Jak daleko jest słońce? Wydaje się, że trudno byłoby zadać bardziej proste pytanie. Jednak to właśnie śledztwo zniechęcało astronomów przez ponad dwa tysiące lat.
Z pewnością jest to kwestia o niemal niezrównanym znaczeniu, przyćmiona w historii, być może tylko przez poszukiwanie wielkości i masy Ziemi. Znany dziś jako jednostka astronomiczna, odległość służy jako nasz punkt odniesienia w Układzie Słonecznym i podstawa do pomiaru wszystkich odległości we Wszechświecie.
Myśliciele w starożytnej Grecji byli jednymi z pierwszych, którzy próbowali zbudować kompleksowy model kosmosu. Przy pomocy jedynie obserwacji gołym okiem można było wypracować kilka rzeczy. Księżyc wyłaniał się na niebie, więc prawdopodobnie był dość blisko. Zaćmienia Słońca ujawniły, że Księżyc i Słońce miały prawie dokładnie taki sam rozmiar kątowy, ale Słońce było o tyle jaśniejsze, że być może było większe, ale dalej (ten zbieg okoliczności dotyczący pozornej wielkości Słońca i Księżyca miał prawie nieopisane znaczenie w postęp astronomii). Reszta planet wydawała się nie większa niż gwiazdy, ale zdawała się poruszać szybciej; prawdopodobnie znajdowali się w pewnej odległości pośredniej. Ale czy moglibyśmy zrobić coś lepszego niż te niejasne opisy? Wraz z wynalezieniem geometrii odpowiedź stała się tak.
Pierwszą odległością mierzoną z dowolną dokładnością była odległość Księżyca. W połowie II wieku p.n.e. grecki astronom Hipparchus był pionierem w stosowaniu metody znanej jako paralaksa. Idea paralaksy jest prosta: gdy obiekty są obserwowane pod dwoma różnymi kątami, wydaje się, że obiekty bliższe przesuwają się bardziej niż dalej. Możesz to łatwo wykazać, przytrzymując palec na wyciągnięcie ręki i zamykając jedno oko, a następnie drugie. Zauważ, że twój palec porusza się bardziej niż rzeczy w tle? To jest paralaksa! Obserwując Księżyc z dwóch miast w znanej odległości od siebie, Hipparch użył małej geometrii, aby obliczyć odległość do 7% dzisiejszej współczesnej wartości - nieźle!
Przy znanej odległości do Księżyca przygotowano scenę dla innego greckiego astronoma, Arystarcha, który po raz pierwszy ustalił odległość Ziemi od Słońca. Arystarch zdał sobie sprawę, że kiedy Księżyc był dokładnie w połowie oświetlony, utworzył trójkąt prostokątny z Ziemią i Słońcem. Teraz, znając odległość między Ziemią a Księżycem, potrzebował jedynie kąta między Księżycem i Słońcem w tej chwili, aby obliczyć odległość samego Słońca. To było genialne rozumowanie podważone przez niewystarczające obserwacje. Mając tylko oczy, by kontynuować, Arystarch oszacował ten kąt na 87 stopni, niezbyt daleko od prawdziwej wartości 89,83 stopnia. Ale gdy odległości są ogromne, małe błędy można szybko powiększyć. Jego wynik wypadł ponad tysiąc razy.
W ciągu najbliższych dwóch tysięcy lat lepsze obserwacje zastosowane w metodzie Arystarcha przyniosą nam 3–4-krotność rzeczywistej wartości. Jak więc możemy to jeszcze poprawić? Wciąż istniała tylko jedna metoda bezpośredniego pomiaru odległości i była to paralaksa. Ale znalezienie paralaksy Słońca było o wiele trudniejsze niż Księżyca. W końcu Słońce jest w zasadzie pozbawione cech charakterystycznych, a jego niesamowita jasność zaciera wszelkie możliwe widoki czających się gwiazd. Co mogliśmy zrobić
Jednak w XVIII wieku nasze zrozumienie świata znacznie się rozwinęło. Dziedzina fizyki była teraz w powijakach i dostarczyła krytycznych wskazówek. Johannes Kepler i Isaac Newton wykazali, że wszystkie odległości między planetami były powiązane; znajdź jeden, a poznasz je wszystkie. Ale czy łatwiej byłoby znaleźć niż Ziemię? Okazuje się, że odpowiedź brzmi tak. Czasami. Jeśli masz szczęście.
