Dit is een uitstekend artikel dat het lezen waard is.

Venusovergang

Van Wikipedia, de gratis encyclopedie
Spring naar navigatie Spring naar zoeken

Een transit van Venus (van het Latijnse transitus, passage ',' pre-transition '), ook transit van Venus of Venus Passage, is een vroegere tekening van de planeet Venus voor de zon . Met telescoop, soms freiäugig waarneembaar (met bril), komt het fenomeen in ongeveer 243 jaar voor, slechts vier keer (na 8, nog eens 121½, nog eens 8 en nog eens 105½ jaar), [1] omdat Venus en de baan van de aarde een beetje naar elkaar toe hellen ander.

Na de Venuspassages in 1874, 1882 en 2004 [2] , vond de laatste plaats op 6 juni 2012 tussen ongeveer 0:00 en 7:00 CEST . De volgende zal pas op 11 december 2117 opnieuw plaatsvinden.

Tijdens transit heeft Venus een schijnbare diameter van 1 (1/30 van de zonneschijf ) en lijkt, in tegenstelling tot de zonnevlekken, volledig zwart. Historisch gezien was het nauwkeurig meten van dergelijke doorgangen van groot belang voor het bepalen van de afstand tussen aarde en zon ( astronomische eenheid ) en gaf aanleiding tot vele expedities en meetcampagnes door belangrijke instituten en wetenschappers. Sinds 1900 worden afstanden in het zonnestelsel bepaald met behulp van nabije-aarde- asteroïden (NEA), tegenwoordig met behulp van ruimte- en radarmethoden.

Zonsopgang met Venus voor de zon: Dresden , 6 juni 2012, 4:53 uur (UTC + 2). Als gevolg van de gelaagdheid van de atmosfeer nabij de horizon, lijkt de zon vervormd en verdubbelt Venus, een donkere punt voor de zon.

Basis

De Venusovergang op 8 juni 2004
De helling van de baan van Venus

Tijdens een Venusovergang staan ​​de Zon, Venus en de Aarde precies op één lijn. Het principe van dit zeldzame planetaire sterrenbeeld is hetzelfde als dat van een zonsverduistering , waarbij de maan voor de zon beweegt en deze donkerder maakt. Door de grote afstand tussen de aarde en Venus veroorzaakt een Venusovergang echter geen verduistering op aarde. In tegenstelling tot de maan beslaat Venus slechts een heel klein deel (ongeveer een duizendste) van het oppervlak van de zon. Het lijkt als een kleine, diepzwarte schijf in de loop van enkele uren westwaarts over de zon te bewegen.

De voorlaatste Venuspassage vond plaats op 8 juni 2004. Voor Wenen of Frankfurt am Main duurde deze van 07:20 uur tot 13:23 uur CEST . Op het moment van transit was de afstand tussen Venus en de aarde meer dan 42 miljoen kilometer, en van Venus tot de zon ongeveer 109 miljoen. Door het goede weer was het fenomeen in grote delen van Europa waar te nemen. Een prismaverrekijker of een telescoop was hiervoor niet per se nodig; een beschermende film voor de ogen was voldoende. Ook in Zuid-Azië en Australië zijn gecoördineerde parallelle metingen uitgevoerd.

Een Venusovergang is een zeer zeldzame gebeurtenis, waarvan er slechts twee in 130 jaar zijn, afwisselend na een kort interval van acht en een lang interval van meer dan 100 (afhankelijk van de knoop 105 of 122) jaar. Het interval tussen vijf transits is dus periodiek en bedraagt ​​ongeveer 243 jaar, 1 dag en 22 uur. [3] De finale vond plaats op 5 en 6 juni 2012, de voorlaatste op 8 juni 2004, wiens voorganger werd waargenomen op 6 december van het jaar 1882 Er was geen enkele passage van Venus in de 20e eeuw. Een Venusovergang is daarom eigenlijk een astronomische gebeurtenis van de eeuw en vanwege zijn zeldzaamheid een hemels schouwspel dat de moeite waard is om te bekijken. U moet echter geschikte, hittebestendige zonnefilters gebruiken , anders kunt u blind worden .

De reden voor de zeldzaamheid van de Venusovergang is de helling van de baan van Venus ten opzichte van het baanvlak van de aarde met 3,4 °. Dit is de reden waarom Venus niet voldoende precies tussen de aarde en de zon staat in elke lagere conjunctie , maar in 98-99 van de 100 gevallen "passeert" boven of onder de zon. Met identieke baanvlakken kon de passage van Venus elke 1,6 jaar worden waargenomen.

Deze lagere conjunctie vindt plaats met tussenpozen van 579 tot 589 dagen wanneer Venus de aarde "inhaalt" in haar baan dichter bij de zon. Daarbij verandert ze van de rol van de avondster in die van de morgenster. Negen maanden later staat ze dan achter de zon (conjunctie). De planeet Mercurius, die het dichtst bij de zon staat, heeft een vergelijkbare, maar veel snellere cyclus van 116 dagen ( synodische omlooptijd ).

De binnenplaneten Venus en Mercurius

Vanaf de aarde gezien zijn er twee planeten waar een planetaire transit kan plaatsvinden: Mercurius en Venus, waarvan de banen binnen de baan van de aarde lopen . Analoog aan de doorgang van Venus, spreekt men van de doorgang van Mercurius wanneer de planeet, genoemd naar de gevleugelde boodschapper van de goden, precies tussen ons en de zon in staat. Mercuriusovergangen komen veel vaker voor dan bij Venus - alleen al in de 21e eeuw zijn er veertien: de eerste vond plaats op 7 mei 2003, de 14e vindt plaats op 10 november 2098. Terwijl Venus-passages in ons tijdperk plaatsvinden in juni en december, vinden Mercurius-passages plaats in mei en november. Dit heeft te maken met de positie van de baanvlakken en hun snijlijnen ( knopen ). De snijlijnen tussen de vlakken van de baan van de aarde en de baan van Venus blijven echter langzaam bewegen, wat betekent dat de tijden van de Venusovergang langzaam verschuiven naar latere data in het jaar. Vanaf het jaar 4700 vinden Venusovergangen plaats in januari en juli en niet meer in december en juni.

