La ciència dels eclipsis
El Sol, la nostra estrela
El Sol és la nostra estrela, situada en el centre del sistema solar. En el context de la nostra galàxia, la Via Làctia, el Sol és una estrela completament estàndard: té una massa baixa-intermèdia respecte al rang de masses estel·lars possibles, està en l'etapa de la seua vida que denominem seqüència principal, que és l'etapa més llarga i estable de la vida de les estreles, i en el sistema de classificació estel·lar espectral és de tipus G2V, amb lluminositat i temperatura intermèdies. És a dir, hi ha milers de milions d'estreles com la nostra distribuïdes per la Via Làctia, i moltes més si considerem altres galàxies. I no obstant això en el nostre entorn immediat el paper del Sol és essencial: la seua formació va generar l'existència de tot el sistema solar, la seua massa actual suposa el 99,86% de la massa total del sistema planetari, és el seu principal focus d'atracció gravitatòria i amb això manté unit tot el sistema, i és amb molta diferència la seua principal font d'energia. És l'objecte més brillant del nostre cel, amb una magnitud de -26,74, la qual cosa fa que molt pocs objectes o esdeveniments astronòmics puguen ser visibles durant el dia, quan ell està visible.
La nostra estrela té una grandària intermèdia, amb un radi d'uns 700.000 km, i per tant molt de menor que estreles supergegants com Rigel (radi de més de 70 vegades el radi del Sol) o Antares (radi de ~680 vegades el radi del Sol). Però en comparació amb la Terra és molt massiu, ja que necessitaríem 330.000 Terres per a igualar la massa del Sol, i un total de 1,3 milions de Terres per a emplenar tot el seu volum. Quant a distàncies, es troba a uns 150 milions de quilòmetres del nostre planeta, la qual cosa fa que la llum que emet tard uns huit minuts a arribar-nos.
El Sol és una gran esfera de gas, composta en un 74,9% d'hidrogen i un 23,8% d'heli, mentres que els elements més pesats suposen menys d'un 2% del total. La seua estructura comprén diferents regions o capes. En el centre tenim el nucli, la zona més calenta, a més de 15 milions de graus Celsius, que és on es produïxen les reaccions de fusió nuclear que transformen l'hidrogen en heli, i que generen l'energia del Sol. L'energia generada per aquests reaccions nuclears és la que manté a l'estrela en equilibri enfront del col·lapse gravitatori. Al voltant del nucli solar estan la zona radiativa i la convectiva, separades per la zona de transició de la tacoclina. Aquestes capes transporten l'energia que es genera en el nucli fins a les capes més externes, i d'ací és radiada a l'espai. Un fotó produït en el nucli solar tarda uns 170.000 anys a arribar a la zona superior de la capa convectiva.
Per damunt de la zona convectiva tenim la fotosfera, a una temperatura d'uns 5.500 graus Celsius, i per tant molt més freda que el nucli solar. Aquesta és la capa que considerem com la superfície del Sol, encara que no és anàloga a la superfície terrestre, ja que en aquest cas estem parlant de gas. Es considera la superfície perquè és la capa que emet la major part de la llum visible del Sol, i per tant la que veiem des de la Terra amb els nostres ulls (de nou convé ressaltar la importància de no mirar mai al Sol de manera directa, pel mal que pot generar en la nostra visió). El Sol és òpticament opac cap a l'interior de la fotosfera, i per això no podem veure les capes internes.
Per damunt de la fotosfera tenim les dos capes que constituïxen el que anomenem l'atmosfera solar, que són transparents per a nosaltres: la cromosfera i la corona. La cromosfera és una capa prima, amb un gruix estimat de "només" entre 3.000 i 5.000 quilòmetres, composta per gasos de baixa pressió. Per part seua, la corona és la capa més externa del Sol, formada per plasma de baixa densitat que s'estén fins a milions de quilòmetres en l'espai exterior. Està a més molt calent, amb temperatures que superen el milió de graus, i per tant molt per damunt de la temperatura de la fotosfera. Aquest enorme increment de la temperatura cap a l'exterior del Sol, que no pot respondre a mecanismes tèrmics, és un dels majors misteris que amaga encara la nostra estrela, i és un fenomen en investigació. El material de la cromosfera i la corona és molt poc dens i per això normalment no podem percebre la llum visible que emeten, perquè és molt més tènue que la de la brillant fotosfera. L'excepció a això la constituïxen precisament els eclipsis totals de Sol.
