Transito de Venus 8 de Junio 2004

Con motivo del transito del planeta Venus sobre el disco solar el Grupo Astronómico 47 tucán realizo dentro de sus posibilidades diferentes actividades de la cuales queremos compartir con Uds.
Historia de los transitos de Venus 
Fotografias

 

Historia de los tránsitos del planeta Venus por delante del Sol.

 

El primer tránsito de Venus observado por el hombre.

 

Este fenómeno de los tránsitos de Venus se puede predecir y observar desde hace aproximadamente cuatro siglos y para ello es preciso conocer de una manera exacta los elementos de la órbita de dicho planeta y por otra parte disponer de un modesto instrumento óptico. Desde el invento del telescopio sólo seis de estos tránsitos han ocurrido, de ellos cinco han sido observado por los astrónomos, en algunos casos en circunstancias muy difíciles, en la figura 1 se muestran las trayectorias seguidas por Venus sobre la superficie solar durante los últimos tránsitos.

 

El astrónomo Johannes Kepler (1571-1630) (figura 2) cuando vivía en Ulm, trabajó con las observaciones de Tycho Brahe, aportando sus propias teorías y cálculos, elaboró unas tablas que fueron publicadas en 1627 nombradas Tablas Rodolfinas. El nombre elegido por Kepler para las tablas que había iniciado Tycho y que él completó y mejoró, fue para homenajear a su protector Rodolfo II, las mismas le permitieron poder predecir el tránsito de Venus del 7 de diciembre de 1631; el cual comenzó en Europa después de la puesta del Sol y terminó antes de su salida, de modo que no pudo ser observado. Las efemérides no eran del todo exactas para permitir la predicción del siguiente tránsito fijado para el 24 de noviembre de 1639 (según el calendario Juliano, 4 de diciembre del propio año según el calendario Gregoriano), pero afortunadamente fue registrado.

 

Jeremiah Horrocks (1617-1641), astrónomo inglés nacido en las afueras de Liverpool en el año 1619, de profesión curandero, ejerció su oficio desde niño en el pueblo de Lancashire y en sus ratos libres se dedicaba a la Astronomía, se ocupa de calcular las posiciones de los planetas con auxilio de las tablas de Lansberg, pero poco satisfecho con los resultados que obtenía por ser muy erróneos, quiso emplear las Tablas Rodolfinas de Kepler, comparando los elementos que obtuvo de cada una de ellas, noto que las segundas indicaban que en 1639 Venus debía cruzar por delante del Sol en su conjunción inferior, aunque a muy corta distancia de este astro; y que, según las efemérides de Lansberg tendría lugar un tránsito, sí bien por la parte más elevada del disco solar. Tomo entonces Horrocks, con gran acierto, un termino medio entre los dos resultados y por cálculos posteriores se convenció de que el fenómeno había de realizarse. La premura del tiempo le impide dar publicidad a su predicción, comunicándola únicamente a un amigo suyo aficionado a la Astronomía nombrado William Crabtree.

 

Horrocks hizo sus preparativos para observar el tránsito, contaba para ello con un anteojo como aparato de proyección  y su objetivo era recibir la imagen solar sobre una pantalla en un cuarto oscuro. Según sus cálculos, Venus debía encontrarse en conjunción inferior con el Sol pasando al sur de este el 4 de diciembre a las tres de la tarde, pero con el temor de perder la observación inicia su seguimiento desde el amanecer del día 3 que fue sábado; él era ministro protestante y tenía, por lo tanto, que atender el culto de su iglesia al día siguiente (domingo), pero tan pronto como se vió libre de sus funciones, siguió su observación a las 3 y 15 de la tarde, viendo compensado sus afanes. He aquí la narración suya del suceso: “En este momento se apartaron las nubes, y como si la Divina Providencia hubiera querido premiar mis desvelos, apareció el Sol en todo su esplendor. ¡Admirable espectáculo¡ El objeto de mis más ardientes deseos se presentó ante mis ojos, y pude distinguir una mancha de tamaño poco común, de una redondez perfecta, que acababa de entrar completamente por el borde izquierdo del Sol, de tal modo, que su margen y el de la mancha coincidían formando el ángulo de contacto”· En Inglaterra, en el mes de diciembre, el Sol se oculta muy temprano, así que Horrocks tan sólo pudo observar el tránsito durante una media hora tomando algunas medidas del planeta, pero al fin había conseguido ver realizados sus sueños con sólo 20 años de edad.

 

Este joven astrónomo aficionado fue un seguidor incansable de la obra de Kepler, difundiéndola donde le fue posible, fundamentalmente las órbitas elípticas. Dedico mucho de su tiempo a observar y registrar el movimiento de la Luna, por lo cual pudo demostrar que la misma también se mueve en una órbita elíptica alrededor de la Tierra, estando ésta en uno de los focos de la elipse.

 

Sus observaciones complementaron los planteamientos de Kepler, ya que logro ampliarlas al único  cuerpo celeste que escapó de su dominio. Sostuvo que varias de las irregularidades que se observaban en el movimiento de la Luna se debían, seguramente, a la influencia que el Sol ejerce sobre ella. Se puede decir que Horrocks fue quien dio un primer paso hacia la Teoría de la Gravitación Universal que más adelante formularía Newton. La muerte le sorprende muy joven, el 3 de enero de 1641.

