ANTECEDENTES
Desde la aparici�n, en 1543, del libro De Revolutionibus Orbium Coelestiun, obra fundamental de Nicol�s Cop�rnico, en el que se cambiaba el esquema tradicional del Sistema Solar, reubicando a nuestro planeta como un sat�lite m�s del Sol, las distancias entre los diferentes constituyentes de nuestro sistema planetario conocidos en ese entonces, quedaron expresadas en t�rminos de la distancia entre el Sol y la Tierra.
Esa distancia absoluta, dada en kil�metros, millas, leguas, estadios o cualquier otra unidad de medida lineal, no puede ser obtenida como una conclusi�n te�rica directa, y es necesario calcularla indirectamente mediante observaciones de otros par�metros astron�micos.
En efecto, la mec�nica celeste proporciona las dimensiones relativas del Sistema Solar a trav�s de la llamada Tercera Ley del movimiento planetario de Kepler y del periodo de revoluci�n de cada uno de los planetas en torno al Sol. Sin embargo, el valor absoluto del radio orbital de cada uno de �stos s�lo se puede obtener si se conoce cu�nto mide cualquiera de esos radios.
En 17I6, Edmond Halley, renombrado astr�nomo ingl�s que, entre muchas otras cosas, demostr� que el cometa que ahora lleva su nombre efect�a pasos peri�dicos alrededor del Sol cada setenta y seis a�os, present� un trabajo en la Royal Society de Londres, titulado Un nuevo m�todo para determinar la paralaje del Sol, o su distancia desde la Tierra, en el que mostraba c�mo podr�a conocerse esa distancia haciendo mediciones muy exactas del tiempo de inicio y fin de un tr�nsito del planeta Venus frente al disco solar, visto el fen�meno por observadores ubicados en diferentes partes de la Tierra.
El m�todo, desarrollado para aplicarse durante las observaciones que se realizar�an en los tr�nsitos de Venus que ocurrir�an en los a�os de 1761 y 1769, entusiasm� grandemente a los astr�nomos de aquellos tiempos, pues estaban convencidos de que les permitir�a establecer sin lugar a dudas la distancia Sol-Tierra, lo que a su vez permitir�a conocer las dimensiones correctas del Sistema Solar.
El m�todo de Halley requer�a que los observadores del tr�nsito se ubicaran en diferentes lugares del globo terr�queo y tan alejados entre s� como fuera posible. Esto se ten�a que hacer con el objeto de que los astr�nomos vieran a Venus cruzar la superficie del Sol desde �ngulos ligeramente diferentes, por lo que los tiempos en los que el evento principiar�a y terminar�a para cada uno de los observadores ser�an un tanto diferentes respecto de los medidos por los dem�s. La relaci�n entre esas diferencias en tiempo y la distancia entre las posiciones geogr�ficas ocupadas por los astr�nomos que hicieran el estudio permitir�a conocer la llamada paralaje solar, cantidad angular muy peque�a, definida como el �ngulo bajo el que un observador imaginario, localizado en el centro del Sol, ver�a el semidi�metro (radio) de la Tierra. Conocida esa paralaje y usando relaciones trigonom�tricas 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 dem�s planetas
Debido a las enormes dimensiones del Sistema Solar, resulta del todo impr�ctico 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 design� como la base de medida dentro del Sistema Solar, llam�ndosele por ello unidad astron�mica.
Halley muri� en 1742, por lo que no pudo hacer uso pr�ctico de su idea. Sin embargo, los astr�nomos de la segunda mitad del siglo XVIII hicieron grandes esfuerzos para realizar observaciones lo m�s exactas posible de los tr�nsitos venusinos que ocurrir�an en los a�os de 1761 y1769.
Aunque parezca exageraci�n, algunos astr�nomos pusieron tanto empe�o en esa empresa que arriesgaron su fortuna, y aun su vida, para obtener resultados que les permitieran conocer la despu�s llamada unidad astron�mica.
As�, por ejemplo, Le Gentil de la Galaisi�re, astr�nomo franc�s comisionado por la Academia de Ciencias de Par�s, parti� en 1760 rumbo a la India, donde pensaba establecerse para hacer la observaci�n del paso de Venus de 1761. En aquellas fechas, Francia e Inglaterra estaban en guerra, lo que dificult� y retard� el viaje de Le Gentil, pues el barco que lo transportaba tuvo que dar varios rodeos para evitar enfrentarse con alguna nave inglesa. Cuando lleg� a su destino, el tr�nsito ya hab�a ocurrido. Tomando los hechos de la manera m�s filos�fica posible decidi� establecerse en Pondich�ry, enclave franc�s en la India, y esperar ocho a�os m�s para intentar la observaci�n del tr�nsito que ocurrir�a en 1769. Durante el tiempo de espera, se dedic� a estudiar la cultura india y muy especialmente la astronom�a e ideas cosmog�nicas de los brahmanes.
