respecto de los espacios recorridos durante el primer segundo de caída en los dos casos. Ni es necesario situar el cuerpo á 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 á 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 mento cualquiera, AB su velocidad en este ins

tante

un mo

У Cla posición que la Luna ocupa un segundo después de hallarse en 4. 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 Bá 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 cuando 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 considerar 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 esly tos dos astros en un minuto los espacios 10m, 60 y0,0000328. Luego la masa del Sol es igual la de la Tierra, multiplicada por el número 10,6 igual en números redondos á

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 109 veces menor. De modo que esta atracción en la 323000 superficie del Sol vale ó sea 27,186,

1092

con relación á la de nuestro globo. Así, pues, un cuerpo que pesa un kilogramo en la Tierra, pesaría 27,186 en el Sol.

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 M donde D= Si el cuerpo no es homogéneo,

V

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.

Antes de confirmarse por la observación este hecho de la rotación del Sol, ya se había sospechado que este astro tuviera tal movimiento, pues Jiordano Bruno creyó en tal rotación, y Keplero, en su obra Astronomia Nova seu Physica Celestis, en la que demuestra por las observaciones de Marte las dos primeras leyes que lle van su nombre, dice: «El Sol es magnético; gira sobre sí mismo.»

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 la 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 à 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 semiclipses 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

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 a 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 declinaciones de una mancha y de uno de los bordes del Sol, y del valor conocido del semidiametro 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 eclíptica sobre este disco y se divide este diámetro en tantas partes iguales como segundos comprende el diámetro aparente del Sol. Si sobre AB, y á partir de O, 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 à la latitud de la mancha, T será la posición de ésta.

Del propio modo podríamos construir por puntos el lugar geométrico de las posiciones T, T, T", etc., y haciéndolo encontraríamos que este 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. Efectuándolo para varias manchas, se ve que todas describen curvas semejantes y paralelas

Reconócese por fin que todas las que comple tan su revolución sin desvanecerse vuelven á 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 referidas 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, resultará 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 83°.

Esta inclinación del eje de rotación respecto

estrella suponiendo que se dirige á dicho punto con el realmente observado en ella, esta comparación nos dará tantas relaciones ó ecuaciones de condición como estrellas hayamos considerado entre la diferencia de estas dos direcciones calculada y observada, y las variaciones de la ascensión recta A y de la declinación D. La parte de esta diferencia, que depende del movimiento particular de la estrella, puede ser considerada como un error fortuito de observación, puesto que no sigue una ley determinada; por tanto se podrá aplicar á estas ecuaciones el método de los mínimos cuadrados, y deducir de ellas el valor más probable de las correcciones de Ay B, y por consiguiente valores más aceptables de A y B que los admitidos desde luego, meramente aproximados y como necesario punto de partida.

Tal es, en principio, el método seguido por Argelander para fijar la dirección del movimiento de traslación del Sol ó fijar el punto de la esfera celeste hacia el cual se dirige éste, punto llamado vértice paraláctico ó punto de trasla

cin.

Diferentes astrónomos se han ocupado en el mismo asunto, siguiendo, ya este mismo método, ya otros distintos, llegando todos á resultados, en cuanto al valor de las coordenadas del vértice paraláctico, si no absolutamente idénticos, bastante concordantes en general para que el problema se dé por resuelto con cierta aproximación. No hay la misma conformidad en cuanto á los valores que se obtienen por los diferentes procedimientos para la velocidad de traslación. He aquí los principales resultados obtenidos: A y Drepresentan la ascensión recta y declinación del vértice paraláctico, y V la velocidad ó arco descrito por el Sol en un año visto perpendicularmente á la dirección y á la distancia media de las estrellas.

A la velocidad angular 0",339 hallada por Struve corresponde una velocidad lineal, adinitiendo con Peters para las estrellas de primera magnitud una paralaje media igual á 0", 209, de 1,6 veces el radio de la órbita terrestre, ó sea unos 210 millones de kilómetros. Pero si aceptamos el número 0",084, dado por el astrónomo sueco Gylden, para valor de la paralaje media de las estrellas de primera magnitud, entonces se obtiene, con el mismo número de Struve, una velocidad lineal de traslación de nuestro sistema igual á 4,04 radios de la órbita terrestre. Este valor de la velocidad lineal está muy de acuerdo con los resultados obtenidos por el astrónomo del Observatorio de Madrid D. Vicente Ventosa, quien, aplicando un procedimiento nuevo basado en los movimientos radiales, halló para la velocidad anual de traslación del Sol valores iguales ó superiores á cuatro veces la distancia de la Tierra al Sol.

Aun cuando los datos apuntados representan esfuerzos de ingenio extraordinarios, el problema del movimiento de traslación del Sol en el espacio no está sino esbozado, pues estos datos, aunque ponen fuera de duda la realidad del movimiento, nada sabemos sobre el origen de este movimiento ni sobre la naturaleza de la órbita

descrita por el Sol. Porque el Sol puede moverse alrededor de un centro desconocido ó ser un satélite de otro Sol, ó puede su movimiento no ser más que un efecto de las perturbaciones que experimenta de parte de las masas estelares que le rodean á distancias desiguales y desigualmente distribuídos por el espacio. Si el movimiento es orbital la curva descrita por el Sol debe ser colosal, y el período de revolución abarcar muchos millares de años.