 

Por su parte el amigo de Horrocks, Crabtree hizo sus preparativos para observar el fenómeno. Sin embargo, durante todo el día el cielo se mantuvo nublado y ya desesperado el entusiasta astrónomo del éxito de su vigilancia, cuando minutos antes de la puesta del Sol se disiparon las nubes momentáneamente y apareció el astro Rey en la pantalla del instrumento, con una hermosa mancha negra, que no era otra cosa sino el planeta Venus. Tan intensa fue la emoción de Crabtree, que antes de que volviera de su arrebato, se cubrió de nuevo el cielo y no volvió a ver el planeta; pudo, no obstante, hacer de memoria un dibujo, muy parecido al realizado por su amigo Horrocks. Ambos astrónomos quedaron pasmados al ver la verdadera dimensión del Sol, gigantesca en comparación con la de los planetas.

 

¿Cómo determinar la paralaje solar observando un tránsito de Venus?.

 

Uno de los problemas astronómicos más relevantes de finales del siglo XVII era la determinación  de la distancia entre la Tierra y el Sol, denominada “Unidad Astronómica”, la cual determina el tamaño del Sistema Solar. Cassini y Richer, en Francia y Halley y Flamsteed, en Inglaterra, estaban especialmente implicados en el tema de la paralaje. En aquel tiempo todavía no se media directamente la paralaje solar, ya que esto no era posible con suficiente exactitud, sino la medición de la paralaje de un planeta que cruzará cerca de la Tierra (Venus, Marte o algunos asteroides). Estos planetas, en determinadas épocas, pasan mucho más cerca de nosotros que del Sol y tienen entonces una paralaje mucho mayor y relativamente más fácil de medir.

 

En 1671 se dirigió una expedición a Cayena bajo la dirección de Richer, con el objetivo de observar las posiciones de Marte en su oposición de 1672, mientras se llevaban a cabo observaciones análogas en el Observatorio de París. La diferencia de las posiciones aparentes reducidas al mismo instante daba la paralaje del planeta rojo. Del análisis de dichas observaciones dedujo Cassini que la paralaje del Sol era de 9".5. Durante un siglo se continuó admitiendo que la paralaje solar era de 9" a 10", un cálculo extraordinario para la época.

 

El método más conocido para determinar la paralaje del Sol es el de la observación de los tránsitos de Venus por delante de su disco, el cual fue propuesto a principios del siglo XVIII por De 1´Isle y el mismo consistía: Sí, en un cierto instante, en un punto determinado se observa la entrada de Venus en el disco solar, desde otro punto situado más hacia el Oeste no se verá todavía, y parecerá que Venus está aún al Este del Sol; en cambio, cuando el primer observador vea la salida, ésta habrá ocurrido ya para otro observador situado más hacia el Este. Según esto, se puede deducir la paralaje de los tiempos del primero y del último contacto, conociendo la longitud geográfica de los observadores. Este método no pudo ser utilizado con efectividad ya que en aquel momento no se podía determinar con toda exactitud la longitud geográfica de un punto determinado.

 

En 1716, Edmund Halley (1656 - 1742) (figura 3), renombrado astrónomo inglés que, entre muchas otras cosas, demostró que el cometa que ahora lleva su nombre efectúa pasos periódicos alrededor del Sol cada 76 años, propone aprovechar los raros tránsitos de Venus para determinar con gran precisión la paralaje solar, presentando una propuesta teórica al respecto en las Philosophical Transactions de la Royal Society de Londres, titulado: Un nuevo método para determinar la paralaje del Sol, o su distancia desde la Tierra, el cual se fundamenta en el siguiente principio: Si dos observadores situados uno en el hemisferio sur (A) y otro en el hemisferio norte (B) de la Tierra (figura 4) observan el tránsito de Venus por delante del disco solar, entonces ocurrirá más o menos lo que se muestra en la figura 5, para cada uno de ellos Venus aparece en un punto distinto del disco solar. Como Venus conserva su velocidad pasa lentamente por delante del Sol, pero esta trayectoria tiene para los dos lugares posiciones y longitudes distintas, el observador situado en el hemisferio sur verá que Venus recorre el camino abcd y, en cambio, el situado en el hemisferio norte observará la trayectoria que está debajo de aquél.

 

En el método de Halley, el observador tiene que determinar cuatro contactos con la mayor exactitud posible (figura 5), para la entrada de Venus: El primer contacto exterior a es el instante preciso en que el disco negro del planeta es tangente exteriormente al borde del Sol; el primer contacto interior b se fija cuando el disco del planeta  es tangente interiormente  al Sol y va a dejar su contacto para penetrar en la superficie totalmente iluminada. Para la salida de Venus o emersión: El segundo contacto interior c que es cuando el planeta es de nuevo tangente interior al borde solar y el segundo contacto exterior d que es cuando el planeta deja su contacto para hundirse en la sombra. Estos cuatro momentos proporcionan la posición exacta de la cuerda descrita por Venus en el globo solar, y si se efectúa su determinación en distintos puntos de la Tierra se obtienen otras tantas cuerdas.

