

http://www.oac.uncor.edu.ar Observatorio Astronómico de Cór-doba, Argentina

http://www.grupopayne.com.ar/archivo/06/0606/060625/1laprovincia.php

Nota sobre el Observatorio de San Luis

http://www.na.astro.it/oacmedia/museo/museo/percorso.htm

Datos de los cronógrafos

http://www.strw.leidenuniv.nl/~heijden/kaiser_en.html Círculo Meridiano del Leiden Ob-servatory

http://www.wikipedia.org/ Enciclopedia general virtual

http://www.britannica.com Enciclopedia Británica on line

http://www.indopedia.org/Meridian_(astronomy).html Sobre el Círculo Meridiano.

http://www.highbeam.com/doc/1O80-meridiancircle.htmlSobre el Círculo Meridiano.

http://www.dudleyobservatory.org Observatorio de Dudley

Periódicos y revistas

Caras y Caretas (Gentileza del Museo Rosenda Quiroga, de San Francisco del Monte de Oro, San Luis)

La Nación (Buenos Aires)La Razón (Buenos Aires)La Reforma (San Luis)


Distancia polar (DP): Es una de las coordenadas del Sistema Ecuatorial Celeste y del Sistema Ecuatorial Local. Es el arco de meridiano comprendido entre el polo celeste eleva-do y el astro. Se cuenta desde DP = 0° a DP = 180° y es siempre positiva: es el complemento de la declinación.

Eclíptica: Círculo máximo que pasa por el centro de la Tierra, contenido en el plano ecliptical. Representa la trayectoria anual aparente del Sol en torno a la Tierra. El ángulo que forma la Eclíptica con el Ecuador Celeste se denomina oblicuidad u oblicuidad de la Eclíptica.

Ecuador terrestre: Círculo máximo que atraviesa el centro de la Tierra y la divide en dos partes.

Ecuador celeste: Círculo máximo de la esfera celeste que atraviesa el centro de la Tie-rra, es perpendicular al Eje del Mundo y la divide en dos partes iguales, cada una de las cuales se denomina hemisferio celeste. Suele definírselo también como la proyección del ecuador terrestre en el cielo visible. El ángulo que forma la Eclíptica con el Ecuador Celes-te se denomina oblicuidad u oblicuidad de la Eclíptica.

Eje del Mundo: Es la recta ideal alrededor de la cual gira la esfera celeste.Época: Se define como época a una fecha precisa a la cual hacen referencia las coor-

denadas celestes de las estrellas. A causa de la precesión y la nutación, las coordenadas de las estrellas cambian, aunque imperceptiblemente, de año en año. Por lo tanto, resulta oportuno referirse a un preciso instante de tiempo para su cómputo.

Equinoccio: Se llama así a cada uno de los instantes en que el Sol, a lo largo de su tra-yectoria aparente anual, atraviesa el plano del Ecuador Celeste. Hay dos equinoccios en el año: el 21 de marzo (conocido también como Punto Vernal) y aproximadamente el 22 de septiembre. En las fechas de los equinoccios, la duración del día es igual al de la noche para todos los lugares de la Tierra.

Esfera celeste: La apariencia del cielo permite construir un modelo geométrico, esfé-rico y concéntrico con la esfera terrestre, al que se denomina esfera celeste. Sobre ella se proyectan las posiciones y los movimientos de los astros.

Estrella circumpolar: Son las estrellas que, a causa del movimiento de rotación de la Tierra, parecen girar alrededor del polo elevado. Para un observador en una determinada latitud geográfica, las estrellas circumpolares no se ocultan jamás. Para que una estrella sea circumpolar es necesario que su distancia angular desde el polo sea inferior a la latitud geográfica del observador. Por otra parte, para un observador situado en cualquiera de los polos de la Tierra, todas las estrellas son circumpolares, mientras que para otro situado en el Ecuador terrestre, ninguna estrella es circumpolar.

Hemisferio celeste: Cada una de las semiesferas celestes que quedan definidas por el Ecuador Celeste. Se los distingue como hemisferios celestes Sur y Norte, de acuerdo al Polo Celeste que contengan (Sur y Norte, respectivamente).

Hora sidérea: Es el instante en que ocurre un suceso, medido con una escala de tiempo sidéreo.

Círculo de altura: Círculo máximo de la esfera celeste perpendicular al horizonte, en un lugar determinado. Contiene al Cenit y al nadir. Sobre estos círculos se miden las coor-denadas altura y distancia cenital del Sistema Horizontal.