Kluczem jest tranzyt Wenus. Podczas tranzytu planeta przecina się przed Słońcem widzianym z Ziemi. Z różnych miejsc Wenus będzie wyglądać, jakby przecinała większe lub mniejsze części Słońca. Mierząc czas, jaki zajmie te skrzyżowanie, James Gregory i Edmond Halley zdali sobie sprawę, że można określić odległość do Wenus (a zatem i Słońca) (interesuje Cię drobiazgowość tego, jak to się dzieje? NASA ma tutaj całkiem ładne wyjaśnienie). . Czas, kiedy zwykle mówię coś takiego: Wydaje się to dość proste, prawda? Jest tylko jeden haczyk… Ale może to nigdy nie było bardziej nieprawdziwe. Szanse były tak dobrane do sukcesu, że naprawdę świadczy o znaczeniu tego pomiaru, że ktokolwiek nawet go próbował.
Po pierwsze, tranzyty Wenus są niezwykle rzadkie. Podobnie jak rzadkie w życiu (choć występują w parach). Zanim Halley zdał sobie sprawę, że ta metoda zadziała, wiedział, że jest już za stary, aby mieć szansę samemu ją ukończyć. Tak więc, mając nadzieję, że przyszłe pokolenie podejmie się tego zadania, napisał szczegółowe instrukcje, w jaki sposób należy przeprowadzić obserwacje. Aby wynik końcowy miał pożądaną dokładność, czas tranzytu musiał być mierzony do sekundy. Aby mieć duży odstęp w odległości, miejsca obserwacyjne musiałyby być zlokalizowane w odległych zakątkach Ziemi. Aby mieć pewność, że pochmurna pogoda nie zrujnuje szansy na sukces, obserwatorzy będą potrzebni w miejscach na całym świecie. Mów o wielkim przedsięwzięciu w epoce, w której podróże międzykontynentalne mogą trwać lata.
Pomimo tych wyzwań astronomowie we Francji i Anglii postanowili, że będą gromadzić niezbędne dane podczas tranzytu w 1761 roku. W tym czasie sytuacja była jednak jeszcze gorsza: Anglia i Francja były uwikłane w wojnę siedmioletnią. Podróż drogą morską była prawie niemożliwa. Niemniej jednak wysiłek trwał. Chociaż nie wszyscy obserwatorzy odnieśli sukces (niektóre chmury zablokowały, inne okręty wojenne), w połączeniu z danymi zebranymi podczas kolejnego tranzytu osiem lat później przedsięwzięcie zakończyło się sukcesem. Francuski astronom Jerome Lalande zebrał wszystkie dane i obliczył pierwszą dokładną odległość do Słońca: 153 miliony kilometrów, dobrze z dokładnością do trzech procent rzeczywistej wartości!
Krótko mówiąc: liczba, o której tu mówimy, nazywa się Ziemią oś pół-główna, co oznacza, że jest to średnia odległość między Ziemią a Słońcem. Ponieważ orbita Ziemi nie jest idealnie okrągła, w ciągu roku zbliżamy się i oddalamy o około 3%. Podobnie jak wiele liczb we współczesnej nauce, formalna definicja jednostki astronomicznej została nieco zmieniona. Według stanu na 2012 r. 1 AU = dokładnie 149 597 870 700 metrów, niezależnie od tego, czy stwierdzimy, że pół-główna oś Ziemi jest nieco inna w przyszłości.
Od czasu przełomowych obserwacji poczynionych podczas tranzytu Wenus znacznie udoskonaliliśmy naszą wiedzę na temat odległości Ziemia-Słońce. Użyliśmy go również, aby odblokować zrozumienie ogromu Wszechświata. Gdy już wiemy, jak duża jest orbita Ziemi, możemy użyć paralaksy do pomiaru odległości do innych gwiazd, dokonując obserwacji w odstępach sześciu miesięcy (gdy Ziemia przemieściła się na drugą stronę Słońca, odległość 2 AU!) . To ujawniło kosmos, który ciągnął się bez końca i ostatecznie doprowadziłoby do odkrycia, że nasz wszechświat ma miliardy lat. Nieźle, zadając proste pytanie!