El Sol manté una important activitat magnètica, que genera intensos fenòmens en la seua superfície i les seues capes atmosfèriques. Estem parlant de les erupcions o fulguracions solars, grans explosions que es produïxen en alguns punts de l'atmosfera solar quan s'alliberen grans quantitats d'energia a causa de processos de reordenació local relacionats amb el camp magnètic del Sol. En les fulguracions s'emet una gran quantitat de radiació a l'espai. Sovint poden estar acompanyades d'ejeccions de massa coronal, en les quals també s'emeten partícules carregades de l'atmosfera solar, és a dir, plasma. Part d'aquest material torna a caure al Sol, i això genera estructures en forma d'arc que es veuen en la superfície, mentres que una altra part es perd en l'espai. La radiació i el plasma emesos per les fulguracions i les ejeccions de massa coronal arriben a la Terra i, encara que comptem amb la protecció del nostre propi camp magnètic, notem els seus efectes: poden perjudicar satèl·lits o avions a gran altitud, i generen les belles aurores boreals o australs que podem veure prop dels pols. El camp magnètic solar varia en el temps, la qual cosa produïx cicles quasi periòdics d'activitat solar d'uns 11 anys, que es reflectixen en el nombre de taques solars visibles en mitjana sobre la seua superfície.
Estudi de la corona solar. Coronògrafs
La lluminositat de la corona solar és una milionèsima part de la del Sol íntegrament, per la qual cosa habitualment ens és impossible percebre de manera directa la brillantor d'aquesta capa de la nostra estrela. Això només podia fer-se durant els eclipsis totals de Sol, en els quals el disc lunar ens oculta la resta de l'emissió de l'astre. Per a superar aquesta limitació, l'astrònom francés Bernard Lyot va inventar en 1931 un dispositiu, anomenat coronògraf, que simula un eclipsi de Sol, bloquejant artificialment la llum provinent de la fotosfera i amb això permetent distingir la contribució de la corona. El coronògraf es pot acoblar a un telescopi, i el seu principal element és un disc opac que oculta la imatge del Sol formada per una altra lent.
La majoria de coronògrafs s'usen per a l'estudi de la corona solar, però s'han desenrotllat també instruments que es basen en el mateix principi, anomenats coronògrafs estel·lars, destinats a l'observació d'objectes feblement il·luminats prop d'una estrela o una altra font de llum d'alta intensitat. És el cas dels quals s'utilitzen per a buscar planetes extrasolars o discos circumestel·lars al voltant d'estreles pròximes, o en l'estudi de galàxies que alberguen quàsars o nuclis galàctics actius. Exemples d'observatoris que inclouen coronògrafs són els telescopis espacials Hubble (en particular en un dels seus instruments en l'infraroig pròxim anomenat NICMOS) i Webb (en els seus instruments en l'infraroig pròxim i mitjà NIRCam i MIRI). Aquests instruments tenen a més el benefici afegit d'estar situats fora de l'atmosfera terrestre, per la qual cosa són més eficients que els que es troben en els observatoris de la Terra.
La Lluna, el nostre satèl·lit natural
La Lluna és l'únic satèl·lit natural que té la Terra. Es tracta d'un cos rocós, sense hidrosfera, atmosfera o camp magnètic. L'absència d'atmosfera i d'activitat tectònica produïx el seu característic mapa de cràters en superfície, causats per l'impacte de diversos cossos al llarg de la seua història. També destaquen les mars lunars, grans esplanades de lava solidificada.
El sistema Terra-Lluna és un duo excepcional a causa de la relació de grandàries, ja que la Lluna té un diàmetre de l'orde de la quarta part del de la Terra. Això fa que siga un dels majors satèl·lits naturals del sistema solar respecte a la grandària del cos entorn del qual gira, només superat per Caront, el satèl·lit principal de Plutó. Aquesta atípica relació de grandàries pot estar relacionada amb l'origen de la Lluna, que es considera a causa de les restes produïdes per una col·lisió entre la Terra i un altre cos de gran grandària en les primeres fases de la formació del sistema solar. En grandària absoluta la Lluna és el quint satèl·lit més gran del nostre sistema, després de Ganímedes, Titàn, Calisto i Ío.
El nostre satèl·lit està a una distància mitjana de la Terra d'uns 384.400 km, encara que la distància real varia al llarg de la seua òrbita, ja que aquesta és lleugerament el·líptica. Això genera també una variació en la seua grandària aparent en el nostre cel. La Lluna tarda 27 dies, 7 hores i 43 minuts a completar una òrbita exacta entorn de la Terra (revolució sideral), però transcorren 29 dies, 12 hores i 44 minuts a situar-se de la mateixa manera respecte al parell Terra-Sol (revolució sinòdica), ja que en aquest cas cal tindre en compte el moviment de translació de la pròpia Terra. Al llarg del temps les forces de marea existents entre la Terra i la Lluna han produït la sincronització entre el període orbital de la Lluna entorn de la Terra i el seu període de rotació, per la qual cosa el satèl·lit sempre ens mostra la mateixa cara. En funció de la seua posició entorn de la Terra i a la il·luminació que el nostre satèl·lit rep del Sol es produïxen les fases de la Lluna, que descriuen si la veiem completament il·luminada (pleniluni o lluna plena), només parcialment (lluna creixent o decreixent, segons de quina manera estiga progressant la porció il·luminada), o sense il·luminació i per tant difícilment perceptible (noviluni o lluna nova). Aquestes fases lunars han sigut utilitzades en múltiples casos al llarg de la història de la humanitat per a la mesura del temps..
