Achtergrond

De afmeting van het zonnestelsel

De afmeting van het zonnestelsel De Duitse astronoom Johannes Kepler publiceerde in 1627 zijn Rudolfijnse Tafels, de kroon op zijn sterrenkundige werk die hij opdroeg aan zijn voormalige broodheer, keizer Rudolf II. Dit boek was gebaseerd op het nieuwe heliocentrische wereldbeeld van de Pool Nicolaus Koppernigk (Copernicus), de nauwkeurige planeetwaarnemingen van de Deen Tyge Brahe en de door Kepler zelf empirisch ontdekte bewegingswetten. Hiermee konden de bewegingen van de planeten in ons zonnestelsel veel nauwkeuriger dan voorheen berekend worden en Kepler voorspelde in 1629 dat zowel de planeten Mercurius als Venus in het einde van 1631 vóór de Zon langs zouden trekken. De Mercuriusovergang werd wel waargenomen maar de Venusovergang niet (latere berekeningen toonden aan dat deze onzichtbaar was vanuit het westelijke deel van Europa). De eerstvolgende Venusovergang zou volgens Keplers berekeningen pas in 1761 plaatsvinden, maar de Engelsman Jeremiah Horrox berekende dat deze veel eerder, al in 1639, zou plaatsvinden. De overgang werd inderdaad waargenomen door Horrox, samen met zijn vriend William Crabtree. de waarneming van Horrox

De bewegingswetten van de planeten zoals die door Kepler waren opgesteld, en die in 1687 hun verklaring vonden met de zwaartekrachts- en bewegingswetten van Isaac Newton, stelden de astronomen in staat ons zonnestelsel als een reusachtig uurwerk voor te stellen, waarvan de loop zowel voor het verleden als voor de toekomst met grote precisie berekend kon worden. Door dit alles lagen nu alle afstanden binnen ons zonnestelsel vast, maar er bleef één groot bezwaar. Men kende slechts de relatieve afstanden, niet de feitelijke: een perfect schaalmodel dus op onbekende schaal. Zou men erin slagen één van die afstanden in absolute zin, dat wil zeggen in aardse lengtematen, te bepalen, dan was de schaalfactor bekend en lagen meteen alle andere afstanden in ons zonnestelsel vast.

De schaalfactor die men wilde bepalen werd de zonsparallax genoemd: de hoek waaronder een denkbeeldige waarnemer op de Zon de straal (de halve doorsnede) van de aarde zou meten wanneer deze zich op gemiddelde afstand van de Zon zou bevinden. Aangezien de aardstraal toen al zeer nauwkeurig bekend was, behoefde men slechts deze hoek te bepalen om de afstand Aarde-Zon te kunnen berekenen. Een betrouwbare meting van deze uiterst minuscule hoek - niet meer dan 9 boogseconden (1/400e deel van een booggraad) - werd vanaf de 17e eeuw dan ook een van de grootste uitdagingen voor sterrenkundigen en instrumentmakers.

Natuurlijk kon deze hoek toen (en ook nu nog) onmogelijk vanaf het zonsoppervlak zelf gemeten worden, maar hij kon wel bepaald worden door bekende leden van ons zonnestelsel die de Aarde dicht naderen waar te nemen vanaf ver uiteen gelegen plaatsen op aarde en hun verplaatsing in positie vast te leggen. Het idee om gebruik te maken van waarnemingen van planeetovergangen was al eerder geopperd, maar het was de Engelse sterrenkundige Edmond Halley - de man van de komeet - die in 1679 voor het eerst met een praktische methode kwam. Hij realiseerde zich dat de afwijkingen tussen zijn waarnemingen van de Mercuriusovergang van 1677 vanaf St. Helena en zijn Europese collega's in Londen en Parijs, veroorzaakt werden door het verschil in waarnemingsplaats en een maat waren voor de afstand Aarde-Mercurius op dat moment. Het kwam er dus op aan, een volgende planeetovergang opzettelijk vanaf zover mogelijk uiteen gelegen plaatsen op Aarde waar te nemen.

Ook voor de waarnemingstechniek had Halley een oplossing. Hoe hard er ook aan hun verbetering gewerkt werd, in zijn tijd waren de hoekmeetinstrumenten eenvoudig nog ontoereikend om een betrouwbare waarde voor de zonsparallax af te leiden uit directe metingen van de loop van een binnenplaneet over de zonneschijf. Nu was het sinds de uitvinding door Christiaan Huygens in 1656 van het slingeruurwerk wel mogelijk om tijdsintervallen zeer nauwkeurig vast te leggen. Halley sloeg daarom voor om niet de posities maar de tijdstippen van het begin (de intrede) en het einde (de uittrede) van de overgang zo precies mogelijk vast te leggen. De Franse sterrenkundige Joseph-Nicolas de l'Isle toonde in 1723 aan dat een incomplete set van waarnemingen - alleen het tijdstip van intrede of uittrede - ook bruikbaar was mits de plaats van waarneming precies bekend was.