Query: ¿Cómo se mide la distancia de los planetas a la Tierra?

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La distancia a la que están los astros de la Tierra en el de universo se mide en unidades astronómicas, años luz o pársecs. Conociendo el movimiento propio de las estrellas, es decir lo que se mueve cada siglo sobre la bóveda celeste se puede predecir la situación aproximada de las estrellas en el futuro y calcular su ubicación en el pasado viendo como evolucionan con el tiempo la forma de las constelaciones.

El planeta gira alrededor del Sol en una órbita que tiene forma de elipse, con el Sol en unos de sus focos. Por lo tanto, la distancia entre el planeta y el Sol es variable a lo largo del año. Alrededor del 4 de julio, la Tierra pasa por un punto llamado afelio en el cual tiene la máxima distancia al Sol (152 millones de km aproximadamente). Seis meses después, alrededor del 4 de enero, la Tierra pasa por el punto opuesto llamado perihelio en el cual tiene la mínima distancia al Sol (147 millones de km aproximadamente). (Fig.2). La diferencia de la distancia representa el 3,4%. Debido a que la insolación disminuye con el cuadrado de la distancia, esta diferencia en la distancia implica que, en el perihelio, la Tierra recoge un 7% más de energía que cuando circula por el afelio.

A mediados del siglo XVIII, se tenía un razonable conocimiento y comprensión de la dinámica del sistema Solar, pero los astrónomos solo tenían una idea aproximada sobre su escala. Si se pudiera medir la distancia entre dos planetas, se podrían calcular todas las otras distancias utilizando las leyes de Kepler sobre el movimiento planetario. El mejor candidato para realizar una medición precisa era la distancia entre la Tierra y Venus, que se podía calcular a partir de observaciones de los tránsitos de Venus, cuando Venus pasa directamente entre la Tierra y el Sol, y se observa como un punto negro que atraviesa el disco solar.

Las órbitas de los planetas mayores se encuentran ordenadas a distancias del Sol crecientes, de modo que la distancia de cada planeta es aproximadamente el doble que la del planeta inmediatamente anterior, aunque esto no se ajusta a todos los planetas. Esta relación se expresa mediante la ley de Titius-Bode, una fórmula matemática aproximada que indica la distancia de un planeta al Sol, en Unidades Astronómicas (UA):

Usando un láser desde un observatorio con un espejo desde la luna, se mide la distancia de la Tierra-Luna se ha comprobado que se mueven unos cuantos centímetros (16 aprox.) por año, justificando los cálculos de Darwin.

Frecuentemente las distancias astronómicas se miden por el tiempo que emplea la luz en viajar entre dos puntos (véase año luz). La luz, en el vacío, viaja a 299.792,458 kilometros por segundo. La distancia entre la Tierra y la Luna es de 1,3 segundos luz, que con la tecnología de propulsión espacial actual, supone un viaje de unos tres días de duración. La distancia entre la Tierra y otros planetas del sistema solar varía entre tres minutos luz y unas cuatro horas luz. Dependiendo del planeta y de su alineación con la Tierra, las naves espaciales no tripuladas emplean entre unos pocos meses y algo más de una década en realizar el viaje.

Según los astrónomos hinduistas, todos los planetas están a la misma distancia de la Tierra, convencionalmente a la altura de la órbita de la Luna. Según el texto, la órbita de la Luna mide 324 000 ióyanas (los 360° de circunferencia). Entonces 1° (un grado) medirá 900 ióyanas, y 1’ (un minuto de grado) medirá 15 ióyanas.

Como un planeta más y siguiendo los mismos pasos se puede calcular R la distancia de la Tierra al Sol asumiendo a=1 y calcular la longitud heliocéntrica de la Tierra pues la latitud es cero. En realidad se prefiere adaptar un criterio equivalente asumiendo que el que se mueve es el Sol y la Tierra está fija por lo que se habla de la longitud heliocéntrica del Sol, que difiere en 180º de la de la Tierra y calcular las coordenadas cartesianas del Sol respecto a la Tierra, que son las mismas pero cambiadas de signo.

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Un antecedente directo de la unidad astronómica se puede encontrar directamente en las demostraciones de Nicolás Copérnico (también conocido como “Copernicus”) para su sistema heliocéntrico en el . En el tomo V de su libro "De Revolutionibus Orbium Coelestium" (1543) calculó, utilizando trigonometría, las distancias relativas entre los planetas conocidos entonces y el Sol, teniendo como base la distancia entre la Tierra y el Sol. Midiendo los ángulos entre la Tierra, el planeta y el Sol en los momentos en que estos forman un ángulo recto, es posible obtener la distancia Sol-planeta en unidades astronómicas. Esta fue una de sus demostraciones para probar que los planetas, incluida la Tierra, giraban alrededor del Sol (heliocentrismo), descartando el modelo de Claudio Ptolomeo que postulaba que la Tierra era el centro alrededor del cual giraban los planetas y el Sol (geocentrismo). Estableció así la primera escala relativa del sistema solar utilizando como patrón la distancia entre la Tierra y el Sol.

El orden de los planetas en términos de distancia desde la Tierra es tomado como: la Luna, Mercurio, Venus, el Sol, Marte, Júpiter, Saturno, y el asterismo."