Crédito de imagen: NASA / JPL
El martes 8 de junio, los observadores de toda Europa, así como de la mayor parte de Asia y África, podrán presenciar un fenómeno astronómico muy raro cuando el planeta Venus se alinee directamente entre la Tierra y el Sol. Visto como un pequeño disco negro contra el brillante Sol, Venus tardará aproximadamente 6 horas en completar su cruce de la cara del Sol, conocido como "tránsito". Todo el evento es visible desde el Reino Unido, si el clima lo permite.
El último tránsito de Venus tuvo lugar el 6 de diciembre de 1882, pero el último que se pudo haber visto en su totalidad desde el Reino Unido, como en esta ocasión, fue en 1283 (cuando nadie sabía que estaba sucediendo) y el próximo no ser hasta 2247! (El tránsito del 6 de junio de 2012 no será visible desde el Reino Unido). El primer tránsito de Venus que se observó fue el 24 de noviembre de 1639 (Calendario Juliano). Los tránsitos también ocurrieron en 1761, 1769 y 1874.
Venus y Mercurio orbitan alrededor del Sol más cerca que la Tierra. Ambos planetas se alinean regularmente aproximadamente entre la Tierra y el Sol (llamado "conjunción"), pero en la mayoría de las ocasiones pasan por encima o por debajo del disco del Sol desde nuestro punto de vista. Desde 1631, los tránsitos de Venus han estado ocurriendo a intervalos de 8, 121.5, 8 y luego 105.5 años y este patrón continuará hasta el año 2984. Los tránsitos de Mercurio son más comunes; hay 13 o 14 cada siglo, el próximo será en noviembre de 2006.
CUANDO Y DONDE
El tránsito de Venus del 8 de junio comienza poco después del amanecer a aproximadamente las 6.20 BST, cuando el Sol estará a unos 12 grados sobre el horizonte oriental. Tomará aproximadamente 20 minutos desde el "primer contacto" hasta que el planeta esté completamente recortado contra el Sol, aproximadamente en la posición de "8 en punto". Luego cortará un camino diagonal a través de la parte sur del Sol. El tránsito medio es de aproximadamente 9.22 BST. Venus comienza a dejar el Sol cerca de la posición de las 5 en punto a las 12.04 BST y el tránsito finalizará por completo alrededor de las 12.24. Los tiempos difieren en algunos segundos para diferentes latitudes, pero si las nubes lo permiten, el tránsito será visible desde cualquier lugar donde esté el Sol, incluido todo el Reino Unido y casi toda Europa.
Para ver un diagrama de la trayectoria de Venus a través del Sol, ver:
http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/OH/tran/ transit2004-2a.GIF (alta resolución)
http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/OH/tran/ transit2004-2b.GIF (baja resolución)
http://www.transit-of-venus.org.uk/transit.htm
Para ver el mapa que muestra dónde está visible el tránsito, consulte:
COMO VER
Venus es lo suficientemente grande como para ser visible para alguien con vista normal sin la ayuda de binoculares o un telescopio. Su diámetro aparecerá aproximadamente 1/32 del diámetro del Sol. Sin embargo, NADIE DEBE MIRAR DIRECTAMENTE AL SOL, CON O SIN UN TELESCOPIO O BINOCULARES SIN USAR UN FILTRO SOLAR SEGURO. HACERLO ES MUY PELIGROSO Y PROBABLEMENTE RESULTAR EN LA CIEGA PERMANENTE.
Para una visualización segura del tránsito, se aplican las mismas reglas que para observar un eclipse de sol. Se pueden utilizar los visores de Eclipse (siempre que no estén dañados), y la observación se limita a unos pocos minutos a la vez. (Tenga en cuenta que NO deben usarse con binoculares o un telescopio). Para una vista ampliada, un pequeño telescopio puede proyectar una imagen del Sol en una pantalla. La proyección estenopeica, sin embargo, no producirá una imagen lo suficientemente nítida para mostrar claramente a Venus.
