respecto de los espacios recorridos durante el primer segundo de caída en los dos casos. Ni es necesario situar el cuerpo à la misma distancia del Sol que de la Tierra; porque si se supone, por ejemplo, 10 veces más cerca de la Tierra que del Sol, bastará dividir su caída hacia la Tierra por el cuadrado de 10, es decir, por 100, para que quede referida à la distancia á que se halla

del Sol.

Tomando como término de comparación la Luna, bastará hallar cuánto caería en un segundo hacia la Tierra y hacia el Sol dicho astro si quedara abandonado libremente á sí mismo en los dos casos.

Para ver cómo se puede calcular lo que la Luna caería hacia la Tierra, si no obedeciera más que á la atracción de ésta, sea (fig. 3) la Tierra, AC la órbita que la Luna describe alrededor de la misma, A su posición en un mo mento cualquiera, AB su velocidad en este ins

Fig. 3

A

tante y Cla posición que la Luna ocupa un se gundo después de hallarse en A. A partir del punto 4 el movimiento es producido por la acción combinada de la velocidad que la Luna posee en A y de la atracción que la Tierra ejerce sobre la misma, y llegaremos al mismo resultado final considerando sucesivamente el efecto de estas dos acciones. Si prescindiéramos primero de la atracción de la Tierra, la Luna se movería según la tangente á su órbita, y al cabo de un segundo se hallaría en B.

Obrando ahora sólo la atracción, la Luna pasaría de B á C, punto donde realmente se encuentra al fin de dicho tiempo Se puede, pues, decir que, bajo la influencia de la atracción terrestre, la Luna, partiendo de B, donde se hallaba sin velocidad, ha caído hacia la Tierra la cantidad BC durante el primer segundo. Nada más fácil que calcular la pequeña longitud BC, principalmente si se supone circular la órbita de la Luna, en lo que no hay grande error.

Hay que calcular ahora lo que la Luna caería hacia el Sol en un segundo; pero á causa de la proximidad de la Luna y de la Tierra, se puede sustituir éste por lo que la Tierra cae hacia el Sol en el mismo tiempo, lo que se puede hallar por un cálculo análogo al precedente, suponiendo que en la figura O representa ahora el Sol y A la Tierra. Y no hay inconveniente en sustituir la Luna por la Tierra, aun cnando la masa sea distinta, porque la velocidad de caída es la misma cualquiera que sea la masa del cuerpo que cae, como sucede en la gravedad, bajo cuya influencia todos los cuerpos caen en el vacío con la misma velocidad.

Suponiendo las órbitas circulares, hállase que, en un minuto, y referimos al minuto por no con. siderar números excesivamente pequeños, como sucede refiriéndose al segundo, la Tierra cae hacia el Sol 10m, 60, y la Luna hacia la Tierra 4,90. Pero como la Luna está por término me. dio 386 veces más próxima á la Tierra que al Sol, si se alejara á la distancia que se halla el Sol de nosotros no caería hacia la Tierra sino una cantidad igual á 4m, 90, divididos por el cuadrado 386, ó sea 0,0000328. Así, pues, se puede decir que la Luna situada en reposo á la misma distancia del Sol y de la Tierra caería hacia es tos dos astros en un minuto los espacios 10m, 60 y 0,0000328. Luego la masa del Sol es igual á la de la Tierra, multiplicada por el número igual en números redondos á

10,6 0,0000328

323000. De modo que la masa del Sol es más de 300 000 veces mayor que la Tierra.

Se puede calcular también la intensidad de la gravedad ó de la atracción en la superficie del Sol teniendo en cuenta la ley de variación de esta atracción, que es en razón directa de las masas é inversa del cuadrado de la distancia. Si el Sol tuviera el mismo radio r que la Tierra, un cuerpo colocado en su superficie pesaría 323 000 veces más que en nuestro globo, y caería en ella 323 000 más de prisa. Pero como el radio del Sol es 109 veces mayor que el de la Tierra, la atracción por esta circunstancia será 1092 veces menor. De modo que esta atracción en la ó sea 27,186, superficie del Sol vale con relación á la de nuestro globo. Así, pues, un cuerpo que pesa un kilogramo en la Tierra, pesaría 27,186 en el Sol.

323 000 1099

Por último, con los datos transcritos es fácil

calcular la densidad media del Sol. La densidad de un cuerpo es la masa de este cuerpo que contiene la unidad de volumen; es decir, designando por D la densidad de un cuerpo cuyo volumen es y cuya masa es M, se tiene M = VD, de donde D= Si el cuerpo no es homogéneo,

M

la razón

M

no indica sino la densidad media. Aplicando esta fórmula al caso del Sol, cuya masa y volumen conocemos con relación á la 323 000 Tierra, se tendrá D= 1093

= 0,249; de modo que la densidad media del Sol viene á valer la cuarta parte que la de la Tierra. Como la de ésta se representa por 5,5, tomando el agua por unidad, resulta que la del Sol vale 1,4 con relación á la misma unidad.

Rotación del Sol. - El globo del Sol gira alre dedor de uno de sus diámetros con movimiento uniforme, en un intervalo de tiempo de veinticinco días y un sexto aproximadamente.