Este movimiento de traslación del Sol es un hecho importante desde el punto de vista de su asimilación y comparación con las estrellas, pues una analogía más que el primero presenta con éstas. En atención á este movimiento propio, á su constitución física y composición química, como luego veremos, el Sol no es más que una estrella bajo cuya influencia y vasallaje se halla nuestro sistema planetario, o las estrellas, soles lejanos y centros de otros sistemas parecidos al nuestro. Y considerado así como una de tantas estrellas, ocurre indagar las relaciones de situa ción que respecto de las demás estrellas guarda, el lugar que ocupa en la fábrica y estructura del cielo, y considerar el papel, rango y funciones que como elemento del Universo entero llena. Porque entre las innumerables estrellas que pueblan el espacio algún enlace y conexión existe; no son elementos aislados, sino que algunas de ellas forman grupos naturales y se hallan ligadas por los lazos de la atracción. Existen también aglomeraciones de estrellas que se nos presentan reunidas en un pequeño espacio aparente, efecto de la inmensa distancia á que se hallan, como son las nebulosas resolubles.

Desde tal punto de vista el Sol forma parte de la aglomeración estelar que rodea todo el cielo y que se llama Vía láctea (véase esta palabra). Hacia el centro de esta gigantesca aglomeración de estrellas, en medio casi de su espesor y cerca de la región en que la zona que aquéllas abarcan queda dividida en dos capas ó estratos principales es donde se halla nuestro sistema solar representando un elemento insignificante y casi despreciable de aquel enjambre de mundos.

Las analogías que el Sol presenta con las estrellas, en cuanto á su constitución y composición química, las haremos notar en la segunda parte de este artículo al tratar de tales extre

mos.

II FÍSICA Y QUÍMICA SOLARES. - Hemos considerado al Sol hasta aquí como centro del sistema solar y como elemento de sistemas más superiores ó complejos y del Universo entero, estudiando sus movimientos y distancias y calculando sus dimensiones y masa Estudiado ya el Sol en sus relaciones con los demás astros, debemos examinarle ahora individual y aisladamente á fin de conocer sus propias condiciones de existencia y llegar así á rastrear la estructura y constitución íntima, la composición material y organización de tan importante astro

En este estudio consideraremos primero las radiaciones solares, como el efecto que más inmediatamente sentimos de su acción, luego expondremos los diferentes medios que hay de examinar físicamente el astro del día y las consecuencias que de este examen se deducen respecto á la constitución de este astro, y por fin haremos un estudio sintético sobre la estructura y composición química del mismo, indicando el origen y conservación de las inagotables y prodigiosas radiaciones solares, puente y sostén de todas las energías terrestres

Radiaciones solares. - Los rayos solares alum. bran, calientan y provocan acciones químicas; el Sol es foco de luz, de calor y de actividad química. Veamos cómo se puede medir ó estimar la energía de cada una de estas acciones.

No hay que decir que la luz solar es la luz intensa que se conoce. Diferentes tentativas se hicieron en los siglos XVI y XVII para medir la intensidad de la luz solar; pero á Bouguer, que experimento en 1725, es á quien se deben los primeros datos que merecen confianza de este interesante y delicado problema de Fotometría. Servíase de una lente cóncava, con la que hacía diverger los rayos solares, y así debilitaba su brillo en una proporción fácil de calcular. Después comparaba la luz del Sol así entibiada con la de una bujía situada á una distancia dada de la pantalla sobre que se estimaba la iluminación. Bouguer halló por este método, en la fecha citada, que el Sol, à una altura de 31° sobre el horizonte, con un cielo puro, alumbra como 62177

bujías á un metro de distancia. Con arreglo á la ley de variación de la intensidad, y teniendo en cuenta la absorción atmosférica, que en el cenit, y con un cielo puro, el Sol alumbra como 75200 bujías colocadas á un metro del objeto iluminado. Wollaston, en 1799, halló resultados bastante concordantes con los de Bouguer.

Podríamos comparar la luz del Sol con otras luces, como la lámpara Cárcel, el mechero de gas, ó las más intensas luz Drummond, luz eléctrica, etc., conociendo la relación que hay entre estas diferentes unidades luminosas y la considerada anteriormente ó la bujía, que así se llama á la cantidad de luz dada por una bujía esteárica que pesa 75,6 gramos y que quema seis gramos en una hora; pero los números que obtuviéramos nos ilustrarían poco sobre el asunto.

