Page 96 - Boletín Ene Feb 2019

PARALAJE SOLAR
previo de la observación de un tránsito
de Venus ocurrió el 24 de noviembre de
1639, por parte de J. Horrocks, un cléri-
go de 20 años que observó el paso del
planeta delante del Sol desde su casa en
Inglaterra).
Sin embargo, el método presentaba
una dificultad mayor: los tránsitos de
Venus son sumamente escasos, ocurren
en pares cada 105 o 121 años.
Para asegurar el éxito en las medicio-
nes, debían enviarse varias expedicio-
nes a lugares remotos, lo que a su vez
implicaba grandes recursos financieros,
además de riesgos ciertos para los inte-
grantes. Es así que para el primer tránsi-
to en que se probaría el método, en
1761, se organizaron 62 expediciones
europeas que observarían desde el con-
tinente mismo, y desde lugares tan leja-
nos como Calcuta, Ciudad del Cabo y
Pekín.
Aquellas expediciones contaban con
el patrocinio de sus respectivos gobier-
nos para lograr la solución del “más no-
ble problema de la Astronomía”, como
expresara el Astrónomo Real George
Airy.
Dos años después se publicaron los
primeros resultados, y cayeron como un
balde de agua fría sobre la comunidad
astronómica: los datos mostraron una
desconcertante dispersión de valores
que fluctuaban entre 8,28” y 10,6” de
paralaje solar, un error probable dece-
ACHAYA
nas de veces mayor que lo pronosticado
por Halley.
El análisis de las observaciones mos-
tró que la dispersión se debía principal-
mente a factores ópticos, que complica-
ban la medición del momento de ingre-
so y egreso de Venus. El planeta mostra-
ba un anillo borroso (su atmósfera, des-
conocida para la época), que se veía bri-
llante por fuera del limbo solar y oscura
por dentro de éste, e impedía registrar
los tiempos de los contactos con preci-
sión.
Otro tanto ocurría con el efecto de la
“gota negra”, que podía hacer una dife-
rencia de hasta 15 segundos en los
tiempos del segundo y tercer contacto,
incluso para observadores instalados en
el mismo lugar (la gota negra obedece
mayormente a la difracción de la luz
dentro del mismo telescopio, y aparece
también en fotografías tomadas desde
el espacio).
Para el siguiente tránsito, 1769, y con
los factores ópticos ya conocidos, el ran-
go de resultados se acotó a 8,3”- 8,8”, lo
que significaba que la distancia al Sol
podía encontrase en cualquier lugar en-
tre los 149 y los 158 millones de km. Tal
margen de error no mejoró mucho más
en las observaciones del par de tránsi-
tos de 1874 y 1882, cuando ya se conta-
ba con el apoyo de la fotografía. Defini-
tivamente se necesitaba un método
más exacto de medición.
96 Ene — Feb 2019