El descubrimiento de este hecho se remonta á los primeros años del siglo XVII, cuando se pudo observar la superficie del Sol con auxilio de los anteojos, recientemente inventados. Débese tan importante descubrimiento al astrónomo holandés Juan Fabricio.

hay que, después de haber desaparecido por este borde occidental, reaparecen de nuevo por el borde opuesto, efectuando algunas revoluciones completas antes de desvanecerse, y éstas son las más interesantes para el problema que nos ocupa; y otras, por fin, después de cruzar aparentemente el disco solar, se pierden y no se las vuelve á ver, lo que se explica suponiendo que se han deshecho en la parte invisible para nosotros del Sol.

Para estudiar el movimiento de las manchas, se mide todos los días por procedimientos adecuados la diferencia de ascensiones rectas y de clinaciones de una mancha y de uno de los bordes del Sol, y del valor conocido del semidíáme. tro se deduce la diferencia de ascensión recta y de declinación de la mancha y del centro del disco. Por el cálculo se obtiene con estos datos la diferencia de longitudes de los mismos dos puntos y la latitud de la mancha. Como estos valores son arcos muy pequeños se les puede considerar como líneas rectas, y para construir la posición de la mancha en el disco ACB (fig. 4) del Sol, se C

traza el diámetro AB que representa la traza de la ecliptica sobre este disco y se divide este diámetro en tantas partes iguales como segundos comprende el diametro aparente del Sol. Si sobre AB, y á partir de 0, que representa el centro, se toma una longitud OP igual á la diferencia de longitudes, y en una perpendicular á AB otra distancia PT igual á la latitud de la mancha, T será la posición de ésta.

Si á Fabricio corresponde la prioridad del descubrimiento, y el primer lugar, por tanto, en la historia de este asunto, debe hacerse constar que también Galileo llegó á la misma conclusión casi al mismo tiempo, siendo aún más explícito y preciso que Fabricio, puesto que fijó la duración del período de visibilidad de las manchas, base del cálculo de la duración de la rotación del Sol.

Esta rotación del Sol la ponen de manifiesto las manchas que en su superficie se descubren cuando se observa con auxilio de un anteojo, y esta observación de las manchas es la que prin cipalmente ha servido para el cálculo de lá duración de la rotación, si bien modernamente se han ensayado otros métodos, como luego ve

remos.

Veamos cómo esta observación de las manchas conduce à la demostración de la uniformidad y duración de dicho movimiento

Las manchas aparecen en general por el borde oriental del Sol (visión directa y a la simple vista), por la izquierda del observador; parecen moverse todos los días en su disco de E. á O. ó de izquierda á derecha; su velocidad es constantemente creciente hasta que llegan á mitad del disco, en cuya situación es máxima, y luego decrece hasta alcanzar el otro borde; el movimiento de todas es paralelo, es decir, que describen rectas paralelas ó semielipses muy aplastadas, cuya convexidad está vuelta para todas hacia la misma región, y después de cruzar el disco solar, al llegar al borde occidental, desaparecen. Algunas de estas manchas nacen súbitamente en cualquier punto del disco; otras se desvanecen en su movimiento antes de llegar al borde occidental; las

lugar geométrico, que representa la proyección ortográfica de la curva que la mancha describe, proyección hecha sobre un plano perpendicular al rayo visual que va al centro del Sol, es un arco de elipse. Efectuandolo para varias manchas, se ve que todas describen curvas semejantes y paralelas

Reconocese por fin que todas las que completan su revolución sin desvanecerse vuelven a la misma posición aparente al cabo del mismo tiempo, que es veintisiete días y un tercio Si se estudia analíticamente este mismo problema, veremos también que la ecuación del plano que contiene tres de las posiciones de una mancha refe. ridas al centro del Sol ó definidas por la longitud y latitud heliocéntricas de la misma, como acabamos de indicar, conviene á todas las demás; luego la mancha describe una curva plana, es decir, un círculo en la superficie del Sol. Y otra mancha cualquiera, sometida á las mismas fórmulas, resultarà moviéndose en un plano paralelo al primero.

Este estudio manifiesta que el Sol tiene un movimiento de rotación alrededor de un eje que pasa por su centro, pues el conjunto de circunstancias, que según hemos visto, presentan las manchas en su movimiento, ya que éstos son accidentes pasajeros que presenta el Sol en su superficie, no es explicable sino admitiendo que este astro tiene un movimiento general de rotación.

Fácilmente se obtiene la ecuación del plano que, siendo paralelo á los de las curvas descritas por las manchas, pasa por el centro del Sol, ó sea el plano del ecuador solar. Y también da el cálculo las ecuaciones del eje ó recta que pasando por el centro del Sol es perpendicular al ecuador solar, así como la inclinación del mismo respecto de la ecliptica, que es de 83o.

Esta inclinación del eje de rotación respecto

de la eclíptica explica las diferentes apariencias que las curvas descritas por las manchas ofrecen, pues ya presentan la concavidad hacia arriba, ya hacia abajo, ya son líneas rectas no paralelas á la ecliptica, según las diferentes épocas del año. Si el plano del ecuador solar coincidiera con el de la eclíptica, veríamos siempre describir á las manchas rectas paralelas á dicha eclíp. tica; pero como no es así, resulta que la Tierra, en su movimiento anual, ya se halla encima del plano del ecuador solar, y entonces vemos describir á las manchas elipses cuya concavidad está vuelta hacia el polo Norte; ya se halla debajo de dicho plano, y entonces es el polo Sur el que se ve y las curvas descritas por las manchas tienen su concavidad en sentido contrario; y en dos puntos diametralmente opuestos de su órbita la Tierra se halla en el plano del ecuador solar, pues este ecuador y la eclíptica se cortan según una recta, que en tales posiciones las trayec torias de las manchas presentan la apariencia de líneas rectas, inclinadas respecto de la eclíptica ya en un sentido ya en otro. Verifícase esto de las trayectorias rectilíneas, ó paso de la Tierra por los nodos del ecuador solar, á primeros de junio y primeros de diciembre, y desde la pri

mera de estas dos épocas á la segunda es cuando las manchas describen líneas cóncavas respecto del polo Norte del astro, y de diciembre á junio presentan las mismas dicha concavidad hacia el polo Sur.

