¿Cómo se midió la distancia de la Tierra al Sol?

Un problema de triangulación a escala planetaria

Saber a qué distancia está el Sol no es como medir la distancia a una montaña: no hay manera de pararse en dos puntos y triangular directamente, porque el ángulo que forma el Sol visto desde los dos extremos de la Tierra —su paralaje— es demasiado pequeño para medirlo con los instrumentos de hace tres siglos. La solución que cambió todo no midió el Sol directamente, sino a Venus, pasando por delante.

En 1716, el astrónomo inglés Edmond Halley (el mismo del cometa) publicó un método para aprovechar el tránsito de Venus, el raro momento en que Venus pasa exactamente entre la Tierra y el Sol y se ve como un punto negro cruzando el disco solar.^[1] La idea de Halley no era medir el ángulo de Venus directamente, sino algo más fácil de cronometrar con un reloj: cuánto tarda Venus en cruzar el Sol visto desde distintos puntos de la Tierra. Como Venus está mucho más cerca que el Sol, su paralaje es mucho mayor, así que ese cruce dura un poco más visto desde un lugar que desde otro —apenas minutos de diferencia, pero suficientes. Con esa diferencia de tiempo, medida desde observatorios bien separados en latitud, se podía calcular primero la paralaje de Venus y, con la geometría de las órbitas ya conocida gracias a las leyes de Kepler, la paralaje del Sol y su distancia. Halley calculó, a modo de ejemplo, que con una paralaje solar de 12,5 segundos de arco la distancia daría unos 16.500 semidiámetros terrestres: lo importante no era ese número —una estimación provisoria— sino el método en sí, que ni siquiera necesitaba telescopios sofisticados: “telescopios y buenos relojes comunes”, cronometrando el ingreso y la salida de Venus con precisión de un segundo.

Halley no llegó a ver los tránsitos que hicieron falta para poner a prueba su idea: murió en 1742, y el siguiente par de tránsitos ocurrió en 1761 y 1769. Siguiendo al pie de la letra su método, astrónomos de varios países viajaron a observatorios remotos —desde Siberia hasta Tahití— para cronometrar el fenómeno desde el mayor número posible de latitudes distintas, en uno de los primeros grandes operativos de colaboración científica internacional.

1. 1716
   Halley propone el método

   Cronometrar el tránsito de Venus frente al Sol desde distintas latitudes para calcular la paralaje solar.

2. 1761 y 1769
   Primeras grandes expediciones

   Astrónomos de varios países observan los tránsitos de Venus desde puntos remotos del planeta, siguiendo el método de Halley.

3. Marzo-mayo 1961
   Primer radar a Venus

   El JPL de la NASA hace el primer contacto de radar inequívoco con Venus: una señal va y vuelve 113 millones de km en 6,5 minutos.

4. 2012
   La UA queda fija por definición

   La Unión Astronómica Internacional fija la unidad astronómica en 149.597.870.700 metros exactos, por convención.

Fuente: Halley (1716); NASA, March 1961; IAU, Resolución B2 (2012).

Cómo lo sabemos

Medir con radar reemplazó al tránsito de Venus en el siglo XX, y es mucho más directo: en vez de triangular ángulos, se mide el tiempo. Una antena envía una señal de radio hacia un planeta y espera el eco; como la velocidad de la luz es una constante conocida con enorme precisión, el tiempo de ida y vuelta da la distancia directamente, sin pasar por la geometría de paralajes. En marzo de 1961, el Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA (JPL) logró el primer contacto de radar inequívoco con Venus y, durante dos meses, acumuló 238 horas de datos: la primera señal recibida había recorrido 113 millones de kilómetros —ida y vuelta— en unos seis minutos y medio.^[2] Con esos datos de distancia y de velocidad (por efecto Doppler), se pudo recalcular el valor de la unidad astronómica con una precisión muchísimo mayor que la que habían dado siglos de observaciones de tránsitos.

Esa mejora siguió afinándose con el radar a otros planetas y, después, con el seguimiento por radio de las sondas espaciales, que permiten calibrar las distancias del sistema solar entero con un margen de error de apenas unos metros. Con tanta precisión disponible, en 2012 la Unión Astronómica Internacional decidió dejar de tratar la unidad astronómica como un valor que había que seguir midiendo y la fijó por definición, como ya se había hecho antes con el metro o el segundo: desde entonces, una UA son exactamente 149.597.870.700 metros, ni un milímetro más ni menos, por convención.^[3] Esto no es un capricho: fijar el valor evita que las efemérides y los cálculos de órbitas de todo el mundo tengan que actualizarse cada vez que una nueva medición mejora la precisión en una cifra decimal más.