Opeenvolging van een Venusovergang

Schema van de vier contacten en het drop-fenomeen

Een planeetovergang voor de zon heeft vier contacten.

Het eerste contact is het contact van de planeetschijf met de zon. Een paar seconden later, als je de exacte positie op de zonneschijf weet, kun je de inkeping zien. Het tweede contact is het moment waarop de schijf helemaal voor de zon staat en er nog geen stukje zon te zien is tussen de planeet en de rand van de schijf. Daarna lijkt de planeet voor de zon te bewegen. Het derde en vierde contact is het omgekeerde van het tweede en eerste contact. Omdat de exacte positie van de planeet voor de schijf bekend is bij het verlaten, kan de uitgang altijd precies tot het einde worden waargenomen.

Kort voor het tweede en na het derde contact kan het Lomonosov-effect worden waargenomen, dat wordt veroorzaakt door de diffractie van de zonnestralen door de bovenste lagen van de atmosfeer van Venus.

Het druppelverschijnsel kan vaak direct na het tweede en voor het derde contact worden waargenomen. Wanneer waargenomen door een telescoop of op foto's, lijkt Venus niet cirkelvormig, maar vervormd als een druppel naar de rand van de zon. De oorzaak van het fenomeen is echter niet - zoals eerder vermeld - het bewijs van de dichte Venus-atmosfeer, maar ligt in het beperkte oplossend vermogen van elke optische opstelling die nodig is voor observatie, zoals een fotolens of een telescoop.

Historische passages van Venus

Venusovergang
Datum van
gemiddelde doorvoer
Tijd ( UTC )
Begin centrum Het einde
9 mei 1650 v.Chr Chr. 21:54 00:45 3:35
6 mei 1642 v.Chr Chr. 14:26 18:02 21:32
7 december 1631 3:51 5:19 6:47
4 december 1639 14:57 18:25 21:54
6 juni 1761 2:02 5:19 8:37
3 juni 1769 19:15 uur 22:25 1:35
9 december 1874 1:49 4:07 6:26
6 december 1882 13:57 17:06 20:15
8 juni 2004 5:13 8:20 11:26
5e / 6e juni 2012 22:09 1:29 4:49
11 december 2117 23:58 2:48 5:38
8 december 2125 13:15 uur 16:01 18:48
Venusovergang geregistreerd op 6 december 1882 (US Naval Observatory Library); deze foto van de Amerikaanse transitexpeditie is waarschijnlijk een van de oudste foto's van Venus.
Gedenkstenen van de Duitse Venus-expeditie van 1874

Johannes Kepler had voor het eerst een passage door Venus berekend, die van 1631. [4] Dit was echter niet vanuit Europa te zien, aangezien voor alle Europese waarnemers de zon op het moment van passage onder de horizon stond. Het wetenschappelijke potentieel van het evenement is nog niet erkend. Kepler stierf in 1630, de daaropvolgende passage van 1639 kon niet worden voorspeld met Kepler's baangegevens, omdat ze een paar uur te onnauwkeurig waren. De Engelsman Jeremia Horrocks kon deze onjuistheden in de berekeningen in oktober 1639 op basis van onder meer Kepler's informatie herkennen en corrigeren. Hij besloot dat er spoedig nog een ronde zou volgen. [5] Deze Venusovergang op 4 december 1639 was de eerste die aantoonbaar werd waargenomen, door Jeremia Horrocks zelf en door William Crabtree . [6] In de korte voorbereidingstijd kon Horrocks zijn vriend Crabtree alleen op tijd waarschuwen voor een tweede observatie.

Bepaling van de afstand aarde-zon (astronomische eenheid AU)

In de astronomie leerden mensen relatief vroeg hoekafstanden tussen astronomische objecten met steeds grotere nauwkeurigheid te meten. Wat aanvankelijk echter niet kon worden gemeten, waren de afstanden tussen de hemellichamen. Zodra een dergelijke afstand was bepaald, konden ook de resterende afstanden in het planetenstelsel worden bepaald, aangezien de relaties tussen de planetaire afstanden al bekend waren vanwege de derde wet van Kepler .

Het was gebruikelijk om de afstand tot de zon uit te drukken door zijn horizontale parallax, d.w.z. met de helft van de hoek waaronder de zon verschoven lijkt voor de vaste sterachtergrond wanneer deze gelijktijdig wordt bekeken vanaf twee tegenovergestelde locaties op aarde (verschijnt onder de volledige hoek ook de diameter van de aarde gezien vanaf de zon). De moderne waarde van de halve hoek is 8,794148 , wat overeenkomt met een lengte van 149.597.870 km voor de astronomische eenheid . [7]

Geschiedenis van zonneparallax

Aristarchus was de eerste die een in principe correcte methode vond om de parallax van de zon te bepalen op basis van de hoeken in de rechthoekige driehoek aarde-maan-zon bij een halve maan, maar kreeg het onbevredigende resultaat vanuit het huidige perspectief dat de zon meer dan 18 keer, maar minder dan 20 keer zo ver weg als de maan (in werkelijkheid is het ongeveer 390 keer zo ver weg). [8] Hipparchus bepaalde uit de geometrie van de maansverduisteringen een al aanzienlijk betere zonneparallax van 3'. [9] Deze waarde werd traditioneel gebruikt tot het einde van de 16e eeuw.