Problema también puramente analítico es el de calcular la distancia del centro del Sol al plano del paralelo descrito por una mancha, puesto que la ecuación de este plano es conocida. Ahora bien: la razón de esta distancia al radio es el seno de la declinación de la mancha, tomada con relación al ecuador solar; luego esta declinación es conocida, y de ella se deduce el valor del radio del paralelo multiplicando su coseno por el radio ecuatorial ó del Sol.

Esto supuesto, se puede calcular la longitud de la cuerda que une dos posiciones observadas de la mancha, puesto que se conocen las coordenadas de sus extremos, y la razón de la semicuerda al radio del paralelo es el seno de la mitad del arco descrito por la mancha entre las dos observaciones. Así se determina el movimiento angular de la mancha, y se ve que el arco descrito es proporcional al tiempo empleado. Luego el movimiento del Sol es uniforme.

Este mismo cálculo da la duración de la revolución entera; porque designando por t el tiempo empleado en describir el arco a, la duración de 360° la revolución será tx

a

tiempo que una mancha empleará en volver al centro del disco será evidentemente el que el astro emplea en girar sobre sí mismo. Si, por el contrario, la Tierra describiera su órbita entera en el mismo tiempo que una mancha efectúa su rotación y los dos movimientos tuvieran lugar en el mismo sentido, es claro que el observador seguiría exactamente á la mancha que le parecería inmóvil en el disco solar. La realidad está entre estos dos casos extremos. Mientras que el Sol efectúa una rotación completa, la Tierra avanza en el mismo sentido una cierta cantidad en su órbita. La mancha a (fig. 5), vista en el centro del disco solar por un observador colocado en 7, vuelve á ocupar este centro al cabo de 27 días y fracción; pero en este tiempo ha tenido que describir la circunferencia completa aba, más el arco aa', pues que la Tierra se ha trasladado entretanto de Tà T. De modo que en los 27 días que dura la rotación aparente de la mancha esta ha descrito 360°, más un arco igual al recorrido por la Tierra en su órbita du. rante dicho tiempo. Si representamos este arco por a, el arco descrito por la mancha será 360+a; y es claro que si estos 360+ a grados los describe la mancha en 27 días y tercio, los 360° ó una rotación cabal la hará en 27 × días.

360

360+ a

Así, resulta que la duración de la rotación solar es de 25 días 4h 29m, ó sea 2 días más corta que la aparente de las manchas.

Hay otras muchas circunstancias que no pueden perderse de vista cuando se trata de deducir la duración de la rotación del Sol de la de las manchas. Porque estas manchas que hemos reducido á puntos fijos é invariables de la superficie solar son accidentes que se deforman, aumentando y disminuyendo sus dimensiones; y no sólo experimentan cambios en su estructura, sino que tampoco conservan en la superficie del Sol una posición invariable, pues se hallan animados de movimiento propio, distinto del movimiento general que las arrastra con la masa entera del astro de Occidente á Oriente. Resulta también que una misma mancha observada en épocas diversas de su movimiento da para la rotación duraciones un poco diferentes, y que no están animadas todas las manchas de la misma velocidad angular de rotación. Esta velocidad varía con la posición de las manchas respecto del Ecuador o con su latitud heliocéntrica, y en general, cuanto más próxima está una mancha al Ecuador, más rápido es su movimiento de rotación. De aquí el que se obtengan valores diferentes para la duración de la rotación según la latitud de la mancha observada. He aquí los resultados obtenidos por Cárrington, astrónomo inglés que dedicó largos años á este estudio:

Duración de la rotación

Sobre algunas de estas particularidades que ofrecen las manchas, y que afectan á su construcción y estructura, volveremos á insistir en la segunda parte de este artículo.

La duración aparente del movimiento de las manchas no da inmediatamente la duración de la rotación del Sol; esta duración de la rotación real es menor que la de la rotación aparente, y la causa de esta diferencia está en el movimiento de traslación de la Tierra alrededor del Sol.

con su auxilio determinar la diferencia en longitud de onda de dos rayos próximos del espectro solar con tal exactitud que el error probable del resultado no llega á 0mm, 000 000 000 2, obtuvo dicho astrónomo, por medio de una investigación delicada del cambio de lugar de las rayas espectrales en putos opuestos del borde solar valores de la velocidad en que estos puntos se aproximan ó se alejan de la Tierra, bastante exactos para llegar al conocimiento de las leyes de la rotación del Sol hasta en altas latitudes heliocéntricas donde nunca se han visto manchas. Las observaciones espectroscópicas dan una velocidad de rotación siempre menor que la de las manchas.