 

De la figura 4 se desprende que dicha separación angular entre las dos cuerdas es igual precisamente al ángulo bajo el que aparece vista desde Venus la distancia entre los dos lugares de observación A y B. El cálculo facilita, por lo tanto, la verdadera magnitud del paralaje solar. Fuera del disco solar, Venus es invisible, ya que nos presenta el hemisferio no iluminado por el Sol; a causa de esto los contactos exteriores, sobre todo con anteojos de poca potencia, no pueden precisarse con mucha exactitud. Halley reconoció prácticamente esta dificultad en el tránsito de Mercurio que observó el 7 de noviembre de 1677 desde la isla de Santa Elena y recomendó que se determinaran solamente los contactos interiores, encareciendo la mayor exactitud. Con la experiencia que obtuvo de la observación del paso de Mercurio creyó poder asegurar que en la determinación de un contacto interior el error cometido era aproximadamente de 1 segundo, y por lo tanto, el error total en la duración del evento no excedería de 2 segundos. La diferencia entre las duraciones para diferencias de latitudes muy grandes es de 20 a 25 minutos, de lo cual se deduce que la diferencia de paralaje se podría determinar con una aproximación de 1/600 por lo menos y la paralaje del Sol con una precisión todavía mayor. Desgraciadamente, el primero de los tránsitos de Venus observado defraudó estas esperanzas.

 

Halley también precisó que los dos tránsitos siguientes de Venus ocurrirían en 1761 y 1769, así como que los siguientes no sucederían hasta 1874 y 1882. Incluso observó un tránsito de Mercurio y comprobó que su entrada y salida podía ser registrada con gran exactitud. Halley estaba seguro de que no viviría lo suficiente para ver estos tránsitos, ya que para lograrlo debería vivir más de un siglo, su artículo estaba destinado a futuras generaciones de científicos, tal vez aún por nacer, que podrían llevar a cabo estas mediciones.

 

Cuando ocurrió el esperado tránsito del 6 de junio de 1761, muchas expediciones lo observaron desde diferentes puntos de la Tierra. Aquellos observadores que fueron favorecidos por el buen tiempo, pudieron observar la entrada de Venus en la forma prevista, hasta el momento del contacto interior. Entonces se produjo un fenómeno extraño; el planeta no conservó su forma circular, sino que entre Venus y el borde del Sol, en el sitio donde debía haber ocurrido el contacto interior, se formó una especie de puente, la llamada “gota negra” (figura 6). Se comprende fácilmente que los observadores, al percibir tal fenómeno, quedaran en la mayor perplejidad respecto al momento en que se produjo el verdadero contacto interior. Mientras por una parte el planeta presentaba una forma circular y se le veía completamente dentro del disco del Sol, de manera que, a juzgar por ello, el contacto interior debía haber ocurrido ya, por otra parte estaba aún unido al borde del Sol, y a juzgar por este hecho el contacto interior no había acontecido todavía. El resultado de las observaciones fue una confusión tal, que en algunos casos llegó el error a un minuto, mientras se esperaba un error menor de 2 segundos.

 

Este efecto es debido a la atmósfera de la Tierra y fue identificado por primera vez por Galet d´ Avignon, en 1677, durante un tránsito de Mercurio, cuando notó la forma aparentemente oval de este planeta en el borde del Sol. Pigott confirmó esta observación en 1786, así como Gambart, en Marsella en 1832. Al principio, no se sabía por qué sucedía esto. Cuanto menos en calma se encuentra el borde del Sol, más se deforman ambos planetas, sin que represente ninguna diferencia el telescopio que se emplee.

 

Otro fenómeno interesante registrado durante este tránsito fue la aureola luminosa alrededor del disco de Venus (figura 7), observada por primera vez por Thorman Bergman, en Upsala. También  es vista por el astrónomo Joseph Banks el cual tuvo dificultades en determinar el momento exacto del inicio del tránsito, provocando diferencias en las distintas mediciones de hasta 10 o 20 segundos, no se le presto importancia alguna al fenómeno que no era más que la atmósfera de dicho planeta. 

 

El método desarrollado por Halley fue aplicado durante las observaciones que se realizarían en los tránsitos de Venus de 1761 y 1769, entusiasmando grandemente a los astrónomos de aquellos tiempos, pues estaban convencidos de que les permitiría establecer sin lugar a dudas la distancia Sol-Tierra, lo que a su vez facilita conocer las dimensiones correctas del Sistema Solar. Halley murió en el año 1742, por lo que no pudo hacer uso práctico de su método. Sin embargo, los astrónomos de la segunda mitad del siglo XVIII hicieron grandes esfuerzos para realizar observaciones lo más exactas posibles de los tránsitos de Venus, los valores obtenidos para la paralaje del Sol oscilaron entre 8".5 y 10".5.

Debido a las enormes dimensiones del Sistema Solar, resulta del todo impráctico tratar de usar unidades terrestres comunes para expresar las distancias entre los diferentes miembros, por lo que la distancia entre el Sol y la Tierra, una vez que fue calculada, se designó como la base de medida dentro del Sistema Planetario, recibiendo el nombre de Unidad Astronómica. En vista a estos problemas presentados durante este tránsito, se realizaron nuevos preparativos para el siguiente.

 

Una expedición sin resultados.    

