e-Book PDF - Universidad de La Punta (ULP)

El Observatorio Astronómico de San Luis
Horacio Tignanelli
Universidad de La Punta, San Luis, Argentina
2008

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:
© 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.

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 advertencia
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 emprendimiento,
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 fotografías
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 fotos,
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 horizontes
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 cercanos,
se adquirió un telescopio para que sirviera de motivación a cuantos estudiantes sintieran
la rara atracción nocturna de la observación del cielo, en las llamadas “actividades
coprogramáticas”.
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Si esto fue realmente así, bueno es también que recuerde las publicaciones de un puntano,
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 gloria,
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 innovación
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 emprendimiento
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.

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 reunidas
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 pasado
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 tesoneramente
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

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 programa
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 participaron
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 didácticas
vinculadas y/o estructuradas con elementos propios de historia de la ciencia. Consideramos
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 humanas,
mostrando sus actitudes y valores.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 11

• 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 ambiente
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 intervienen
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 Por ejemplo: formulación y contrastación de hipótesis, diseño de experimentos, comunicación científica,
etcétera.

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 aquellos
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 emprendimientos
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 mecha
aportándonos los primeros datos, y Santiago Paoloantonio, historiador de la Astronomía
de la Universidad de Córdoba, alineó el reguero aportándonos los primeros documentos
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 aporte
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 historia
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.

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 procedimientos
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 telescopios
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 estaciones
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 telescopio
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 sustentaban,
en nuestro país existe, en funcionamiento, un telescopio del tipo Círculo Meridiano
de singulares características, que remite a los trabajos fundacionales de la rama astronómica
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. Carlos
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 Aguilar”
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 Se trata de un dispositivo denominado CCD (véase el Glosario al final del texto).

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 escudriñó
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 diversos
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 Astronomía
involucrada en el trabajo hecho desde ese observatorio (denominada “Astrometría”),
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 lectura
del libro.
Incluimos además tres breves apéndices o anexos, con materiales que pensamos colaborarán
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 observaciones
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 (gubernamental)
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 funcionó
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 7,5 m y 17 m . 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.

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, ponderamos
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 instituciones,
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 reconocimiento
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 Aquilano
[ 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 Bañuelos
[ 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 fiesta
Qué no daría yo por la memoria
de una calle de tierra con tapias bajas
y 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 ejemplo
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 chino
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 faldapantalón.
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.
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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 Estados
Unidos nacía Tenesse Williams (murió en
1983), uno de sus más célebres dramaturgos, y
se corrían por primera vez las 500 millas de Indianápolis
(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 oftalmólogo
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 histología
del sistema nervioso del ser humano. Por otra
parte, se realizaba el primer Congreso Solvay ( 2 ),
en el que se reunieron los más importantes científicos
de la época.
En la Argentina, los trabajadores bregaban por
el descanso dominical y la legislatura promulgaba
una ley sobre la propiedad literaria y artística.
El presidente Roque Sáenz Peña ( 3 ) le otorgaba a
Figura 1
la Casa Rosada una función que había tenido en
El pregón de la época
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).
18 | Horacio Tignanelli

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 argentina
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.
Figura 2a
Ernest Rutherford (1871-1937)
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”.
1 Su verdadero nombre era Auguste Marie Joseph Jean León Jaurès.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 19

En 1911, en la ciudad de San Luis
En 1911, en la ciudad de San Luis, cuando aún resonaban las críticas públicas de muchos
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 comerciantes)
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 programados
para el primer centenario del natalicio de Domingo Faustino Sarmiento ( 1 ).
Figura 3
Imagen de una de las páginas del diario La Reforma, de septiembre
de 1911. Archivo Histórico Provincial.
1 Para más información sobre la situación política institucional de la provincia en el período, véase el 2º
Anexo.
20 | Horacio Tignanelli

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 transportaba
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 acompañarían
durante su estadía en la provincia.
Figura 4
Estación de ferrocarril en San Luis.
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:
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
El Observatorio Astronómico de San Luis | 21

Figura 5
Figura 6
Figura 7
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.

Decreto oficial por los festejos del centenario del
natalicio de Sarmiento
San Luis, Febrero 6, 1911
Vista 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 Provincia
DECRETA
Art. 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 aprobación.
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 Sarmiento
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 Colegio
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. Oficial
Es copia:
Ht. Fernández Garro
RODRÍGUEZ SAÁ
José S. Domínguez
El Observatorio Astronómico de San Luis | 23

Poco después, a esa selecta comisión se sumaron otras personas (Fig. 9), entre las cuales
la prensa sólo mencionó a:
Los señores Aguilera, Salustiano, Moyano, Segundo y Jofré, Eleodoro,
los doctores Quiroga, Modesto, Garro Allende, Eudoxio y Foncueva, Rómulo
y, 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.
24 | Horacio Tignanelli

La comitiva que llegó de Buenos Aires incluyó también a varios periodistas y corresponsales
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 determinación
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.
Figura 10
Imagen de Zubiaur, Moreno y Gez, en momentos de depositar una ofrenda floral
en el busto de Sarmiento. Gentileza Caras y Caretas.
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.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 25

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. Sarmiento,
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.
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”.
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”.
26 | Horacio Tignanelli

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 fundamental
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 Ayacucho,
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 destacó
la presencia de Rosario Quevedo.
Vale resaltar que el astrónomo Tucker no participó de la majestuosa salida de la Comisión
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.
Figura 13
Delegación de San Luis en San Francisco del Monte de Oro. Gentileza Caras y Caretas.
1 Los comentarios fueron que Pinto presentó un “excelente repertorio de piezas”. Algunas melodías fueron
especialmente preparadas para la ocasión.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 27

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 recibirlos
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 nacionales.
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 efusivamente
con las siguientes palabras:
“Ilustrados huéspedes: que lo afectuoso de la acogida pueda atenuar las muchas deficiencias de
una 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”.
28 | Horacio Tignanelli

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 Argentino,
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 conmemoración
al centenario de D. F. Sarmiento.
Febrero 15 - 1911”
Figura 14
En esta imagen aparecen Camargo, Zubiaur y
Domínguez, durante un pasaje de sus discursos.
Gentileza Caras y Caretas.
Figura 15
Modesto Quiroga y Rosenda Quiroga, durante
sus intervenciones en el acto del Centenario de
Sarmiento. Gentileza Caras y Caretas.
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
se le agregara “del Monte de Oro”. La Banda Sur (como la Norte) quedan definidas por las orillas del río
San 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.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 29

Inmediatamente se iniciaron los esperados discursos. De acuerdo al protocolo, el primero
en hablar fue Zubiaur, en representación del Gobierno nacional ( 1 ), y le siguió Domínguez,
por el Gobierno provincial (Fig. 14). Luego fue el turno de Don Modesto Quiroga,
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 especiales
acabaron de firmar un Acta (véase el recuadro) y un pergamino recordatorio (Figuras
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 Sarmiento
en la Villa ( 4 ).
Poco más tarde, los vecinos regresaron pausadamente a sus casas, mientras que la comitiva
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.
Figuras 16a y 16b
Anverso y reverso de las
medallas. Gentileza Arq.
Perez Camargo.
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
desfilaron presidentes, príncipes, personalidades, lugares y momentos de la vida de San Luis y del país. En
1950 fue considerado “Decano de los Fotógrafos Argentinos”.
30 | Horacio Tignanelli

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 Ayacucho
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 Honorable
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. Ingeniero
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. Aberastain,
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 Escuela
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.-
El Observatorio Astronómico de San Luis | 31

Figura 17
Momentos previos a descubrir la piedra fundamental para la Escuela Modelo Sarmiento.
Gentileza Caras y Caretas.
Figura 18
La piedra fundamental, tal como puede
apreciarse hoy.
32 | Horacio Tignanelli

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
El Observatorio Astronómico de San Luis | 33

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.
34 | Horacio Tignanelli

La velada se desarrolló en los salones
La velada nocturna se desarrolló en varios salones de la Escuela de Niñas, todos primorosamente
decorados para los festejos. Los comentarios posteriores señalan que los
“forasteros” no sólo estaban confundidos ante la extraordinaria hospitalidad local (la población
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 Acevedo,
Simona de Amiela, Edelmira de Arce, Carmen G. de Berrondo, Carmen N. de Blanchet,
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 Pérez,
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.
Figura 21
Señoras y señoritas que
componían la Comisión
Organizadora de los festejos del
Centenario.
Gentileza Caras y Caretas.
1 Mencionados en la prensa como “toilettes de corte parisiense”.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 35

Figura 22
Grupo de maestras primarias que
tomaron parte en los festejos.
Gentileza Caras y Caretas.
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 dispuestas
en “caprichosos serpenteos”, se distribuyeron manjares, bombones y licores. A diferencia
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 caracteriza
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 hermanas
Espinosa interpretaron varias canciones ( 1 ). Entre tema y tema, el acto era interrumpido
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.
36 | Horacio Tignanelli

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, familias
y señoritas, comenzaron a retirarse recién al alba.
Pero los festejos no acabaron allí, ya que al Ministro de Hacienda se le ocurrió obsequiar
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 encargados
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 vegetación,
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 insistencia
de los donantes. Son estos la señora Dolores de Amaya, Rosario Sosa, Antonia Q. de Escobar,
Jerónimo Camargo, Teofilo Aberastain, F. F. Berrondo, Adolfo Ojeda, Vicente Carreras, Rafael Sosa
y 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.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 37

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 almuerzo
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:
“Es también de hacer notar la cordura demostrada por la gente paisana que concurrió a la fiesta,
pues no se produjo ni un solo incidente enojoso, inevitables casi en toda clase de fiestas populares en
donde 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 noticia
La delegación del Consejo de Educación que vino a ésta con motivo de los festejos
del Centenario Sarmiento, ha comunicado telegráficamente al señor Gobernador de la
Provincia 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 1911
Dr. Adolfo Rodríguez Saá
Gobernador – 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 formar maestros prácticos y eficaces para nuestra vasta campaña, que eduquen a
los niños en las artes y oficios cuya aplicación requieren las necesidades permanentes
de 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
38 | Horacio Tignanelli

