En el Sol se conocen su eje de rotación y el periodo así que pueden definirse unas coordenadas heliográficas. La longitud heliográfica L se cuenta a partir de cierto meridiano origen y la latitud es el ángulo que forma con el ecuador solar Q’. El centro del disco visible tendrá unas coordenadas L₀ y B₀ variables con el tiempo. El polo norte solar formará con el polo norte terrestre un ángulo P. El Ecuador solar cortará a la Eclíptica en el Nodo N. Llamaremos W a la longitud heliocéntrica del Nodo ascendente N que forman el ecuador solar y la eclíptica. Este ángulo valía 74º 58’ en 1950.0 . El ángulo de inclinación del ecuador es de i = 6º 58’. Se demuestra que el ángulo P=p+q donde:

siendo L la longitud solar geocéntrica y e la oblicuidad de la Eclíptica.

La longitud l del nodo ascendente N varía en función del tiempo por la rotación del disco solar: l=l₀-w(t-t₀). El signo - procede del hecho de coincidir el sentido de la rotación y el sentido en que se cuenta la longitud. El instante origen l=0 es el 1.5 de Enero de 1854. El valor de w=14,18396º al día. Para calcular la longitud y latitud heliográfica del centro visible del disco solar se usan las expresiones:

El cálculo de L₀-l mediante al arc tan es ambigüo. Se resuelve la ambigüedad añadiendo al valor obtenido la cantidad 180j donde j es el resto de la división por 3 del cuadrante al que pertenece L-W. La razón radica en que dada la pequeña inclinación, L₀-l es aproximadamente igual a 180º+ L-W. Así pues si L-W pertenece al primer cuadrante, L₀-l pertenece al tercero, mientras que la función arc tan lo calcula del primero, por lo que hay que sumar 180º al valor obtenido. La resolución de la ambigüedad se observa en la siguiente tabla:

Para cada fecha y hora el programa calcula la fecha juliana y por resolución de la Ecuación de Kepler, la longitud solar geocéntrica L, el cuadrante al que pertenece L-W, el cálculo de L₀-l y su corrección y por tanto de L₀. El cálculo de B₀ no tiene problemas.

Ejercicio: Probar que la variación de B₀ y P tienen una secuencia anual.

A principios de Enero el ángulo P vale 0º (el polo Norte solar coincide con el terrestre) pasando de positivo a negativo alcanzando un mínimo de –26º hacia Abril, luego va aumentando y vuelve a ser 0 a principios de Julio, pasando a ser positivo y alcanzando un máximo de 26º a mediados de Octubre para volver después a disminuir. En cuanto a la latitud B₀ del centro del disco solar es negativo y disminuyendo a principios de año y hasta que alcanza un mínimo de –6º,8 a mediados de Febrero. Esto significa que el polo sur solar es el visible y el hemisferio predominante. A partir de ahí va aumentando hasta que es 0º a principios de Junio. Pasa a positivo y sigue aumentando hasta alcanzar el máximo a principios de Septiembre. Desde entonces disminuye alcanzando el valor 0º a principios de Diciembre. Vemos el polo Norte solar de Junio a Diciembre y el sur el resto del año.

Observación de manchas solares Galileo fue el primero en observar manchas sobre el Sol, se ven negras porque su temperatura es ligeramente inferior al resto de la superficie y siguen un ciclo de 11 años. Se puede averiguar la latitud de la mancha solar, que se va desplazando en el curso de varios días merced al movimiento de rotación solar. Para averiguar la latitud de la mancha, primero hay que situar la línea de declinación Este-Oeste terrestre. Para ello, si proyectas la imagen del Sol sobre una pantalla, debes señalar la posición de la mancha en un extremo del campo de visión y sin el seguimiento esperar que por el movimiento de rotación de la Tierra la sitúe al otro extremo del campo. Una paralela a esta recta que pase por el centro del Sol determina la posición E-W y su perpendicular la posición del polo Norte terrestre. Ahora podremos para el día dado calcular P y señalar la posición del polo Norte Solar teniendo presente que si el signo es positivo va en sentido antihorario y si es negativo en sentido horario. Según B₀ del centro del disco se puede trazar aproximadamente el ecuador solar y los paralelos.