La Lluna exercix un paper decisiu en les condicions existents en la Terra: és la principal causa de les marees (amb una influència significativa però considerablement menor del Sol) i la seua presència estabilitza l'eix de rotació de la Terra, evitant amb això bruscos canvis estacionals. Les forces de marea existents entre Terra i Lluna produïxen a més un efecte d'alentiment en la rotació de la Terra, allargant el dia terrestre uns 17 microsegons cada any, i un allunyament de la Lluna, la distància de la qual al nostre planeta augmenta en uns 4 centímetres a l'any.
Com hem reiterat al llarg d'aquest volum, són els alineaments de Sol, Terra i Lluna els que produïxen els eclipsis de Lluna (quan la Terra s'interposa entre els altres dos) i de Sol (quan és la Lluna la que s'interposa i projecta la seua ombra sobre la Terra). El fet que des de la Terra la grandària angular aparent de la Lluna i el Sol siguen semblants permet que alguns dels eclipsis de Sol puguen ser totals, amb un enfosquiment complet de la superfície de l'astre.
Trànsits de Mercuri i Venus
Els trànsits ocorren quan un planeta amb una òrbita interior (o més pròxim al Sol) s'alinea amb un altre amb una òrbita exterior (o més allunyat) i el Sol. Es pot dir, per tant, que són uns tipus especials d'eclipsis. En el cas de la Terra, els trànsits es donen amb els planetes interiors, això és, Mercuri i Venus, que veiem aparéixer davant del Sol. Els trànsits són fenòmens molt menys freqüents que els eclipsis de Sol, ja que la Lluna, en estar més prop de la Terra que Mercuri o Venus, té un període sinòdic (període orbital observat des de la Terra) molt menor que el d'aquests planetes.
Anàlogament al que ocorre amb els eclipsis de Sol i Lluna, els trànsits només ocorren quan el planeta més interior es troba en la seua conjunció inferior, és a dir, alineat entre el Sol i la Terra. Per a això ha d'estar molt prop d'un dels nodes de la seua òrbita, que són els dos punts en els quals la seua òrbita creua el pla de l'òrbita terrestre, perquè només en aquest cas es produïx l'alineament quasi perfecte dels tres astres.
La lleugera inclinació que té l'òrbita de cada un dels planetes respecte a la dels altres, fa que l'alineació dels astres siga poc probable. Aquesta lleugera inclinació és suficient perquè en la majoria d'ocasions no es veja el planeta interior passar per davant del disc solar, sinó per damunt o per davall d'ell. En el cas particular de Mercuri i Venus, la inclinació de l'òrbita de Mercuri respecte a la de la Terra és de 7,0°, mentres que la de Venus és de 3,4°.
A pesar que la inclinació de l'òrbita de Venus (més de 3°) és menor que la de Mercuri (una mica major a 7°), la menor distància de Venus a la Terra en els seus encreuaments amb el Sol fa que en l'actualitat passe fins a quasi 9° per damunt o per davall del disc solar, mentres que en el cas de Mercuri aquesta distància angular no arriba a 5°. El Sol té poc més de mig grau de diàmetre angular (32´) vist des de la Terra.
La diferència del nombre de conjuncions inferiors per segle d'aquests dos planetes ve donada pel període sinòdic (temps transcorregut des que un objecte reapareix en el mateix punt respecte al Sol i la Terra) dels dos. Mercuri, en trobar-se més prop del Sol, té un menor període de 116 dies, i 315 conjuncions per segle. Venus, en canvi, amb un major període de 584 dies, no té més que 62 o 63. Considerant únicament aquests dos factors, es pot estimar que la freqüència dels trànsits de Venus és deu vegades menor que la de Mercuri.
En 1631 va ocórrer una rara situació, que va tornar a donar-se en 1769 i no tornarà a ocórrer fins a finals de 2611. Es tracta d'un trànsit dels dos planetes en el mateix any. No obstant això, en un mateix dia no poden ocórrer els dos trànsits ja que l'orientació de la línia dels nodes de Mercuri i la de Venus no coincidixen actualment.
Trànsits de Mercuri
Els nodes de l'òrbita de Mercuri són al voltant del 10 de novembre (ascendent) i del 8 de maig (descendent). Els trànsits, per tant, solen ser entorn d'aquestes dates, donant-se amb major freqüència els que ocorren al novembre. El node ascendent ocorre quan un planeta creua el pla de l'eclíptica de baix cap amunt. El node descendent ocorre en la posició oposada, quan es creua el pla de l'eclíptica de dalt cap avall.
