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
0
14' 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 0
0
, 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.