Finalmente lleg� la fecha esperada, pero para su desgracia el d�a del tr�nsito estuvo totalmente nublado, y no pudo hacer ninguna medici�n. Agotado y triste regres� a Francia. Al llegar a Par�s se enter� de que lo hab�an dado por muerto, por lo que su sitio en la Academia de Ciencias hab�a sido ocupado; adem�s, a causa de un fallo oficial de defunci�n no ten�a capacidad legal para hacerse cargo de sus bienes. Promovi� un juicio para recuperar su personalidad jur�dica, pero �ste fue largo y costoso, por lo que al final qued� arruinado.
Otro dram�tico caso sucedi� con motivo del tr�nsito de 1769. La Academia de Ciencias de Par�s solicit� al rey de Espa�a permiso para enviar a un astr�nomo franc�s al sur de la pen�nsula de Baja California, donde �ste tratar�a de observar dicho evento. Por razones de seguridad los espa�oles no quer�an que otros pa�ses tuvieran informes sobre sus colonias, por lo que se hizo necesario ejercer considerable presi�n diplom�tica sobre la corte espa�ola para lograr la autorizaci�n. Finalmente, el rey de Espa�a dio su permiso, pero lo condicion� a que el franc�s fuera acompa�ado por dos oficiales espa�oles que tambi�n har�an la observaci�n y que en realidad (aunque nunca se dijo oficialmente) eran una especie de polic�as cient�ficos, encargados de no permitir que el comisionado franc�s se ocupara en territorio americano de otra cosa que no fuera la observaci�n del tr�nsito de Venus.
La Academia francesa acept� las condiciones y comision� al abate Jean Chappe D'Auteroche, astr�nomo que en 1761 hab�a viajado a Siberia, donde realiz� la observaci�n del tr�nsito de ese a�o. Por su parte, el gobierno espa�ol comision� a Vicente Doz y Salvador Medina para que acompa�aran a Chappe.
Salieron de C�diz y despu�s de un viaje m�s o menos r�pido y sin mayores contratiempos, luego de pasar por la ciudad de M�xico, llegaron a San Jos� del Cabo, Baja California, donde instalaron dos campamentos de observaci�n, separados por algunos cientos de metros y en los que franceses y espa�oles se prepararon para realizar la importante observaci�n.
Grande fue la sorpresa de esos astr�nomos al encontrar en la pen�nsula a Joaqu�n Vel�zquez de Le�n, criollo mexicano con grandes conocimientos cient�ficos, que tambi�n iba a realizar mediciones tendientes a calcular el valor de la paralaje solar. Este astr�nomo ya se hab�a instalado un poco al norte de donde se ubicaron los miembros de la comisi�n franco-espa�ola. En efecto, desde meses atr�s se encontraba en el Real de Santa Ana, habiendo ya determinado con bastante exactitud su posici�n geogr�fica.
Los cuatro realizaron satisfactoriamente la observaci�n, pero poco despu�s de haberla hecho, Chappe, Medina y un t�cnico franc�s que los acompa�aba murieron a consecuencia de una epidemia de fiebre amarilla que azot� la regi�n.
Los miembros sobrevivientes de la comisi�n franco-espa�ola volvieron a su lugar de origen, llevando consigo los datos obtenidos a tan alto precio, los que, junto con los de otros muchos astr�nomos ubicados en diferentes partes del mundo, permitieron la mejor determinaci�n de la paralaje solar hasta entonces obtenida.
Encke, analizando los datos disponibles sobre los tr�nsitos de 1761 y 1769, encontr� un valor para la paralaje solar de 8.58 segundos de arco, mientras que Powalsky, utilizando los mismos datos, hall� un valor de 8.56 segundos de arco. La diferencia entre esas dos peque�as cantidades se debe a que para realizar el an�lisis de los datos proporcionados por los diferentes astr�nomos se hizo necesario usar alg�n criterio que permitiera uniformarlos, y �ste se encontraba fuertemente influido por la visi�n personal del analista.