Como consecuencia del movimiento de rotación del Sol alrededor de uno de sus diámetros, la forma de su globo debe ser la de un elipsoide aplanado en los polos ó abultado en el Ecuador, como efecto necesario de la fuerza centrifuga. Sin embargo, no se ha podido comprobar diferencia alguna apreciable en los diámetros del disco solar. Depende esto de la preponderancia de la gravedad respecto de la fuerza centrífuga, débil en un movimiento tan lento, en cuanto á su velocidad angular, como el del Sol.

Movimiento de traslación del Sol en el espacio. - El movimiento de traslación del Sol en el espacio, arrastrando en él, como es consiguiente, á todo el sistema planetario, había sido deducido á priori antes de ser confirmado por la observación. Puesto que el movimiento de rotación, decía Lalande en 1776, considerado como efecto físico de una causa cualquiera, es producido por una impulsión dada fuera del centro, y toda fuerza que, comunicada á un cuerpo libre, le hace girar alrededor de su centro, no puede por me nos de desplazar este centro ó imprimirle un movimiento de traslación, es evidente que el Sol, que tiene un movimiento de rotación, tiene también un movimiento real en el espacio abso luto. Fontenelle, Bradley, Tobías, Mayer y Lambert habían entrevisto á su vez como una hipó tesis probable el movimiento de traslación del Sol, pero sin formularla de una manera tan pre

cisa.

Pero no se trataba más que de previsiones teó ricas establecidas con todo el rigor lógico y de conjeturas sólidamente fundadas, hasta que W. Herschel, apoyándose en la inquebrantable base de la observación, puso fuera de duda la realidad del hecho de que se trataba.

Los movimientos propios de muchas estrellas eran conocidos desde principios del siglo pasado. Halley en 1793 descubrió los de Sirio, Aldebarán y Arturo, y posteriormente se fijaron los de otras varias y se admitió en principio que esto era ley general, si bien para muchas estrellas estos movimientos propios quedan comprendidos por su extrema pequeñez en los errores de observación y no pueden determinarse. Pero nadie hasta Herschel vió la ley á que obedecen en su dirección estos movimientos propios de las estrellas. La comparación de un gran número de estos movimientos le probó que en general las estrellas se alejan de un punto del cielo próximo á la estrella A de la constelación Hércules. Para explicar este hecho supuso que los movimientos propios de las estrellas no son, en parte al menos, sino aparentes y producidos por un movi miento de todo el sistema solar hacia un punto del cielo, hipótesis que fué confirmada por investigaciones posteriores.

Veamos cómo se puede calcular este movi miento de traslación del Sol. El movimiento propio de una estrella resulta, con arreglo á la hipótesis establecida, de la combinación de su movimiento propio particular en virtud del cual se mueve en el espacio según una ley que nos es desconocida, y de un movimiento aparente ó pa raláctico producido por el desplazamiento del sistema solar. El primero de estos dos movimien tos compuestos, no efectuándose con sujeción á una ley determinada, hará cambiar de lugar á las estrellas de las diferentes regiones del cielo en muy distintas direcciones, mientras que segundo será completamente determinado y que dará definido en cuanto se conozca la ascensión recta y declinación del punto, que llamaremos A y D, hacia el cual nuestro sistema es arrastra do. Si admitimos como valor provisional de estas coordenadas A y D las correspondientes al pun to hacia el cual parecen converger los movimien tos propios de las estrellas consideradas en su conjunto, y comparamos el movimiento de cada

el

caso, sin más que llevar en cuenta el área de la superficie de radiación. Entre las observaciones más interesantes relativas al brillo intrínseco del Sol merecen citarse las efectuadas modernamente por Langley, que hizo una cuidadosa comparación entre la radiación solar y la del metal fundido en hornos especiales. Así halla que la luz solar es más de 5300 veces más brillante que el metal incandescente.

En todas las comparaciones que preceden, no se ha tratado, bien entendido, sino de la luz solar tal como llega á la superficie de la Tierra después de atravesar las capas gaseosas que cons tituyen la atmósfera. Pero esta masa gaseosa debilita los rayos solares, y en mayor ó menor proporción, según su grado de pureza, ό que se halle más ó menos cargada de vapor de agua y de partículas sólidas en suspensión, de polvo, de gérmenes de todas clases. Y la fracción de luz solar absorbida por la atmósfera dependerá también de la altura del Sol sobre el horizonte, pues el espesor de la capa gaseosa que atraviesan los rayos solares será la mayor, y la mayor por tanto la cantidad de luz absorbida cuando dicho astro se halle en el horizonte, y la menor cuando se halle en el cenit. Las leyes de la absorción atmosférica, que aminora la intensidad de los rayos solares, han sido estudiadas por Bouguer, Lambert, Laplace, y más recientemente por Forbes, Clausius, Violle y otros físicos. Son estas leyes bastante complicadas, y sobre el asunto nos limitaremos á dar los siguientes datos, debidos á Bouguer. Según este físico, si se representa por 10 000 la intensidad de la luz del Sol, en la hipótesis de que no existiera atmósfera, la absorción atmosférica reduciría dicha intensidad á los números siguientes, tratándose de un aire puro:

la vaguedad que las de la primera, y los medios de estimación de los efectos del calor son más precisos que los de la luz, sin que esto quiera decir que el problema no ofrezca también en este caso serías dificultades. Porque es imposible in terceptar un haz de rayos solares de dimensiones conocidas y hacer que ceda su energía radiante à una masa de peso conocido de agua ú otra substancia, á fin de medir exactamente la elevación de temperatura producida en esta masa por aquél en un tiempo dado, y con este dato calcular la cantidad total de calor suministrada por el Sol en un minuto, en un día ó otro tiempo cualquiera determinado.

