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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
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