Tijdens het bestuderen van Tycho Brahe's waarnemingen van Mars , merkte Kepler op dat er geen Mars-parallax kon worden gemeten met de middelen op dat moment, d.w.z. de nog kleinere zonneparallax kon niet groter zijn dan 1 '. [10] De Mars-oppositie van 1672 werd gelijktijdig door Jean Richer in Cayenne en GD Cassini in Parijs waargenomen dat uit de gemeten Marsparallaxe een zonneparallax van 912 ″, maar met een aanzienlijke spreiding van de individuele waarden. [11]

Lacaille kon zijn positiemetingen van Mars en Venus tussen 1751 en 1754 bij Kaap de Goede Hoop vergelijken met Europese waarnemingen en kreeg een zonneparallax van 10,20 . [12] Deze en alle andere parallaxbepalingen (de meeste in oppositie met Mars) bleven op het randje van meetbaarheid, zodat tot de 18e eeuw de enige consensus die kon worden bereikt de opvatting was dat de zonneparallax minder dan ongeveer 15". [13]

Halley's methode

De doorgang van Venus was historisch gezien de eerste manier om afstanden in het zonnestelsel nauwkeurig te bepalen. De transit werd waargenomen vanaf verschillende punten op aarde die zo ver mogelijk uit elkaar liggen in noord-zuid richting. Vanaf de verschillende punten werd waargenomen dat Venus anders dichtbij het centrum van de zon passeerde, gezien vanaf de Noordpool wat lager, vanaf de Zuidpool wat hoger (" parallax "). Uiteindelijk kon de afstand tussen de aarde en de zon worden berekend uit de bekende afstand tussen de waarnemingspunten op aarde.

Vergelijking van de gelijktijdig waargenomen Venusposities tijdens de transit van 1769, voor een zuidelijke waarnemer in Tahiti en een noordelijke waarnemer in Vardø (Noorwegen).

Edmond Halley had in 1716 ingezien dat tijdens een transit de parallax van Venus ook veel nauwkeuriger kon worden bepaald door tijdmetingen in plaats van hoekmetingen. [14] De grafiek hiernaast toont als voorbeeld de posities van Venus voor de zonneschijf tijdens de transit van 1769, zoals gepresenteerd aan waarnemers op Tahiti (Pacific) en in Vardø (Noorwegen). Gezien vanaf Tahiti, ging Venus door een noordelijker en dus korter akkoord op de zonneschijf vanwege de locatie van de waarnemer op het zuidelijk halfrond. De laterale verplaatsing van beide pezen kon worden bepaald door hoekmetingen, maar vooral door de transittijden die op beide locaties werden waargenomen te vergelijken.

Bovendien bewoog Venus, gezien vanaf Tahiti, blijkbaar sneller over de zonneschijf dan wanneer bekeken vanaf Vardø, aangezien de waarnemer op Tahiti zich dichter bij de evenaar bevond en tijdens de waarneming een grotere boog besloeg als gevolg van de rotatie van de aarde. Bovendien bevond Vardø zich tijdens de transit aan de andere kant van de aarde, maar kon hij de middernachtzon boven de paal zien. Terwijl Vardø zich in dezelfde richting bewoog als Venus en de aarde inhaalde als gevolg van de rotatie van de aarde, werd Tahiti in de tegenovergestelde richting gedragen. Als gevolg hiervan werd de schijnbare snelheid van Venus voor de zonneschijf verminderd voor Vardø, maar verhoogd voor Tahiti. [15] Ook om deze reden kwam Venus later en vroeger binnen voor de waarnemer op Tahiti dan voor de waarnemer in Vardø.

Het verschil tussen de Venusparallaxen voor de twee waarnemers kon dus worden bepaald door tijdmetingen, die op dat moment in principe al mogelijk waren met een nauwkeurigheid van één seconde. De vergelijking van de parallaxmetingen van verschillende waarnemers die zich op bekende locaties zo ver mogelijk uit elkaar bevonden, maakte het vervolgens mogelijk om de afstand tot Venus door middel van triangulatie te bepalen. De resultaten van de evaluaties waren de diameter van de zon en de stralen van de planetaire banen van de aarde en Venus. In de toekomst werd de gemiddelde straal van de baan van de aarde gebruikt als de astronomische eenheid AE, vooral voor dimensies binnen het planetenstelsel. Met een van de twee bepaalde planetaire banen en de gemakkelijk en betrouwbaar te bepalen omlooptijden van de planeten, konden de stralen van de andere planetaire banen worden berekend met behulp van de derde wet van Kepler. [16] [17] [18] Omdat verwacht werd dat de contacttijden met een onzekerheid van slechts enkele seconden zouden kunnen worden waargenomen, zou een Venusovergang het mogelijk hebben gemaakt om de zonneparallax te bepalen met een nauwkeurigheid van minstens 1 /100 . [19]

Omdat Halley's methode het meten van de duur van de gehele transit vereiste, was de toepassing ervan beperkt tot die observatieplaatsen waarvoor zowel in- als uitrit zichtbaar was. Delisle ontwikkelde een methode die ook de waarneming van afzonderlijke transitfasen kon evalueren, op voorwaarde dat waarnemingen van ten minste twee locaties voor een fase beschikbaar waren. Dit breidde het aantal mogelijke observatielocaties sterk uit. De methode van Halley had echter het voordeel dat er geen nauwkeurige kennis van het lengteverschil tussen de vergeleken stations nodig was, terwijl voor de methode van Delisle de coördinaten van de waarnemingsplaats - met name de geografische lengtegraad , die op dat moment alleen kon worden bepaald met grote inspanning - moest zo nauwkeurig mogelijk worden gemeten. [15]

