La distancia media entre la Tierra y el Sol es de 149,6 millones de km. Esta medida, también llamada Unidad Astronómica, es la base para calcular la mayoría de las distancias astronómicas de nuestro Sistema Solar y estrellas cercanas.
Nuestras misiones espaciales nunca llegarían a otros planetas, asteroides y etas, si no conociéramos sus posiciones exactas en el espacio. Y esto solo fue posible gracias a una medición precisa de la distancia entre la Tierra y el Sol. Pero, ¿alguna vez te has detenido a pensar cómo se calculó esta distancia?
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Aristarco de Samos realizó los primeros esfuerzos para calcular la distancia al Sol. Casi 300 años antes de Cristo, Aristarco ya había calculado la distancia a la Luna observando un eclipse lunar y usando una moneda, una vela y las matemáticas. Casi al mismo tiempo, ideó una forma sencilla de medir la distancia entre la Tierra y el Sol.
Sabiendo que las fases de la Luna ocurren debido a la incidencia de la luz solar en su superficie, Aristarco concluyó que, cuando la Luna estuviera en Cuarto Creciente o Cuarto Creciente, formaría un ángulo de 90 grados entre ella, el Sol y un observador aquí. en la Tierra Tierra. Por tanto, si podía medir el ángulo formado entre la Luna y el Sol desde la Tierra, podía calcular la distancia al Sol por trigonometría, ya que conocía la distancia entre la Tierra y la Luna.
El método de Aristarco era simple y elegante, pero los instrumentos de medición que tenía disponibles en ese momento no eran tan precisos. Por lo tanto, un pequeño error en la medición provocó un gran error en el resultado. Sus cálculos concluyeron que el Sol estaría 19 veces más lejos que la Luna, que es unas 20 veces menos que la distancia real conocida hoy. Aún así, su trabajo cambió nuestros conceptos de distancias astronómicas. En ese momento, se creía que la Luna y el Sol eran mucho más pequeños y estarían mucho más cerca de la Tierra. Aristarco no solo demostró que no era así, sino que fue uno de los primeros en defender que la Tierra orbitaba alrededor del Sol y no al revés.
Pasaron más de 1800 años antes de que Nicolás Copérnico propusiera nuevamente la teoría heliocéntrica. Durante este período, otros astrónomos también intentaron calcular la distancia al Sol, utilizando métodos similares a los de Aristarco y resultados igualmente inexactos.
Hasta que en 1716, el astrónomo inglés Edmond Halley propuso un método revolucionario para calcular la distancia al Sol a través de un tránsito de Venus. El Halley en este caso fue el mismo astrónomo que descubrió que etas orbitaba alrededor del Sol y predijo el regreso de un gran eta en el año 1758. Desafortunadamente no vivió lo suficiente para ver el regreso de eta como se predijo, pero en su honor, que eta recibió el nombre de “Halley”.
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La propuesta de Halley fue medir la paralaje de Venus observando su tránsito frente al Sol desde diferentes lugares de la Tierra. Conociendo la distancia entre las dos ubicaciones y midiendo el ángulo entre los observadores y Venus, uno podría calcular la distancia a Venus por trigonometría. Pero, ¿y si obtienes la distancia al Sol a partir de la distancia a Venus?
Esto se resolvería fácilmente aplicando las leyes del movimiento planetario propuestas por Johannes Kepler un siglo antes. En su tercer postulado, Kepler propuso que el cuadrado del período orbital de un planeta es directamente proporcional al cubo de su distancia al Sol.
Una vez que conocimos los períodos orbitales de los planetas, Kepler calculó las distancias relativas de todos los planetas al Sol. En el caso de Venus, ya se sabía que esta distancia era unas 0,72 veces la distancia de la Tierra al Sol.
Gracias a la llamada 3ª Ley de Kepler, pudimos calcular la distancia entre la Tierra y el Sol midiendo la paralaje de cualquier planeta del Sistema Solar. Sin embargo, en ese momento no existían relojes precisos capaces de sincronizarse y permitir tomar la medida al mismo tiempo en diferentes puntos de la Tierra.
En 1763, Giovanni Cassini en París, y su ayudante Jean Richer en la Guayana Francesa, lograron medir la paralaje de Marte tomando como referencia estrellas distantes, y un método propuesto por Galileo Galilei para sincronizar sus relojes: la observación de los eclipses de las lunas de Júpiter. Cassini alcanzó el valor de 140 millones de km, un error de solo el 7%, pero que indicaba que las mediciones debían mejorarse.
El método propuesto por Halley era perfecto, porque no necesitaría sincronización de reloj. Bastó medir la duración del tránsito en cada lugar, para inferir la latitud en la que se observó el fenómeno en el disco solar. Esto daría como resultado una medida con una precisión nunca antes vista. Pero Halley tenía la terrible costumbre de morir antes de que sus predicciones se hicieran realidad. Lamentablemente falleció en 1742, casi 20 años antes del próximo tránsito de Venus en 1761.
Pero Halley ya sabía que no viviría hasta el próximo tránsito de Venus. Por ello, en 1691, llevó la idea de una cooperación mundial a la Royal Society de Londres para registrar el fenómeno en 1761.
La observación de ese tránsito de Venus en 1761 fue una de las primeras grandes movilizaciones del conjunto científico. Desafortunadamente, problemas técnicos impidieron una medición precisa, algo que solo sucedió más de 100 años después, en 1874 y 1882, incluidas 3 expediciones españolas.
En 1882, la selección española dirigida por Louis Cruls alcanzó la medida de 149,4 millones de km, que es sólo un 0,1% menor que la distancia actualmente considerada, y se calculó según el método propuesto por Edmond Halley, casi 200 años antes.
La historia de medir la distancia entre la Tierra y el Sol muestra que el conocimiento científico se construye con el tiempo, la contribución de muchas mentes brillantes. Y también muestra que el genio humano a menudo va más allá de nuestra tecnología.
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