Una altra característica que distingix els dos trànsits és la duració del mateix quan el planeta passa pel centre del Sol. Pel fet que el trànsit ascendent ocorre quan Mercuri està més prop del Sol, aquest es mou més ràpid, reduint la duració respecte als trànsits descendents, que ocorren quan el planeta està més lluny del Sol. La diferència entre les dos duracions pot ser una mica major a les 2 hores: al maig poden arribar a les quasi huit hores enfront de les cinc i mitja de novembre.
En el segle actual hi haurà un total de 14 trànsits, cinc al maig i nou al novembre. D'ells, cinc es veuran complets des de tot el territori espanyol, en sis es veurà només una part del trànsit o es veurà parcialment en algunes regions del territori, i quatre no seran visibles. L'últim es va produir l'11 de novembre de 2019 i el pròxim, complet si ens desplacem a les illes Balears, ocorrerà el 13 de novembre de 2032 i el següent complet des de tot el territori no serà fins al 7 de maig de 2049.
Les observacions dels trànsits de Mercuri realitzades durant el segle XIX van revelar xicotetes discrepàncies amb les efemèrides calculades, la qual cosa va conduir al descobriment de l'anòmal avanç del periheli de Mercuri, que arrossegava la resta de l'òrbita també. Extrapolant les observacions disponibles, es va concloure que el periheli i l'òrbita de Mercuri completen un gir al voltant del Sol aproximadament cada 227.000 anys. Els càlculs teòrics mitjançant l'ús de la llei de Newton, no obstant això, predeien un gir de 240.000 anys. Un xicotet error que, no obstant això, revelava una discrepància entre les observacions i la teoria de gravitació de Newton que en va es van intentar explicar mitjançant la busca d'altres planetes o cinturons d'asteroides que pogueren causar aquest comportament. No va ser fins a novembre de 1915 quan el físic Albert Einstein el va poder justificar, amb la qual probablement va ser la seua major satisfacció científica, mitjançant la teoria que estava desenrotllant coneguda com a teoria general de la relativitat, constituint el primer dels fenòmens que es va explicar mitjançant aquesta. Com s'esmenta en la secció de "Els eclipsis en la història", en l'eclipsi de Eddington de 1919 es van poder mesurar igualment desplaçaments de les trajectòries de les estreles en el moment de l'eclipsi d'acord amb les prediccions d'aquesta teoria..
Trànsits de Venus
Els trànsits de Venus són uns fenòmens molt poc freqüents, ocorrent de mitjana dos vegades per una mica més d'un segle. Solen donar-se per parells separats de huit anys, encara que també poden ser individuals. Actualment s'alternen duracions de 105,5 i 121,5 anys entre els parells d'intervals.
L'últim parell de trànsits de Venus va ocórrer el 8 de juny de 2004 i el 5 de juny de 2012. El primer va ser visible en totes les seues fases des de tot el territori peninsular però el segon acabava a l'alba en l'est peninsular, per la qual cosa a penes va ser visible. El pròxim parell de trànsits tindrà lloc els dies 11 de desembre de 2117 i 8 de desembre de 2125. El primer no serà visible en l'estat espanyol i el segon serà visible en el seu inici al capvespre.
Els nodes de l'òrbita de Venus són actualment en la primera mitat de juny (descendent) i primera mitat de desembre (ascendent) i a penes hi ha diferència entre la freqüència dels quals es donen en l'un o l'altre node. Els trànsits del node ascendent són lleugerament menys probables pel fet que Venus es troba més prop de la Terra i més lluny del Sol, ocorrent que a vegades en aquestes dates es produïsca un únic trànsit i no en un parell. Excloent els casos en els quals Venus frega el disc solar sense passar la totalitat de la seua projecció per davant del Sol, es produiran entre els anys -2.000 i 6.000 46 trànsits en el node ascendent i 51 en el descendent.
La duració del trànsit pot ser des de 14 minuts a més d'una hora. En el node ascendent, la duració màxima d'un trànsit central és d'una mica més de huit hores. La inclinació de la trajectòria de Venus sobre el disc del Sol és d'uns 9°.
Trànsits històrics
Igual que al llarg de la història els eclipsis han sigut font de divers aprenentatge científic, l'observació i mesura dels trànsits ha sigut també una ferramenta utilitzada per a mesurar la distància i grandàries de diferents objectes del sistema solar.