De passages van Venus in de 18e en 19e eeuw

De passage van Venus in 1761, waargenomen door James Ferguson

1761

Op voorstel van Halley en vooral later Delisle werden expedities naar soms zeer afgelegen plaatsen gestuurd. Dus reisde Le Gentil naar Pondicherry in India (waar hij aankwam na de passage vanwege politieke onrust, bleef vervolgens in het land om de passage van 1769 te bekijken, maar werd verhinderd door wolken), Pingré naar het eiland Rodrigues ten oosten van Madagaskar, Maskelyne naar St. Helena , Planman naar Kajaani , Chappe naar Tobolsk , Rumowski naar Selenginsk . Samen met andere expedities en talrijke Europese waarnemers waren er eindelijk bruikbare resultaten van in totaal 72 stations beschikbaar. [19]

Dus, voor de eerste keer, was de zonneparallax duidelijk naar het rijk van meetbaarheid verplaatst. Vanwege de inconsistente instrumentatie, verschillende observatiemethoden en vooral het onverwachte drop-fenomeen , waardoor de timing van het tweede en derde contact erg onzeker was, bleef de nauwkeurigheid van de resultaten ver achter bij de verwachtingen. Pingré kreeg bijvoorbeeld 10 in zijn evaluatie12 ″, kort 812 ″, Hornsby 912 ″ enz. [19]

De verschijning van Venus aan de rand van de zon, waargenomen door James Cook en Charles Green in Tahiti in 1769

1769

Tal van expedities werden opnieuw uitgerust voor deze passage. James Cook , vergezeld door Green en Solander, waargenomen in Tahiti , Alexandre Guy Pingré in Haïti , Jean Chappe in Baja California , Rittenhouse in Norriton en de Weense hofastronoom Maximilian Hell als de meest noordelijke waarnemer in Vardø . Euler organiseerde een groot observatienetwerk in Rusland, waarbij de Zwitsers Jean-Louis Pictet en Jacques-André Mallet namens de St. Petersburg Academie op het Kola- schiereiland werden geobserveerd. In totaal hebben 77 stations bruikbare waarnemingsgegevens opgeleverd. [19] [20]

De resultaten waren dit keer aanzienlijk beter, maar verschillende beoordelaars kregen toch merkbaar verschillende resultaten door verschillende berekeningsmethoden en verschillende manieren om de gegevens te combineren, bijvoorbeeld [19]

Planman Lalande Lexell Helder Maskelyne Hornsby Pingré jij verblijft
8.43 8,50 8.68 8,70 8.72 8.78 8.80 8.84
gemiddelde 8,681 ″ ± 0,052 ″

Encke onderwierp de totaliteit van de gegevens van 1761 en 1769 aan een gezamenlijke evaluatie met behulp van de nieuw ontwikkelde aanpassingsberekening en verkreeg een zonneparallax van 8.578 ″ ± 0.077 ″ [21] , wat overeenkomt met een astronomische eenheid van 153,4 miljoen km.

1874

Een Duitse expeditie observeerde Venus vanuit Isfahan in 1874

De passage van Venus in 1874 was relatief ongunstig voor astronomische metingen. Het bleef onzichtbaar vanuit bijna heel Europa, lange transittijden waren alleen waarneembaar vanuit Azië en korte transittijden vanuit Australië, de eilanden van de Stille Zuidzee en de zuidelijke Indische Oceaan (hier in het bijzonder de Kerguelen- archipel). Er werden nog eens 60 expedities uitgezonden; de Duitse wetenschapsexpeditie stond onder leiding van Karl Nikolai Jensen Börgen om in ieder geval ervaring op te doen met de modernere instrumenten.

Het bleek echter dat zelfs waarnemers met uniforme instrumenten op dezelfde plaats de contacttijden met tien of meer seconden anders maten, en dat de voor het eerst gebruikte fotografische positiemetingen achterbleven bij de nauwkeurigheid van traditionele micrometermetingen. [22]

Het reisverslag van de Duitse expeditie - met hun schip SMS Gazelle - verscheen in 1889.

1882

Ter voorbereiding op de passage van 1882 deed een internationale commissie voorstellen voor uniforme instrumentatie en observatiemethoden. In het bijzonder werd bepaald dat in het geval van een valfenomeen, de te bepalen tijdstippen het definitieve breken van het “lint” (bij binnenkomst) of de eerste verschijning (bij vertrek) zouden moeten zijn. 38 expedities vertrokken, voornamelijk naar de meest noordelijke en zuidelijke delen van het Amerikaanse continent. [22]

Newcomb , wiens verwerking van de passen van 1761 en 1769 een zonneparallax van 8,79 ″ ± 0,05 opleverde, kreeg een waarde van 8,79 ″ ± 0,02 na het toevoegen van de gegevens van 1874 en 1882. De methode van de Venusovergangen lag dus duidelijk achter de verwachtingen van de astronomen, en zelfs achter de waarneming van de Mars-oppositie: Gill had van de Mars-oppositie van het jaar 1877 een zonneparallax van 8,78 ″ ± 0,01 ontvangen. [23]

In 1896 kwamen astronomen tijdens een conferentie overeen over de consistentie, de efemeriden een gemiddelde waarde verkregen uit de Venus-passages en andere bepalingen van 8,80 "te gebruiken, [23] in overeenstemming met km een ​​astronomische eenheid van 149.500.000.