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 vecindarios
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 Francisco
del Monte de Oro en la prensa de San Luis, sobre los festejos del 11 de febrero:
“Me abstengo de emitir juicios sobre la pasada fiesta del Centenario de Sarmiento y
sobre 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. Parece
que el primer día de Marzo se ocupará el nuevo edificio destinado para las oficinas
públicas. De seguro que el Jefe Político brindará un lunch ese día. Y veremos si es necesario
poner algún ‘ciñuelo’ o hacer manga para acomodar en las nuevas salas oficinas a
alguno que otro funcionario; veremos también si paran en la oficina las 5 horas diarias
para atender al público como corresponde; si no cumplen con sus deberes de buenos
oficinistas le avisaré para pedir que se les aplique el ‘cartabon’.
Dejando algún repertorio para otra ocasión, me es grato saludar al señor Director
muy atte.
San Francisco del Monte de Oro, Febrero 21 de 1911.”
El Observatorio Astronómico de San Luis | 39

2. Sobre el astrónomo presente
Lo que necesitamos es, pues, regenerarnos, rejuvenecernos, adquiriendo
mayor suma de conocimientos y generalizándolos entre nuestros
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 prehistórico,
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 Astronómico
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 continuación,
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, cuidaban
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 suspendieron
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 “jóvenes turcos” es el sobrenombre de un partido nacionalista y reformista turco, conocido oficialmente
como el Comité de Unión y Progreso, cuyos líderes llevaron a cabo una rebelión contra el sultán Abdul
Hamid II (1842-1918), quien luego fue oficialmente depuesto y desterrado en 1909.
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.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 41

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 reconocido
científico de Luxemburgo, Gabriel Jonas Lippmann (1845-1921). El microbiólogo ucraniano
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 Alcorta
(1860-1931) y el caudillo Hipólito Irigoyen (1852-1933), para lograr acuerdos de gobernabilidad.
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 intervinieron
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 Rivadavia,
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 primera
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.
42 | Horacio Tignanelli

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 exterior
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 austral
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 instrumentos
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, además,
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.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 43

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 empleados
del Dudley Observatory, estaba preparándose para viajar a la Argentina. Finalmente,
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 extendió
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 compendios
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 especialmente
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 titulado
“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) es una coordenada usada en astronomía para determinar la posición de los astros.
Para conocer más de esta coordenada, véase “Un sistema habitual de coordenadas astronómicas”, en el 4º
Capítulo, o bien revisar su definición en el Glosario.
44 | Horacio Tignanelli

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 órbitas.
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 Venus
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 Miles
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 ).
Figura 23
Lewis Boss (1846-1912)
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.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 45

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 (9 m ), 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 alemanes
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 adjudicó
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 desplazamiento
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 imposible
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 observaciones
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 movimiento
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
movimiento real en el espacio (véase el Glosario al final del texto).
2 Es decir, el tiempo transcurrido entre las observaciones de las estrellas del catálogo y las que se tomasen
nuevas.
46 | Horacio Tignanelli

En los años siguientes al estudio hecho para la Astronomische Gesellschaft, y sin abandonar
su idea de un proyecto de determinación de movimientos propios, Boss estuvo dedicado
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 esenciales
y estimar el valor de las correcciones que debían hacerse a las observaciones tomadas
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 observada
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 prepararlas
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:
• El grupo de estrellas estándares usadas para determinar las coordenadas del resto de los
astros.
• Un grupo de estrellas de campo (con diferentes declinaciones) que habían sido usadas
como 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 movimientos
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 Observatorio Astronómico de San Luis | 47

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 Carnegie
Institution ( 1 ) de Washington, cuyas autoridades quedaron impresionadas por sus
potencialidades.
Para poder colaborar fehacientemente, la Carnegie creó un “Departamento de Astrometría
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 (7 m ), aproximadamente
unas 14.300,
• aquellas estrellas más débiles, cuyas posiciones hubiesen sido publicadas en los primeros
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 catálogos
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 Institution
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 Esta institución, dedicada a promover la investigación científica, fue creada a principios del siglo XX por
el filántropo estadounidense Andrew Carnegie (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
estelares realmente existían, debían ser siempre más pequeñas que 1”, algo que se confirmaría casi un
siglo después. Boss consideró que muchos de los registros de las posiciones estelares determinados antes de
Bradley no eran confiables para incluir en el programa de exigente observación que iría a comenzar.
48 | Horacio Tignanelli

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 movimientos
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 esfuerzos
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 incipientes.
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.
Figura 24
Benjamín Boss (1880-1970),
hijo de Lewis Boss.
1 El título original es Preliminary General Catalogue of 6188 stars for the epoch 1900.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 49

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 astrónomos
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 lugar
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 favorable
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 gobierno
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 Estados
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 Nacional
Argentino ( 2 ), se sumó al emprendimiento con una carta al Ministerio de Instrucción
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.
50 | Horacio Tignanelli

En particular, en su pedido, Perrine sugirió que al terminar las instalaciones se colocara
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 Institución,
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 Nacional,
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 circunstancialmente
en Buenos Aires e inmediatamente Gould solicitó que se lo contratara
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 Meteorológica,
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 Observatorio Astronómico de San Luis | 51

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 puntanos”,
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, mientras
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 espesor.
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 observatorio,
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 acompañantes
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 Meridiano
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 Su hijo, Benjamín Boss, refirió que los nativos de aquella isla se mostraron hostiles con los sobrevivientes
del naufragio, por lo que tuvieron que dirigirse directamente al puerto de Santos.
52 | Horacio Tignanelli

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 mediante
una persiana doble accionada por poleas desde su interior.
Cuando Boss llegó finalmente a Albany, de inmediato hizo desarmar y guardar cuidadosamente
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 astronómicos
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 precaución
de seleccionar y entrenar a un grupo de estibadores para que manipularan tan delicada
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 demandasen
las observaciones.
Una vez alistados todos los instrumentos, la primera observación se realizó, finalmente,
el 6 de abril de 1909, fecha que podemos considerar el inidio de las actividades astronómicas
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.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 53

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.
54 | Horacio Tignanelli

Nómina de constelaciones que aparecen en el mapa
del cielo de San Luis
01 - PAVO - El pavo
02 - ARA - El altar
03 - PHOENIX - El ave Fénix
04 - TUCANA - El tucán
05 - NORMA - La regla
06 - OCTANS - El octante
07 - APUS - El ave del paraíso
08 - TRIANGULUM AUSTRALE
El triángulo del sur
09 - HYDRUS - La hidra macho
10 - CIRCINUS - El compás
11 - LUPUS - El lobo
12 - ERIDANUS - El río Eridanus
13 - HOROLOGIUM - El reloj de péndulo
14 - RETICULUM - El retículo
15 - MENSA - El monte Mesa
16 - CHAMAELEON - El camaleón
17 - MUSCA - La mosca
18 - CRUX - La Cruz del Sur
19 - CENTAURUS - El centauro (Quirón)
20 - FORNAX - El horno (químico)
21 - DORADO - El pez dorado
22 - VOLANS - El pez volador
23 - CETUS - La ballena o el monstruo marino
24 - CAELUM - El cincel
25 - PICTOR - El caballete del pintor
26 - CARINA - La quilla del barco Argo
27 - COLUMBA - La paloma
28 - PUPPIS - La popa del barco Argo
29 - VELA - Las velas del barco Argo
30 - PYXIS - La brújula
31 - ANTLIA - La máquina neumática
32 - HYDRA - La serpiente acuática
33 - CORVUS - El cuervo
34 - LEPUS - La liebre
35 - CANIS MAJOR - El perro grande
36 - CRATER - La copa
37 - VIRGO - La virgen
38 - ORION - El cazador Orión
39 - MONOCEROS - El unicornio
40 - SEXTANS - El sextante
41 - TAURUS - El toro
42 - GEMINI - Los gemelos
43 - CANIS MINOR - El perro pequeño
44 - CANCER - El cangrejo
45 - LEO - El león
46 - AURIGA - El cochero
47 - LYNX - El lince
48 - LEO MINOR - El león pequeño
El Observatorio Astronómico de San Luis | 55

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 época,
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 durante
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 cautivante.
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.
56 | Horacio Tignanelli

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 observador
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.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 57

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 Harvard,
estudió luego Astronomía con Johann Carl Friedrich Gauss (1777-1855) en Göttingen
(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
determinar longitudes geográficas por medios telegráficos, empleando el cable atlántico
que había sido establecido en 1866 entre Europa y América.
Gould fue el creador de una de las revistas científicas más importantes: el Astronomical
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 también colaboró para crear la Oficina Meteorológica Argentina (véase siguiente
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 Astronomical
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,
fue uno de los pioneros en usar cámaras fotográficas en los instrumentos de precisión
astronómicos (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 reconocimientos,
en su honor, un cráter lunar fue bautizado con su nombre.
58 | Horacio Tignanelli

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 Observatory
y ya era Director del Observatorio Nacional Argentino ( 1 ), para participar del proyecto
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.
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, Segundo
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 célebres
“maestras norteamericanas de Sarmiento” que tanta influencia tuvieron en el desarrollo
de la educación en la Argentina. Tucker era íntimo amigo del padre de Francis.
Tucker tuvo a su cargo una importante responsabilidad en la observación de las posiciones
estelares con las que luego se conformó el celebre catálogo de estrellas australes,
realizado desde el Observatorio Astronómico Nacional, conocido como el Córdoba Durchmusterung
( 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 programa
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.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 59

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 acontecimientos:
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 definitivo,
ocurrido en 1926, a los 67 años.
Los historiadores de la Astronomía suelen señalar que el método de observación usado
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 personalmente
fue notable. Como prueba de ello, señalamos que de las 87.000 observaciones meridianas
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 argumentando
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 convincentemente,
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 también
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 Unidos
y del extranjero. Entre ellas mencionamos la Astronomical Society of the Pacific, la
60 | Horacio Tignanelli