Els primers intents de mesura de la grandària de la Terra li les devem a Eratòstenes de Cirene (segle 240 a. C.), que mitjançant la diferència de grandària de l'ombra que va observar en un mateix dia a Alexandria i una altra ciutat on sabia que en eixe dia no hi havia ombra situada en el tròpic de Càncer, va estimar la grandària de la circumferència de la Terra. Aristarc de Samos, un contemporani d'Eratòstenes, va proposar mètodes geomètrics de les posicions relatives de la Lluna, el Sol i la Terra en diferents moments de la fase lunar per a mesurar les distàncies i grandàries relatives d'aquests objectes. Aristarc va obtindre erròniament que la distància al Sol era tan sols 19 vegades major que la distància a la Lluna, la qual cosa va portar durant segles als astrònoms a obtindre un valor erroni de la distància al Sol, ja que tots van acceptar el resultat d'Aristarc com a vàlid.
En el segle XVII, l'astrònom Johannes Kepler va introduir la relació entre el període de translació de cada planeta al voltant del Sol amb la grandària de la seua òrbita en la seua tercera llei, segons la qual el quadrat del període és proporcional al cub de la grandària de l'òrbita. En aquella època es desconeixia l'existència dels planetes del sistema solar més allunyats del Sol que Saturn. No obstant això, es coneixien els períodes dels planetes fins a Saturn, amb el que, gràcies a la tercera llei de Kepler, per a deduir la resta de grandàries d'òrbites bastava amb conéixer la grandària d'una sola òrbita, per exemple determinant la distància al Sol. A més, Kepler va arribar a la conclusió que el mètode proposat per Aristarc no era prou precís i que la distància al Sol havia de ser, almenys, 3 vegades major del que s'havia suposat.
Kepler va iniciar el mètode que feia ús dels trànsits per a mesurar la grandària relativa dels planetes respecte al Sol, però a causa d'errors de càlcul de les seues efemèrides, el primer càlcul seguint aquest mètode el van realitzar altres dos astrònoms que van determinar que la grandària angular de Mercuri és cent vegades menor que el del Sol i que el de Venus és vint-i-cinc vegades menor, valor molt semblant a l'obtingut per Galileu directament amb un telescopi.
En el mateix segle, Edmund Halley va intentar determinar la distància a Mercuri combinant les seues mesures i les obtingudes per un altre astrònom durant el trànsit de Mercuri del 7 de novembre de 1677, però sense èxit. Va defendre durant dècades que el millor mètode per a mesurar la distància al Sol era mitjançant tals mesures durant els trànsits i que era més convenient realitzar-les durant un trànsit de Venus, per a facilitar la mesura d'angles i l'observació del planeta en el disc solar.
El seu mètode consistiria a mesurar la duració del trànsit des de llocs a diferents latituds. En cada lloc es mesurarien diferents intervals de temps amb la precisió que permetien els rellotges de pèndol de l'època (i suficient per a diferenciar diferents longituds de recorregut). La diferència entre longituds dels recorreguts permetria deduir l'angle de separació entre els dos recorreguts i, coneixent la distància geogràfica que separava als diferents observadors, es podria calcular la distància al planeta. Coneguda aquesta i les distàncies relatives dels planetes al Sol (per la tercera llei de Kepler), seria possible determinar la distància absoluta de la Terra (i de Venus) al Sol.
El primer trànsit de Venus en què es podia provar aquest mètode anava a tindre lloc el 6 de juny de 1761, seguit d'un altre en 1769. A pesar que Halley per a llavors hauria mort, va proposar diferents emplaçaments des dels quals observar el trànsit, suggerint una col·laboració entre diferents països europeus que podien fer les mesures en les diferents colònies que tenien al llarg del globus. Aquest va ser el primer projecte científic mundial de la història, tant per les expedicions per tot el planeta com per les nacionalitats dels diferents astrònoms que el van dur a terme. En total va haver-hi uns 120 astrònoms repartits en més de 60 llocs. Fins i tot es va aconseguir que els països en guerra acordaren no interferir en les expedicions. No obstant això, la realitat va ser altra. Diversos astrònoms com els francesos Pingré o Le Gentil o els anglesos Mason i Dixon van ser perseguits, atacats i fins capturats per la flota enemiga. El francés Chappe va haver de realitzar una part del recorregut en trineu després de perdre el seu vaixell. El que va tindre el viatge més accidentat va ser Le Gentil, que no va aconseguir arribar a la seua destinació, assetjat per diferents colons durant el seu viatge, limitant-se, per tant, a observar el trànsit des del seu vaixell des d'una posició desconeguda en la mar. Tot l'esforç va servir per a estimar la distància al Sol amb una incertesa massa gran, del 12%, donant un valor entre 124 i 159 milions de km.