Saussure y J Herschel fueron los primeros que abordaron el problema, pero Pouillet fué el que dió en 1838 una solución más completa.

Los aparatos destinados á medir la intensidad de las radiaciones caloríficas son termómetros especiales ó pilas termoeléctricas. Y los resultados obtenidos por los diferentes experimentado res difieren bastante, proviniendo esta diferencia de la distinta manera de someter al cálculo las observaciones, por lo cual el valor de la intensidad calorífica en los límites de la atmósfera no puede considerarse determinado con certidumbre

Pouillet, partiendo de los números que le dió su pirheliómetro (V esta palabra), halló que la constante solar ó el número de calorias que recibiría durante un minuto cada centímetro cuadrado de superficie expuesto normalmente al Sol, si la atmósfera no absorbiera nada de calor, era igual á 1,763. Con arreglo á este dato, la cantidad de calor que el Sol suministra á la Tierra en un minuto bastaría, si la atmósfera no existiera, para fundir una capa de hielo de 1/4 de milímetro de espesor.

Después de 1860 se han hecho nuevas experiencias por diferentes físicos sobre la radiación solar, predominando en estos trabajos como aparato de observación los fundados en el mismo principio que el de Pouillet, es decir, los termómetros de bola negra, colocados en el interior de una doble envoltura cilíndrica, ennegrecida interiormente y mantenida á una temperatura constante, ya por medio de una corriente de agua, ya con una capa de hielo machacado. Los rayos solares penetran por una abertura que se puede abrir y cerrar á voluntad, y el dato de observación es el exceso de temperatura del termómetro negro que recibe la acción directa de los rayos solares sobre la del recinto. No pudiendo detallar estos trabajos, nos concretaremos á dar los resultados obtenidos por Violle y Crova. Violle halló para la constante solar 2,540, nú. mero muy superior al de Pouillet, y Crova 1,75, resultando de las experiencias de este último q la radiación solar alcanza su valor máximo en el mes de mayo y que es más débil en el mes de julio que en los meses de marzo y abril, á pesar de la mayor elevación del Sol sobre el horizonte en el primer mes. A principios de septiembre adquiere un mínimo para volver á subir hasta fines de obtubre, desde cuya época empieza á

O que

Cuando se compara la intensidad luminosa de los diferentes puntos del disco solar, échase de ver inmediatamente que no es éste uniforme mente luminoso, sino que el centro tiene una luz más intensa que los bordes. La imagen de unos 3 decímetros de diámetro, formada por un telescopio de 5 centímetros de abertura sobre una pantalla blanca, es bastante para poner de manifiesto de una manera indudable el hecho de que se trata. Muchas observaciones se han hecho con el objeto de comparar el brillo de las diferentes partes del disco solar, y merecen especial mención los trabajos sobre el particular də Pikerin, Langley y Vogel. Este último astrónomo hizo este estudio valiéndose de un apa-bajar y no cesa hasta primeros ó mediados de rato especial, con el cual pudo comparar directamento y con gran esmero el brillo de los rayos de diferentes colores, procedentes de distintos puntos del Sol. Según estos trabajos, en un punto muy inmediato al borde la luz violada tiene una intensidad representada por un 13 por 100 de su intensidad cenital. Pikering halló que la razón entre la intensidad de la luz blanca en los bordes y en el centro era la de 37 á 100.

Esta disminución de la luz del centro á los bordes es debida á la absorción de una parte de los rayos por la atmósfera solar, de que hablaremos al tratar de la constitución del Sol. Se ha planteado el problema de averiguar cuánta luz es absorbida por esta atmósfera, pero no se ha llegado sino á meras aproximaciones, admitién. dose que la cantidad de luz recibida por la Tierra, si desapareciera la atmósfera solar, sería de doble á cinco veces mayor que la que actualmente recibe.

Después de examinar la radiación solar en cuanto afecta á nuestro sentido de la vista, vamos á considerar otro efecto de esta misma radiación tan interesante como el primero, cual es el de calentar, ó sea los llamados rayos caloríficos. Si la cantidad de luz solar es enorme comparada con las luces que se producen en la Tierra, lo propio sucede con el calor, si bien las unidades de medida de este último no presentan

enero, que presenta otro mínimo.

Cualquiera que sea el valor que se adopte para la constante solar, un cálculo bien sencillo dará la cantidad de calor que recibe la Tierra del Sol en un tiempo cualquiera. Así, si queremos hallar el número de calorias suministradas por el Sol á la Tierra durante un año, no habrá más que multiplicar la constante solar por el número de minutos que el año comprende, que es 525 960, y por la sección del haz cilíndrico de rayos que envuelve á la Tierra, ó sea el área de un círculo máximo de ésta, expresada en centímetros cuadrados. Ahora bien: admitiendo el valor 2,54 calorias hallado por Violle para la constante solar, y recordando que el área de una esfera es cuatro veces la de su círculo máximo, por lo que el área de un círculo máximo de la Tierra valdrá la cuarta parte de 509 000 000 de kms.2, que es la superficie total del globo terrestre, ó sea, expresada dicha área en centímetros cuadrados, 1509 × 1016, resultará que el calor recibido por toda la Tierra del Sol en un año estará represen

tado por

2, 54 × 525960 × 1509 × 1016

= 17 x 1023 calorias,

es decir, un cuatrillón setecientos mil trillones

de calorias, número enorme del que no podemos formarnos idea. Este calor bastaría para fundir

una capa de hielo de 42 m. de espesor que envol viera á la Tierra.