Astronomische Gesellschaft, la Société Astronomique de France, la American Association
for the Advancement of Science, la American Seismological Society y la American Philosophical
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 culturales,
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. También
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 social
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 independientes
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 El whist fue el primer gran juego inglés de sociedad. También fue el primer juego de naipes sobre el que
se escribió un tratado (en 1742), en el cual se describían sus reglas y se aportaban detalles y consejos
sobre el modo de jugar y las estrategias que debían aplicarse en cada caso. El auge del whist representó el
surgimiento de una nueva actitud social ante los juegos de cartas, que se reflejaría en la aparición de los
“Clubes de whist”, precedentes de los actuales “Clubes de bridge”. El quadrille en Francia, el vint en Rusia
y el whist en Inglaterra, entre otros, son antecedentes remotos del actual bridge
2 El “Richard Tucker” es un cráter de impacto, de forma circular y unos 7 km de diámetro. No se conoce su
profundidad
El Observatorio Astronómico de San Luis | 61

INTERNATIONAL ASTRONOMICAL UNION
(Unión Astronómica Internacional)
Se trata de una agrupación de las diferentes sociedades astronómicas nacionales,
creada en 1919, a partir de la unión de diferentes organismos, como por ejemplo la “Oficina
Internacional de la hora”. Su objetivo es promover y coordinar la cooperación internacional
en la astronomía y la elaboración de las reglas de nomenclatura de los diferentes
cuerpos celestes.
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.
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, documentos
y precisiones, por lo que su aporte a nuestro trabajo resulta invalorable.
Paoloantonio, ingeniero y magíster en Educación, pertenece al “Grupo de investigación
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
62 | Horacio Tignanelli

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 transcribimos
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 ] renunciara
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 Observatory.
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 septiembre
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.
Gould llegó con intención de quedarse sólo tres años; estimaba que era un lapso suficiente
para fundar la institución, ponerla en funcionamiento y concretar los trabajos astronómicos,
los cuales constituían la auténtica motivación de su traslado a nuestro país.
Es interesante recordar que Gould le había solicitado a Domingo F. Sarmiento, cuando
éste era Ministro Plenipotenciario en los Estados Unidos, el apoyo del gobierno argentino
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 fallecido
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, con un grupo de oficiales y técnicos de la Armada estadounidense,
visitó entre 1849 y 1852 la costa del Pacífico entre Panamá y Chile, y en este último dedicó la mayor parte
de su investigación y donde instaló un observatorio astronómico.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 63

estadía, le otorgó protección y, cuando Gilliss retornó a los Estados Unidos, adquirió los
costosísimos instrumentos empleados en la misión científica.
Sarmiento aceptó de buen grado la propuesta de Gould. Como entre los grandes proyectos
de Sarmiento se destacaba el desarrollo científico del país, la creación de instituciones
para 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 astronómica
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 extranjera
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.
Por otro lado, la construcción del edificio para el ONA, que se pensó demandaría sólo
unos meses, se dilató a consecuencia de la inestabilidad política interna del país (que impedía
la llegada en término de los fondos) y, también, a diversos problemas que surgieron con
el constructor contratado. Así, el ONA se terminó a fines de 1871, más de un año después
del inicio de las obras. También la epidemia de fiebre amarilla que asoló al país (en particular
a Buenos Aires) atrasó la fecha de inauguración, finalmente concretada el 24 de octubre de
1871.
¡Pero no fue un tiempo desperdiciado! Mientras se dilataba el comienzo de las funciones
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 célebre
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
federalización de Buenos Aires. En 1874, al finalizar la presidencia de Sarmiento, fue electo presidente de
Argentina. 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.
64 | Horacio Tignanelli

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
implicaron otro considerable atraso en los planes científicos.
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 presentó
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
Oficina Meteorológica Argentina [ 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 Sarmiento.
Sin embargo, es posible que en 1885 lo haya encontrado durante la despedida que se
le realizara a Gould en la Sociedad Geográfica Argentina, en Buenos Aires, ya que Sarmiento
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
de oro en reconocimiento a su labor. Esa celebración tuvo lugar en la Sociedad Geográfica
debido a que el ONA había contribuido (y lo siguió haciendo durante muchos años más)
con las primeras determinaciones precisas de las longitudes geográficas de las principales
ciudades del país, como así también en la determinación del meridiano de referencia de
Greenwich.
1 Véase recuadro de la página 51.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 65

¿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 investigación
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
técnica fotográfica aún era una novedad.
Quedaba pendiente, sin embargo, un proyecto de los planificados originalmente por
Gould: 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 catálogo
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.
A fines del siglo XIX quedaba pendiente la extensión del catálogo de Argelander con
estrellas 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 mayor
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 equipamiento
cuando se fundó el ONA, con la intención de destinarlo para este fin. A través de ese
instrumento 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
cielo y luego dejándolo fijo. De este modo, como consecuencia de su movimiento diurno
aparente, 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,
Argelander publicó un catálogo de estrellas fijas visibles a simple vista, donde creó un método único para
estimar 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.
66 | Horacio Tignanelli

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 norteamericanas
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, presumiblemente
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 numerosas
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 sorpresivamente,
en septiembre de 1908, casi en simultáneo con el retorno de Tucker a la Argentina,
para hacerse cargo del Observatorio de San Luis.
Finalmente, el trabajo del Durchmusterung fue terminado por el Dr. Charles D. Perrine,
el siguiente director del ONA… ¡casi 50 años después de su comienzo! Lo que constituye
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
exigencias de los marinos, que necesitaban de cartas celestes confiables para hacer seguras
sus travesías de ultramar.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 67

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
eran muy precisos, sino sólo lo suficiente para que no se cometiera ningún error grave al
referirse 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
construido para este fin: el Círculo Meridiano.
Las observaciones realizadas en Córdoba fueron esencialmente análogas a las que Bessel
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 Durchmusterung,
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 justamente
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 complementarios
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.
68 | Horacio Tignanelli

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 Observatorio
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 producido
con sus observaciones. Dichas coordenadas son:
Longitud +4 h 25 m 22 s
Latitud -33 ° 17’ 45,60”
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 “sementaras”
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 construcción
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 describieron
los integrantes de la expedición).
El Observatorio Astronómico de San Luis | 69

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.
70 | Horacio Tignanelli

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 patrocinarìa
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 Catastral
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 instrumento
GPS ( 1 ) para identificar con precisión centimétrica el lugar preciso donde se montó
el Círculo Meridiano del Observatorio de San Luis. Verificamos que actualmente corresponde
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.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 71

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 científica,
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 custodia
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 potenciales
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 protección
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
72 | Horacio Tignanelli

Aunque evidentemente el ánimo de Tucker era de no inmiscuirse en los problemas internos
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 Tucker
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 moral
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 Observatorio
El Director del Observatorio Astronómico nos comunica que éste estará abierto al público
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.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 73

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.
Figura 33
Foto del Observatorio tomada
desde el campo lindante.
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).
1 Resignada, esa persona regresó a los Estados Unidos.
74 | Horacio Tignanelli

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.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 75

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.

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.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 77

3. Sobre la Astronomía de San Luis
Cuando se penetra en el estudio de estas ciencias
( 1 ), el hombre cree encontrarse en un nuevo
mundo; nueva y resplandeciente luz ilumina sus
ideas, dilatando el estrecho círculo que circunscribe,
según piensa, todos los conocimientos humanos;
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.
Figura 39
Retrato de Thomas Olcott
(1795-1880). Tomada de Elites in
Conflict, Rutgers University Press.
1 Velásquez se refiere a la Cosmografía y la Astronomía.
2 Véase “Notas sobre el Dudley Observatory”, en el 1º Anexo.
3 Para recordar los conceptos de abertura, objetivo y distancia focal véase el Glosario, al final del texto.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 79

Figura 40
Retrato de Hermann Pistor (1875-1951)
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 sobre
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 instrumentos
de mayor precisión de la ingeniería astronómica. Este instrumento permite determinar
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 fundamentales
o absolutas ( 2 ), ambos extremos del eje de rotación poseen sendos círculos graduados
cuya lectura se hace mediante adecuados microscopios ( 3 ). Así, por ejemplo, con
1 Para recordar qué entienden los astrónomos por tiempo sidéreo, véase el Glosario al final del texto. Para conocer
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.
80 | Horacio Tignanelli

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 ).
Figura 41
Esquema del Círculo Meridiano y detalle de su micrómetro de hilos (circular).
1 Para conocer más de esta coordenada, véase “Un sistema habitual de coordenadas astronómicas”, en el 4º
Capítulo, o bien repasar su definición en el Glosario, al final del texto.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 81

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,
•su eje de rotación debe ser perfectamente horizontal,
• el eje óptico debe ser perpendicular a su eje de rotación.
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 diámetro,
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 (donde
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 visual
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 telescopio
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 Para recordar la definición de distancia cenital, véase el Glosario al final del texto. También la Fig. 59. Para
conocer 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, o bien repasar su definición en el Glosario, al final del texto.
3 En rigor, un número par de hilos.
4 Este último hilo era el empleado en las observaciones de distancias cenitales.
82 | Horacio Tignanelli

Además, contaba con un diafragma y una pantalla, incorporados para reducir el brillo
de las estrellas más luminosas.
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.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 83

El Círculo Meridiano también contaba con un pequeño micrómetro. Estos instrumentos
eran un complemento indispensable y se usaban tanto para la determinación de coordenadas
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 hilos.
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 tornillo
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 Dudley
Observatory.
ILUSTRACIÓN 1610
Figura 43
Esquema básico de un
micrómetro de hilos.
1 A estos micrómetros se los denomina también “heliómetros”, y eran usados fundamentalmente para determinar
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.
84 | Horacio Tignanelli

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 determinar
el brillo de las estrellas.
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.
1 Para conocer los rasgos principales de una montura ecuatorial, véase el Glosario, al final del texto.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 85