Información más detallada sobre seguridad de:
http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/SEhelp/safety2.html
http://www.transit-of-venus.org.uk/safety.htm
IMPORTANCIA DEL TRÁNSITO
En los siglos XVIII y XIX, los tránsitos de Venus presentaron raras oportunidades para abordar un problema fundamental: encontrar un valor preciso para la distancia entre la Tierra y el Sol. La unidad que usan los astrónomos para las mediciones de distancia en el sistema solar se basa estrechamente en su valor promedio y se denomina unidad astronómica (AU). Tiene aproximadamente 93 millones de millas, o 150 millones de km.
Al final, aunque las observaciones de tránsitos produjeron respuestas aproximadas, nunca fueron tan precisas como se esperaba originalmente (ver más sobre esto a continuación). Pero la búsqueda fue el estímulo para una cooperación científica internacional sin precedentes y para expediciones que produjeron descubrimientos mucho más allá de su alcance original previsto. Hoy, las distancias en el sistema solar se conocen con gran precisión a través de medios muy diferentes.
En el siglo XXI, el interés principal en los tránsitos de Venus de 2004 y 2012 es su rareza como fenómenos astronómicos, las oportunidades educativas que presentan y el sentido de un vínculo con eventos importantes en la historia científica y mundial.
Sin embargo, los astrónomos ahora están particularmente interesados en el principio general de los tránsitos planetarios como una forma de buscar sistemas planetarios extrasolares. Cuando un planeta cruza frente a su estrella madre, hay un minuto de caída en el brillo aparente de la estrella. Identificar tales inmersiones será un método útil para encontrar planetas que orbitan otras estrellas. Algunos astrónomos pretenden usar el tránsito de Venus como una prueba para ayudar a diseñar búsquedas de planetas extrasolares.
El tránsito será observado por dos observatorios solares en el espacio: TRACE y SOHO. Desde donde se coloca SOHO, no verá un tránsito a través del disco visible del Sol, pero observará el paso de Venus a través de la corona del Sol (su atmósfera exterior).
TRÁNSITOS DE VENUS DEL PASADO
La primera persona en predecir un tránsito de Venus fue Johannes Kepler, quien calculó que tendría lugar el 6 de diciembre de 1631, solo un mes después del tránsito de Mercurio el 7 de noviembre. Aunque se observó el tránsito de Mercurio, el tránsito de Venus no era visible desde Europa y no hay registro de que nadie lo haya visto. Kepler mismo murió en 1630.
Jeremiah Horrocks (también deletreado Horrox), un joven astrónomo inglés, estudió las tablas planetarias de Kepler y descubrió que faltaba un mes para el tránsito de Venus el 24 de noviembre de 1639. Horrocks observó parte del tránsito desde su casa en Much Hoole, cerca de Preston, Lancashire. Su amigo William Crabtree también lo vio desde Manchester, después de haber sido alertado por Horrocks. Hasta donde se sabe, fueron las únicas personas que presenciaron el tránsito. Trágicamente, la prometedora carrera científica de Horrocks se vio truncada cuando murió en 1641, a la edad de 22 años.
Edmond Halley (de la fama del cometa) se dio cuenta de que, en principio, las observaciones de los tránsitos de Venus podrían usarse para determinar qué tan lejos está el Sol de la Tierra. Este era un problema importante en astronomía en ese momento. El método implicaba observar y cronometrar un tránsito desde latitudes ampliamente espaciadas desde donde la huella de Venus a través del Sol parecería ligeramente diferente. Halley murió en 1742, pero los tránsitos de 1761 y 1769 se observaron desde muchos lugares del mundo. La expedición del capitán James Cook a Tahití en 1769 es una de las más famosas y se convirtió en un viaje de descubrimiento mundial. Sin embargo, los resultados en la distancia Sol-Tierra fueron decepcionantes. Las observaciones estuvieron plagadas de muchas dificultades técnicas.