In de 20e eeuw was er geen Venusovergang, de resultaten werden verfijnd met behulp van bijna-aardse oppositieposities van de kleine planeet Eros , waarbij parallaxmetingen konden worden verkregen. Tijdens de oppositie in 1900/1901 naderde Eros de aarde binnen 48 miljoen kilometer; de parallaxmetingen leverden een zonneparallax op van 8.8006 ″ ± 0.0022 ″ (1 AU = 149.488.000 ± 38.000 km). [24] Een nog gunstiger oppositie bracht Eros in 1931 tot binnen 26 miljoen kilometer van de aarde; waarnemingen van 24 observatoria resulteerden in een zonneparallax van 8.7904 ″ ± 0.0010 ″ (1 AU = 149.675.000 ± 17.000 km). [24] Al 40 jaar worden afstanden in het planetenstelsel ook met radar gemeten.

periodiciteit

De aarde heeft een siderisch jaar van T sidE = 365,256 dagen nodig om eenmaal om de zon te draaien; Venus heeft T sidV = 224,70 dagen nodig. Hieruit volgt dat een bepaalde stand van beide planeten ten opzichte van elkaar - bijvoorbeeld de onderconjunctie - wordt herhaald na een synodische periode van gemiddeld T synV = 583,9169 dagen. [25] [26]

Acht jaar

Dus hoewel Venus (gemiddeld) elke 584 dagen door zijn lagere conjunctie gaat, gaat hij nog steeds zelden voor de zonneschijf langs. Aangezien de baan van Venus 3,4 ° helt ten opzichte van de baan van de aarde, kan de Venus - gezien vanaf de aarde - de zon passeren op een afstand van meer dan 8 ° (16 schijnbare zondiameters) tijdens een lagere conjunctie, 84 ° . [27] Om een ​​passage van Venus te laten plaatsvinden, moeten de zon, Venus en de aarde bijna precies op één lijn staan, dus moeten aarde en Venus zich dicht bij het gemeenschappelijke snijpunt van hun vlakken bevinden (de zogenaamde knooplijn ) tegelijkertijd. De aarde kruist de knooplijn rond 7 juni (in deze knoop doorloopt Venus het baanvlak van de aarde van noord naar zuid, "dalende knoop") en rond 6 december (van zuid naar noord, "oplopende knoop"). [28]

Als op een bepaalde datum een ​​Venusovergang plaatsvindt, doet zich acht jaar later de volgende gelegenheid voor een Venusovergang voor. Dan is er aan de ene kant een geheel aantal aardjaren verstreken (namelijk acht: 8 × T sidE = 2922.0480 dagen), dus de aarde is weer dicht bij de knoop. Anderzijds komt deze periode vrijwel exact overeen met een geheel aantal synodische Venusperiodes (namelijk vijf: 5 × T synV = 2919,5845 dagen) en gaat Venus weer door een lagere conjunctie, staat dus weer dicht bij de aarde en dus ook dichtbij naar het knooppunt. [29]

Na vier rustige lagere conjuncties op andere punten in de baan, ontmoeten aarde en Venus elkaar weer bij de knoop in de vijfde. Het toeval is echter niet exact, omdat de aarde er 2,46 dagen langer over doet om de knoop weer te bereiken dan dat Venus de conjunctie opnieuw bereikt (2922.0480 dagen versus 2919,5845 dagen). Tijdens de conjunctie zijn Venus en de aarde nog steeds een beetje verwijderd van de knoop, en Venus verschijnt 22 boogminuten meer naar het noorden (als bij de neergaande knoop) of zuidelijker (als bij de stijgende knoop) dan in de laatste pas. [29]

Als de laatste passage door het centrum van de zonneschijf ging, mist Venus de zon op de nieuwe kans die nu is ontstaan, aangezien het nu 22 'noord of zuid is, maar de zonneschijf slechts een straal van 16 heeft'. Als de laatste passage echter ver genoeg naar het zuiden (of noorden) door de zonneschijf ging, zodat deze na een verschuiving van 22 ′ naar het noorden (of zuiden) nog steeds wordt geraakt, treedt er een andere passage op, dit keer door de andere helft van de zon. Bij de volgende gelegenheid, acht jaar later, zal de zon onvermijdelijk worden gemist (de verschuiving met 2 × 22 ′ is groter dan de zonnediameter van 32 ). Venuspassages komen ofwel individueel ofwel in een paar voor met een interval van acht jaar. Dan drijven de knooppassage en conjunctie steeds verder uit elkaar, zodat er lange tijd geen passage kan plaatsvinden. [30]

243 jaar

Een langere periode, waarin de siderische aardjaren en synodische Venus-perioden elk bijna exact als een geheel getal ontstaan, is 243 jaar: 243 × T sidE ≈ 152 × T synV . [31] 243 jaar na een passage vindt een andere passage plaats onder zeer vergelijkbare omstandigheden. De passages van 3 juni 1769 en 6 juni 2012 vonden bijvoorbeeld beide plaats op de dalende knoop en liepen door het noordelijke deel van de zonneschijf.