Los métodos de Bouguer y Wollaston no pucden dar sino resultados meramente aproximados. Modernamente se han propuesto otros de mayor exactitud, entre ellos el siguiente:

Un espejo M (fig 6) dirige los rayos solares al interior de una cámara obscura en la que penetran después de atravesar una lente L, cuyo diámetro es exactamente conocido. Esta lente hace conver

ger los rayos en el foco F, de donde salen después divergentes y van á caer sobre una pantaİla blanca P, colocada á considerable distancia. Despreciando por el momento la pérdida de luz por reflexión en el espejo y por transmisión á través de la lente, podemos sentar que la iluminación de la pantalla es tantas veces menor que la que produce toda la luz solar como veces más pequeña es el área de la lente que el disco completo de luz que se produce sobre la pantalla. Si, por ejemplo, la lente es de 5 milímetros de diá metro y el círculo de luz en la pantalla de 2 metros de ancho, entonces la luz en esta última sería 160 000 veces más débil ó pálida que la del Sol Y si se tuviera cuenta de la pérdida de luz por reflexión en el espejo y por refracción en la lente, que pueden y deben calcularse con toda precisión por observaciones adecuadas, el número anterior acaso pasará de 200000.

Hecho esto, la manera más sencilla de proceder consiste en colocar una varilla delgada cerca de la pantalla en R, de manera que la luz del Sol proyecte su sombra en a, y la bujía de comparación B se mueve atrás y adelante hasta que quede en una posición tal que la sombra que la misma produzca de la varilla Ren b sea igual á la otra sombra a. Entonces las cantidades relativas de iluminación en la pantalla producidas por la luz solar y por la de la bujía serán como los cuadrados de las líneas aF y bB.

El problema que nos ocupa presenta en la práctica serias dificultades, ya por lo mal definidas que son las unidades de comparación, ya por la gran diferencia entre la intensidad de las luces comparadas, ya, en fin, por la diferencia de color de la luz solar y la de la bujía ó foco luminoso con que se compare.

Hasta aquí hemos considerado la luz total emitida por el Sol, ó la que se puede llamar el poder luminoso de este astro, pero también hay que considerar su brillo intrínseco. Para entender lo que éste significa, imaginemos que se corta sobre el disco solar una extensión igual á la distancia de un metro, por ejemplo, y que se pide en tal caso cuántas veces más luminosa será la primera superficie que la segunda. Esta relación daría la intensidad intrínseca de la luz solar comparada con la de la bujía. Así, medir el brillo intrinseco de un foco luminoso es comparar el brillo de una porción de la superficie luminosa con el de otra superficie igual del foco ó manantial que se toma como unidad. El procedimiento de observación antes descrito será aplicable á este

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 constituyen la atmósfera. Pero esta masa gaseosa debilita los rayos solares, y en mayor o menor proporción, según su grado de pureza, ó que se halle más o 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 interceptar 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 aquel 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 experimentadores 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 que 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

Cuando se compara la intensidad luminosa de los diferentes puntos del disco solar, échase de ver inmediatamente que no es éste uniformemente 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 es. pecial 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 directamente 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, admitiéndose que la cantidad de luz recibida por la Tierra, si desapareciera la atmósfera solar, sería de doble á cinco veces mayor que la que actual mente recibe.

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 representado por

2, 54 × 525960 × 1509 × 1016
= 17 x 10 calorias,

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 Tie- es decir, un cuatrillón setecientos mil trillones rra, lo propio sucede con el calor, si bien las de calorias, número enorme del que no podemos unidades de medida de este último no presentan 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 físicos, 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. Ante tal disparidad de apreciaciones, no hay para qué hablar más de este asunto.

Experimentos hechos con el termomultiplicador 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 á su influjo. Los rayos solares determinan una multitud de combinaciones y descomposiciones químicas de gran trascendencia en la economía de la naturaleza, 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 composición ó combinación química se producen bajo la acción de la luz solar. Toda la Fotografía estriba en estas acciones químicas de la luz; muchos fenómenos de la vida vegetal son determinados por el mismo agente: de aquí la importancia 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 expeditos los medios fundados en el cambio de coloración 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 percloruro 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 enyo asunto está relacionado con este fenómeno. Solo 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 convertirían 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 á 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, luminoses 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, o bien recibiendo sobre una pantalla la imagen del Sol que el mismo anteojo propor

ciona.

Para obtener una imagen del Sol en proyec ción se coloca ó sostiene una cartulina frente al ocular del anteojo, á mayor ó menor distancia de este ocular, según las dimensiones que se quiera 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 enalquiera 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 ó menos 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 ob

servador.

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 llamó siderostato, que no llegó á realizarlo. Al

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 imagen que puede ser mirada sin peligro de la vista.

Para el estudio propiamente tal de la superficie 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 à 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 da el objetivo, y esta imagen amplificada por el ocular es la que se recibe en la cámara fotográfica y se fotografía.

Uno de los accesorios más importantes en los fotoheliografos, que así se llama á los aparatos destinados á 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 pasar de

1

5000

de segundo. Consíguese esto con obturadores especiales.

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 que se compone de pequeños puntos ó granos de

intenso brillo forma irregular, que aparecen como flotando en un medio relativamente obscuro, 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 aprisionados 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 paralelismo 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 ú 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 general 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 ó 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, des pués 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 a 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 núcleos 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 diámetro 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 curiosísimos.