Lo que se suele decir mal

A veces se dice, de forma simplificada, que “los antiguos griegos ya habían calculado la distancia al Sol”. Es cierto a medias: Aristarco de Samos, en el siglo III a. C., usó un razonamiento geométrico perfectamente válido —basado en el ángulo entre la Tierra, la Luna y el Sol en el momento exacto del cuarto creciente— para relacionar la distancia al Sol con la distancia a la Luna. El método era correcto. El problema fue la medición: Aristarco estimó ese ángulo en 87°, cuando en realidad es 89° 50’, apenas diez minutos de arco menos de un ángulo recto, algo prácticamente imposible de medir a simple vista y de saber en qué momento exacto ocurre. Esa diferencia tan chica en el ángulo lo llevó a calcular que el Sol estaba entre 18 y 20 veces más lejos que la Luna, cuando en realidad está unas 400 veces más lejos. La historia de la medición de la distancia Tierra-Sol no es la de una sola persona que la “descubrió”, sino la de un método que se fue puliendo durante más de dos mil años, desde la geometría a ojo hasta el radar.

Otras preguntas

¿Qué es una unidad astronómica (UA)?

Es la distancia media entre la Tierra y el Sol, usada como vara de medir dentro del sistema solar. Desde 2012 tiene un valor fijo por definición: 149.597.870.700 metros, unos 150 millones de kilómetros.

¿Por qué Venus y no otro planeta para medir la distancia al Sol?

Porque Venus pasa entre la Tierra y el Sol con relativa frecuencia (los tránsitos ocurren en pares separados por más de un siglo) y, al estar cerca de la Tierra, su paralaje es grande y fácil de medir comparada con la del Sol, que es minúscula.

¿Ya los griegos antiguos sabían calcular la distancia al Sol?

Aristarco de Samos, en el siglo III a. C., usó un método geométrico válido: midió el ángulo Tierra-Luna-Sol en cuarto creciente y lo usó para comparar distancias. El razonamiento era correcto, pero midió ese ángulo en 87° cuando en realidad es 89° 50', y esa diferencia tan chica lo llevó a calcular que el Sol estaba 18 a 20 veces más lejos que la Luna, cuando en verdad está unas 400 veces más lejos.

¿Cómo se mide la distancia al Sol hoy en día?

Ya no hace falta esperar un tránsito de Venus: las sondas espaciales y el radar a los planetas miden distancias dentro del sistema solar con precisión de kilómetros, usando el tiempo que tarda una señal de radio en ir y volver a la velocidad de la luz.

Fuentes

1. Halley E. A New Method of Determining the Parallax of the Sun . Philosophical Transactions, vol. XXIX, Nº 348, p. 454 (1716). primaria Propone cronometrar el tránsito de Venus desde distintas latitudes para calcular la paralaje solar; usa como ejemplo una paralaje de 12,5 segundos de arco, equivalente a unos 16.500 semidiámetros terrestres.
2. NASA. March 1961: First Radar Contact with Venus . NASA, Human Exploration and Operations, Space Communications and Navigation — historia (1961). primaria Primer contacto de radar con Venus (marzo-mayo de 1961, JPL): 238 horas de datos; la primera señal de ida y vuelta recorrió 113 millones de km en unos 6,5 minutos. Objetivo declarado: medir la distancia a Venus y la unidad astronómica.
3. Unión Astronómica Internacional (IAU). New IAU definition of the astronomical unit of length (Resolution B2) . IAU, XXVIII Asamblea General, Beijing (2012). primaria Define la unidad astronómica como 149.597.870.700 m exactos, por convención, consistente con la mejor estimación disponible en el Sistema de Constantes Astronómicas de la IAU de 2009.
4. MacTutor History of Mathematics, Universidad de St Andrews. Aristarchus of Samos . MacTutor History of Mathematics Archive (2025). Aristarco midió el ángulo Tierra-Luna-Sol en cuarto creciente en 87° (el real es 89° 50') y dedujo que el Sol estaba entre 18 y 20 veces más lejos que la Luna (la razón real es de unas 400 veces).

Publicado el 29 de octubre de 2026. Revisado contra las fuentes el 29 de octubre de 2026. ¿Ves un error? Avísanos.