121,5 en 105,5 jaar

De passages van Venus vertonen verschillende periodiciteitspatronen gedurende de millennia

Terwijl de plaats van de conjunctie de baan omcirkelt in de loop van zijn hierboven genoemde drift, ontmoet hij ook de tegenovergestelde knoop en maakt hij ook passages daar mogelijk. In deze gevallen moet de periodiciteit van de passages worden uitgedrukt door een half geheel aantal siderische aardse jaren en een geheel aantal synodische Venus-perioden. Mogelijke koppelingen zijn b.v. B. 121,5 × T- zijde ≈ 76 × T synV en 105,5 × T- zijde ≈ 66 × T synV . Andere koppelingen zijn ook denkbaar (bijv. 113,5 × T sidE ≈ 71 × T synV ), maar kunnen hier niet voorkomen omdat de deelperioden optellen tot 243 jaar. Dit is (momenteel) het geval bij het voorkomen van de deelperiodes 8 + 105,5 + 8 + 121,5 = 243. [31]

Op de lange termijn verschijnen ook andere periodiciteitspatronen door de veranderende planetaire banen. De grafiek hiernaast toont alle lagere conjuncties van Venus voor de jaren -18109 tot +21988; het millennium van 2001 tot 3000 is grijs gemarkeerd. Conjuncties zonder transit worden weergegeven als lichte stippen, conjuncties met transit als donkere stippen. Elke regel bestaat uit 152 voegwoorden, het aantal voegwoorden in een transitcyclus van 243 jaar. Hoewel de periode van 243 jaar behouden blijft, zijn er in de loop van de tijd verschillende deelperiodes.

Gedurende de periode van 22 mei 427 v.Chr. Op 23 november 424 AD waren beide 8-jarige paren elk vervangen door een enkele transit, het periodiciteitspatroon was 121,5 + 121,5. [32] De passages in mei kwamen toen in paren voor, terwijl de passages in november enkelvoudig bleven. [33] Het huidige patroon 8 + 105,5 + 8 + 121,5 begon op 7 december 1631 en eindigt op 14 juni 2984. [32] Op 18 december 3089 begint een serie met gepaarde junirondes en enkele decemberrondes; dit patroon 129.5 + 8 + 105.5 eindigt op 25 december 3818. [32]

Speciale vormen van de Venusovergang

Kinderen kijken naar de Venusovergang in 2012 in Dili

grazende transit

In principe is het mogelijk dat Venus tijdens een transit de rand van de zon passeert. Hier kan het gebeuren dat Venus voor sommige delen van de aarde volledig voor de zon passeert en voor andere slechts gedeeltelijk. Dergelijke passages zijn zeer zeldzaam: de laatste dergelijke passage vond plaats op 6 december 1631. De volgende passage van Venus zal pas op 13 december 2611 plaatsvinden. [3]

Het is ook mogelijk dat een passage door Venus als een gedeeltelijke passage vanuit sommige delen van de aarde zichtbaar is, terwijl voor waarnemers in andere delen van de aarde de planeet Venus de zon passeert. De laatste dergelijke doorvoer vond plaats op 13 november, Greg. 541 v.Chr Chr. gegen 13:36 Uhr ( UT ) statt, der nächste derartige Venusdurchgang wird sich am 14. Dezember 2854 ereignen. [3]

Simultane Transite

Das simultane Auftreten von Merkur- und Venusdurchgängen ist in näherer Zukunft und Vergangenheit wegen der verschiedenen Knotenlage nicht möglich. Allerdings verändert sich die Position der Bahnknoten langsam. Da die Bahnknoten von Merkur und Venus verschieden schnell wandern, werden solche Ereignisse in ferner Zukunft möglich, aber erst im Jahr 69163 und im Jahr 224508. [34] [35] Hingegen ist bereits am 5. April 15232 das gleichzeitige Auftreten einer Sonnenfinsternis und eines Venusdurchganges möglich. [34]

Am 4. Juni 1769 ereignete sich nur fünf Stunden nach Ende des Venusdurchgangs eine totale Sonnenfinsternis, die in Europa, den nördlichsten Teilen Nordamerikas und in Nordasien zumindest als partielle Sonnenfinsternis zu sehen war. Dies war der geringste zeitliche Abstand zwischen einem Planetentransit und einer Sonnenfinsternis in historischer Zeit. [36] [37]

Hinweise zur Beobachtung

Globale Sichtbarkeit des Venustransits vom 5./6. Juni 2012

Von Beobachtungen der Sonne oder eines Planetentransits mit bloßem Auge oder mit selbstgebauten Filtern ist unbedingt abzuraten. Bei Eigenbaufiltern aus ungeprüften Materialien besteht keine Sicherheit, ob schädliche, aber unsichtbare Ultraviolett - und Infrarotanteile des Sonnenlichtes ausgefiltert werden. Vor allem sollte man niemals mit bloßem Auge (auch nicht mit Sonnenbrille oder ähnlichem) durch ein Prismenfernglas oder Teleskop in die Sonne sehen, da das Sonnenlicht so stark gebündelt wird, dass die Netzhaut des Auges sofort zerstört, bzw. stark geschädigt wird. Bei der direkten Beobachtung durch ein Teleskop müssen unbedingt geeignete Sonnenfilter vor dem Objektiv – nicht erst vor oder hinter dem Okular – verwendet werden.

Am einfachsten ist es, Sonnenbeobachtungen durch Projektion des Sonnenbildes auf weißes Papier durchzuführen. Dabei richtet man das Teleskop anhand seines Schattens auf die Sonne aus und hält das Papier in 10–30 cm Abstand hinter das Okular. Die Sonne erscheint dann als helle kreisförmige Fläche und wird durch Drehen des Okulars scharfgestellt. Venus oder Merkur wandern als kleines dunkles Scheibchen im Laufe von Stunden über die Fläche hinweg.

Diese Projektionsmethode eignet sich auch sehr gut für die Beobachtung von Sonnenflecken . Dabei muss man allerdings aufpassen, dass sich das Teleskop nicht überhitzt, wodurch Linsen oder Spiegel zerplatzen würden. Das Sucherfernrohr des Teleskops muss abgedeckt sein, da die gebündelte Strahlung der Sonne ausreicht, das Fadenkreuz des Suchers zu zerstören oder in die Kleidung Löcher zu brennen.