 

Muchos astrónomos y curiosos preparaban la observación del tránsito de Venus sobre el disco del Sol fijado para el 6 de junio de 1761. Los más expertos, deseaban con entusiasmo poder medir desde dos posiciones bien distantes la paralaje solar. En aquella época recorrer grandes distancias para presenciar un fenómeno de este tipo era toda una odisea, guerras, vehículos poco apropiados, enfermedades contagiosas e incurables, ataques de piratas, etc. Pero un joven astrónomo miembro de la Academia de Francia, llamado Guillermo Le Gentil de la Galaisiére, decidió partir en un barco rumbo a Pondichéry, en la India, posesión que en aquel momento pertenecía a Francia, y que se encontraba mucho más lejos antes que ahora, ya que no existía el Canal de Suez y era necesario llegar al Cabo de Buena Esperanza, rodeando toda Africa. Le Gentil zarpó 15 meses antes del tránsito; en marzo de 1760.

 

Cuando el barco en el que viajaba se encontraba próximo a la costa de la India, tuvo que dar una vuelta y emprender rumbo a la isla de Maurítius, pues la Pondichéry había caído en manos de los ingleses durante las guerras de colonialismo en Asia. Durante el trayecto, el día tan esperado del tránsito de Venus paso por alto y Le Gentil, no pudo observar el fenómeno astronómico deseado.

 

Ante tales circunstancias, Le Gentil, decidió no recorrer los 20 000 kilómetros que le separaban de Francia para regresar y por increíble que pudiera parecer, su decisión llego más lejos y puso mira en el próximo tránsito de Venus por delante del Sol que tendría lugar ocho años más tarde; el 3 de junio de 1769. Hasta que le ofrecieron un viaje a las Filipinas para intentar observar el nuevo tránsito, permanece en Madagascar, estudiando la cultura India y muy especialmente la Astronomía e ideas cosmogónicas de los brahmanes. Con más de un año de antelación, el 27 de marzo de 1768 llega a las Filipinas, instalándose en un fuerte destruido.

 

En junio de 1769, mes en el que tendría lugar el tránsito, el tiempo auguraba una gran campaña de observación y estudio del tan esperado fenómeno. Cielos despejados y temperaturas estables. Le Gentil, paso toda la noche y madrugada anterior al acontecimiento despierto, tal vez la emoción y los recuerdos de tantos años a la casa del tránsito de Venus, no le permitieron dormir. Todo parecía bien, pero al amanecer, grandes nubes cubrieron el cielo. Aunque Le Gentil se mantuvo en su puesto, junto a los instrumentos de estudio. La hora del evento transcurrió y las nubes aún continuaban. Nada pudo hacer y decide volver a Francia. Esperar otro tránsito de Venus sería en vano, ya que acontecería transcurridos 105 años.

 

Entre una gran tempestad que hizo guarecerse el barco en el que viajaba en puerto durante algunos meses y los continuos desvíos de la ruta por el temor de ser abordados por corsarios y piratas, Le Gentil llega a Francia 12 años después de su partida de Filipinas, pero todavía tendría que afrontar una gran multitud de problemas. Sus cartas no habían llegado a la Academia de Francia y ante la falta de respuesta, se emitió un certificado de defunción. Le Gentil había muerto para la Academia y para Francia. Con el certificado de defunción todo había acabado para Le Gentil; su puesto en la Academia había quedado vacante por lo tanto y ocupado por otro astrónomo. Las propiedades habían sido repartidas entre sus herederos y su esposa creyéndole muerto contrajo un nuevo matrimonio.

 

Le Gentil, después de esto, vivió 21 años más, pero en ningún caso la justicia, acreditaría que se encontraba vivo, pese a que el astrónomo luchó durante todo ese tiempo para que se le reconociera como tal y no como muerto. Sus herederos y la justicia proporcionaron todo tipo de obstáculo para no anular su certificado de defunción, quedando arruinado finalmente.

 

Una nueva oportunidad el 3 de junio de 1769.

 

Para el tránsito del 3 de junio de 1769 se realizaron grandes preparativos por parte de los gobiernos europeos, los cuales enviaron expediciones a varios puntos del planeta favorecidos para la observación del fenómeno, entre ellos podemos mencionar la India, el Océano Pacífico (Tahití), América, Suecia, el Norte de Rusia y Siberia. Una de las principales expediciones para observar el tránsito de Venus fue la encabezada por el capitán James Cook, a la isla de Tahití en el Océano Pacífico en su primer viaje de circunnavegación de la Tierra, la misma zarpó en el Endeavour desde Plymouth, en Inglaterra, el 28 de agosto de 1768. Jorge III de Inglaterra proporcionó una nave y los recursos financieros necesarios para el viaje que duraría tres años, a bordo de la misma estaban varios científicos entre los que se encontraban el astrónomo Charles Green. El observatorio de Greenwich había elegido a este hombre para realizar las mediciones del tránsito.

 

La expedición de Cook contaba con el siguiente instrumental: dos reflectores, construidos por James Short, cada uno de ellos equipado con un micrómetro Dolland; dos peanas de madera con los ejes polares; un cuadrante astronómico de Bird; un reloj astronómico construido por Shelton; un sextante de Halley; termómetros, etc. El telescopio que, probablemente, utilizó Cook durante esta expedición, un reflector gregoriano de James Short, se exhibe en el Museo de Nueva Zelanda, en Willington. Solander, botánico a bordo, también habría llevado un reflector de 3 pies, pero no estaban en la lista oficial de la nave.