Son interesantes los detalles
Son interesantes los detalles de los relojes llevados a San Luis, ya que su mantenimiento
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 resultan
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 Tierra.
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 obedece
a múltiples causas, las cuales se trataban de eliminar mediante diferentes procedimientos.
Algunas de esas causas son:
• Las imperfecciones mecánicas, inevitables. Para ello se simplificaba el mecanismo, llegándose
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.
• Las variaciones de temperatura ambiente, que producen alteraciones sensibles en la marcha
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.
• Las variaciones de presión atmosférica. Los cambios en la presión actúan alterando la
regularidad de la marcha de los relojes. Para disminuir este efecto, se mantenía el mecanismo
encerrado en forma hermética dentro de una cámara constituida por una caja metálica
con una campana de cristal (para poder hacer las lecturas).
86 | Horacio Tignanelli

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.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 87

ILUSTRACIÓN 1655
Figura 47
Esquema de la cámara
hermética de un reloj
Riefler.
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, permanentemente,
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 Bretaña.
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.
88 | Horacio Tignanelli

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.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 89

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 relojes
Dent parecían ser un elemento infaltable en las grandes expediciones; damos algunos
ejemplos:
• Se llevó uno a bordo del navío Beagle, en 1831, para acompañar a Charles Darwin
en el viaje que luego lo impulsara a la publicación de El origen de las especies, su
magnífica teoría sobre la evolución. Sería el primer Dent en llegar a nuestro territorio.
• Dos décadas después, el explorador Livingstone llevó consigo un Dent en sus exploraciones
africanas.
• En 1890, el explorador H.M. Stanley escribió a la compañía de Dent “los cronómetros
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 llevó
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 gráfico
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 exigencias
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 En Greenwich, Inglaterra. Es el observatorio astronómico inglés más conocido. Debe su fama al hecho de que
el meridiano sobre el que se encuentra ha sido elegido como origen de las longitudes geográficas (en 1844).
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).
90 | Horacio Tignanelli

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.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 91

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 coincida
con el hilo horizontal del retículo.
A continuación se registran, con el cronógrafo, los instantes observados en que la estrella
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 péndulo,
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:
• Estándares o fundamentales, cuya posición es conocida con cierta precisión, y forman
parte de los catálogos existentes en la época.
• De campo, 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 precisión
usada en el resto de las estrellas.
La extensión del sistema de astros primarios se realizaba con otro grupo selecto compuesto
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 Para recordar la definición de estrellas circumpolares, véase el Glosario al final del texto y también la Fig. 58
en el 4º Capítulo.
92 | Horacio Tignanelli

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 estándares)
comenzaban su programa de trabajo a partir de las tres o cuatro de la tarde, y proseguían
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 fundamentales
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 magnitudes
y media (6,5 m ), 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 La colatitud es el complemento de la latitud geográfica (ϕ), esto es 90° - ϕ. Astronómicamente, puede medirse
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 Para repasar el concepto de culminación (inferior y superior), véase “Culminación” en el Glosario, al final
del texto.
4 Repasar la definición de la coordenada azimut en el Glosario, la Fig. 59 y el párrafo “También se determinaron
posiciones fundamentales”, en el 4º Capítulo.
5 Esto respondía a cuatro posibles posiciones de lectura del instrumento.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 93

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.
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 fundamentales
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 magnitudes
y media (6,5 m ), 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 (diferencial),
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
• Comparación directa: Este procedimiento se basa en la apreciación, a ojo desnudo,
del brillo aparente de las estrellas y la adjudicación de un valor de su magnitud
por comparación visual con aquellos astros cuya magnitud se conoce de
antemano.
94 | Horacio Tignanelli

• Mediante una fuente de luz artificial: Consiste en comparar los brillos observados
con el producido por una estrella artificial, hasta hallar el número correspondiente
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 ), haciendo
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 estrellas
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
±0,08 m . 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 magnitud:
de centésimas a milésimas ( 3 ).
Con muy pocas excepciones, el astrónomo Zimmer aseguró que cada estrella de campo
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 correspondientes
se reducían y derivaban mediante una solución de aproximación matemática
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 Harvard
( 4 ). Ahora bien, cuando ocurría que, ocasionalmente, la absorción atmosférica de una
noche sanluiseña se desviaba considerablemente del valor medio dado por los observadores
respectivos, esa diferencia, en general, resultaba muy pequeña. Así, se estimó que un
error de 0,1 m en la absorción atmosférica introducía un error máximo de ocho centésimos
en las magnitudes calculadas (0,08 m ).
1 Un “reóstato” es un aparato que permite regular la corriente eléctrica.
2 La sigla CCD viene del inglés Charge-Coupled Device y significa algo así como “dispositivo de cargas (eléctricas)
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, al final del texto.
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).
El Observatorio Astronómico de San Luis | 95

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, cuanto
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 sereno
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 enrojecimiento”
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 despejado.
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.
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 personalidades
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 El astrónomo Edward Charles Pickering (1846-1919) fue el cuarto director del Observatorio de Harvard,
donde se dedicó a la fotografía y, más específicamente, al estudio de los espectros estelares. Pickering y el astrónomo
Hermann Carl Vogel (1841-1907) descubrieron las primeras estrellas binarias espectroscópicas, en
1889. Además, en colaboración con Olcott, Pickering fundó la Asociación Estadounidense de Observadores
de Estrellas Variables (1911), entidad todavía en actividad. Entre 1879 y 1881 realizó estudios para determinar
la magnitud de los astros, especialmente los satélites planetarios y los asteroides más brillantes.
96 | Horacio Tignanelli

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 múltiples
consultas.
El Doctor Rubén Vázquez es profesor de Astronomía en la Facultad de Ciencias Astronómicas
y Geofísicas de la Universidad Nacional de La Plata. Dirige allí el Grupo de Astrofísica
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 transcribimos
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 comparable
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 convertirlos
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
la Tierra, se manifiesta extremadamente débil.
1 Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas, dependiente del Ministerio Nacional de Ciencias.
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 Observatorio Astronómico de San Luis | 97

El trabajo fotométrico exige ciertos protocolos de observación muy estrictos, por ejemplo,
respecto de los sistemas de filtros que se emplean en el telescopio y que permiten observar
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
dificultades fácticas al tratar de medir y discriminar la radiación de astros muy débiles.
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 24 m o 25 m ).
2) Monitorear, en regiones específicas del espectro electromagnético, la variación del
brillo de los astros.
3) Identificar y entender cuáles pueden ser los procesos físicos que yacen detrás de las
medidas 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.
La fotometría no sólo ayuda a calcular la magnitud de una estrella tal cual se la define
usualmente, sino que, utilizando filtros que dejan pasar radiación sólo en intervalos especí-
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. El Dr. Vázquez se refiere a que los astrónomos usan ciertos dispositivos junto al fotómetro,
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).
98 | Horacio Tignanelli

ficos del espectro electromagnético, se construyen otros tipos de magnitud. Es decir, magnitudes
diferentes de la que usualmente conocemos como magnitud visual aparente. Así, tan
sólo considerando filtros que tomen los rayos de diferente color de la zona del visible, hay
magnitudes en el azul, en el rojo, en el violeta, que dan cuenta del brillo del astro en esos colores
(es decir, para ese rango de energías). El conjunto de magnitudes así definido permite
asociar 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 Astronomía,
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 fotométricamente,
las poblaciones estelares de galaxias muy lejanas. Aún más, ha sido posible investigar
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
la misma. Eventualmente, usando filtros especiales y métodos sofisticados de análisis de
datos, 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 radiación
recibimos de un astro (ya sea una estrella u otro cuerpo celeste) en un determinado intervalo
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 corresponde
a la zona del visible del espectro). Pero el ojo tiene severas desventajas, ya que no acumula
la información recibida para una posterior cuantificación; es decir, el ojo no “junta” luz, simplemente
la capta y nuestra mente realiza, luego, cierta “estimación” del brillo.
1 El Dr. Vázquez se refiere al Hubble Space Telescope, puesto en órbita en los últimos años del siglo XX.
2 Los telescopios reflectores de diámetros medianos y pequeños tienen espejos primarios construidos con un
vidrio especial que se reviste con una película reflectante. Esto implica un gran peso; no sólo para todo el sistema
sino para el espejo mismo que llega a deformarse bajo su propio peso en ciertas posiciones produciendo
imágenes distorsionadas de los objetos. Los telescopios de óptica activa que refiere el Dr. Vázquez son aquellos
reflectores donde el espejo primario, que llega a tener varios metros de diámetro, puede ser modificado en su
curvatura –mediante una serie de activadores por debajo del mismo– a los fines de mantener la geometría del
sistema libre de los efectos que la pueden distorsionar (el peso, la flexión, la inclinación, etc.). Este tipo de tecnología
es útil en grandes telescopios porque la superficie reflectante es una delgada capa de material de bajo
peso capaz de mantener siempre la misma curvatura sin importar demasiado la posición del instrumento.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 99

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
sus propiedades funcionales, fisiológicas, varían de persona a persona, cambian con la edad
y hasta se modifican según las horas del día. Por lo tanto, una estimación de la magnitud de
una estrella hecha a ojo desnudo es, hoy por hoy, en términos científicos, 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 magnitud
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, en cambio, lo que se modificó de forma significativa es el método aplicado a este fin.
Antiguamente, el observador estimaba magnitudes estelares estrella por estrella. Por
ejemplo, por comparación visual con estrellas de magnitudes conocidas o con una fuente
artificial de luz (ambas técnicas son muy pobres en precisión), o bien, hasta mediados de la
década de 1980, empleando un fotómetro fotoeléctrico ( 1 ) que ya es un procedimiento más
preciso y confiable.
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.
El uso de métodos fotográficos significó un gran avance para la fotometría, ya que sobre
una placa podían registrarse los brillos de varias estrellas simultáneamente, incluso aquellas
que servían de comparación (calibración) y determinar magnitudes de cientos o miles de astros
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 revolucionaron
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, y
4) 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.
100 | Horacio Tignanelli

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 radiación
de aquellas estrellas a las cuales se procura calcular la magnitud.
Consecuentemente, las magnitudes definidas desde cualquier observatorio del mundo,
es decir, en cualquiera de ambos hemisferios, son perfectamente comparables en precisión
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 historia
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 cantidades
astronómicas de importancia cuando se las determina con diferentes telescopios. Por
lo tanto, la homogeneidad de los datos provistos en el catálogo final que une San Luis con
Albany 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 formaba
parte central del programa astronómico que diseñó la expedición del Dudley Observatory,
la cual debía concentrarse en llevar adelante observaciones astrométricas.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 101