Ocurre preguntar cuál será la temperatura efectiva del Sol, y asunto ha sido este, en efecto, de largas discusiones, en las que se han sostenido afirmaciones muy discrepantes. A millones de grados han hecho ascender la temperatura del Sol algunos fisicos, mientras que otros no estiman esta temperatura en más de 2000 6 3 000 grados, y no falta quien la reduce á 1400, es decir, temperaturas muy inferiores á las que Moissan produce en su horno eléctrico. Aute tal disparidad de apreciaciones, no hay para qué hablar más de este asunto.

Experimentos hechos con el termomultiplica dor manifiestan que el calor irradiado por el disco solar varía muy notablemente, como la luz del centro á los bordes. Las primeras observaciones sobre este asunto fueron hechas por Henry en Príncenton en 1845, y posteriormente han sido repetidas por otros muchos, especialmente por Secchi y Langley. Según este último, el calor emitido desde un punto situado á 20" del borde es solamente la mitad del que se emite en el centro del disco.

No es sólo luz y calor lo que el Sol manda á la Tierra en sus rayos. La presencia de éstos se manifiesta también bajo una forma menos aparente, pero no menos eficaz, no menos idónea para modificar los cuerpos sometidos à su influjo. Los rayos solares determinan una multitud de combinaciones y descomposiciones químicas de gran trascendencia en la economía de la natu raleza, y principalmente en la vida vegetal.

Esta manera de manifestarse la actividad de la radiación solar fué puesta en evidencia por primera vez por el ilustre químico sueco Scheele en 1770, cuando descubrió que el cloruro de plata expuesto á la luz del Sol toma un tinte negro violáceo. El hecho se reduce á una descomposición química del cloruro de plata en sus dos elementos, cloro y plata. Otros muchos fenóme nos del mismo orden, ó sea de descomposición química, producen los rayos solares. Si se introducen en un frasco volúmenes iguales de cloro é hidrógeno, en cuanto la mezcla recibe la acción solar produce una fuerte detonación saltando el frasco en mil fragmentos. El hecho se reduce á que el cloro é hidrógeno, cuerpos de gran afinidad recíproca, se combinan produciendo ácido clorhídrico. Otros muchos fenómenos de compo sición ó combinación química se producen bajo la acción de la luz solar. Toda la Fotografía estriba en estas acciones químicas de la luz; mu chos fenómenos de la vida vegetal son determi nados por el mismo agente: de aquí la importan cia del estudio de los rayos químicos ó actínicos del Sol.

Diferentes medios se han ideado para medir esta energía química de las radiaciones solares. La combinación del cloro y el hidrógeno da un medio de hacer esta medición, pero son más ex peditos los medios fundados en el cambio de colo ración que ciertas substancias experimentan por la acción de la luz El papel sensibilizado de cloruro de plata; la disolución de nitroprusiato de sosa y percloruro de hierro, disolución que expuesta á la luz solar produce azul de Prusia; la disolución acuosa de ácido oxálico y percloru ro de hierro, y otras substancias, son empleadas con tal objeto. Y nada más diremos sobre el particular, pues de la acción química de los rayos solares ya se ha hablado en los artículos FOTOQUÍMICA, ESPECTRO, LUZ, y otros cuyo asunto está relacionado con este fenómeno. Sólo añadiremos, para terminar, que Bunsen y Roscoe han hallado que la potencia química de los rayos solares está medida por un volumen de gas hidrógeno y de cloro mezclados igual á una capa de 35 metros de altura que envolviera á la Tierra; en un momento, la acción de los rayos solares bastaría para transformar esta capa entera en ácido clorhídrico. En un año la capa de cloro é hidrógeno que las radiaciones químicas conver tirían en ácido clorhídrico en toda la superficie terrestre alcanzaría un espesor de 4600 kilóme

lar. Cuando recibimos en un punto un haz de rayos solares todos estos efectos aparecen juntos, pues allí hay à la vez acción luminosa, acción calorífica y acción química. La radiación solar es un movimiento vibratorio comunicado al éter por el Sol; según que las vibraciones sean más o menos rápidas, así los efectos son principalmente químicos, luminosos ó térmicos, así determinan preferentemente reacciones químicas, impresionan nuestro nervio óptico, ó calientan. V. ESPECTRO.

Examen fisico del Sol. - Manchas, protuberan cias y corona. El examen físico del Sol efectúase con auxilio de los anteojos y espectroscopios, y por medio de la fotografía.

El reconocimiento de la superficie solar con un anteojo puede hacerse, bien mirando á través de éste, ó bien recibiendo sobre una pantalla la imagen del Sol que el mismo anteojo propor

ciona.