 

Al mismo tiempo que ésta, sin embargo, otras dos expediciones se llevaron a cabo desde Inglaterra, una, con Dymond y Wales, a la Bahía de Hudson (en la costa Este de los actuales Estados Unidos) y la otra, con Call, a Madras (India). Cada una de ellas contaba con un observatorio portátil.

 

Después de haber observado el tránsito de Venus del 3 de junio de 1769 en Tahití, Cook se dirigió hacia el Este, se le ordenó que descubriera nuevas tierras y por eso llega a Nueva Zelanda, que ya había sido descubierta anteriormente por el holandés Abel Tasman, en su viaje de retorno Cook, demostró la forma insular de Nueva Zelanda y Nueva Guinea, a las que hasta entonces se les consideraba formando parte del continente australiano. El 9 de noviembre de 1769 Cook y Green observan un tránsito de Mercurio desde Nueva Zelanda y el regreso definitivo de la expedición tiene lugar en 1771.

 

Para este tránsito de Venus, la Academia de Ciencias de París solicitó al rey de España el permiso para enviar un astrónomo francés al Sur de la Península de Baja California, donde éste trataría de observar el tránsito del 3 de junio de 1769. Por razones de seguridad los españoles no querían que otros países tuvieran informes sobre sus colonias, por lo que fue necesario ejercer considerable presión diplomática sobre la corte española para lograr la autorización. Finalmente, el rey de España aprueba el permiso, pero lo condicionó a que el francés fuera acompañado por dos oficiales españoles que también realizarían la observación y que en realidad (aunque nunca se dijo oficialmente) eran una especie de policías científicos, encargados de no permitir que el astrónomo francés se ocupara en territorio americano de otra cosa que no fuera la observación del tránsito de Venus.

La Academia francesa aceptó las condiciones y designa al abate Jean Chappe D'Auteroche, astrónomo que en 1761 había viajado a Siberia, donde realizó la observación del tránsito de ese año. Por su parte, el gobierno español selecciona a Vicente Doz y Salvador Medina para que acompañaran a Chappe.

Salieron de Cádiz y después de un viaje más o menos rápido y sin mayores contratiempos, luego de pasar por la Ciudad de México, llegaron a San José del Cabo, Baja California, donde instalaron dos campamentos de observación, separados por algunos cientos de metros y en los que franceses y españoles se prepararon para realizar la importante observación.

Enorme fue la sorpresa de estos observadores al encontrar en la península a Joaquín Velázquez de León, un criollo mexicano con grandes conocimientos científicos, que también iba a realizar mediciones relacionadas con el cálculo de la paralaje solar. Este astrónomo ya se había instalado mas al Norte de donde se ubicaron los miembros de la expedición franco-española. En efecto, desde meses atrás él se encontraba en el Real de Santa Ana, habiendo ya determinado con bastante exactitud su posición geográfica.

Los cuatro realizaron satisfactoriamente la observación, pero poco después de haberla hecho, Chappe, Medina y un técnico francés que los acompañaba murieron a consecuencia de una epidemia de fiebre amarilla que azotó la región. Los miembros sobrevivientes de la expedición franco-española volvieron a su lugar de origen, llevando consigo los datos obtenidos a tan alto precio, los que, junto con los de otros muchos astrónomos ubicados en diferentes partes del mundo, permitieron la mejor determinación de la paralaje solar hasta entonces obtenida.

 

La “gota negra” apareció de nuevo en este tránsito de 1769 y volvió a sorprender a los astrónomos perturbando sus observaciones, excepción hecha de las realizadas por algunos observadores que habían observado el tránsito de 1761.

 

La aureola luminosa alrededor del disco de Venus fue observada de nuevo durante el tránsito de 1769, esta vez por Rittenhouse desde Filadelfia, cuando Venus había penetrado hasta la mitad en el disco del Sol, el borde del planeta que quedaba fuera de este apareció iluminado, observándose todo el contorno del mismo. La anchura de este anillo media unos 5 ó 6 segundos de arco; por su color blanco, escasa luminosidad en el límite externo y más brillante hacia los bordes del planeta; algunos astrónomos estimaban que esta corona luminosa es más blanca y brillante que el cuerpo mismo del Sol, pero sobre este punto hubo mucha inconformidad entre los observadores. Cook y Green también pudieron discernir sin problemas en sus observaciones la aureola luminosa rodeando al disco de Venus. Mercurio, sin embargo, es visible como un globo perfectamente dibujado delante del Sol por carecer prácticamente de atmósfera, mientras que el segundo planeta de nuestro Sistema Solar se ve rodeado siempre de una densa atmósfera.

 

Como este fenómeno no fue notado por otros observadores no llamo mucho la atención. Por su parte, Schröter en 1790 y Mädler en 1849 observaron que cuando Venus estaba cerca de su conjunción inferior el borde iluminado se extendía a más de un semicírculo del planeta. Observaciones muy parecidas realizaron Prince, en Uckfield (Inglaterra), en septiembre de 1863, Lyman, en New Haven (Estados Unidos), en diciembre de 1866. En estas dos épocas, Venus, en conjunción inferior, estaba muy cerca de su nodo, y por lo tanto, pasaba casi por la recta que unía los centros de la Tierra y el Sol: Al observar la estrecha hoz del planeta con un anteojo de mediana potencia, los observadores citados vieron el borde más alejado del Sol envuelto por una delgada corona luminosa. Estas observaciones fueron confirmadas posteriormente por otros astrónomos. Según Russell, este hecho era atribuido a fenómenos crepusculares sin que por ello tenga que ser la atmósfera de Venus ni muy alta ni muy densa.