El següent trànsit de Venus es va produir el 3 de juny de 1769 i va ser observat en millors condicions i amb la lliçó apresa de la primera vegada. Es van distribuir més de 150 astrònoms en uns 80 llocs. Una d'eixes missions se li va encarregar al navegant James Cook, que va realitzar el seu primer viatge des d'Anglaterra fins a Tahití per a portar a bord a un astrònom que observara aquest trànsit i a un naturalista perquè l'immortalitzara. A pesar que només una part de les observacions es pogueren dur a terme i de les diferents dificultats i incerteses de l'anàlisi de les dades obtingudes, el resultat va donar un rang de valors de la distància al Sol d'entre 149 i 157 milions de km, reduint la incertesa anterior. En eixe moment es va acceptar prendre la distància al Sol com la mitjana dels dos valors extrems, això és, 153 milions de km, amb una incertesa encara insatisfactòria. L'astrònom alemany Johann Franz Encke va solucionar el problema de la incertesa quan va analitzar de nou les dades i va fer ús del mètode dels mínims quadrats inventat per Johann Carl Friedrich Gauss uns anys abans, obtenint un valor mitjà de 153,5±0,7 milions de km per a la distància al Sol.
Durant el segle XIX es va decidir tornar a realitzar campanyes per a observar els dos següents trànsits de Venus, del 9 de desembre de 1874 i el 6 de desembre de 1882, ja que altres mètodes obtenien per a la distància al Sol un valor de 147 milions de km. La millora de la instrumentació i la professionalització dels astrònoms va impulsar la inversió en diners i esforç en el primer dels trànsits, tornant a realitzar múltiples expedicions per a realitzar les mesures. No obstant això, es van tornar a enfrontar a molts problemes que van incloure la pèrdua de dades o les diferències individuals entre les diferents dades preses. Això va fer que no es tingueren tantes expedicions en el segon dels trànsits, que es va observar principalment des de diferents països d'Europa i els EUA. L'astrònom William Harkness va recopilar, des dels EUA, totes les dades dels dos últims trànsits i va obtindre un resultat de 148,8±0,2 milions de km per a la distància al Sol. Considerant també les dades del segle anterior i amb valors millorats de les longituds geogràfiques on es van observar, l'astrònom estatunidenc Simon Newcomb va obtindre una distància al Sol similar, de 149,6±0,4 milions de km.
En finalitzar el segle XIX la distància al Sol s'havia mesurat amb una precisió de 1/1000. En el segle XX no va haver-hi trànsits de Venus, però amb diversos mètodes s'ha aconseguit augmentar la precisió de la mesura de distància al Sol notablement. Si en el segle XIX la incertesa era de centenars de milers de km, hui dia es coneix la distància amb una precisió de 3 m, millora aconseguida en l'últim segle. En 2012 la Unió Astronòmica Internacional va adoptar com a unitat de longitud per a les mesures de distàncies en el sistema solar i a altres estreles la "unitat astronòmica" (au) amb un valor de 149.597.870,700 m.
Trànsits exoplanetaris
Des de fa unes dècades el nostre cens de planetes coneguts va molt més allà del sistema solar. En 1992 els radioastrònoms Aleksander Wolszczan i Dale Frail van descobrir tres planetes orbitant un púlsar, és a dir, una estrela de neutrons girant a gran velocitat, i a penes uns pocs anys més tard, en 1995, els astrònoms Michel Mayor i Didier Queloz van confirmar la detecció del primer planeta extern al sistema solar orbitant entorn d'una estrela de seqüència principal, és a dir, anàloga al nostre Sol quan la seua fase evolutiva. Aquests primers planetes llunyans, anomenats exoplanetes per no pertànyer al nostre propi sistema planetari, van inaugurar una llista de deteccions que s'ha incrementat ràpidament amb els anys. En les dates en les quals escrivim aquest volum, inicis de 2025, hi ha més de 5.800 exoplanetes confirmats. L'augment d'aquest nombre està relacionat directament amb l'existència de missions espacials i telescopis que se centren específicament, o que dediquen una part important del seu temps, a la busca d'exoplanetes o a la seua caracterització. És el cas per exemple dels telescopis espacials Kepler o TESS (NASA), CoRoT (CNES/ESA), Cheops (ESA) o les futures missions europees PLATO i Ariel (ESA).
La millora de la nostra capacitat observacional ha permés que ampliem el rang de les propietats físiques dels exoplanetes que som capaços de trobar. Mentres que les primeres deteccions, com la de 1995, corresponien a planetes molt massius que orbitaven molt prop de les seues estreles, en l'actualitat observem planetes fins i tot de la grandària de la Terra. El descobriment d'exoplanetes ha impulsat fortament a més la busca de vida extraterrestre, ara que som conscients del gran nombre de planetes amb algunes similituds amb la Terra que existixen en la nostra galàxia. S'està desenrotllant particularment l'estudi de les atmosferes exoplanetàries, ja que aquestes ens poden aportar informació clau sobre les condicions existents en els seus planetes, i fins i tot arribar a mostrar empremtes generades per l'existència de vida.