Círculo horario: Círculo de la esfera celeste, perpendicular al horizonte que pasa por el cenit.

Circumpolar: Véase Estrella Circumpolar.Colimación: Es la acción de alinear sus componentes ópticos (lentes, espejos, oculares,

etc.) en sus propias posiciones; la colimación debe hacerse en forma exacta, ya que de ello depende mucho la calidad de la imagen obtenida.

Culminación: Durante su movimiento diurno, una estrella cualquiera recorre su pa-ralelo celeste en un día sidéreo y atraviesa el Meridiano del Lugar dos veces en ese lapso: una por encima del horizonte y otra por debajo. El primer contacto se denomina pasaje superior o culminación superior y representa la máxima altura alcanzada por el astro. El segundo pasaje o culminación inferior y es el punto diametralmente opuesto. En el caso particular de las estrellas circumpolares, que no salen ni se ponen, ambas culminaciones (inferior y superior) son siempre visibles (se producen sobre el horizonte).

Declinación (δ): Es una de las coordenadas del Sistema Ecuatorial Celeste y del Sistema Ecuatorial Local. Es la medida en grados sexagesimales sobre el meridiano que contiene al astro, comprendida entre el Ecuador Celeste y el astro. Se cuenta desde δ = 0° hasta δ = 90° desde el Ecuador y recibe las denominaciones de austral o boreal, con los signos positivo (+) o negativo (–), según que el astro se halle en el hemisferio celeste Sur o en el Norte.

Día: Se llama así al lapso que demora la Tierra en dar una vuelta completa sobre su eje. La duración depende de qué sistema de referencia se utilice: resulta más corto o más largo según se emplee el Sol (día solar) u otra estrella (día sidéreo).

Día sidéreo: Es el período de tiempo entre dos pasos sucesivos por el meridiano de una misma estrella. Tiene una duración de 23h 56m 04s, inferior en 3m 56s con respecto al día solar. Con los días sidéreos se construye el llamado “año sidéreo”, como el intervalo que le lleva a la Tierra en dar una vuelta con respecto a las estrellas fijas, que dura 365d 6h 9m 10s.

Distancia cenital (z): Es una forma de medir la elevación de un astro sobre el horizon-te. Es una de las coordenadas del Sistema Horizontal y se mide como un arco a partir del cenit, sobre el círculo de altura que contiene al astro, de z = 0° hasta z = 90°. Cuando un astro sale o se pone, es decir, se observa sobre el plano horizontal, su distancia cenital es máxima (z = 90°) mientras que, en el cenit, toma su valor mínimo, es decir, z = 0°. También suele definirse la distancia cenital como el complemento de la altura, esto es: z = 90° – h.

Distancia focal: Es la distancia entre el objetivo de un telescopio, ya sea una lente o un spejo, y el punto en el que se forma la imagen de un objeto, situado en el infinito (1). La dis-tancia focal depende de cómo haya sido construida la lente o el espejo. Cuanto mayor es la distancia focal, más grandes son las dimensiones de la imagen que se forma en el foco.

1 Desdeestepuntodevista,cualquierobjetoastronómicoseconsiderasituadoenelinfinito,aunqueenreali-dadseencuentreaunadistanciafinita.


Montura ecuatorial: La estructura de sostén de los telescopios se denomina montura. Se trata de un dispositivo mecánico que le permite al telescopio moverse sólo en ciertas di-recciones; en general, su posibilidad de movimiento está vinculada con los planos de refe-rencia que definen a cierto sistema de coordenadas. Existe una gran variedad de monturas y diversos estilos en cada tipo. Así, la montura acimutal se relaciona con las coordenadas azimut y altura del Sistema Horizontal; esta montura permite que el telescopio se mueva únicamente en las direcciones vertical y horizontal. La montura ecuatorial, por su parte, hace que el telescopio se mueva en dos planos: uno coincidente con el Ecuador Celeste y otro perpendicular, siguiendo un meridiano; así, esta montura permite seguir un astro de acuerdo con la variación de su Ángulo Horario (o su ascensión recta) y su declinación. En la montura ecuatorial hay un eje paralelo al Eje del Mundo (que se denomina eje polar o eje horario) y otro perpendicular al primero (eje de las declinaciones). El eje polar suele estar unido a un mecanismo de relojería (un motor) que, al dar una vuelta completa en 24 horas, compensa el movimiento de la Tierra, de manera que el telescopio siga el desplaza-miento aparente de los astros.