 

Observaciones posteriores, realizadas con mejores telescopios, revelaron incluso un anillo luminoso alrededor del disco solar mientras Venus pasaba por su borde. El astrónomo de origen griego Eugene Antoniardi fue el primero que notó este fenómeno en el Observatorio de Meudon, en Francia. Vio un anillo luminoso en el borde de Venus en el lado donde el planeta todavía no llegaba a cubrir el disco solar, causado por la reflexión de la luz en su atmósfera.

 

A pesar de todas las dificultades presentadas durante los tránsitos de Venus de 1761 y 1769, los datos obtenidos por Cook complementaron los de otras expediciones, obteniéndose la distancia entre la Tierra y el Sol con un error inferior al 10 %. Los resultados de las observaciones realizadas durante el tránsito de 1769 fueron más valiosos que los de 1761, siendo extraño que transcurriesen más de medio siglo antes de ser calculados y discutidos completamente. Encke, analizando los datos disponibles sobre los tránsitos de 1761 y 1769, encontró en 1835 un valor para la paralaje solar de 8".58, mientras que Powalsky, utilizando los mismos datos, halló un valor de 8".56. La diferencia entre esas dos pequeñas cantidades se debe a que para realizar el análisis de los datos proporcionados por los diferentes astrónomos fue necesario usar algún criterio que permitiera uniformarlos, y éste se encontraba fuertemente influido por la visión personal del analista.

 

Para dar una idea de lo que representan astronómicamente hablando esas pequeñas diferencias entre los valores determinados por esos dos eminentes científicos, diremos que el valor calculado para la distancia Sol-Tierra, cuando se utiliza el dato de 8".58, es de 143 millones de kilómetros, mientras que si se toma el valor de 8".56, la distancia entre el Sol y la Tierra resultará de 148 millones de kilómetros, esto es, entre las dos distancias hay una diferencia de 5 millones de kilómetros, ¡más de 16 veces la distancia Tierra-Luna!. El error es acumulativo, lo que significa que entre más alejado esté un planeta del Sol, mayor será el error con el que se determine su distancia a éste. Esta fue la causa principal por la que los astrónomos de la segunda mitad del siglo XVIII no quedaron contentos con los resultados alcanzados.

 

El resultado así obtenido por Encke fue admitido durante 20 años. En 1854 Hansen demostró, con motivo de sus investigaciones sobre el movimiento de la Luna, que las posiciones observadas de este satélite podían explicarse solamente si se admite un aumento en el valor adoptado para la paralaje del Sol, o sea, admitiendo una disminución de 1/30 en la distancia de este astro a la Tierra. Esta corrección fue confirmada después por diversos procedimientos, y un trabajo nuevo y muy cuidadoso sobre los tránsitos de Venus del siglo XIX fue emprendido por Newcomb.

 

 

 

 

El tránsito de Venus de 1874.

 

Debido a las dificultades que tuvieron que enfrentar los primeros observadores de los tránsitos, a los problemas técnicos que su estudio planteaba, y a la imprecisión de los datos que se obtuvieron durante el siglo XVIII, es de reconocer la gran inquietud con la que los astrónomos esperaban la ocurrencia de los tránsitos de 1874 y 1882. Los telescopios mejorados tanto en el aspecto mecánico como en el óptico, relojes con mecanismos muy exactos, y la utilización de las recientemente desarrolladas técnicas fotográficas auguraban resultados muy precisos.

 

Los países "civilizados" de ese entonces prepararon con gran anticipación las expediciones que habrían de ir a la zona donde sería visible el tránsito del 9 de diciembre de 1874 (figura 8). Se facilitaron a tiempo los recursos necesarios por los gobiernos, academias y particulares, así se pudo augurar un buen resultado de las mismas. El tránsito tuvo una duración aproximada de cuatro horas y media. La estación situada más hacia el Norte y la más hacia el Sur estaban separadas entre sí por más de 100° de latitud geográfica, de manera que la desviación paraláctica de la trayectoria de Venus sobre el disco solar alcanzó, para estas estaciones, un valor considerable.

 

El número de expediciones enviadas para seguir el fenómeno excedió las 50 (figura 9), La Asamblea francesa aprobó en 1872 un gasto superior a los 100 mil francos para la construcción de los instrumentos que usarían sus diferentes grupos de observadores; además, para los gastos de éstos destinó la cantidad de 300 mil francos. Los franceses se instalaron en Nagasaki, Pekín, Saigón, Nouméa e islas San Pablo y San Mauricio. Rusia envió 25 expediciones que se distribuyeron en la parte asiática de su territorio. La inversión de ese país fue superior a los 250 mil pesos. Inglaterra destinó más de 100 mil pesos para enviar observadores a Egipto, Hawai, Isla Rodríguez, Nueva Zelanda e Isla Desolación (Isla Kerguelen). Además, Lord Linsey pagó por su cuenta los gastos necesarios para enviar una comisión particular. Por su parte, Alemania invirtió más de 100 mil pesos para enviar seis grupos de observadores distribuidos entre Asia y África, que observaron en Chifu, Kerguelen, Auckland, Mauricio, Ispahan y Luxor.