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 telescopio.
En San Luis, alcanzaron magnitudes del orden de 10 m o un poco más, para lo cual fue
necesario estimar la magnitud visual con la mejor precisión posible.
Esa tarea demandó casi un par de años más, luego de finalizadas las observaciones astrométricas
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 observador
tenía su propia “ecuación de magnitud” para corregir las posiciones estelares que
medía. Como esas ecuaciones habían sido ya estimadas para varios observadores con anterioridad,
resultaron bastante sencillas de aplicar al trabajo fotométrico final.
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 posterior
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.
102 | Horacio Tignanelli

Figura 52
Fotografía de época del equipo del Observatorio de San Luis. En primera fila hemos reconocido a Roy (izquierda). En la segunda fila:
Fair (izquierda), Vanum (derecha) y, a su lado, Zimmer. En la última fila, contra la puerta, Jenkins (izquierda), Tucker (derecha) y, a su
lado, contra el muro, Sanford.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 103

Tareas
Nombre
Director Richard H. Tucker [1879-1883, 1908-1911]
Observadores
fundamentales
Observadores
ordinarios
Lectores
de escalas
Observadores
fotométricos
Reducción de las
observaciones
Richard H. Tucker (responsable de la tarea)
Arthur J. Roy [1893-1933] y William B. Varnum [1894-
1933]
Meade L. Zimmer [1906-1913] y Roscoe F. Sanford
[1908-1911]
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]
Meade L. Zimmer (responsable), William Hunt [1911]
y Heroy Jenkins
Arthur J. Roy (a cargo del cálculo de la coordenada declinación
de las estrellas observadas)
William B. Varnum (a cargo del cálculo de la coordenada
ascensión recta de las estrellas observadas)
No obstante esa distribución de tareas, Tucker, Roy, Varnum, Zimmer y Sanford estuvieron
“en servicio permanente” durante todo el programa observacional.
Este plantel resistió diversas vicisitudes durante su estadía en San Luis. Desde el comienzo
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 después
del inicio de las observaciones meridianas. Luego de dos meses de trabajo preliminar
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.
104 | Horacio Tignanelli

Las primeras observaciones
Las 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 festejos
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.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 105

Como mencionamos, junto con las estrellas estándares primarias y secundarias se observaron
centenares de otras estrellas, escogidas según cierto criterio (zona del cielo, necesidad
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 duplicado
para detectar y/o evitar errores.
Esas operaciones requieren un gran esfuerzo intelectual, el cual puede evaluarse simplemente
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 personas,
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 Institution
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 subvenciones
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 mediciones
de brillos de las numerosas estrellas hechas en el Observatorio de San Luis. Finalmente,
también se incluyeron los tipos espectrales de las estrellas.
1 Entre ellos, se destacan el Catálogo de San Luis con 15.333 estrellas (véase 4º Capítulo), publicado finalmente
en 1928, y el Catálogo de Albany con 20.811 estrellas, publicado en 1931.
106 | Horacio Tignanelli

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 ):
The people of San Luis
To Richard H. Tucker
Observatory of San Luis
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.
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.
1 “El pueblo de San Luis, a Richard H. Tucker, Observatorio de San Luis.”
El Observatorio Astronómico de San Luis | 107

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 Observatorio
fue construido y usado por la expedición
de la Institución Carnegie
de Washington
en la determinación de las posiciones
de las estrellas australes
requeridas en el Gran Catálogo General
de 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 Histórico
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 Hallamos diversos testimonios sobre el final de las instalaciones del observatorio, pero hasta ahora, ningún
documento que permita verificar ninguno de ellos. Escuchamos que se desmanteló rápidamente, que fue
usado por grupos de militares, que se destruyeron en un voraz incendio, que se usaron las maderas para
diferentes menesteres, etc.
108 | Horacio Tignanelli

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.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 109

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 llegaríamos
a limitar el horizonte siempre abierto. Ni cielo, ni infierno; ni
Oriente, ni Occidente; ni arriba, ni abajo; ni derecha, ni izquierda.
En cualquier dirección que consideremos el abismo, es el infinito en
todos 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.
1 a Parte: La astronomía fundamental
La confección de un catálogo de posiciones y movimientos estelares es una tarea astronómica
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 observadores.
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 fríamente,
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 astronómico
hecho en el Observatorio de San Luis, en este capítulo presentamos una semblanza
sobre tres cuestiones que permiten describirlo:
El Observatorio Astronómico de San Luis | 111

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 redundantes
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, cometas,
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. Determinar su localización sobre la superficie terrestre, es decir, conocer las coordenadas
geográficas longitud (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 estelares
(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 métodos
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 Nombre de las letras griegas: λ (lambda) y ϕ (phi).
2 Incluso, por mucho tiempo los listados de observaciones con posiciones estelares que había realizado un
observador no eran revisados ni se certificaban sus valores, los cuales se consideraban válidos. Paulatina y
afortunadamente, 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.
112 | Horacio Tignanelli

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.
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, consecuentemente,
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 astronómicas,
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.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 113

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 universo.
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 centro
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 diferentes
distancias de nuestro planeta– simulan estar todas sobre la esfera celeste, a la misma
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 apreciarse
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 El horizonte es la circunferencia que divide el cielo visible del cielo invisible, definida a través del contorno
visible del plano horizontal. El plano horizontal queda encerrado por el horizonte. Ampliar esta definición
con el Glosario, al final del texto.
114 | Horacio Tignanelli

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.
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.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 115

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 mayor
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 denominaciones,
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.
116 | Horacio Tignanelli

Cada coordenada celeste, en cualquier sistema de referencia, da cuenta de la medida angular
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 mayor
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, principalmente
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 declinación
de un astro, también, como el arco de meridiano comprendido entre el
astro y el Ecuador Celeste.
• La distancia polar (D P
) de un astro es el arco de meridiano comprendido entre
el astro y el polo elevado. Se mide desde D P
= 0° a D P
= 180° y, en el hemisferio
que corresponde al signo de la declinación, la distancia polar puede considerarse
su complemento (D P
= 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,
en particular los eclipses de Sol (ocultamientos temporarios del Sol por la Luna). Ampliar esta definición en
el Glosario, al final del texto.
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 Nombre de la letra griega δ: delta.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 117

• 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 correspondiente,
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 P S
EP N
(P S
es el
Polo Celeste Sur y P N
el Polo Celeste Norte) y el meridiano P S
MP N
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 meridiano
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 correspondiente
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 γP S
P N
M.
Junto a la ascensión recta (α) se utiliza la declinación (δ) y, ambas, son la base del llamado
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 declinación
(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 observadores
en cualquier parte del mundo, se elige expresar la posición de las estrellas por
1 Nombre de la letra griega α: alfa.
118 | Horacio Tignanelli

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 movimiento
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 Observatorio Astronómico de San Luis | 119

Figura 62
Esquema de las
coordenadas ecuatoriales
celestes (ascensión recta y
declinación) de un astro.
A principios del siglo XX, el instrumento astronómico de mayor precisión para determinar
estas coordenadas fue un telescopio de características singulares que, por su construcción
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 estrellas,
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 permanentemente
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 instrumento
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
confiable del mismo o, directamente, se lo desconocía.
4 Es decir, estrellas que pertenezcan a un catálogo fundamental.
120 | Horacio Tignanelli

Luego, a continuación y mediante diversos métodos de cálculo, se obtiene la diferencia entre
los valores de las coordenadas ( 1 ) de las estrellas de posición desconocida y los correspondientes
a las estrellas de posición conocida (estrellas fundamentales).
Por lo tanto, si el objetivo es recopilar material para un catálogo, los observadores del Círculo
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 observaciones
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 dirección
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 colimación,
sea perpendicular al eje horizontal, es decir, a la recta EW.
• Dos limbos o círculos, ambos graduados según una escala sexagesimal, fijados concéntricamente
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 Como dijimos, ascensión recta (α) y declinación (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 microscopio
micrométrico es recorrida por el sistema móvil, en una vuelta del tornillo que sirve para desplazarlo.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 121

Figura 63
Esquema de la estructura de
un Círculo Meridiano.
En un Círculo Meridiano, los microscopios micrométricos, dispuestos perpendicularmente
a los limbos, se hallan fijados a los zócalos del instrumento.
De esa disposición resulta que, si designamos por l 1
y l 2
las lecturas correspondientes a
dos posiciones de la línea de colimación (L 1
L’ 1
y L 2
L’ 2
) el ángulo L 1
OL’ 1
será equivalente a
la diferencia entre esas dos lecturas (esto es igual a l 1
– l 2
o bien a l 2
– l 1
, 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 influencia
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.
122 | Horacio Tignanelli

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.
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 observado
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-
El Observatorio Astronómico de San Luis | 123

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), implantados
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 centímetros
a un metro de diámetro que suelen llamarse limbos (K y K’, en la Fig. 65).
Figura 65
Diagrama de la estructura
de un Círculo Meridiano.
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 totalmente
desgastada por lo que se dispuso que se reemplazase por otra nueva. La firma Warner
& Swasey fue la encargada de hacerlo. Una vez regraduados los limbos, se volvieron
1 Las vibraciones pueden desconfigurar el instrumento y provocar errores en las observaciones.
124 | Horacio Tignanelli

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 procedimiento
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 movimientos
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 luminoso,
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 Observatorio
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 Los micrómetros del Círculo Meridiano Olcott fueron testeados, en Albany, en noviembre de 1905.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 125

