ANTECEDENTES
Desde la aparición, en 1543, del libro De Revolutionibus Orbium Coelestiun, obra fundamental de Nicolás Copérnico, en el que se cambiaba el esquema tradicional del Sistema Solar, reubicando a nuestro planeta como un satélite más del Sol, las distancias entre los diferentes constituyentes de nuestro sistema planetario conocidos en ese entonces, quedaron expresadas en términos de la distancia entre el Sol y la Tierra.
Esa distancia absoluta, dada en kilómetros, millas, leguas, estadios o cualquier otra unidad de medida lineal, no puede ser obtenida como una conclusión teórica directa, y es necesario calcularla indirectamente mediante observaciones de otros parámetros astronómicos.
En efecto, la mecánica celeste proporciona las dimensiones relativas del Sistema Solar a través de la llamada Tercera Ley del movimiento planetario de Kepler y del periodo de revolución de cada uno de los planetas en torno al Sol. Sin embargo, el valor absoluto del radio orbital de cada uno de éstos sólo se puede obtener si se conoce cuánto mide cualquiera de esos radios.
En 17I6, Edmond Halley, renombrado astrónomo inglés que, entre muchas otras cosas, demostró que el cometa que ahora lleva su nombre efectúa pasos periódicos alrededor del Sol cada setenta y seis años, presentó un trabajo en la Royal Society de Londres, titulado Un nuevo método para determinar la paralaje del Sol, o su distancia desde la Tierra, en el que mostraba cómo podría conocerse esa distancia haciendo mediciones muy exactas del tiempo de inicio y fin de un tránsito del planeta Venus frente al disco solar, visto el fenómeno por observadores ubicados en diferentes partes de la Tierra.
El método, desarrollado para aplicarse durante las observaciones que se realizarían en los tránsitos de Venus que ocurrirían en los años de 1761 y 1769, entusiasmó 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 permitiría conocer las dimensiones correctas del Sistema Solar.
El método de Halley requería que los observadores del tránsito se ubicaran en diferentes lugares del globo terráqueo y tan alejados entre sí como fuera posible. Esto se tenía que hacer con el objeto de que los astrónomos vieran a Venus cruzar la superficie del Sol desde ángulos ligeramente diferentes, por lo que los tiempos en los que el evento principiaría y terminaría para cada uno de los observadores serían un tanto diferentes respecto de los medidos por los demás. La relación entre esas diferencias en tiempo y la distancia entre las posiciones geográficas ocupadas por los astrónomos que hicieran el estudio permitiría conocer la llamada paralaje solar, cantidad angular muy pequeña, definida como el ángulo bajo el que un observador imaginario, localizado en el centro del Sol, vería el semidiámetro (radio) de la Tierra. Conocida esa paralaje y usando relaciones trigonométricas muy sencillas, es posible calcular el valor medio de la distancia que separa a la Tierra del Sol, lo que a su vez permite saber con exactitud las distancias a las que se encuentran los demás planetas
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 constituyentes del sistema planetario, 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 Solar, llamándosele por ello unidad astronómica.
Halley murió en 1742, por lo que no pudo hacer uso práctico de su idea. Sin embargo, los astrónomos de la segunda mitad del siglo XVIII hicieron grandes esfuerzos para realizar observaciones lo más exactas posible de los tránsitos venusinos que ocurrirían en los años de 1761 y1769.
Aunque parezca exageración, algunos astrónomos pusieron tanto empeño en esa empresa que arriesgaron su fortuna, y aun su vida, para obtener resultados que les permitieran conocer la después llamada unidad astronómica.
Así, por ejemplo, Le Gentil de la Galaisière, astrónomo francés comisionado por la Academia de Ciencias de París, partió en 1760 rumbo a la India, donde pensaba establecerse para hacer la observación del paso de Venus de 1761. En aquellas fechas, Francia e Inglaterra estaban en guerra, lo que dificultó y retardó el viaje de Le Gentil, pues el barco que lo transportaba tuvo que dar varios rodeos para evitar enfrentarse con alguna nave inglesa. Cuando llegó a su destino, el tránsito ya había ocurrido. Tomando los hechos de la manera más filosófica posible decidió establecerse en Pondichéry, enclave francés en la India, y esperar ocho años más para intentar la observación del tránsito que ocurriría en 1769. Durante el tiempo de espera, se dedicó a estudiar la cultura india y muy especialmente la astronomía e ideas cosmogónicas de los brahmanes.
