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CŠlculo de la distancia Tierra-Sol a partir de mediciones tomadas en ocasiůn de un trŠnsito de Venus

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Por la Dra. Carme Jordi i Nebot
Departamento de Astronom√Ūa y MeteorologŪa de la Universidad de Barcelona
2 de junio de 2004

1. Introducción

El objetivo de este documento es describir en qu√© se fundamenta el c√°lculo de la distancia Tierra-Sol a partir de la observaci√≥n del tr√°nsito de Venus por delante del disco solar. No se pretende describir el c√°lculo rigurosamente porque implica un nivel de conocimientos matem√°ticos que todav√≠a no han adquirido la mayor√≠a de los estudiantes y p√ļblico en general. Las personas interesadas en el tratamiento riguroso y exacto pueden ilustrarse en la bibliograf√≠a propuesta al final del documento.

La determinación de la distancia Tierra-Sol se basa en el efecto de perspectiva por el cual, desde dos localizaciones diferentes, Venus se proyecta en lugares distintos sobre el disco solar. Se deben combinar, pues, forzosamente, observaciones desde lugares diferentes de la Tierra. Como se deduce fácilmente, el efecto de perspectiva será tanto más importante cuanto más separados estén los dos lugares de observación y por tanto, se derivará una distancia tanto más precisa.

Las observaciones se han de complementar con las leyes de Kepler que describen las √≥rbitas de los planetas alrededor del Sol y que Johannes Kepler dedujo a partir de numerosas observaciones del movimiento de los planetas. La ley de la gravitaci√≥n universal, formulada por Isaac Newton, aplicada al caso de dos cuerpos en movimiento en torno a un centro de masas com√ļn explica las tres leyes emp√≠ricas de Kepler.

En este documento se describe un método simplificado para el cálculo de la distancia Tierra-Sol. Para este método son necesarias observaciones simultáneas desde dos localizaciones diferentes y la cantidad que se mide es la distancia entre los centros de Venus sobre el disco del Sol vistos desde los dos lugares. Otro método para calcular la distancia Tierra-Sol se basa en la comparación de los tiempos que Venus invierte en cruzar el disco del Sol (es decir, en la duración del tránsito) haciendo observaciones desde dos lugares diferentes. El planteamiento matemático de ambos métodos tiene niveles semejantes de simplificación. El segundo método es más exigente (dificultoso) desde el punto de vista observacional y más complejo matemáticamente.

2. A partir de observaciones simult√°neas desde lugares diferentes

Este método se basa en conocer la distancia entre los centros de Venus proyectados sobre el disco solar, en un instante de tiempo, vistos desde dos localizaciones diferentes. Para poder utilizar esta simplificación, pues, deben realizarse imperativamente observaciones simultáneas desde dos lugares diferentes de la Tierra (cuanto más separados mejor) y la manera más sencilla es tomar una fotografía en el mismo instante desde los dos lugares.

Desde dos localidades diferentes M1 y M2 (ver Figura 1) y en el mismo instante de tiempo t, Venus se proyecta en dos posiciones diferentes V1 y V2 sobre el disco solar por los efectos de la perspectiva. Es el mismo caso que se da cuando, situando un dedo extendido cerca de la cara, lo observamos gui√Īando, alternativamente, uno u otro ojo. Seg√ļn con qu√© ojo miremos, veremos el dedo proyectado contra el fondo en un lugar o en otro. En el caso del tr√°nsito de Venus, los dos observadores son el equivalente a los dos ojos, Venus es el equivalente al dedo y el Sol es el equivalente al fondo. Seg√ļn desde d√≥nde hagamos la observaci√≥n, Venus se proyectar√° en un lugar u otro del disco solar.

La medida de la distancia entre V1 y V2, expresada en unidades de radios solares, permite determinar la distancia media Tierra-Sol, aunque no de una forma sencilla, a pesar de las simplificaciones que adoptaremos aquí.

Projeccions de Venus sobre el Sol
Figura 1. Observación del tránsito de Venus por delante del disco del Sol desde dos localidades M1 y M2 diferentes en un mismo instante de tiempo.
Obtenida de una p√°gina a cargo de P. Rocher ( IMCCE )

Vamos a presentar la formulación matemática.