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 observaciones.
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 atraviesan,
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 correctivos
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 debido
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 construyeron
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, frecuentemente
ellos sufren ciertas variaciones vinculadas con el ciclo de luz solar y de
1 Que sea exacta significa, en este contexto, que la determinación de sus coordenadas, por ejemplo, ascensión
recta (α) y declinación (δ), reúne las condiciones necesarias y suficientes para formar parte de un catálogo.
126 | Horacio Tignanelli

oscuridad. Por ello, esas variaciones pueden ser agrupadas por su relación con la salida
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, pasando
por el cenit. Pero sucede que, en la práctica, esto no es así ya que ocurren desviaciones
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 medio
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 Albany
Observador B-E Nº B-O Nº VM
Boss +1”+̣13 4 +0”+̣98 4 +1”+̣06
Roy +1,00 5 +1,12 4 +1,06
Zimmer +1,58 4 +1,24 4 +1,41
Valor medio +1,11
En San Luis
Observador B-E Nº B-O Nº VM
Boss +0,97 5 +0,87 5 +0,92
Roy +1,03 6 +1,07 4 +1,05
Zimmer +0,94 5 +1,02 5 +0,97
Tucker +1,02 4 +1,02
Varnum +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.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 127

Ese valor (+1,05”) nunca fue modificado y se lo usó a través de todo el período de trabajo.
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 instante
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 impulsado
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 mecanismo
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.
128 | Horacio Tignanelli

pivotes del telescopio, por su parte, tienen un error inherente a su fabricación: no pueden
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, generando
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 deben
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 estudio,
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 hábitos
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 posiciones
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 Astronomical
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
la Biblioteca de Alejandría, es quien introduce las coordenadas latitud y longitud geográficas (véase el Glosario,
al final del texto).
El Observatorio Astronómico de San Luis | 129

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 aumentan
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 ascensión
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 aumenta
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 coordenadas
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 cálculos
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.
130 | Horacio Tignanelli

El cálculo elemental
El cálculo elemental que permite hallar las posiciones de las estrellas puede resumirse de
la siguiente manera: si α DES
y δ DES
son las coordenadas ascensión recta y declinación de una
estrella desconocida, éstas pueden hallarse con gran precisión a partir de las correspondientes
α CON
y δ CON
conocidas, esto es, las coordenadas de una estrella fundamental ( 1 ).
En el proceso de observación se obtienen, además, las siguientes cantidades:
• Ts DES
y Ts CON
las horas sidéreas de las culminaciones respectivas de las dos estrellas
(desconocida y conocida) registradas con un cronógrafo, y determinadas
mediante observaciones hechas con el Círculo Meridiano, y
• L DES
y L CON
las lecturas en sus limbos graduados del instrumento, correspondientes
también a ambas estrellas (desconocida y conocida) en los instantes
Ts DES
y Ts CON
, respectivamente.
La diferencia entre las ascensiones rectas de ambas estrellas es equivalente a
Ts CON
– Ts DES
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 α DES
y δ DES
de la estrella desconocida referidas a las de las fundamentales
α CON
y δ CON
, son:
α DES
= α CON
+ [Ts CON
– Ts DES
]
δ
DES = δ CON + [L CON – L DES ]
Así, pues, las observaciones del pasaje de los astros por el meridiano de un lugar permiten
determinar las coordenadas desconocidas de unos astros respecto de las coordenadas
conocidas de otros.
Tales observaciones relativas se denominan diferenciales ( 2 ), en contraposición a las observaciones
absolutas o fundamentales, encaminadas a determinar las posiciones fundamentales
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 repartidas
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
simplificar la presentación.
2 De allí la denominación de método diferencial, introducido al comienzo de este capítulo.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 131

Esos sistemas de estrellas se ordenan en los llamados catálogos fundamentales, de acuerdo
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 variado
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 posiciones
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 Astronomía
de posición acerca de la definición de sistemas fundamentales de coordenadas celestes.
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 estrellas
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, conocer
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.
132 | Horacio Tignanelli

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 dirigido
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.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 133

Figura 67
Preportada del Catálogo de
San Luis, destinada a indicar
el auspicio de la Carnegie
Institution de Washington.
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:
134 | Horacio Tignanelli

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 instrumentos,
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 lugar,
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, quienes
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 reducción
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 rectas
En este apartado se describen diversas características técnicas llevadas a cabo para la determinación
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 En este punto se señala y justifica el valor adoptado para la constante de aberración (20,47”).
El Observatorio Astronómico de San Luis | 135

• 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 instrumento,
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 = 0,0231 S (el
valor está dado en segundos de tiempo). También se brinda una tabla con la posición
(αδ) de 188 estrellas de declinaciones entre δ = +30° y δ = – 30° para estimar la
corrección del reloj ( 1 ).
3) Distancias cenitales
Al 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 observados
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 instrumento,
por los errores en la divisiones de las escalas graduadas por inclinación, errores
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 Luis
En este apartado del Catálogo de San Luis se presentan los procedimientos y los cálculos
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 homogeneidad
hechas y otra con los probables errores.
1 La posición de estas estrellas fue tomada del Catálogo General Preliminar de Lewis Boss.
136 | Horacio Tignanelli

Figura 68
Pagina inicial de la introducción del Catálogo de San Luis.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 137

5) Comparación entre las declinaciones obtenidas en San Luis y en Albany
En 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 arriba
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 segunda
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 Durchmusterung
( 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 (6,5 m ), los valores (con algunas pocas excepciones) fueron tomados
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, cuando
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 estrella,
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 Catálogo
de San Luis, usando estas mismas correcciones.
2 Se refiere al catálogo realizado desde Bonn (Alemania).Como el Córdoba Durchmusterung, se emplearon en
su construcción técnicas visuales de observación.
3 Se refiere al catálogo realizado desde Ciudad del Cabo (Sudáfrica). A diferencia de los otros dos catálogos
citados, para su construcción se emplearon técnicas fotográficas.
138 | Horacio Tignanelli

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.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 139

Figura 70
Dos páginas interiores del Catálogo de San Luis.
140 | Horacio Tignanelli

2 a Parte: Procedimientos y expresiones básicas usadas en Astronomía de
posición
Variaciones de los planos fundamentales
1) Precesión de los equinoccios
Como se ha mencionado, se denomina Punto Vernal (γ) a la intersección de la Eclíptica
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.
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 γ 1
a γ 2
, correspondiente a dos años diferentes (t 1
y
t 2
). Por su parte, el ángulo ε, que da cuenta
de la inclinación de la eclíptica respecto del
Ecuador, se denomina “oblicuidad”.
En la Fig. 71, “Є” es la Eclíptica, “E” el Ecuador Celeste y “γ 1
” la posición del Punto
Vernal en un año cualquiera “t 1
”. En el año “t 2
”, el Punto Vernal ocupará la posición
“γ 2
” y se tendrá que:
γ 1
γ 2
= (50,26”/año) · (t 2
– t 1
)
Con esa expresión, puede calcularse cuánto demora el Punto Vernal en recorrer toda
la Eclíptica, esto es:
(360·60·60) / (50,26”/año) = 25.785
es 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.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 141

2) Variación de la oblicuidad
Por su parte, la variación de la oblicuidad de la Eclíptica se asocia a un movimiento de oscilación
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 oblicuidad
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 transcurrido
entre las dos épocas diferentes, por ejemplo t 1
y t 2
, será:
ε’ – ε = (– 0,48”/año) · (t’ – t)
que resulta una cantidad sumamente pequeña.
3) Nutación
El 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 variación
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 catorce
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, supondremos
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 P Є
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 (Tγ 1
) y forma con el eje de la Eclíptica (TP Є
) un
ángulo PTP Є
igual a la oblicuidad de la Eclíptica (ETЄ = ε), que suponemos invariable.
1 La palabra deriva de “nutare” que, en latín, significa cabecear u oscilar.
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.
142 | Horacio Tignanelli

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 (Tγ 1
) gira
en el mismo sentido y gira, también, con la misma velocidad angular, el plano perpendicular
a Tγ 1
que contiene los ejes de la Eclíptica y del Ecuador Celeste.
Cuando el Punto Vernal pasa de γ 1
a ocupar la posición γ 2
, sucede que:
• el polo del Ecuador Celeste (P) se encuentra en P 1,
• el plano P Є
TP 1
es perpendicular a la línea de los equinoccios de Tγ 2
, y
• el ángulo P Є
TP 1
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 TP Є,
y
el punto P recorre un círculo menor PP’ de la esfera celeste, paralelo a la Eclíptica, siendo
el radio esférico PP Є
de ese círculo menor igual a la oblicuidad de la Eclíptica, esto es:
PP Є
= 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 representa,
en la Fig. 73, el polo fijo P Є
de la Eclíptica, centro del círculo menor PP, cuyo
radio P Є
P 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, p 1
, p 2
, p 3
, tangente en P 1
a la esfera celeste, cuyo eje mayor
pp 2
está situado en el plano meridiano P Є
P 1
y subtiende un arco de 18”, mientras
que su eje menor p 1
p 2
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
El Observatorio Astronómico de San Luis | 143

Figura 73
4 )Giro de la línea de los ápsides
En 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 excentricidad
La 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 algunas
de las correcciones mencionadas más arriba.
1) Para situar el eje de rotación
Para situar el eje de rotación en posición sensiblemente horizontal, con objeto de deter-
144 | Horacio Tignanelli

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)
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 siempre
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, moviéndolos
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 corrección
correspondiente que debe aplicarse a las observaciones.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 145

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 tuviesen
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 comparación
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 perpendicularidad
Para corregir la falta de perpendicularidad entre el eje de giro y el eje óptico del telescopio
del Círculo Meridiano, se disponía de dos técnicas diferentes:
• Método de inversión: 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.
Figura 75
1 De todas maneras, se confiaba que el error de inclinación podía medirse con el nivel de burbuja.
146 | Horacio Tignanelli

Figura 76
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 L 1
de
los dos hilos.
Entonces, haciendo recorrer al hilo vertical el espacio
L 1
L 2
= [m L 1
] / 2
el cruce de los hilos del retículo se hallará en el punto L 2
, el centro óptico del objetivo
permanecerá en el punto L 1
’, y la línea de colimación L 2
L 1
’ será perpendicular al eje de
giro EW (que materializa la dirección Este-Oeste).
Para verificar, después de esta primera rectificación, si las rectas L 2
L 1
’ y EW quedaban perfectamente
perpendiculares, invertían nuevamente el telescopio, y si no lograban restablecer
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 inversión
( 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
principal pero en sentido contrario, y enfocado previamente al infinito.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 147