Sin embargo, 105 años después, los astrónomos optimistas lo intentaron nuevamente. Los resultados fueron igualmente decepcionantes y la gente comenzó a darse cuenta de que los problemas prácticos con la simple idea de Halley eran demasiado grandes para superarlos. Aun así, para el año 1882, hubo un enorme interés público y se mencionó en la portada de la mayoría de los periódicos. Miles de personas comunes lo vieron por sí mismos.
En su libro de 1885, "La historia de la astronomía", el profesor Sir Robert Stawell Ball describió sus propios sentimientos al ver el tránsito 3 años antes:
"... Haber visto incluso una parte de un tránsito de Venus es un evento para recordar durante toda la vida, y nos sentimos más encantados de lo que se puede expresar fácilmente ... Antes de que el fenómeno hubiera cesado, me ahorré unos minutos del trabajo algo mecánico en el micrómetro para ver el tránsito en la forma más pintoresca que presenta el gran campo del buscador. El sol ya comenzaba a ponerse los tonos rojizos de la puesta del sol, y allí, en lo más profundo de su rostro, estaba el agudo, redondo y negro disco de Venus. Entonces fue fácil simpatizar con la alegría suprema de Horrocks, cuando, en 1639, fue testigo por primera vez de este espectáculo. El interés intrínseco del fenómeno, su rareza, el cumplimiento de la predicción, el noble problema que el tránsito de Venus nos ayuda a resolver, están presentes en nuestros pensamientos cuando miramos esta imagen agradable, cuya repetición no ocurrirá. nuevamente hasta que las flores florezcan en junio de 2004. "
Para un excelente resumen histórico, ver:
EL PROBLEMA FAMOSO DE "GOTA NEGRA"
Uno de los principales problemas que enfrentaron los observadores visuales de los tránsitos fue determinar el momento exacto en que Venus estuvo por primera vez completamente en la cara visible del Sol. Los astrónomos llaman a este punto "segundo contacto". En la práctica, cuando Venus cruzó hacia el Sol, su disco negro pareció permanecer unido al borde del Sol por un corto tiempo por un cuello oscuro, haciendo que pareciera casi en forma de pera. Lo mismo sucedió a la inversa cuando Venus comenzó a abandonar el Sol. Este llamado "efecto de gota negra" fue la razón principal por la cual el tiempo de los tránsitos no produjo resultados precisos consistentes para la distancia Sol-Tierra. Halley esperaba que el segundo contacto pudiera programarse en aproximadamente un segundo. La gota negra redujo la precisión del tiempo a más como un minuto.
El efecto de gota negra a menudo se atribuye erróneamente a la atmósfera de Venus, pero Glenn Schneider, Jay Pasachoff y Leon Golub mostraron el año pasado que el problema se debe a una combinación de dos efectos. Una es la imagen borrosa que ocurre naturalmente cuando se usa un telescopio (descrito técnicamente como "la función de dispersión de puntos"). La otra es la forma en que el brillo del Sol disminuye cerca de su "borde" visible (conocido por los astrónomos como "oscurecimiento de las extremidades").
Se realizarán más experimentos sobre este fenómeno en el tránsito de Venus del 8 de junio utilizando el observatorio solar TRACE en el espacio.
VENUS: EL EQUIVALENTE PLANETARIO AL INFIERNO.
A primera vista, si la Tierra tuviera un gemelo, sería Venus. Los dos planetas son similares en tamaño, masa y composición, y ambos residen en la parte interna del Sistema Solar. De hecho, Venus se acerca más a la Tierra que cualquiera de los otros planetas.