Existixen diversos mètodes per a detectar exoplanetes, i un dels més exitosos és el dels trànsits exoplanetaris. Parlem de trànsit en el sistema solar quan un planeta passa, des del punt de vista de la persona observadora, per davant del Sol, com és el cas dels trànsits de Mercuri i Venus descrits en aquest mateix capítol. Podem descriure el fenomen anàleg quan un exoplaneta passa, des del nostre punt de vista, per davant de l'estrela entorn de la qual orbita, ocultant amb això un cert percentatge de la seua superfície i disminuint la seua lluminositat. Estem parlant en condicions generals d'estreles tan llunyanes i planetes tan xicotets que no podem observar directament al planeta realitzant el trànsit, però sí que som capaços detectar eixa xicoteta disminució de la lluminositat de la llum de l'estrela que es produïx com a conseqüència.
El percentatge de disminució de la llum de l'estrela dependrà de la grandària relativa entre estrela i planeta (o dit d'una altra forma, del percentatge de la superfície de l'estrela que el planeta ens oculte), per la qual cosa ens dona informació sobre la grandària del planeta, i la duració del trànsit ens dona informació sobre el seu període orbital, i amb això sobre la seua distància a l'estrela (magnituds relacionades per la tercera llei de Kepler). En la imatge que acompanya aquest text veiem les corbes de llum generades pels trànsits dels set planetes que orbiten l'estrela nana roja TRAPPIST-1. Els planetes més grans produïxen trànsits més profunds, i els planetes més llunyans donen lloc a trànsits més llargs.
El mètode dels trànsits té un important biaix observacional, basat en el fet que només és aplicable a sistemes planetaris orientats "de cantell" respecte a la Terra, és a dir, on estiguem situats pràcticament en el pla orbital del o dels planetes del sistema analitzat. La probabilitat que això ocórrega és baixa, per la qual cosa no detectar un planeta per trànsit no descarta l'existència de planetes en una estrela, i actualment podem assumir que hi ha una gran quantitat de sistemes exoplanetaris que no podem estudiar així. Malgrat això el mètode de detecció per trànsits és el més exitós fins al moment, ja que s'han realitzat grans campanyes d'escanejat del cel buscant estreles on es donaren disminucions de llum de manera periòdica, i que pogueren estar produïdes d'aquesta manera. Fins a la data més de 4.300 planetes s'han detectat mitjançant aquest mètode. Per tant aquests "eclipsis" extrasolars aporten un mètode científic de plena actualitat, que ens està permetent ampliar de manera determinant les fronteres del nostre coneixement.
Fenòmens anàlegs als eclipsis
En termes molt generals, podríem definir eclipsi de Sol al fenomen pel qual la llum del Sol és totalment o parcialment ocultada a la vista d'un observador (real o imaginari) per la interposició d'un astre pròxim entre el Sol i aquest observador. Aquesta és una definició molt general, més general que la que es troba en qualsevol diccionari i fins i tot en llibres d'astronomia, els quals poden pecar de geocentrisme.
Fins i tot al principi d' aquest volum, hem definit l'eclipsi de Sol com el que es dona quan la Lluna oculta parcialment el Sol, vist aquest des de la Terra. Òbviament, això no té en compte a un observador en òrbita, el qual veu eclipsar-se el Sol cada hora i mitja, sent en aquest cas la pròpia Terra l'astre que s'interposa entre Sol i observador. Tampoc té en compte la situació que es dona en la Lluna, quan aquesta entra en l'ombra de la Terra: aquest fenomen, que per a un observador terrestre es denomina eclipsi de Lluna, per a un hipotètic observador lunar ¿quin altre nom pot rebre sinó el d'eclipsi de Sol?
Encara més, no hi ha cap raó per a limitar aquest fenomen al sistema Terra-Lluna. En particular, un imaginari colonitzador de qualsevol gran lluna joviana veuria sovint el Sol eclipsar-se després de l'enorme cos gasós del planeta Júpiter. En la nostra opinió, seria astronòmicament incorrecte no permetre'ls usar l'expressió eclipse de Sol en tal situació, per molt que s'haja inventat per a un fenomen que primer hem estudiat en la superfície de la Terra.
Per descomptat totes les generalitzacions tenen els seus matisos i aquesta no és una excepció. Òbviament, el fenomen d'eclipsi és particularment notori i impactant quan el Sol és ocultat totalment o en la seua major part. Això obliga a exigir que l'astre que oculta al Sol es trobe prop de l'observador, perquè només així aquesta ocultació pot ser notòria. Amb aquesta matisació de proximitat eliminem els trànsits, fenòmens pels quals un observador veu passar un planeta llunyà enfront del disc solar i que han sigut descrits en l'apartat 5.4 d'aquest capítol.