Figura 77
Método del espejo nadiral.
• Método del espejo nadiral: En este procedimiento, habiendo obtenido previamente la
horizontalidad del eje de giro (véase el primer ítem), los operadores del Círculo Meridiano
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 preparaban
con cuidado en un recipiente metálico (Fig. 77). ( 2 )
Con este método, buscaban establecer la coincidencia de R y R’ mediante un deslizamiento
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 horizontalidad
habían establecido previamente.
Análogamente, si aumentaban en 180º la lectura en el círculo graduado correspondiente,
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 De allí el nombre del espejo que define a este procedimiento.
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 frecuencia,
por ello, se procedía a la determinación de la vertical apuntando directamente al Cenit por medio de un
aparato llamado colimador cenital.
148 | Horacio Tignanelli

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 uniformemente
con el tiempo, pero en otros casos se consideró como una constante.
3) Para conseguir la orientación Este-Oeste
Para 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 circunferencia
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 consecuencia
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 t 1
y t 2
a los tiempos que la estrella circumpolar invierte
en recorrer los arcos A’MB’ y B’M’A’, se tiene que t 1
podía ser mayor o menor que t 2
.
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 conseguiría
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 circunferencias
menores.
Vale destacar que los astrónomos debían determinar previamente el movimiento diario
del reloj o marcha. Esa determinación se realizaba mediante un anteojo astronómico
dispuesto de tal manera que su línea de colimación conservase una dirección invariable.
Podían utilizar para ese fin el mismo telescopio del Círculo Meridiano que se
El Observatorio Astronómico de San Luis | 149

Figura 78
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 observaban
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 correspondientes
La altura es una de las coordenadas con las que es posible ubicar un astro en la esfera celeste.
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 paralelo
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).
150 | Horacio Tignanelli

Figura 79
Además, son iguales los arcos EA y AE’, ya que la recta EE’ es perpendicular al diámetro
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 recorrer
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 (h 1
) 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 (h 2
) que marcaba el reloj al verificarse
este paso (posición E’).
Finalmente, denominando Δh 2
al valor que ha adelantado o atrasado el reloj mientras
la estrella recorría el arco EE’, se obtiene que:
t = T/2 = [Q/2 ] · [h 2
+ Δh 2 – h 1 ]
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 + h 1
= [Q/2] · [h 1
+ h 2 + Δh 2 ]
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.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 151

observaciones, así como los cambios atmosféricos que pueden alterar el valor de la refracción,
quitan importancia práctica al método de las alturas correspondientes. Sin embargo,
este método se empleaba forzosamente cuando los pasos inferiores de las estrellas
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 estrella
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 confiables
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 oído
Como 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 segundo
(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 posiciones
E y E’ que ocupaba el astro, a uno y otro lado del hilo, en los instantes determinados
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
152 | Horacio Tignanelli

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.
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 observado
y resulta tanto mayor cuanto menor sea su declinación. Así, la longitud cuya
fracción puede apreciarse, en consecuencia, es variable. No obstante, se obtienen buenos
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 cronógrafo
Como hemos mencionado, en el Observatorio de San Luis contaban con un cronógrafo,
lo cual permitía determinar con mayor precisión y más comodidad la hora del pasaje
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,
El Observatorio Astronómico de San Luis | 153

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 (siempre
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 instantes
observados en que la estrella pasaba por detrás de cada hilo vertical del retículo.
TABLA 4.1
Observador
Corrección
Tucker
+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 declinación
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, utilizando
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 ejemplo
Para 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 cercana
a una magnitud y media (1,5m). Una pantalla ubicada un poco más lejos reducía
el brillo de una estrella en casi cuatro magnitudes (3,9 m ). Mediante el empleo de una
abertura clara, un diafragma o una combinación de diafragma y pantalla, las magnitudes
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, considerando
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.
154 | Horacio Tignanelli

Observador
TABLA 4.2
Al sur
del Cenit
Al norte del
Cenit
Tucker – 0,0096
Roy – 0,0029 – 0,0151
Varnum – 0,0026 – 0,0099
Zimmer – 0,0083 – 0,0112
Sanford – 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 determinaba,
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 sidéreo
(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’.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 155

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 + t
Si 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
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.
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 + 24 h
156 | Horacio Tignanelli

Figura 83
Otro aspecto de la relación
Ts = α + t
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 = α
Es 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 tiempo
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 = 0 h ), la ascensión recta α de un astro es igual al Ts.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 157

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 eléctricamente
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 (1 h = 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
α SIRIO
= 6 h 42 m 30 s ,
el tiempo sidéreo en el instante del paso de Sirio por el meridiano es igual a
Ts = 6 h 42 m 30 s .
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 (D P
) 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 D P
y δ son complementarios, es decir:
D P
+ δ = 90° [5]
De esta relación se deduce que:
δ = 90° – D P
[6]
La medida de la distancia polar D P
del astro A es una de las determinaciones habituales
que se realizan con un Círculo Meridiano.
Para ello se determina la colimación polar L P
(es decir, la lectura que se hace en el círculo
graduado al dirigir el telescopio al Polo Celeste) y la colimación L A
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
(D P
de A).
Ahora bien, como la dirección del eje del mundo no está determinada por un punto visible,
la colimación polar L P
se determina centrando una estrella circumpolar en sus pasos
M y M’ superior e inferior por el meridiano.
158 | Horacio Tignanelli

Figura 84
Relación entre la
declinación δ y la
distancia polar D P
de un astro
circumpolar.
Como el eje del mundo es perpendicular a los paralelos celestes, resulta bisectriz del
ángulo MOM’ y, por lo tanto, la colimación del polo L P
será la media aritmética de L M
y L M
correspondiente a dichos puntos. Es decir, se tendrá:
’
L P
= [L M
+ L M ’
] / 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 correspondientes
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.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 159

cos h · sen A = cos δ · sen t
cos h = sen δ · sen ϕ + cos δ · cos ϕ · cos t
cos h · cos A = – sen δ · cos ϕ + cos δ · sen ϕ · cos t
[8]
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 = 0 h ), 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)
sen z = – sen δ · cos ϕ + cos δ · sen ϕ = sen (ϕ – δ)
[9]
Para t = 0 h y A = 180°
cos z = sen δ · sen ϕ + cos δ · cos ϕ = cos (ϕ – δ)
sen z = – sen δ · cos ϕ + cos δ · sen ϕ = sen (ϕ – δ)
[10]
En el paso por el meridiano inferior (culminación inferior), el ángulo horario es t = 12 h
y el azimut A = 180°, y las expresiones [8] se reducen a:
Para t = 12 h y A = 180°
cos z = sen δ · sen ϕ – cos δ · cos ϕ = – cos (ϕ + δ)
sen z = sen δ · cos ϕ + cos δ · sen ϕ = sen (ϕ + δ)
[12]
De estos tres grupos se deduce inmediatamente:
Para la culminación superior
t = 0 h y A = 0° • z = (ϕ – δ)
t = 0 h y A = 180° • z = – (ϕ – δ)
Para la culminación inferior
t = 12 h y A = 180° • z = 180° – (ϕ + δ)
[13]
Las expresiones [13] pueden establecerse directamente sin más que proyectar ortogonalmente
la esfera celeste sobre el meridiano (Fig. 85) y observando que el ángulo formado
160 | Horacio Tignanelli

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.
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 z S
y z I
a las distancias cenitales en el paso superior e
inferior, respectivamente, se obtienen las siguientes fórmulas generales:
z S
= ϕ – δ
z I
= ϕ + δ – 180°
[14]
Supongamos, entonces, que se han determinado con el Círculo Meridiano las distancias
cenitales z S
y z I
de una misma estrella circumpolar y que ya se ha efectuado la correspondiente
corrección por refracción atmosférica.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 161

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° + [z S
+ z I
] / 2 [15]
δ = 90° – [z S
– z I
] / 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 superior
(z S
) según la expresión superior dada en [14], escribiendo:
δ = ϕ – z S
[17]
Por su parte, en principio, la otra coordenada buscada, la ascensión recta (α), se determina
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 δ S
· cotang ε) [18]
donde ε es el valor de la oblicuidad de la Eclíptica y α [SOL]
es la declinación del Sol, deducida
de observaciones meridianas según la expresión [17] ( 1 ).
Con la expresión [18], cada observación de la declinación solar δ S
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
= 0 h ), 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.
162 | Horacio Tignanelli

Esta relación permite determinar indistintamente el tiempo sidéreo o la ascensión recta
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 Meridiano,
relojes de péndulo y cronógrafos, siguiendo básicamente las ideas que hemos expuesto
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 diferencia
en ascensión recta de la estrella (α) y del Sol (α [SOL]
) por lo que puede escribirse:
Ts – Ts [SOL]
= α S
– α [SOL]
que, sustituyendo el valor de α [SOL]
dado en la [18], equivale a la expresión:
α = arc sen (tang δ S
· cotang ε) + (Ts – Ts [SOL]
) [20]
que permite determinar α a partir de datos proporcionados directamente por las observaciones.
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 (z S
) 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 z S
es evidentemente la diferencia entre las lecturas correspondientes
al Cenit y al astro (esta última corregida de refracción).
Con el valor medido de z S
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
El Observatorio Astronómico de San Luis | 163

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.
164 | Horacio Tignanelli

1º Anexo: Notas sobre el Dudley Observatory
Para poder apreciar
Para poder apreciar en su totalidad la situación que llevó al establecimiento del Observatorio
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 conferencias
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 escogido
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 Observatorio
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 educadores
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.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 165

Fue en ese período, mientras la visión de una universidad nacional recibía una importante
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 universidad
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 propuesta,
y, mucho más importante, accedió voluntariamente a recaudar los fondos necesarios
para hacer realidad la empresa.
Cuando varios otros ciudadanos prominentes se unieron a Arsmby en la idea de fundar
un observatorio, se decidió consultar a Mitchel para tener su opinión sobre la propuesta
de edificación del observatorio y, además, sus consejos y eventuales servicios profesionales
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 proyecto
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 antigua
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 observatorio
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 proyecto,
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.
166 | Horacio Tignanelli

