ASTRONOMIA - El Sol

ROTACION Y REVOLUCION SOLAR Si mirásemos siempre el eje de rotación del Sol desde el mismo punto, su inclinación nos parecería constante; pero como la Tierra va recorriendo la eclíptica durante el año, unas veces vemos el eje solar inclinado hacia la izquierda; hacia la derecha, otras; unas veces hacia adelante y otras hacia atrás. Si en lugar de referir la posición del eje solar al eje de la eclíptica, la referimos al plano que contiene el eje de rotación terrestre, como éste se encuentra, también inclinado 23° 27', ambos ángulos se combinan en el efecto de perspectiva. El 4 de enero y el 6 de julio, el eje de rotación solar se proyecta exactamente en el plano del meridiano; pero, aun en ese mismo plano queda inclinado hacia nosotros, de suerte que nos permite observar el casquete norte en la primera de dichas fechas y el casquete sur en la segunda. En cambio, los días 5 de abril y 14 de octubre, la proyección del eje solar forma un ángulo máximo de 26 014' con el meridiano. Cuando, como sucede en las dos primeras fechas, el eje de rotación no queda perpendicular a la visual de mira, las manchas, lejos de cruzar el disco en línea recta, describen al girar arcos de elipse que, en el caso extremo de un eje de rotación paralelo visual, vendrían a ser círculos concéntricos. Para determinar el período de revolución del Sol se han utilizado todas las desigualdades más o menos estables de la superficie solar, que, si bien a veces están animadas de movimientos propios, es posible eliminarlos cuando se observan en gran cantidad. El tiempo transcurrido entre dos posiciones idénticas de una mancha con respecto a un observador terrestre es, por término medio, de 27,25 días en la zona ecuatorial, y esto da el período de la llamada revolución sinódica. Para pasar al verdadero período, referido a un punto prácticamente inmóvil, como son las estrellas, débese descontar el tiempo empleado en alcanzar a la Tierra, que, a consecuencia de su movimiento anual de traslación en torno del Sol, se movió en el mismo sentido que las manchas, aunque más despacio. Este período de la rotación solar, llamado sidéreo, es de 25,35 días. Carrington descubrió que el Sol no gira como un sólido compacto, a semejanza de la Tierra, sino que el tiempo empleado en dar una vuelta va creciendo con la latitud. Las investigaciones de Maunder, basadas en datos de un período de más de 20 años de observación, señalan para la latitud heliocéntrica 00, 24,9 días. Para latitudes más altas, los datos van siendo cada vez más inciertos, por razón del escaso número de manchas que en ellas aparecen. La velocidad real de rotación del Sol, determinada en el ecuador por comparación con las rayas espectrales procedentes de los bordes este y oeste del Sol y su desplazamiento relativo, según el principio de DopplerFizeau, resulta de dos kilómetros por segundo. Hasta el presente no ha sido posible formular una teoría del todo satisfactoria sobre la aceleración ecuatorial en la rotación solar.