2.1 Determinación de la distancia en el momento de la observación

Supongamos que O sea el centro de la Tierra, C el centro del Sol y V1 y V2 los centros observados de la proyecci√≥n de Venus visto desde M1 y M2, respectivamente. Los √°ngulos D1 y D2 ser√°n las separaciones angulares entre los centros de Venus y el Sol vistas desde M1 y M2, respectivamente, es decir, los √°ngulos de paralaxis CM1V1 y CM2V2. An√°logamente, podemos definir los √°ngulos πs y πv como las separaciones angulares entre M1 y M2 vistas desde el Sol y desde Venus, respectivamente, es decir, los √°ngulos M1CM2 y M1VM2.

Puesto que los cuatro puntos M1, M2, C y V no est√°n en el mismo plano (el caso m√°s com√ļn ser√° no tener las dos localizaciones M1 y M2 sobre el mismo meridiano, ni la Tierra, Venus y el Sol perfectamente alineados), la geometr√≠a del problema se complica un poco. En la figura 2 se puede ver claramente. La distancia ‚ˆ†π entre los dos centros de Venus es precisamente la √ļnica cantidad observable y, correspondiente a ‚ˆ†π = πv – πs, permite calcular la distancia al Sol.

La realizaci√≥n pr√°ctica de la medida de ‚ˆ†π a partir de las dos fotograf√≠as se puede hacer midiendo la posici√≥n del centro de Venus en cada fotograf√≠a en relaci√≥n a un punto de referencia en el disco solar (una mancha, por ejemplo) y compararlo con la medida de este disco. Las medidas sobre las fotograf√≠as se realizan en unidades de longitud, en mm por ejemplo, y deber√°n transformarse a un √°ngulo que se pueda obtener sabiendo la medida del Sol.

Sean (x1,y1) y (x2,y2) las separaciones en mm entre el centro del disco de Venus y la mancha de referencia en las direcciones horizontal y vertical para cada una de las fotograf√≠as. Las separaciones en segundos de arco se obtienen multiplicando cada una de las cantidades x1 e y1 por el factor √˜(segundos de arco)/√˜1(mm) y las cantidades x2 e y2 por √˜(segundos de arco)/√˜2(mm) donde √˜(segundos de arco) y √˜(mm) son el di√°metro del Sol expresado en segundos de arco y en mm, respectivamente. √˜1(mm) y √˜2(mm) tienen el mismo valor si la escala de las fotograf√≠as es la misma.

La distancia entre los centros de Venus en las dos fotografías será:

‚ˆ†π(segundos de arco) = [ (x2 – x1)2+ (y2 – y1)2 ]1/2 [1]

Si las dos fotograf√≠as se toman con dos telescopios que proporcionan la misma escala y el disco del Sol se sit√ļa exactamente en el mismo lugar de la fotograf√≠a, entonces se puede tomar como punto de referencia una esquina de la misma y no una mancha. Adem√°s, en este caso √˜1(mm) = √˜2(mm) y entonces la ecuaci√≥n anterior se puede plantear como:

‚ˆ†π(segundos de arco) = [ (x2 – x1)2+ (y2 – y1)2 ]1/2¬∑√˜(segons d'arc)/√˜(mm) [1bis]

Este es el supuesto adoptado de ahora en adelante. posicions de les projeccions de Venus
Figura 2. Posiciones de las proyecciones de Venus sobre el disco del Sol.
Obtenida de una p√°gina a cargo de P. Rocher ( IMCCE )

Suponemos que rV y rT son las distancias entre el centro del Sol y los de Venus y la Tierra, respectivamente, en el momento t de la observaci√≥n. Puesto que la proyecci√≥n d de la distancia entre M1 y M2 en el plano perpendicular a OC es peque√Īa en comparaci√≥n a las distancias Tierra-Sol y Tierra-Venus, podemos aproximar:

πs = d/rT
πv = d/(rT -rV)

y de aquí se deduce que:

πv = πs rT/(rT -rV)
‚ˆ†π = πs (rT/(rT -rV)-1) = πs rv/(rT -rV)

y por tanto,

πs = d/rT = ‚ˆ†π (rT/rV - 1)

Esta √ļltima f√≥rmula expresa claramente que, conocida la distancia angular ‚ˆ†π entre los dos centros V1 y V2, y la relaci√≥n rT/rV entre las distancias Tierra-Sol y Venus-Sol, se puede deducir la paralaxis πs y que, conocida la distancia proyectada d entre las dos localizaciones, se puede deducir la distancia rT. (En todas estas expresiones los valores de πv, πs y ‚ˆ†π vienen dados en radianes. Para convertirlos a segundos de arco y hacerlos compatibles con la ecuaci√≥n [1], s√≥lo se necesita multiplicar por 64800 y dividir por el n√ļmero π).