Para obtener una imagen del Sol en proyección se coloca ó sostiene una cartulina frente al ocular del anteojo, á mayor ó menor distancia de este ocular, según las dimensiones que se quicra que tenga la imagen y el poder amplificante del mismo ocular. Si el aparato se emplea para determinar posiciones de manchas del Sol, la pantalla sobre que se recibe la imagen debe estar situada perpendicularmente al eje óptico del anteojo. Para fijar la posición de un accidente cualquiera del Sol, mancha, fácula, etc., en el disco de éste, el procedimiento más empleado es el de Carrington, que consiste en trazar dos líneas perpendiculares entre sí en la pantalla, y colocadas de modo que formen un ángulo de 45°

con la línea Norte-Sur. Las observaciones necesarias para determinar la posición de una mancha en el disco solar se reducen sencilla mente á anotar, sirviéndose de un reloj, los cuatro momentos en que los bordes del Sol tocan las dos líneas y los dos instantes en que la mancha pasa por los mismos. La fig. 7 ilustra esta

Fig. 7

observación. Fijo el anteojo, después de enfilado al Sol, la imagen de este astro cruzará la pantalla en el sentido indicado por la flecha, y el borde del Sol llegará á ser tangente en 1 á una de las líneas, y se tomará la hora de este contacto; después se tomarán los momentos de los contactos señalados en 2, 3 y 4, y entre éstos los pasos de la mancha por las mismas líneas, que no se representan en la figura por no recargarla de dibujos. Con estas seis observaciones y los datos adecuados al objeto que dan los almanaques, se calcula la posición de la mancha en el disco por medio de fórmulas que se exponen en los tratados especiales.

Con pequeños anteojos se pueden hacer observaciones interesantes por este procedimiento. Cuando se quiere examinar la superficie solar mirando á través de un anteojo la imagen más ómenos amplificada del Sol, hay que poner en el anteojo delante del ocular un cristal de color muy obscuro ó proveerle de oculares especiales, pues de otro modo sería abrasado el ojo del observador.

Entre los oculares destinados á la observación del Sol merece citarse el de J. Herschel, en el cual la mayor parte de la luz que penetra en el tubo del anteojo se consigue que se pierda por medio de un prisma, y sólo una pequeña parte, la necesaria para que la visión sea clara, va al ojo del observador.

El mismo J. Herschel fué el primero que tuvo la idea de utilizar la polarización de la luz y la extinción de rayos luminosos que resultan por este fenómeno, para construir oculares á propó sito para la observación del Sol. Fundados en esto se han construído muchos oculares de este género, ideados por Merz, Suchi, Langley, Christi, Pikering y otros.

Foucault había inventado para el estudio continuo de la superficie del Sol un aparato que

mismo Foucault se debe otro medio de observar el Sol, que consiste en platear la superficie exterior del objetivo de un anteojo, pues de este modo la mayor parte de los rayos solares son reflejados hacia fuera, y sólo una pequeña parte atraviesa la ligera capa de metal y penetra en el anteojo dando una iniagen que puede ser mirada sin peligro de la vista.

Para el estudio propiamente tal de la superfi cie solar es necesario un anteojo, pero también á la simple vista puede mirarse al Sol y satisfacer alguna curiosidad, como el ver una mancha grande, ó seguir las fases de un eclipse de Sol, etc. En tal caso habrá que interponer entre el ojo y el astro un vidrio ahumado, ó mirar el Sol por un agujero pequeñísimo, como el que produce un alfiler en una cartulina, ó mirarlo por reflexión en un líquido, preferentemente azul ó negro, etcétera. También puede usarse el helioscopo de cuña, que se reduce á dos cuñas de cristal, unidas cabeza de una con corte de otra, y una de cristal negro y la otra transparente y clara. La imagen del Sol que se ve á través de este helioscopo será tanto más débil cuanto mayor sea el espesor del cristal negro por donde se mira. Por último, en una habitación perfectamente cerrada, con sólo un pequeño agujero por donde penetren los rayos solares, se podrá obtener una imagen del Sol en una pantalla de papel blanco colocada normalmente á los rayos.

Para el estudio fotográfico del Sol, muy en boga en estos últimos tiempos, se emplea un anteojo provisto de una cámara fotografica que se coloca en el sitio del ocular ó á continuación de éste, según la potencia del anteojo, con su obturador para instantáneas. Los anteojos acromáticos ordinarios que se emplean para la inspección ocular no sirven para la Fotografía, y la razón está en que los rayos propiamente luminosos no tienen el mismo foco que los actínicos ó químicos, de modo que con un anteojo que da una buena imagen óptica se obtienen malas pruebas fotográficas. Para obtener buenos resultados se necesitan anteojos especiales, que se obtienen, ó tallando las lentes objetivas de manera que adquieran una forma y curvatura determinada y distinta de la que se les da cuando se destinan á anteojos de visión, como lo hizo Rutherfurd, de Nueva York, ó separando ligeramente una de otra las dos lentes que componen los objetivos de los anteojos ordinarios, como lo hizo Cornu, de París. Este último método da excelentes resultados y tiene la ventaja de no inutilizar el aparato para otros usos, pues se puede fácilmente aproximar de nuevo las lentes en breve tiempo y dejar el anteojo arreglado para la visión.

También pueden utilizarse para la fotografía solar los telescopios ó reflectores, que no presentan la dificultad apuntada de los refractores, pues los rayos de diferente longitud de onda y color no son dispersados por reflexión como por refracción, pero en cambio tienen el inconveniente de que el espejo es muy afectado por las variaciones de temperatura, que le hacen perder sus buenas condiciones ópticas.