 

Los Estados Unidos, con un gasto superior a los 200 mil dólares, comenzaron a organizar desde 1871 8 expediciones. De ellas, 5 fueron instaladas en el hemisferio sur, quedando ubicadas en Tasmania, una en la Isla Desolación, una en Nueva Zelanda y otra en la Isla Chatham. En el hemisferio norte ese país instaló 3 expediciones: una en Kobe, otra en el puerto de Vladivostok y la última en Pekín. Los italianos, por su parte, se instalaron en Muddapur, Bengala, a unos 200 kilómetros al Norte de Calcuta, India.

 

El gobierno mexicano nombró una comisión que instaló 2 campamentos de observación en las afueras de la ciudad japonesa de Yokohama. Además, varios individuos cuyo pasatiempo era la Astronomía realizaron observaciones del tránsito que sirvieron para complementar las hechas por los astrónomos profesionales. Tan elevado número de científicos demuestra por sí la importancia que los astrónomos de mayor prestigio de aquella época dieron a la observación del tránsito de Venus de 1874.

 

La expedición mexicana al tránsito de Venus de 1874.

 

En 1874 una expedición mexicana - la primera gran misión científica fuera de sus fronteras - viajó a Japón para observar el paso del planeta Venus por el disco del Sol. El equipo mexicano estaba participando en una colaboración internacional para determinar la paralaje solar. Emocionado con el proyecto, el presidente Sebastián Lerdo de Tejada escogió como líder de la expedición que viajaría a Japón a Francisco Díaz Covarrubias, geógrafo del Colegio de Minería.

 

En aquella época no existían carreteras seguras de la Ciudad de México al Pacífico, de modo que Díaz Covarrubias y su equipo tomaron un tren a Veracruz, haciendo una escala de varios días en Orizaba cuando se enteraron de que en el puerto había una epidemia de vómito negro. De Veracruz viajaron a La Habana y de ahí a Filadelfia, para después trasladarse a Nueva York, donde indagaron acerca de los horarios de los barcos que zarpaban de San Francisco rumbo a Japón. Luego atravesaron  Estados Unidos y llegaron a San Francisco. El 19 de octubre zarparon en el  vapor Vasco de Gama. La expedición mexicana llegó a Yokohama, Japón, el 9 de noviembre de 1874, exactamente un mes antes del tránsito de Venus.

 

Díaz Covarrubias quería construir 2 estaciones de observación en suelo japonés, pero para eso  necesitaba licencias. Quiso la mala suerte que llegaran a Japón en época de fiesta nacional, y Díaz Covarrubias tuvo que esperar varios días la respuesta del gobierno japonés. Entre tanto, contrató a un carpintero chino que entendía un poco de inglés para construir las estaciones. Cuando el gobierno de Japón respondió por fin, lo hizo con creces. Hasta le proporcionaron a Díaz Covarrubias una línea de telégrafo especial para que pudiera comunicarse con sus colegas estadounidenses y franceses, quienes se encontraban en Kobe y Nagasaki.

 

Emprendieron el regreso a México cruzando el Océano Indico hasta el Mar Rojo. Ahí atravesaron el Canal de Suez y el Mar Mediterráneo. Ya en tierra, se dirigen a París, donde publicaron sus resultados. De Francia regresaron a Veracruz. El 19 de noviembre de 1875 – a más de un año de la partida - el tren que transportaba a los expedicionarios mexicanos se detuvo ruidosamente en la estación de Buenavista. El gobierno los recibió como héroes y al día siguiente la hazaña salió reseñada en el periódico El siglo diecinueve.

 

La diferencia más importante entre estas observaciones y las de los tránsitos anteriores consistió en que esta vez no se limitaron a la entrada y salida de Venus y a la duración del fenómeno. La observación de estos cuatro momentos podía fracasar accidentalmente en las estaciones importantes a causa de las nubes, pero era improbable que durante el evento no pudiera observarse, a pesar de todo, a Venus delante del Sol durante poco o mucho tiempo. Por esta razón durante toda la duración del tránsito se midieron, por medio del heliómetro y por la fotografía, las distancias de Venus al borde y al centro del Sol. Además en muchas estaciones se midió con ayuda del micrómetro filar, durante los tiempos de entrada y salida, la distancia de los cuernos luminosos, de la cual después se pueden deducir por el cálculo los momentos precisos de los contactos. Tampoco se desatendieron las observaciones de los contactos mismos; al contrario, se puso la mayor atención en evitar las causas de error que en 1769 habían causado tantas discrepancias en los datos obtenidos. Para investigar estas causas de error y para enseñar a los observadores a evitarlas, se construyeron modelos que imitaban muy bien el fenómeno de un tránsito de Venus y se efectuaron ensayos de observación sobre estos modelos.

 

A pesar de todos estos preparativos, las observaciones del tránsito y en especial la determinación de los contactos fueron perturbados por varios fenómenos imprevistos. La causa principal estaba en que los modelos artificiales presentaban los contactos de una manera esencialmente distinta de cómo aparecen en el tránsito mismo y por la existencia de una atmósfera bastante densa alrededor de Venus que no se consideraba.