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 estadounidense.
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 padres
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 complicó
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 observatorio
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 miembros
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 Gould había donado 500 dólares para el fondo de creación del observatorio de Olcott.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 167

COAST SURVEY
Era una organización básicamente consagrada a la adquisición de datos
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 terrestre.
En geodesia se realizaron importantísimos trabajos de triangulación;
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; instrumentación
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.
En particular, Bache y Pierce fueron los primeros en esforzarse en establecer una universidad
nacional en Albany; aunque sus esfuerzos se frustraron y no lograron su objetivo,
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 circunstancia,
Gould, voluntaria y gratuitamente, asumió el cargo de Director de la institución,
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
Observatorio Nacional Argentino y fue su director entre 1870 y 1885. Además, por su influencia, consiguió
que la Srta. Catherine Bruce, de Nueva York, donara 35.000 dólares al Dudley Observatory, en 1892, cuando
ya se había modificado su ubicación original.
168 | Horacio Tignanelli

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 comenzó
un programa de investigación trascendente. Bajo su mando, un segundo observatorio
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, donde
se hicieron observaciones precisas de las posiciones de estrellas. Éstas fueron hechas
con el Círculo Meridiano Olcott del Observatorio Dudley. Los resultados de esas observaciones
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 Astronómico,
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 educativa,
centrando sus actividades en Albany. Para conocer más detalles sobre este observatorio
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.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 169

Figura 86
Imagen histórica del Dudley Observatory.
170 | Horacio Tignanelli

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 comicios
proclamaron electo al Dr. Esteban P. Adaro, por una coalición pactada entre republicanos,
nacionalistas y autonomistas.
La asunción de Adaro fue singular, ya que no pudo tomar juramento en la sala legislativa,
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 intervenida
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
El Observatorio Astronómico de San Luis | 171

“circunstancias que concurrieron a producir las perturbaciones que motivaron su
nombramiento”;
que mientras él hacía este estudio se había producido la
“renuncia de los señores miembros de la Legislatura, circunstancia que, modificando los términos
del conflicto”,
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
“los fines de la constitución”;
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 recurrido
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 municipios,
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 tales
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
172 | Horacio Tignanelli

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 Observatorio
Astronómico de San Luis.
Figura 87
El Dr. Adolfo Rodríguez Saá, junto a un grupo de sus asesores.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 173

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 Variaciones
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 Observatorio
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, entonces
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 aproximación
al Sol.
• En junio, el astrónomo Joseph Helffrich (1871-1913), desde Heidelberg, anuncia el ha-
El Observatorio Astronómico de San Luis | 175

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 blancas”:
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) provenientes
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 luminosidad.
Hoy se le conoce como el Diagrama H-R.
• La Universidad Nacional de La Plata separa la Facultad de Ciencias Físicas y Matemáticas
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 continentes,
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 posibilidad
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 espectrales
de las llamadas nebulosas espirales, que posteriormente se identificarían como
galaxias lejanas.
176 | Horacio Tignanelli

• 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.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 177

Bibliografía
Textos y artículos consultados
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Miczaica, G. R. & Sinton. W. M.; Las herramientas del astrónomo, Ed. EUDEBA, Buenos
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Vives, T.; Astronomía de posición, Ed. Alhambra, Madrid, 1971.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 179

Catálogos
General Catalogue of 33.342 Stars for the Epoch 1950
Preliminary General Catalogue of 6.188 Stars for the Epoch 1900
San Luis Catalogue of 15.333 Stars for the Epoch 1910
Sitios de Internet
http://cf.lehigh.edu
http://www.astro-clock.com/4sale/regulator29/index.htm
http://www.fcaglp.unlp.edu.ar
http://mthamilton.ucolick.org
http://www.calisphere.universityofcalifornia.edu/
http://www.oac.uncor.edu.ar
http://www.grupopayne.com.ar/archivo/06/0606/060625/1l
aprovincia.php
http://www.na.astro.it/oacmedia/museo/museo/percorso.
htm
http://www.strw.leidenuniv.nl/~heijden/kaiser_en.html
http://www.wikipedia.org/
http://www.britannica.com
http://www.indopedia.org/Meridian_(astronomy).html
http://www.highbeam.com/doc/1O80-meridiancircle.html
http://www.dudleyobservatory.org
Sitio de la Leigh University
Sobre los relojes Rifler
Observatorio Astronómico de La
Plata, Argentina
Sitio del Lick Observatory
Obituario de Tucker
Observatorio Astronómico de Córdoba,
Argentina
Nota sobre el Observatorio de San
Luis
Datos de los cronógrafos
Círculo Meridiano del Leiden Observatory
Enciclopedia general virtual
Enciclopedia Británica on line
Sobre el Círculo Meridiano.
Sobre el Círculo Meridiano.
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)
180 | Horacio Tignanelli

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 = 0 h hasta t = 24 h ). 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 = 0 h a α = 24 h ).
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 astronómicas;
puede considerarse a un CCD como una red circuitos eléctricos sensibles a la radiación
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.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 181

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 coordenadas
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 paralelo
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 23 h 56 m 04 s , inferior en 3 m 56 s 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 365 d 6 h 9 m 10 s .
Distancia cenital (z): 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
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 distancia
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 Desde este punto de vista, cualquier objeto astronómico se considera situado en el infinito, aunque en realidad
se encuentre a una distancia finita.
182 | Horacio Tignanelli

Distancia polar (D P
): Es una de las coordenadas del Sistema Ecuatorial Celeste y del
Sistema Ecuatorial Local. Es el arco de meridiano comprendido entre el polo celeste elevado
y el astro. Se cuenta desde D P
= 0° a D P
= 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 Tierra,
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 Celeste
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 coordenadas
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 trayectoria
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, esférico
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.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 183

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 donde
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 posicionamiento
terrestre. Se basa en un modelo esférico para el planeta. La latitud mide el ángulo
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, corresponde
a su eje mayor.
Línea meridiana: Véase Meridiana.
Longitud geográfica (λ): Es una de las coordenadas del sistema geográfico de posicionamiento
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 Meridiano de Greenwich es la longitud λ = 0º. Los círculos
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 atraviesan
el centro de la Tierra y contienen a los polos celestes. Sobre estos círculos se miden las
coordenadas declinación (δ) y distancia polar (D P
).
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 tanto,
al Cenit y al nadir. Sus características más importantes son: (a) es perpendicular al horizonte
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.
184 | Horacio Tignanelli

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 direcciones;
en general, su posibilidad de movimiento está vinculada con los planos de referencia
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 desplazamiento
aparente de los astros.
Movimiento diurno: Las estrellas se mueven aparentemente como si estuviesen sujetas
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 uniforme,
(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 constituido
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 El astrónomo norteamericano Edward Emerson Barnard (1857-1923) es considerado uno de los más importantes
observadores de estrellas. En 1916 descubrió una estrella con un gran movimiento propio; posteriormente,
en homenaje a Barnard, se le dio su apellido.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 185

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 formada
en el foco del instrumento, por su objetivo. Así, el aumento de un telescopio depende
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 gravitacional
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 hemisferio
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
186 | Horacio Tignanelli

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 (D P
).
Sistema Ecuatorial Local: Es un sistema de referencia celeste en el que se definen las
coordenadas Ángulo Horario (t), declinación (δ) y distancia polar (D P
). 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 Tierra
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 planeta
Tierra y en el que se definen las coordenadas latitud geográfica (ϕ) y longitud geográfica
(λ).
Sistema Horizontal: Es un sistema de referencia celeste en el que se definen las coordenadas
altura (h), azimut (A) y distancia cenital (z). Las coordenadas horizontales de una
estrella determinada, medidas desde el mismo lugar, varían periódica pero no uniformemente,
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 estrellas.
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.
El Observatorio Astronómico de San Luis | 187

índice
Prólogo (Prof. Fourcade) 5
Introducción (Prof. Tignanelli) 11
1º Capítulo: Hay un astrónomo en la fiesta 17
En 1911, el país y el mundo 17
En 1911, en la ciudad de San Luis 20
El sábado 11 de febrero 21
El contingente llegó alrededor de las once 28
En el sendero de entrada a la Villa 28
La velada se desarrolló en los salones 35
A las nueve de la mañana 37
2º Capítulo: Sobre el astrónomo presente 41
En 1908, en el país se decía 41
Debajo de la publicidad 43
Sobre Lewis Boss 44
La Astronomische Gesellschaft 46
El gran proyecto 48
Un importante número de estrellas 50
El lugar escogido 52
Tucker fue uno de los caballeros 56
Una opinión experta (Prf. S. Paoloantonio, Observatorio de Córdoba) 62
La ubicación del Observatorio de San Luis 69
3º Capítulo: Sobre la Astronomía de San Luis 79
Todos los instrumentos del Observatorio 79
Son interesantes los detalles 86
Respecto del cronógrafo 90
Se realizaron observaciones de dos tipos 92
Otra opinión experta (Prf. R. Vázquez, Observatorio de La Plata) 96
Cada una de las personas 102
Las primeras observaciones 105
Luego de la última observación 107

4º Capítulo: Hacia el Catálogo de San Luis 111
1ª Parte: La Astronomía fundamental 111
Para realizar cualquier estudio 112
Nuestro mundo es la plataforma espacial 114
Un sistema habitual de coordenadas astronómicas 117
Un Círculo Meridiano 121
Para que la posición de una estrella 126
Una corrección trascendente 129
El cálculo elemental 131
Las posiciones fundamentales 131
El Catálogo de San Luis 133
Las tablas con las posiciones 138
2ª Parte: Procedimientos y expresiones básicas usadas en Astronomía de posición 141
Variaciones de los planos fundamentales 141
Los procedimientos 144
Las ecuaciones personales 152
Un repaso de algunas relaciones astronómicas 155
La observación de estrellas circumpolares 158
También se determinaron posiciones fundamenteles 159
1º anexo: Notas sobre el Dudley Observatory 165
Para poder apreciar 165
En 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