Con anteojos de grandes dimensiones la imagen que se fotografía es la que da el objetivo, de modo que el aparato entonces no tiene ocular, ocupando el lugar de éste la cámara fotográfica. Obtienense así pruebas de dimensiones bastantes para examinar en ellas la superficie solar, aparte de que se pueden ampliar después. En los anteojos pequeños destinados á la Fotografía no se prescinde del ocular, sino que se utiliza para obtener una imagen amplificada de la que objetivo, y esta imagen amplificada por el ocular es la que se recibe en la cámara fotográfica y se fotografía.

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Uno de los accesorios más importantes en los fotoheliografos, que así se llama á los aparatos destinados à sacar fotografías del Sol, es el obturador, porque la luz del Sol es tan viva que por corta que sea la exposición siempre pasa luz sobrada. Hay aparatos en los que la exposición de la placa á la luz no ha de de pasar de segundo. Consíguese esto con obturadores especiales.

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Cuando se estudia la superficie solar, ya mirando la imagen amplificada que da un buen anteojo óptico, ya examinando pruebas fotográficas de la misma, échase de ver que esta superficie no tiene un tinte uniforme ni es lisa, sino

intenso brillo y forma irregular, que aparecen como flotando en un medio relativamente obs. curo, y ordenados en líneas y grupos; el aspecto es el de una especie de red cuyos hilos son obscuros y en cuyas mallas quedan como aprisiona. dos los puntos brillantes.

Aunque este es el aspecto general de la superficie del Sol, hay también sitios, principalmente en la penumbra de las manchas, de que ahora hablaremos, donde estos puntos brillantes se alargan y enlazan unos con otros formando como hilos ó filamentos ordenados con cierto parale lismo cuyo conjunto han comparado algunos á las hojas de sauce y otros á un techo de paja.

Pero el accidente más notable que se descubre en la superficie del Sol es el de las manchas ó porciones más o menos extensas de ésta de color negro obscuro. A primera vista se distinguen en una mancha dos coloraciones ó tintas distintas: la una, que forma como el núcleo ó núcleos de la mancha, negra relativamente al brillo ge neral del disco; la otra, que rodea y envuelve á la primera, de tinte agrisado, y se le da impropiamente el nombre de penumbra. Vense, aunque raras veces, manchas completamente negras 6 núcleos sin penumbra, y también penumbras en cuyo interior no se descubre núcleo alguno.

Examinadas más minuciosamente las manchas, échanse de ver los iguientes detalles: el núcleo ó núcleos no tienen un tinte uniforme en toda su extensión, aun cuando sus contornos son casi siempre perfectamente definidos. En el fondo obscuro descúbrense puntos más negros, como agujeros ó huecos profundísimos. La penumbra presenta un tinte más sombrío en su borde exterior ó contiguo á la parte brillante del disco, sea por un efecto de contraste, ya porque realmente exista esta diferencia en las tintas. Además, las penumbras aparecen como surcadas por líneas ya rectas, ya curvas, que van del borde exterior hacia el núcleo, generalmente normales á las líneas de los contornos del núcleo y de la penumbra. Compáranse estas líneas de la penumbra á los lechos ó cauces de otros tantos arroyos que, después de salvar el talud que representa el borde exterior de la penumbra, van á precipitarse en la sima simulada por el núcleo.

Una misma penumbra envuelve á menudo muchos núcleos, pero éstos aparecen algunas veces enlazados por fajas estrechas ó filetes más ó menos brillantes, á los que Herschel dió el nombre de puntos luminosos.

Ordinariamente no se presentan las manchas aisladas y sueltas, sino en grupos, y, por lo general, éstos están constituídos por una mancha grande seguida por Oriente de varias pequeñas.

Ya dijimos, al hablar de la rotación del Sol, que hay manchas que aparecn por el borde oriental ya formadas, otras nacen súbitamente en el disco solar, como las hay que se deshacen á la vista. La duración de una mancha, como término medio, es de dos á tres meses, pero las hay que duran un día ó dos, y una se observó en 1840 y 1841 que tardó en desvanecerse dieciocho meses.

La forma de las manchas es muy variada; pero sea cual fuere esta forma, por lo general hay semejanza entre los contornos del núcleo ó nú cleos y los de la penumbra envolvente, semejanza que revela identidad de causas en la producción de unos y otra.

No hay menos variedad en las dimensiones de las manchas. Las hay tan pequeñas que parecen puntos apenas perceptibles, aun con ampliaciones considerables, y se han observado manchas de enormes dimensiones, como la de 1858 que cubría casi un treintiaseisavo de la superficie del Sol, que representa una anchura de 18 veces el diámetro terrestre. Las grandes manchas son visibles á simple vista, y pueden llamarse grandes las que tienen un diametro aparente de cerca de un minuto ó más. Claro está que para verlas habrá que mirar al Sol, defendiendo el ojo del vivo resplandor de éste por alguno de los medios indicados anterior

mente.

| Los manchas no sólo tienen un movimiento

general y común de Este á Oeste, que revela el movimiento de rotación del Sol, de que ya nos hemos ocupado, sino que también tienen movimientos propios como consecuencia necesaria de sus sucesivas y continuas evoluciones, que las hacen cambiar incesantemente, en escala más ó menos amplia, de forma y posición. Podría ilustrarse esto con ejemplos curiosisimos.