Antes del advenimiento de la era espacial, los astrónomos solo podían especular sobre la naturaleza de su superficie oculta. Algunos pensaron que Venus podría ser un paraíso tropical, cubierto de bosques u océanos. Otros creían que era un desierto árido y árido. Después de las investigaciones de numerosas naves espaciales estadounidenses y rusas, ahora sabemos que el vecino planetario de la Tierra es el mundo más infernal y hostil imaginable. Cualquier astronauta que tuviera la mala suerte de aterrizar allí sería aplastado, asado, ahogado y disuelto simultáneamente.
A diferencia de la Tierra, Venus no tiene océano, ni satélites ni campo magnético intrínseco. Está cubierto por espesas nubes amarillentas, hechas de azufre y gotas de ácido sulfúrico, que actúan como una manta para atrapar el calor de la superficie. Las capas de nubes superiores se mueven más rápido que los vientos huracanados en la Tierra, barriendo todo el planeta en solo cuatro días. Estas nubes también reflejan la mayor parte de la luz solar entrante, lo que ayuda a Venus a eclipsar todo en el cielo nocturno (aparte de la Luna). En la actualidad, Venus domina el cielo occidental después del atardecer.
La presión atmosférica es 90 veces mayor que la de la Tierra, por lo que un astronauta parado en Venus sería aplastado por una presión equivalente a una profundidad de 900 m (más de media milla) en los océanos de la Tierra. La atmósfera densa consiste principalmente en dióxido de carbono (el gas de efecto invernadero que exhalamos cada vez que exhalamos) y prácticamente no hay vapor de agua. Dado que la atmósfera permite que ingrese el calor del Sol pero no permite que escape, las temperaturas de la superficie se elevan a más de 450 grados. C: lo suficientemente caliente como para derretir el plomo. De hecho, Venus es más caliente que Mercurio, el planeta más cercano al Sol.
Venus gira lentamente sobre su eje una vez cada 243 días terrestres, mientras orbita al Sol cada 225 días, por lo que su día es más largo que su año. Igual de peculiar es su rotación retrógrada o “hacia atrás”, lo que significa que un venusino vería el Sol levantarse en el oeste y ponerse en el este.
La Tierra y Venus son similares en densidad y composición química, y ambos tienen superficies relativamente jóvenes, y parece que Venus resurgió por completo hace 300 a 500 millones de años.
La superficie de Venus comprende aproximadamente el 20% de las llanuras bajas, el 70% de las tierras altas onduladas y el 10% de las tierras altas. La actividad volcánica, los impactos y la deformación de la corteza han dado forma a la superficie. Más de 1,000 volcanes de más de 20 km (12.5 mls) de diámetro salpican la superficie de Venus. Aunque gran parte de la superficie está cubierta por vastos flujos de lava, no se ha encontrado evidencia directa de volcanes activos. Los cráteres de impacto de menos de 2 km (1 ml) de ancho no existen en Venus porque la mayoría de los meteoritos se queman en la densa atmósfera antes de que puedan llegar a la superficie.
Venus es más seco que el desierto más seco de la Tierra. A pesar de la ausencia de lluvia, ríos o vientos fuertes, se produce cierta erosión y erosión. La superficie está cepillada por vientos suaves, no más fuertes que unos pocos kilómetros por hora, suficientes para mover granos de arena, y las imágenes de radar de la superficie muestran vetas de viento y dunas de arena. Además, la atmósfera corrosiva probablemente altera químicamente las rocas.
Las imágenes de radar enviadas por las naves espaciales en órbita y los telescopios terrestres han revelado varios "continentes" elevados. En el norte hay una región llamada Ishtar Terra, una meseta alta más grande que los Estados Unidos continentales y limitada por montañas casi el doble de altas que el Everest. Cerca del ecuador, las tierras altas de Afrodita Terra, más de la mitad del tamaño de África, se extienden por casi 10,000 km (6,250 millas). Los flujos de lava volcánica también han producido canales largos y sinuosos que se extienden por cientos de kilómetros.
Fuente original: Comunicado de prensa de RAS
