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tres años, el resto de las regiones de manchas corresponden en general á fe¬ 
nómenos de muy corta duración. 
Del mismo modo que la serie de Carrington, la parte de la estadística de 
Wolf sometida al período de rotación hipotética ha dado un resultado satis¬ 
factorio. En ésta se hace más laboriosa una perfecta distinción, puesto que, 
además de considerarse como grupos distintos en un mismo día algunos que 
tienen entre sí una íntima trabazón, sólo se hace notar la igual posición de 
dos grupos cuando su identidad no ofrece duda ninguna. El año 1882, que 
es de máximo, y para el cual encontraron Tacchini y Riccó el período de ca- 
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Fig. 4. a —Serie de M. Rudolf Wolf, año 1882 
^ ~ 14 ° 95.—Meridiano inicial Q 1882, 2 ^5 
torce días, dice hasta qué punto puede admitirse todo lo dicho hasta aquí; 
aún tomando para ejemplo la época en que la actividad se hace general so¬ 
bre el Sol. 
Para la construcción de las figuras he tomado como posición de cada gru¬ 
po de manchas la de su núcleo más cercano al borde occidental, por ser casi 
siempre el de formación más reciente; de todos modos es éste un detalle de 
muy escasa transcendencia. Además, de la serie de Wolf se han omitido las 
manchas que seguían inmediatamente detras de otras á una distancia infe¬ 
rior á 20°, y que por lo tanto podían constituir con ellas un sólo y único 
grupo. De las figuras parece desprenderse que las grandes manchas se pre¬ 
sentan en regiones especiales, casi siempre las más activas de la superficie 
solar. 
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Muy á pesar mío iba á limitar con esto la tarea comenzada, sintiendo no 
poder ensayar la velocidad ungular supuesta, discutiendo las erupciones 