Movimiento diurno: Las estrellas se mueven aparentemente como si estuviesen suje-tas a la superficie de una esfera rígida y ésta las arrastrase en su movimiento alrededor del observador. Este movimiento aparente puede resumirse como: (1) es circular, (2) es unifor-me, (3) es paralelo, es decir, que son paralelos los planos de los círculos que describen las estrellas por virtud de este movimiento, (4) es isócrono, ya que todas las estrellas emplean el mismo tiempo en ejecutar o completar un giro, (5) es invariable, puesto que no cambia las posiciones relativas de las estrellas, y (6) es retrógrado.

Movimiento propio: Es un pequeño desplazamiento aparente de una estrella con respecto a otras, causado por el movimiento real de cada una en el espacio; se mide en segundos de arco por año (”/año). La forma de las constelaciones varía a lo largo del tiempo debido al movimiento propio de cada una de las estrellas que las forma; sin embargo el movimiento propio es tan pequeño que es preciso siglos para apreciar ese cambio. La llamada “estrella de Barnard” (1) es uno de los astro s de mayor movimiento propio: 10,27”/año. El movimiento propio puede hallarse comparando las posiciones de la misma estrella en dos épocas diferentes, es decir, comparando cuánto han variado sus coordenadas.

Objetivo: Se trata de un sistema óptico formado por una o más lentes, o bien por un espejo, cuya función es hacer converger en un foco la imagen real del objeto observado; luego, dicha imagen será amplificada por el ocular. Los telescopios con un objetivo consti-tuido por lentes se llaman “refractores” (ya que funcionan refractando la luz a través de la lente), y los que tienen un espejo, “reflectores” (su funcionamiento depende de la reflexión de la luz sobre dicho espejo).

1 ElastrónomonorteamericanoEdwardEmerson Barnard (1857-1923) es considerado uno de los más impor-tantes observadores de estrellas. En 1916 descubrió una estrella con un gran movimiento propio; posterior-mente, en homenaje a Barnard, se le dio su apellido.

Hora solar verdadera: Es el instante en que ocurre un suceso, medido con una escala de tiempo solar verdadero.

Horizonte: Círculo máximo de la esfera celeste cuyo centro es el observador y en don-de parecen unirse el cielo con la tierra. Gran círculo de la esfera celeste formado, en un lugar dado, por la intersección de esta esfera y del plano horizontal.

Latitud geográfica (ϕ): Es una de las coordenadas del sistema geográfico de posicio-namiento terrestre. Se basa en un modelo esférico para el planeta. La latitud mide el án-gulo entre cualquier punto y el ecuador terrestre. Las líneas que unen puntos de igual de latitud son círculos sobre la superficie terrestre, paralelos al Ecuador (se denominan, por ello, paralelos).

Línea de las ápsides: Es la línea que une las dos ápsides. En una órbita elíptica, corres-ponde a su eje mayor.

Línea meridiana: Véase Meridiana.Longitud geográfica (λ): Es una de las coordenadas del sistema geográfico de posi-

cionamiento terrestre. Se basa en un modelo esférico para el planeta. La longitud mide el ángulo a lo largo del Ecuador desde cualquier punto de la Tierra. En la mayoría de las sociedades modernas se acepta que el MeridianodeGreenwich es la longitud λ = 0º. Los cír-culos máximos que pasan por los polos se denominan “líneas de longitud” o meridianos.

Meridiana: Proyección del Meridiano del Lugar sobre el horizonte. La intersección de la línea meridiana con la esfera celeste define los puntos cardinales Norte y Sur.

Meridiano Celeste: Cada uno de los círculos máximos de la esfera celeste que atravie-san el centro de la Tierra y contienen a los polos celestes. Sobre estos círculos se miden las coordenadas declinación (δ) y distancia polar (DP).

Meridiano de Greenwich: Meridiano fundamental que atraviesa la localidad de Greenwich (Inglaterra) y se toma de referencia para medir la longitud geográfica.