 

A pesar de la coincidencia en las observaciones de Bergman, Rittenhouse, Mädler y otros de finales del siglo XVIII, de una aureola luminosa alrededor del disco de Venus, la misma no se tuvo en cuenta al preparar los trabajos para el tránsito de 1874 y así, muchos astrónomos quedaron sorprendidos al ver que en el instante en que Venus se proyectaba en parte sobre el disco solar y en parte fuera, el contorno de la posición exterior podía distinguirse por una delgada faja luminosa que bordeaba al planeta. En algunos observatorios el instante del contacto interior no pudo determinarse, porque los observadores tomaron esta faja luminosa como un rayo de luz solar. Los valores de la paralaje del Sol que se obtuvieron de las observaciones realizadas por las diferentes expediciones, oscilaron entre 8".7 y 8".9, pero siempre fueron considerados como provisionales y no se pretendió dar un valor definitivo mientras no se obtuviesen los resultados del tránsito de 1882.

 

El último tránsito de Venus observado por el hombre.

 

Mayor que en 1874 fue el número de expediciones enviadas en ocasión del tránsito del 6 de diciembre de 1882 (figura 10), para las cuales toda la América del Sur y la mitad Oriental de la América del Norte ofrecieron las condiciones más favorables. Alemania envió 4 expediciones, 2 de las cuales se estacionaron en la América del Norte (Hartford y Aiken) y las otras 2 en la América del Sur (Bahía Blanca en la Argentina y Punta Arenas en el Estrecho de Magallanes). Además se estableció en la Georgia del Sur una estación menos importante. La duración del evento era de más de seis horas.

 

Casi todas las estaciones fueron favorecidas por el buen tiempo, de manera que las observaciones, en su mayor parte, pudieron llevarse a cabo conforme al programa establecido, aunque se percibió nuevamente el anillo luminoso alrededor del disco de Venus, volviendo a perturbar las observaciones. Transcurrieron muchos años antes de que la cantidad enorme de datos quedaran procesados. Del conjunto de observaciones realizadas durante los dos pasos de 1874 y 1882 por las expediciones alemanas y americanas, Simon Newcomb (figura 11) dedujo finalmente un valor definitivo para la paralaje del Sol. Las medidas heliométricas y fotográficas condujeron al valor de 8".86; en cambio las observaciones de los contactos llevaron a un valor bastante más pequeño, 8".79, debido a que se utilizaron valores más exactos de las posiciones geográficas de las estaciones, lo que significa  - hasta ese momento – que la longitud del semidiámetro o radio terrestre, que es de 6378 km, aparece visto desde el Sol bajo un ángulo de 8".8 aproximadamente. Bouguet de la Grye dedujo de las observaciones del tránsito de 1882 realizadas por las 11 expediciones francesas el valor de 8".80.

 

Conclusiones.

 

Desgraciadamente, no puede negarse que los resultados de las expediciones enviadas para la observación de los tránsitos de Venus no han correspondido al gasto enorme de inteligencia, energía y dinero que fue necesario emplear. El fenómeno de la gota negra y la aureola brillante que rodea al disco de Venus, contribuyen a disminuir la precisión del paralaje solar obtenido por los tránsitos de dicho planeta, por lo que, si no se contara en la actualidad con un gran número de otros procedimientos, tales como: La triangulación de asteroides cercanos y mediciones directas con láser, se presentaría gran dificultad para determinar adecuadamente la distancia de la Tierra al Sol. En general puede decirse que los tránsitos de Venus tienen ya en Astronomía un simple valor histórico. En la actualidad el valor aceptado de la paralaje solar es 8",794148 y la distancia de la Tierra al Sol o lo que es lo mismo la Unidad Astronómica tiene un valor de 149 597 870 kilómetros.

 

Autor: Angel Alberto González Coroas

            Licenciado en Física y Astronomía

            Meteorólogo del Radar en el Instituto de Meteorología,

            Provincia de Camagüey, CUBA.

            E-mail:  angel@met.cmw.inf.cu

FOTOGRAFÍAS DEL 8 DE JUNIO

Transito 11H03 UT.jpg (87701 bytes) Transito20040608 11H03 UT Transito 11H15 UT.jpg (92818 bytes) Transito 2000608

11H15 UT

Transito 11H28 UT.jpg (109720 bytes) Transito 22040608

11H28 UT

minas 8J.jpg (50236 bytes)image_01 (2).jpg (21824 bytes)
Desde el Observatorio Astronómico de Minas, en el Instituto Eduardo Fabini, pudimos observar el Tránsito de Venus. En la fotografía José Pedro Honorio junto al Prof. Rodrigo Sienra ,fueron magníficos anfitriones. Mientras existan jóvenes así la astronomía en el Uruguay goza de muy buena salud Nuestro mas sincero   agradecimiento al Prof. y a todo el personal del Liceo Nº 1 Minas , Lavalleja R.O.U

 

Observadores sobre la Fortaleza del Cerro (1).jpg (37626 bytes) Grupo de valientes desafiando las bajas temperaturas de la mañana, desde la Fortaleza del Cerro de Montevideo Llegando tarde a la foto (1).jpg (41313 bytes) Miembros del Grupo 47Tucan , Red de Observadores del Uruguay , Asociación de Aficionados a la Astronomía , estudiantes y profesores de secundaria , publico, y el fotógrafo  llegando tarde a la foto

Inicio