Außerdem bieten Sternwarten bei Venustransiten (wie auch bei anderen wichtigen astronomischen Ereignissen) die Möglichkeit der Beobachtung des Vorgangs mit Hilfe professioneller Instrumente.

Bilder des Verlaufs vom 8. Juni 2004

Bilder des Verlaufs vom 6. Juni 2012

Siehe auch

Literatur

  • Gudrun Bucher: Die Spur des Abendsterns – Die abenteuerliche Erforschung des Venustransits , Wissenschaftliche Buchgesellschaft, Darmstadt 2011, ISBN 978-3-534-23633-6 . [38]
  • SJ Dick: Venus vor der Sonne , Spektrum der Wissenschaft 6/2004, S. 24–32.
  • Hilmar W. Duerbeck : The German transit of Venus expeditions of 1874 and 1882: organization, methods, stations, results. In: Journal of Astronomical History and Heritage, Band 7, 2004, Nummer 1, S. 8–17, pdf .
  • Alexander Moutchnik : Forschung und Lehre in der zweiten Hälfte des 18. Jahrhunderts . Der Naturwissenschaftler und Universitätsprofessor Christian Mayer SJ (1719–1783) (Algorismus, Studien zur Geschichte der Mathematik und der Naturwissenschaften, Bd. 54), Erwin Rauner Verlag, Augsburg, 523 Seiten mit 8 Tafeln, 2006, ISBN 3-936905-16-9 . [39] [40]
  • Marco Peuschel: Konjunktionen, Bedeckungen und Transits – Das kleine Almanach der Planeten . Selbstpublikation . Engelsdorfer Verlag, Leipzig 2006, ISBN 3-939144-66-5 . (Der kleine Almanach der Planeten enthält die Merkurtransits von 1800 bis 2700 und von Venus zwischen 1000 und 10000. Des Weiteren sind hier auch gegenseitige Bedeckungen zwischen den Planeten von 1500 bis 4500, auch zwischen Jupiter und Saturn zu finden).
  • Andrea Wulf : Die Jagd auf die Venus und die Vermessung des Sonnensystems , Bertelsmann, München 2012, ISBN 3-470-10095-0 .

Weblinks

Commons : Venustransit – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien
Wiktionary: Venustransit – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen

Ereignis 9. Dezember 1874

Ereignis 8. Juni 2004:

Venustransit-Animation

Ereignis 6. Juni 2012:

Einzelnachweise

  1. Der Zyklus der Venusdurchgänge , venus-transit.de
  2. Die Kaiserliche Marine und der Venusdurchgang von 1874. ( Memento vom 4. November 2014 im Internet Archive ) Bundesarchiv
  3. a b c Fred Espenak: Transits of Venus, Six Millennium Catalog: 2000 BCE to 4000 CE. NASA, 11. Februar 2004, abgerufen am 13. Juli 2012 .
  4. Robert H van Gent: Transit of Venus Bibliography. Abgerufen am 11. September 2009 .
  5. Paul Marston: Jeremiah Horrocks—young genius and first Venus transit observer . University of Central Lancashire, 2004, S. 14–37.
  6. Nicholas Kollerstrom: William Crabtree's Venus transit observation. (PDF; 149 kB) In: Proceedings IAU Colloquium No. 196, 2004. International Astronomical Union, 2004, abgerufen am 10. Mai 2012 .
  7. PK Seidelmann (Hrsg.): Explanatory Supplement to the Astronomical Almanac. University Science Books, Mill Valley 1992. ISBN 0-935702-68-7 .
  8. A. van Helden: Measuring the Universe. University of Chicago Press. Chicago, London 1985. ISBN 0-226-84882-5 . S. 7
  9. R. Wolf: Handbuch der Astronomie, ihrer Geschichte und Litteratur. F. Schulthess, Zürich 1892. (Nachdruck Olms: ISBN 978-3-487-05007-2 ) Par. 438 ( online (PDF-Datei; 16,28 MB)).
  10. R. Wolf: Handbuch der Astronomie, ihrer Geschichte und Litteratur. F. Schulthess, Zürich 1892. (Nachdruck Olms: ISBN 978-3-487-05007-2 ) Par. 439 ( online (PDF-Datei; 16,28 MB)).
  11. R. Wolf: Handbuch der Astronomie, ihrer Geschichte und Litteratur. F. Schulthess, Zürich 1892. (Nachdruck Olms: ISBN 978-3-487-05007-2 ) Par. 441 ( online (PDF-Datei; 16,28 MB)).
  12. R. Wolf: Handbuch der Astronomie, ihrer Geschichte und Litteratur. F. Schulthess, Zürich 1892. (Nachdruck Olms: ISBN 978-3-487-05007-2 ) Par. 444 ( online (PDF-Datei; 16,28 MB)).
  13. A. van Helden: Measuring the Universe. University of Chicago Press. Chicago, London 1985. ISBN 0-226-84882-5 . S. 163.
  14. Edmond Halley: Methodus Singularis Quâ Solis Parallaxis Sive Distantia à Terra, ope Veneris intra Solem Conspiciendoe, Tuto Determinari Poterit. In: Philosophical Transactions. Bd. 29, Nr. 348, Juni 1716, S. 454–464, JSTOR 103085 , (In englischer Sprache: A new Method of determining the Parallax of the Sun, or his Distance from the Earth. In: The Philosophical Transactions of the Royal Society of London, from their Commencement, in 1665, to the Year 1800; Abridged. Bd. 6, 1809, ZDB -ID 241560-4 , S. 243–249 ).
  15. a b R. Wolf: Handbuch der Astronomie, ihrer Geschichte und Litteratur. F. Schulthess, Zürich 1892. (Nachdruck Olms: ISBN 978-3-487-05007-2 ) Par. 448 ( online (PDF-Datei; 16,28 MB)).
  16. Venustransit 2004, Parallaxenmessung mit Hilfe der Sonnengranulation. Bei: astrode.de.
  17. Sonnendistanz, einfache Berechnung , astronomie.info (PDF; 158 kB).
  18. Using a transit of Venus to determine the Astronomical Unit: a simple example.
  19. a b c d e R. Wolf: Handbuch der Astronomie, ihrer Geschichte und Litteratur. F. Schulthess, Zürich 1892. (Nachdruck Olms: ISBN 978-3-487-05007-2 ) Par. 449 ( online (PDF-Datei; 16,28 MB)).
  20. Prof. Richard Pogge: Lecture 26: How far to the Sun? The Venus Transits of 1761 & 1769. Abgerufen am 25. September 2006 .
  21. R. Wolf: Handbuch der Astronomie, ihrer Geschichte und Litteratur. F. Schulthess, Zürich 1892. (Nachdruck Olms: ISBN 978-3-487-05007-2 ) Par. 450 ( online (PDF-Datei; 16,28 MB)).
  22. a b R. Wolf: Handbuch der Astronomie, ihrer Geschichte und Litteratur. F. Schulthess, Zürich 1892. (Nachdruck Olms: ISBN 978-3-487-05007-2 ) Par. 451 ( online (PDF-Datei; 16,28 MB)).
  23. a b S. Débarbat: Venus transits – A French view. In: DW Kurtz (Hrsg.): Transits of Venus: New Views of the Solar System and Galaxy. IAU Colloquium No. 196. Cambridge University Press. Cambridge 2004. ISBN 0-521-84907-1 doi:10.1017/S1743921305001250 .
  24. a b G. Bucher: Die Spur des Abendsterns. WBG, Darmstadt 2011, ISBN 978-3-534-23633-6 , S. 186.
  25. Eli Maor: Venus in Transit. Princeton University Press, Princeton 2004, ISBN 0-691-11589-3 , S. 55.
  26. Es ist 1/ T synV = 1/ T sidV − 1/ T sidE .
  27. Die etwa 8,8° berechnen sich aus den 3,4* über Gleichsetzung der Absoluthöhe unter Darstellung vermöge des Tangens, siehe Venuspositionen#Sichtbarkeit !
  28. MJ Neumann: Venus vor der Sonne. Sterne und Weltraum Juni 2004, S. 22 ( online ).
  29. a b Eli Maor: Venus in Transit. Princeton University Press, Princeton 2004, ISBN 0-691-11589-3 , S. 59
  30. Eli Maor: Venus in Transit. Princeton University Press, Princeton 2004, ISBN 0-691-11589-3 , S. 60.
  31. a b R. Wolf: Handbuch der Astronomie, ihrer Geschichte und Litteratur. F. Schulthess, Zürich 1892. (Nachdruck Olms: ISBN 978-3-487-05007-2 ) Par. 446 ( online (PDF-Datei; 16,28 MB)).
  32. a b c Eli Maor: Venus in Transit. Princeton University Press, Princeton 2004, ISBN 0-691-11589-3 , S. 63.
  33. J. Meeus: Astronomical Tables of the Sun, Moon and Planets. 2nd ed., Willmann-Bell, Richmond 1983-1995, ISBN 0-943396-45-X , Kap. XIV.
  34. a b Hobby Q&A: Sky&Telescope. August 2004, S. 138. Vgl. J. Meeus; A. Vitagliano: Simultaneous transits. In: The Journal of the British Astronomical Association 114 (2004), Nr. 3.
  35. Fred Espenak: Transits of Mercury, Seven Century Catalog: 1601 CE to 2300 CE. NASA, 21. April 2005, abgerufen am 13. Juli 2012 .
  36. Dr. Hans Zekl: Doppeltransits - Wann sind Venus und Merkur gleichzeitig vor der Sonne zu sehen? Astronomie.de, abgerufen am 13. Juli 2012 .
  37. Jérôme de La Lande , Charles Messier: Observations of the Transit of Venus on 3 June 1769, and the Eclipse of the Sun on the Following Day, Made at Paris, and Other Places. Extracted from Letters Addressed from M. De la Lande, of the Royal Academy of Sciences at Paris, and FRS to the Astronomer Royal; And from a Letter Addressed from M. Messier to Mr. Magalhaens . In: Philosophical Transactions (1683–1775) . 59, Nr. 0, 1769, S. 374–377. bibcode : 1769RSPT...59..374D . doi : 10.1098/rstl.1769.0050 .
  38. Venusfallen. In: FAZ . 19. Dezember 2011, S. 26.
  39. Menso Folkerts (Hrsg.):Algorismus. Studien zur Geschichte der Mathematik und der Naturwissenschaften.
  40. Inhaltsverzeichnis ( Memento vom 22. Juli 2012 im Internet Archive ), tu-darmstadt.de (PDF; 106 kB).
Durchgänge in unserem Sonnensystem
Venus Erde Mars Jupiter Saturn Uranus Neptun
Merkur Merkur Merkur Merkur Merkur Merkur Merkur
Venus Venus Venus Venus Venus Venus
Erde Erde Erde Erde Erde
Mars Mars Mars Mars
Jupiter Jupiter Jupiter
Mond Deimos Saturn Saturn
Phobos Uranus