Meridiano del Lugar: Es el meridiano que contiene a la vertical del lugar y, por lo tan-to, al Cenit y al nadir. Sus características más importantes son: (a) es perpendicular al ho-rizonte del lugar, al Ecuador y a los paralelos, (b) divide en dos partes iguales al horizonte, el Ecuador y los paralelos, (c) divide en dos partes iguales a los arcos de los paralelos que están por debajo o por encima del horizonte del lugar, (d) divide en dos partes iguales el ángulo que forman las visuales dirigidas a los puntos de salida y puesta de una misma estrella, y (e) divide en dos partes iguales el intervalo de tiempo que transcurre desde que una estrella sale hasta que se pone.

Meridiano fundamental: Es el meridiano utilizado como referencia para la medida de algunas coordenadas. En el caso del Sistema Geográfico, la coordenada longitud se mide desde el Meridiano de Greenwich, el que se considera entonces el meridiano fundamental para ese sistema de referencia.


luz al ingresar y atravesar la atmósfera terrestre. Este efecto aumenta la altura aparente de los astros y disminuye su distancia cenital, pero no tiene influencia en la coordenada azimut. El efecto es mayor cuanto menor es la altura del astro, y resulta máximo cuando el astro está en el horizonte o cerca del mismo, y mínimo en el cenit.

Reloj sidéreo: Es un reloj que marcha según la escala de tiempo sidéreo.Sistema Ecuatorial Celeste: Es un sistema de referencia celeste en el que se definen las

coordenadas ascensión recta (α), declinación (δ) y distancia polar (DP).Sistema Ecuatorial Local: Es un sistema de referencia celeste en el que se definen las

coordenadas Ángulo Horario (t), declinación (δ) y distancia polar (DP). En este sistema, la declinación (como la distancia polar) no varía con el tiempo y es la misma en todos los lugares de la Tierra. En cambio, el Ángulo Horario, es proporcional al tiempo y varía de 0° a 360° en un día sidéreo. Además, son diferentes los valores del Ángulo Horario que se obtienen si se observa el mismo astro, en el mismo instante, desde dos lugares de la Tie-rra que no se hallen sobre el mismo meridiano (por esta razón, este sistema se denomina “local”).

Sistema Geográfico: Es un sistema de referencia sobre un modelo esférico para el pla-neta Tierra y en el que se definen las coordenadas latitud geográfica (ϕ) y longitud geo-gráfica (λ).

Sistema Horizontal: Es un sistema de referencia celeste en el que se definen las coor-denadas altura (h), azimut (A) y distancia cenital (z). Las coordenadas horizontales de una estrella determinada, medidas desde el mismo lugar, varían periódica pero no uniforme-mente, y el período de esta variación es un día sidéreo. En efecto, el movimiento del astro alrededor del Eje del Mundo es uniforme, de modo que su movimiento alrededor de la vertical del lugar no puede serlo.

Tiempo sidéreo: Es el tiempo determinado en base a la rotación aparente de las es-trellas. Se construye así una escala temporal definida a través de la variación del Ángulo Horario del Punto Vernal. Permite determinar los días sidéreos que, a su vez, se dividen en 24 horas sidéreas, cada una formada por 60 minutos sidéreos de 60 segundos sidéreos cada uno.

Tiempo solar verdadero: Escala de tiempo definida a través de la variación del Ángulo Horario del Sol. Permite determinar los días solares verdaderos que, a su vez, se dividen en 24 horas solares, cada una formada por 60 minutos solares de 60 segundos solares cada uno.

Vertical del lugar: Es la recta perpendicular al horizonte en el sitio en que está ubicado el observador.

Zenit: Véase cenit.

Oblicuidad de la Eclíptica (ε): Ángulo que forman la Eclíptica y el Ecuador Celeste, y su valor es de, aproximadamente, 23,5°.

Ocular: Es el sistema óptico del telescopio que permite amplificar la imagen real for-mada en el foco del instrumento, por su objetivo. Así, el aumento de un telescopio de-pende de la distancia focal, tanto del objetivo como del ocular. Generalmente, el ocular se forma con dos lentes: una en la que se apoya el ojo (lente ocular) y otra que incrementa el campo visual (lente de campo).

Paralelo celeste: Cada uno de los planos de la esfera celeste, paralelos al Ecuador Celeste.

Plano ecliptical: Plano definido por la trayectoria espacial de la Tierra alrededor del Sol.Plano ecuatorial: Plano perpendicular al Eje del Mundo que pasa por el centro de la

Tierra. Divide la esfera celeste en dos partes iguales, definiendo al Ecuador Celeste en su contorno.

Plano horizontal: Plano que pasa por los pies del observador y divide la esfera celeste en dos partes iguales, definiendo al horizonte en su contorno.