Finalmente llegó la fecha esperada, pero para su desgracia el día del tránsito estuvo totalmente nublado, y no pudo hacer ninguna medición. Agotado y triste regresó a Francia. Al llegar a París se enteró de que lo habían dado por muerto, por lo que su sitio en la Academia de Ciencias había sido ocupado; además, a causa de un fallo oficial de defunción no tenía capacidad legal para hacerse cargo de sus bienes. Promovió un juicio para recuperar su personalidad jurídica, pero éste fue largo y costoso, por lo que al final quedó arruinado.
Otro dramático caso sucedió con motivo del tránsito de 1769. La Academia de Ciencias de París solicitó al rey de España permiso para enviar a un astrónomo francés al sur de la península de Baja California, donde éste trataría de observar dicho evento. Por razones de seguridad los españoles no querían que otros países tuvieran informes sobre sus colonias, por lo que se hizo necesario ejercer considerable presión diplomática sobre la corte española para lograr la autorización. Finalmente, el rey de España dio su permiso, pero lo condicionó a que el francés fuera acompañado por dos oficiales españoles que también harían la observación y que en realidad (aunque nunca se dijo oficialmente) eran una especie de policías científicos, encargados de no permitir que el comisionado 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 comisionó 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 comisionó 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.
Grande fue la sorpresa de esos astrónomos al encontrar en la península a Joaquín Velázquez de León, criollo mexicano con grandes conocimientos científicos, que también iba a realizar mediciones tendientes a calcular el valor de la paralaje solar. Este astrónomo ya se había instalado un poco al norte de donde se ubicaron los miembros de la comisión franco-española. En efecto, desde meses atrás 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 comisión 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.
Encke, analizando los datos disponibles sobre los tránsitos de 1761 y 1769, encontró un valor para la paralaje solar de 8.58 segundos de arco, mientras que Powalsky, utilizando los mismos datos, halló un valor de 8.56 segundos de arco. La diferencia entre esas dos pequeñas cantidades se debe a que para realizar el análisis de los datos proporcionados por los diferentes astrónomos se hizo 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 significan, 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 usa el dato de 8.58 segundos de arco, es de ciento cincuenta y tres millones de kilómetros, mientras que si se toma el de 8.56 segundos de arco, la distancia entre el Sol y la Tierra resultará de ciento cuarenta y ocho millones de kilómetros, esto es, entre las dos distancias hay una diferencia de cinco millones de kilómetros, ¡más de dieciséis 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 las determinaciones que habían hecho.
Debido a que Venus es un planeta interior respecto de la Tierra, en ocasiones su movimiento de traslación alrededor del Sol lo lleva a una posición tal que, visto desde nuestro planeta, se le observa cruzar lentamente el brillante disco solar; apareciendo proyectado sobre éste como un pequeño círculo oscuro.
El patrón temporal que sigue este evento es muy peculiar; en un mismo siglo ocurrirán dos tránsitos separados casi exactamente por ocho años. Ambos ocurrirán o en junio o en diciembre. Después de haber sucedido éstos, pasará más de un siglo antes de que vuelva a presentarse el fenómeno, habiendo siglos, como el presente, en los que no habrá paso de Venus frente al disco solar.
Los últimos cuatro tránsitos venusinos han ocurrido el 6 de junio de 1761, el 3 de junio de 1769, el 9 de diciembre de 1874 y el 6 de diciembre de 1882. Los próximos serán el 8 de junio de 2004, el 6 de junio de 2012, el 11 de diciembre de 2117 y el 8 de diciembre de 2175.
Debido a las dificultades que tuvieron que enfrentar los primeros observadores de ese fenómeno, a los problemas técnicos que su estudio planteaba, y a la imprecisión de los datos que se obtuvieron durante el siglo XVIII, es de entenderse 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 fenómeno en 1874. La Asamblea francesa aprobó en 1872 un gasto superior a los cien 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 trescientos mil francos. Los franceses se instalaron en Nagasaki, Pekín, Saigón, Nouméa e islas San Pablo y San Mauricio.
Rusia envió veinticinco comisiones que se distribuyeron en la parte asiática de su territorio. La inversión de ese país fue superior a los doscientos cincuenta mil pesos. Inglaterra destinó más de cien mil pesos para mandar comisiones 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 cien mil pesos para enviar cinco grupos de observadores distribuidos entre Asia y África. Los Estados Unidos, con un gasto superior a los doscientos mil dólares, comenzaron a organizar desde 1871 ocho comisiones. De ellas, cinco 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 tres comisiones: 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 doscientos kilómetros al norte de Calcuta, India.
El gobierno mexicano nombró una comisión que instaló dos campamentos de observación en las afueras de la ciudad japonesa de Yokohama, peripecia sobre la que trata este libro.
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 venusino de 1874.