En 1815 abrió Arago una vía nueva a la Física celeste, indicando cómo por la aplicación a la luz de los astros de los procedimientos de análisis de la Física terrestre es posible obtener datos importantes acerca de la constitución molecular de la fuente luminosa.
Los rayos que emanan de un cuerpo sólido o líquido incandescente, se polarizan parcialmente, cuando forman un ángulo muy pequeño con la superficie; la luz de un mechero de gas o de la llama de una bujía está siempre en estado natural: ahora bien, examinando Arago con su anteojo polariscópico la luz que emana de los limbos del Sol con incidencia rasante, observó que no estaba polarizada; luego la sustancia del contorno solar se encuentra en el mismo estado físico que la parte luminosa de la llama del gas o de una bujía, de lo cual dedujo el sabio astrónomo que la sustancia luminosa del astro del día, la fotosfera, es gaseosa, error de razonamiento que nada quita al valor real del nuevo método que introdujo en la ciencia, y todo procedimiento físico aplicable al estudio de las fuentes terrestres de calor y luz es aplicable al calor y a la luz de los astros y puede ilustrarnos acerca de la naturaleza del origen de estos elementos. La intensidad del calor y la luz debe asimismo escrutarse con cuidado porque nos indica, con sus variaciones, las que pueden producirse en el astro o en sus condiciones de iluminación.
Ya en el siglo xviii, Bouguer en Francia y Lambert en Berlín establecieron los fundamentos de la fotometría, pero a Arago se debe el haber afirmado sobre bases sólidas esta ciencia, demostrando el partido que se puede obtener de su estudio aplicado a los astros, como por ejemplo, para averiguar si la luz de un cometa es propia o reflejada.
El fotómetro más perfecto que poseemos hoy día es el de Zollner y está fundado en las leyes establecidas por Arago, dando su empleo la solución casi matemática del problema de las estrellas variables; puede una estrella pertenecer a esta categoría porque circule a su alrededor un satélite que la eclipse parcialmente de vez en cuando, o porque las diversas regiones de su superficie sean de brillo desigual, o porque una masa entera sea asiento de fenómenos eruptivos que traen a la superficie masas enormes de materias incandescentes. Los trabajos fotométricos de Mr. Pickering han demostrado que con ciertas estrellas, v. gr. Algol, sólo es admisible la primera explicación, llegando a calcular la órbita y la magnitud relativa del satélite obscuro que eclipse a la estrella.
La fotometría aplicada al Sol ha dado origen a aparatos variadísimos, desde el pirheliómetro de Pouillet, hasta el bolómetro de Mr. Langley, y si la cuestión de la temperatura de la superficie solar no está todavía completamente resuelta, por lo menos van encerrándose las evaluaciones en límites bastante estrechos; las divergencias de muchos millares de grados han desaparecido y ya podemos afirmar que la temperatura de la superficie del Sol no difiere enormemente de la de los focos de calor que se obtienen en la industria y los laboratorios.
Un paso más y el análisis de las radiaciones luminosas nos lleva a resultados hasta tal punto asombrosos, que con su auxilio podemos penetrar en la constitución intima del Sol, de las estrellas y de las nébulas. Desde hace mucho tiempo demostraron los trabajos de Wollaston, Herschel, Talbot, Swan y Foucault, la existencia de un enlace entre la naturaleza de una fuente de luz y la de las radiaciones que emite; a Bunsen y Kirchhoff corresponde el honor de haber dado su explicación fundando uno de los métodos de análisis más fecundos y delicados que poseemos, el análisis espectral.
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