Plano meridiano: Plano que pasa por los polos celestes y divide la esfera celeste en dos partes iguales, definiendo al meridiano en su contorno.

Nadir: Es la intersección no visible de la vertical del lugar con la esfera celeste.Nutación: Es una ligera oscilación del eje terrestre causada por la influencia gravita-

cional de la Luna, que produce una variación de la inclinación del mismo. Cada ciclo de nutación dura dieciocho años y doscientos veinte días, durante los cuales el eje oscila unos 9’’ alrededor de su posición media.

Polo celeste: Cada una de las intersecciones del Eje del Mundo con la esfera celeste. Polo depreso: Es el polo celeste invisible, es decir, el que se halla debajo del horizonte

de un lugar.Polo elevado: Es el polo celeste visible, es decir, el que se halla sobre el horizonte de

un lugar. Para un observador en el hemisferio Sur, el polo elevado es el polo celeste sur, austral o antártico. Análogamente, si el observador está en el hemisferio Norte, el polo elevado es el polo celeste norte, boreal o ártico.

Precesión: Aunque hablemos de una Tierra esférica, su forma real no es la de una esfera perfecta, tiene un ensanchamiento ecuatorial. El efecto gravitatorio de la Luna y del Sol sobre ese ensanchamiento hace que el eje de la Tierra no permanezca inmóvil, sino que describa una circunferencia en el espacio, de modo similar al eje de un trompo en rotación. Ese movimiento del eje terrestre se llama precesión. Por efecto de la precesión, cambian las coordenadas de los astros y los puntos de intersección entre el plano ecuatorial y el plano ecliptical.

Punto Vernal (γ): Es uno de los dos puntos de intersección del Ecuador Celeste con la Eclíptica. En la trayectoria aparente anual del Sol sobre la Eclíptica, éste pasa del hemisfe-rio celeste Sur al Norte cuando atraviesa el Punto Vernal.

Refracción: Se llama así al fenómeno por el cual cambia la trayectoria de un rayo de

4º Capítulo: Hacia el Catálogo de San Luis 1111ª Parte: La Astronomía fundamental 111Para realizar cualquier estudio 112Nuestro mundo es la plataforma espacial 114Un sistema habitual de coordenadas astronómicas 117Un Círculo Meridiano 121Para que la posición de una estrella 126Una corrección trascendente 129El cálculo elemental 131Las posiciones fundamentales 131El Catálogo de San Luis 133Las tablas con las posiciones 1382ª Parte: Procedimientos y expresiones básicas usadas en Astronomía de posición 141Variaciones de los planos fundamentales 141Los procedimientos 144Las ecuaciones personales 152Un repaso de algunas relaciones astronómicas 155La observación de estrellas circumpolares 158También se determinaron posiciones fundamenteles 159

1º anexo: Notas sobre el Dudley Observatory 165Para poder apreciar 165En un tiempo previo a la inauguración 167

2º anexo: Notas sobre la situación institucional de San Luis en el período 171

3º anexo: Cronología astronómica durante el período 175

Bibliografía 179

Glosario 181

índice

Prólogo (Prof. Fourcade) 5

Introducción (Prof. Tignanelli) 11

1º Capítulo: Hay un astrónomo en la fiesta 17En 1911, el país y el mundo 17En 1911, en la ciudad de San Luis 20El sábado 11 de febrero 21El contingente llegó alrededor de las once 28En el sendero de entrada a la Villa 28La velada se desarrolló en los salones 35A las nueve de la mañana 37

2º Capítulo: Sobre el astrónomo presente 41En 1908, en el país se decía 41Debajo de la publicidad 43Sobre Lewis Boss 44La Astronomische Gesellschaft 46El gran proyecto 48Un importante número de estrellas 50El lugar escogido 52Tucker fue uno de los caballeros 56Una opinión experta (Prf. S. Paoloantonio, Observatorio de Córdoba) 62La ubicación del Observatorio de San Luis 69

3º Capítulo: Sobre la Astronomía de San Luis 79Todos los instrumentos del Observatorio 79Son interesantes los detalles 86Respecto del cronógrafo 90Se realizaron observaciones de dos tipos 92Otra opinión experta (Prf. R. Vázquez, Observatorio de La Plata) 96Cada una de las personas 102Las primeras observaciones 105Luego de la última observación 107

Una opinión experta

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