Seria possible generalitzar encara més la definició d'eclipsi, no cenyint-nos a una única estrela, el Sol, sinó considerant el cas de l'ocultació de qualsevol estrela per qualsevol altre astre opac que s'interpose, siga pròxim o no, com pot ser el cas d'un planeta. Però amb això arribem a un concepte per al qual ja hi ha un nom específic, el d'ocultació. Per exemple, es parla d'ocultació d'una estrela per la Lluna, per un planeta o per un asteroide. El terme ocultació és encara més general, perquè s'inclouen les ocultacions d'astres pel Sol: en aquest cas el Sol no és l'objecte ocultat, sinó que és el que s'interposa entre l'astre ocultat i l'observador. Així que més prompte podem dir que un eclipsi de Sol és un cas particular d'ocultació, en el qual l'estrela brillant ocultada és el Sol i en el qual l'astre que l'oculta està prop de l'observador.
En fi, cal citar el cas en què un astre brillant oculta un altre astre brillant, com ocorre en les estreles dobles denominades binàries eclipsants. La brillantor total es veu disminuïda quan una passa per davant de l'altra per a un cert observador. Així, si observem el sistema d'estreles en funció del temps i obtenim el que es denomina la seua corba de llum com en l'apartat anterior dels trànsits exoplanetaris, veurem una corba periòdica amb períodes de brillantor màxima intercalats per dos trams en els quals ho veurem reduir-se. En eixos trams de reducció de la brillantor de la corba són en els quals una estrela comença a ocultar a l'altra fins a arribar a un mínim (que és quan l'ha ocultada al màxim), per a després créixer de nou fins a tornar a la brillantor màxima. Un d'eixos mínims de la corba de llum, el més profund, es dona quan l'estrela més brillant és ocultada per la seua companya menys brillant i viceversa. El mínim menys profund ocorre quan l'estrela menys brillant és ocultada per la més brillant.
Fins ara hem parlat també dels trànsits per davant del Sol que és possible veure des de la Terra, però si el nostre imaginari colonitzador visitara el nostre sistema solar, podria observar trànsits distints. Per exemple, en la superfície de Mart podria veure trànsits de Mercuri, Venus i la Terra. No obstant això, cal tindre en compte que a mesura que ens allunyem del Sol, la seua grandària angular i el dels planetes interiors disminuïx. Per exemple, des de Júpiter el Sol es veu unes sis vegades més xicotet que des de la Terra i des d'Urà, unes vint. Si ens fixem en la grandària angular del planeta que transita, el més interessant és el trànsit de Venus vist des de la Terra. En segon lloc està el trànsit de Júpiter vist des de Saturn i en tercer el de la Terra vista des de Mart.
Com més prop del Sol es troba un planeta menys tarda a fer un volt a la seua òrbita i, per tant, són més freqüents les conjuncions amb el planeta des del qual s'observa. I com més lluny del Sol estiga l'observador, menys influïx la inclinació de l'òrbita del planeta interior a l'hora d'evitar que es done el trànsit. Per tot això, els trànsits són més freqüents com més prop del Sol està el planeta que realitza el trànsit i més lluny el planeta des del qual s'observa. Per exemple, des de Júpiter es veuen el doble de trànsits de Mercuri que des de la Terra. D'altra banda, com més lluny del Sol estan els planetes, orbiten més lentament i, per tant, el seu ritme de conjuncions és menor i també ho és la freqüència de trànsits. Per exemple, en l'interval mitjà de temps entre dos trànsits de Júpiter vistos des d'Urà, es donen més de 50 trànsits de Mercuri vistos des de la Terra.
Quant a la duració d'un trànsit, aquesta és més llarga com més allunyat del Sol es troba el planeta interior en la seua òrbita, ja que per la tercera llei de Kepler, com més allunyats estan, més lents es mouen. La duració màxima del trànsit de Venus vist des de la Terra és de 7,9 hores i la del de la Terra vist des de Mart seria de 9,5 hores.
Vivim una il·lusionant època en la qual aquest últim tipus d'observacions es poden realitzar des de sondes robòtiques, com l'observació del trànsit de Mercuri del 28 d'octubre de 2023 realitzada des del rover Perseverance en la superfície de Mart (i els de les seues llunes Fobos i Deimos al febrer i gener del 2024). En el segle XXI hi haurà aproximadament el doble de trànsits de Mercuri que els visibles des de la Terra. Els de Venus també són molt més freqüents. Això és pel fet que la major distància a la qual es troba Mart reduïx l'efecte de la inclinació de les òrbites de Mercuri i Venus; a més, el periòdic sinòdic (entre conjuncions inferiors amb Mart) és menor. Com hem esmentat, des d' aquest planeta a més dels trànsits de Mercuri i Venus es poden observar els de la Terra, que es produïxen en mitjana 3 vegades cada dos segles. L'11 de maig de 1984 va haver-hi un trànsit de la Terra visible des de Mart i el següent es produirà el 10 de novembre de 2084.