‚ˆ†π es la cantidad observable, d se puede determinar como se explica m√°s abajo y por tanto, la √ļnica cantidad que falta para resolver el problema es la relaci√≥n rT/rV entre las distancias Tierra-Sol y Venus-Sol.

Las órbitas de la Tierra y Venus en torno al Sol son ligeramente elípticas y por tanto, la relación de distancias rT/rV no se mantiene constante a lo largo del tiempo. Para saber esta relación en el instante t de observación es necesario remitirse a la primera ley de Kepler que dice que el Sol es uno de los focos de la elipse y que por tanto, la distancia entre el Sol y un planeta rp(t) se obtiene como:

rp(t)=Rp (1 - ep cos Ep(t))

donde Rp es el semieje mayor de la √≥rbita, ep la excentricidad y Ep(t) la anomal√≠a exc√©ntrica en el instante t. Seg√ļn esto:

rT/rv=[RT (1 - eT cos ET)] / [RV (1 - eV cos EV)]

La tercera ley de Kepler relaciona los semiejes mayores de las órbitas con los períodos de revolución Pp:

(RT / RV)3 = (PT / PV)2

de manera que

rT/rv=(PT / PV)2/3 (1 - eT cos ET) / (1 - eV cos EV) [2]

Hasta aqu√≠, pues, hemos sido capaces de determinar πs y rT que son la paralaxis y la distancia Tierra-Sol en el instante t de observaci√≥n.

2.2 Determinación de la distancia media

Para determinar la distancia media Tierra-Sol (RT) y la correspondiente paralaxis media πo, que se relacionan mediante el radio ecuatorial terrestre R por:

πo ≈≈ R/RT

es necesario hacer alguna consideración adicional:

Si se expresa la proyección d de la distancia entre M1 y M2 en el plano normal a la dirección Tierra-Sol en unidades del radio ecuatorial terrestre, y la distancia Tierra-Sol en unidades de la distancia media, tendremos:

πs = [(d/R) / (rT /RT)] (R/RT) ≈ [(d/R) / (rT /RT)] πo

El cociente rT /RT se puede deducir de la primera ley de Kepler como:

rT/RT = 1 - eT cos ET(t)

y por tanto, s√≥lo nos falta calcular d/R (ver Figura 3). Projeccions en el pla normal a la direcciů Terra-Sol
Figura 3. Proyección de la distancia entre M1 y M2 en el plano normal a la dirección Tierra-Sol.
Obtenida de una p√°gina a cargo de P. Rocher ( IMCCE )

Haciendo el producto vectorial entre los vectores M1M2 y OC, obtendremos el valor de sin θ, porque

M1M2 √— OC = |M1M2| rT sin θ

En la figura 3 se puede ver que:

d = |M1M2| cos (90 – θ) = |M1M2| sin θ

y por tanto,

d = M1M2 √— OC / rT

Ahora necesitamos calcular M1M2 √— OC.

C√°lculo del vector OC

Este vector se puede expresar a partir de las coordenadas ecuatoriales del Sol (α,δ) en el instante de la observaci√≥n como:

x=rT cos δ cos α
y=rT cos δ sin α
z=rT sin δ

C√°lculo del vector M1M2

La posición de cada observador se puede expresar como (ver figura 4):

x=R cos φ cos (λ+TG)
y=R cos φ sin (λ+TG)
z=R sin φ

siendo φ y λ las coordenadas geogr√°ficas (latitud y longitud) del observador y TG=TG(0) + 1.00273791 t. El tiempo t de la observaci√≥n se ha de expresar en la escala de Tiempo Universal (TU). Para la mayor√≠a de Europa TU = tiempo oficial – 2h en junio. Diagrama explicatiu de les coordenades equatorials
Figura 4. Posiciones de un astro (por ejemplo el Sol) y de un observador en la Tierra en coordenadas ecuatoriales.
Obtenida de una p√°gina a cargo de P. Rocher ( IMCCE )

Las coordenadas del vector M1M2 se pueden encontrar f√°cilmente como:

X=x1 – x2
Y=y1 – y2
Z=z1 – z2

Ejemplo pr√°ctico

Uno de los programas disponibles en http://serviastro.am.ub.es/venus2004/ está basado en esta formulación y se puede utilizar como ejemplo práctico. El segundo programa se basa en la comparación de la duración de los tránsitos vistos desde dos lugares diferentes.

Referencias

 
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