Para dar una idea de lo que significan, astron�micamente hablando, esas peque�as diferencias entre los valores determinados por esos dos eminentes cient�ficos, 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 kil�metros, mientras que si se toma el de 8.56 segundos de arco, la distancia entre el Sol y la Tierra resultar� de ciento cuarenta y ocho millones de kil�metros, esto es, entre las dos distancias hay una diferencia de cinco millones de kil�metros, �m�s de diecis�is veces la distancia Tierra-Luna!
El error es acumulativo, lo que significa que entre m�s alejado est� un planeta del Sol, mayor ser� el error con el que se determine su distancia a �ste. Esta fue la causa principal por la que los astr�nomos de la segunda mitad del siglo XVIII no quedaron contentos con las determinaciones que hab�an hecho.
Debido a que Venus es un planeta interior respecto de la Tierra, en ocasiones su movimiento de traslaci�n alrededor del Sol lo lleva a una posici�n tal que, visto desde nuestro planeta, se le observa cruzar lentamente el brillante disco solar; apareciendo proyectado sobre �ste como un peque�o c�rculo oscuro.
El patr�n temporal que sigue este evento es muy peculiar; en un mismo siglo ocurrir�n dos tr�nsitos separados casi exactamente por ocho a�os. Ambos ocurrir�n o en junio o en diciembre. Despu�s de haber sucedido �stos, pasar� m�s de un siglo antes de que vuelva a presentarse el fen�meno, habiendo siglos, como el presente, en los que no habr� paso de Venus frente al disco solar.
Los �ltimos cuatro tr�nsitos 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 pr�ximos ser�n 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 fen�meno, a los problemas t�cnicos que su estudio planteaba, y a la imprecisi�n de los datos que se obtuvieron durante el siglo XVIII, es de entenderse la gran inquietud con la que los astr�nomos esperaban la ocurrencia de los tr�nsitos de 1874 y 1882.
Los telescopios mejorados tanto en el aspecto mec�nico como en el �ptico, relojes con mecanismos muy exactos, y la utilizaci�n de las recientemente desarrolladas t�cnicas fotogr�ficas auguraban resultados muy precisos
Los pa�ses "civilizados" de ese entonces prepararon con gran anticipaci�n las expediciones que habr�an de ir a la zona donde ser�a visible el fen�meno en 1874. La Asamblea francesa aprob� en 1872 un gasto superior a los cien mil francos para la construcci�n de los instrumentos que usar�an sus diferentes grupos de observadores; adem�s, para los gastos de �stos destin� la cantidad de trescientos mil francos. Los franceses se instalaron en Nagasaki, Pek�n, Saig�n, Noum�a e islas San Pablo y San Mauricio.
Rusia envi� veinticinco comisiones que se distribuyeron en la parte asi�tica de su territorio. La inversi�n de ese pa�s fue superior a los doscientos cincuenta mil pesos. Inglaterra destin� m�s de cien mil pesos para mandar comisiones a Egipto, Hawai, Isla Rodr�guez, Nueva Zelanda e Isla Desolaci�n (Isla Kerguelen). Adem�s, Lord Linsey pag� por su cuenta los gastos necesarios para enviar una comisi�n particular.
Por su parte, Alemania invirti� m�s de cien mil pesos para enviar cinco grupos de observadores distribuidos entre Asia y �frica. Los Estados Unidos, con un gasto superior a los doscientos mil d�lares, comenzaron a organizar desde 1871 ocho comisiones. De ellas, cinco fueron instaladas en el hemisferio sur, quedando ubicadas en Tasmania, una en la Isla Desolaci�n, una en Nueva Zelanda y otra en la Isla Chatham.
En el hemisferio norte ese pa�s instal� tres comisiones: una en Kobe, otra en el puerto de Vladivostok y la �ltima en Pek�n.
Los italianos, por su parte, se instalaron en Muddapur, Bengala, a unos doscientos kil�metros al norte de Calcuta, India.
El gobierno mexicano nombr� una comisi�n que instal� dos campamentos de observaci�n en las afueras de la ciudad japonesa de Yokohama, peripecia sobre la que trata este libro.
Adem�s, varios individuos cuyo pasatiempo era la astronom�a realizaron observaciones del tr�nsito que sirvieron para complementar las hechas por los astr�nomos profesionales.
Tan elevado n�mero de cient�ficos demuestra por s� la importancia que los astr�nomos de mayor prestigio de aquella �poca dieron a la observaci�n del tr�nsito venusino de 1874.
