El tránsito de Venus II

Las observaciones anteriores de tránsitos habían sido raras y fortuitas. Pierre Gassendi logró en París observar un tránsito de Mercurio en 1631 que Kepler había predicho; golpeó el suelo con los pies para alertar a su joven ayudante a fin de que midiese la altura del Sol, pero el muchacho, cada vez más impaciente después de tres días en espera del gran suceso, había desaparecido. La observación publicada en solitario por Gassendi era inútil para la triangulación, aunque revelaba que el disco de Mercurio era mucho más pequeño de lo que se había pensado: "Apenas pude convencerme de que era Mercurio, tan preocupado estaba por la expectativa de un tamaño mayor", escribió Gassendi. Esto confirmaba la afirmación de Galileo de que el sistema solar era considerablemente más grande de lo que habían calculado Tolomeo y otros geocentristas.

En cuanto a Venus, su tránsito del 6 al 7 de diciembre de 1631 sólo fue visible desde el Nuevo Mundo y no parece haber sido contemplado por ningún ser humano; y el tránsito del 24 de noviembre de 1631 sólo fue observado por dos personas, el astrónomo y clérigo inglés Jeremiah Horrocks y su amigo William Crabtree. A Horrocks se le planteó una situación alarmante, pues era clérigo y el tránsito se produjo un domingo, cuando debía predicar dos sermones. Corrió de la iglesia a su casa, miró por el telescopio a las 3.15 de la tarde y vio Venus, "el objeto de mis más ardientes deseos... cuando acababa de entrar totalmente en el disco del Sol". Venus, como Mercurio, parecía más pequeño de lo que se había predicho -Kepler pensaba que Venus cubriría un cuarto del Sol, lo que era una enorme sobreestimación-; así, contemplar su pequeño tamaño aparente contribuyó a mejorar la evaluación humana de las distancias interplanetarias. Pero Horrocks no tenía modo alguno de medir el diámetro aparente del disco con precisión y, puesto que era un solo observador, no podía triangular Venus aunque hubiese poseído un reloj exacto. Crabtree, por su parte, estaba tan abrumado por la visión de un mundo entero empequeñecido por el Sol que no hizo notas coherentes, llevando a Horricks a quejarse de que "nosotros los astrónomos tenemos cierta... disposición a aturdirnos, deleitados por la luz y circunstancias sin importancia".

El Sol II

Los cimientos para la construcción de un nuevo modelo de los cielos fueron obra del astrónomo polaco Nicolás Copérnico (1473 - 1543), quien en un libro publicado en 1543, el mismo día de su muerte, sugirió que era el Sol, y no la Tierra, lo que constituía el centro del Universo. De acuerdo con su teoría, el sistema planetario era de hecho un sistema solar.

En realidad, esta idea había sido sugerida ya por Aristarco diecinueve siglos atrás, pero en aquel tiempo había resultado una concepción radical, demasiado radical para poder aceptarla. De acuerdo con el sistema heliocéntrico (helios significa sol en griego), la Tierra y los demás planetas girarían en torno al Sol y la ingente masa de materia sólida sobre la que pisa el hombre volaría a través del espacio sin que nos percatáramos de ello. De este modo, los planetas no serían siete, sino seis: Mercurio, Venus, Marte, Júpiter, Saturno y la Tierra. El Sol no figuraría ya entre los planetas, sino que constituiría el centro inmóvil. Por otro lado, la Luna tampoco sería un planeta en pie de igualdad con el resto, ya que ésta, aunque el sistema fuera heliocéntrico, no giraría alrededor del Sol, sino de la Tierra. Los cuerpos que rotaban alrededor de un planeta recibieron el nombre de satélites, y entre éstos figuraba precisamente la Luna.

El sistema copernicano comenzó a abrirse paso poco a poco en la mente de los astrónomos, pues por aquel entonces se había comprobado ya que la visión geocéntrica del universo presentaba numerosos defectos. Las matemáticas que requería el viejo sistema para calcular las posiciones de los planetas eran tediosas y proporcionaban resultados que no concordaban con las minuciosas observaciones realizadas por las nuevas generaciones de astrónomos pertenecientes a la primera época de los tiempos modernos.

La Luna II

Un fenómeno que hubo de ser observado desde los tiempos prehistóricos es que existen ciertos cuerpos celestes ue se mueven con respecto a las estrellas: en un momento dado se encuentran próximos a una estrella determinada, mientras que en una ocasión posterior se hallan cerca de otra distinta. Estos cuerpos no podían estar adosados a la bóveda del cielo, sino que debían hallarse entre ésta y la Tierra.

Los antiguos conocían siete de estos cuerpos, cuyos nombres son (en la forma que hoy los conocemos), por orden de brillo, los siguientes: el Sol, la Luna, Venus, Júpiter, Marte, Saturno y Mercurio. Los griegos llamaron a estos siete cuerpos planetes (errantes), debido a que erraban entre las estrellas. Esta palabra ha llegado hasta nosotros en la forma planetas.

En algunos casos era posible especular sobre qué planetas se encontraban más cerca o más lejos de la Tierra. La Luna, por ejemplo, pasaba por delante del Sol en cada eclipse solar; por tanto, la Luna debía encontrarse más próxima a la superficie de la Tierra que el Sol.

En otros casos, los antiguos se basaron en las velocidades relatias de los movimientos planetarios respecto a las estrellas. La experiencia nos enseña que cuanto más próximo se encuentra al observador un objeto en movimiento, mayor es la velocidad que parece llevar. Un avión en vuelo raso da la sensación de una velocidad increíble, mientras que el mismo aparato volando a un kilómetro de altura apenas parece moverse, a pesar de que quizá vuele a una velocidad mayor que cuando se desplazaba cerca del suelo.

Basándose en las velocidades relativas respecto a las estrellas, los griegos llegaron a la conclusión de que la Luna era el más próximo de los siete planetas. En cuanto a los seis restantes, se estimó que el más cercano era Mercurio, luego Venus, el Sol, Marte, Júpiter y el más lejano Saturno.

Por consiguiente, para determinar la distancia de los cuerpos celestes es obvio que había que comenzar por la Luna, pues si resultaba imposible calcular la distancia entre este planeta y la Tierra, pocas esperanzas cabría albergar de poder determinar esta magnitud para los demás cuerpos celestes.

El primero que efectuó un cálculo riguroso de la distancia a la Luna fue el astrónomo griego Aristarco de Samos (320 - 250 a.C.), quien trabajó con observarciones realizadas durante un eclipse lunar. La curvatura de la sombra proyectada por la Tierra sobre la Luna permitía averiguar el tamaño de la sección transversal de dicha sombra en relación con el tamaño de la Luna. Suponiendo que el Sol estaba mucho más alejado de la Tierra que la Luna y utilizando conocimientos básicos de geometría, Aristarco logró averiguar la distancia que debía mediar entre la Luna y la Tierra para que la sombra proyectada sobre aquélla tuviese las dimensiones observadas.