Venus-transitt

En transitt av Venus (fra Latin transitus , passage ',' pre-transition '), også transitt av Venus eller Venus Passage , er en tidligere tegning av planeten Venus foran solen . Med teleskop, noen ganger freiäugig observerbart (med briller), forekommer fenomenet i omtrent 243 år, bare fire ganger (etter 8, ytterligere 121½, ytterligere 8 og ytterligere 105½ år) fordi Venus og jordens bane er litt tilbøyelige mot hverandre.

Etter Venus-passasjene i 1874, 1882 og 2004, fant den siste sted 6. juni 2012 mellom klokka 0.00 og 07.00 CEST . Den neste vil ikke skje igjen før 11. desember 2117.

Under transitt har Venus en tilsynelatende diameter på 1 ′ (1/30 av solskiven ), og i motsetning til solflekkene ser den helt svart ut. Historisk var den nøyaktige målingen av slike passasjer av stor betydning for å bestemme avstanden mellom jord og sol ( astronomisk enhet ) og ga opphav til mange ekspedisjoner og målekampanjer av viktige institutter og forskere. Siden 1900 har avstander i solsystemet blitt bestemt ved hjelp av asteroider nær jorden (NEA), i dag ved hjelp av rom- og radarmetoder.

Soloppgang med Venus foran solen: Dresden , 6. juni 2012, 04:53 (UTC + 2). Som et resultat av stratifiseringen av atmosfæren nær horisonten, ser solen ut som forvrengt, og Venus, som er et mørkt punkt foran solen, dobler seg.

Grunnleggende

Transitt av Venus 8. juni 2004
Skråningen til Venus 'bane

Under en Venus-transitt er solen, Venus og jorden nøyaktig i en linje. Prinsippet for denne sjeldne planetariske konstellasjonen er det samme som for en solformørkelse , der månen beveger seg foran solen og gjør den mørkere. På grunn av den store avstanden mellom jorden og Venus forårsaker imidlertid en Venus-transitt ikke noe mørkere på jorden. I motsetning til månen dekker Venus bare en liten brøkdel (ca. en tusendel) av solområdet. Det ser ut til å bevege seg som en liten, dyp svart plate i løpet av flere timer vestover over solen.

Den nest siste Venus-passasjen skjedde 8. juni 2004. For Wien eller Frankfurt am Main varte den fra 7:20 til 13:23 CEST . På transittiden var avstanden mellom Venus og Jorden mer enn 42 millioner kilometer, og fra Venus til solen ca 109 millioner. På grunn av det gode været kunne fenomenet observeres i store deler av Europa. Prisma-kikkert eller teleskop var ikke helt nødvendig for dette; en beskyttende film for øynene var tilstrekkelig. Koordinerte parallelle målinger ble også utført i Sør-Asia og Australia.

En Venus-transitt er en veldig sjelden hendelse der det bare er to på 130 år, vekselvis etter en kort avstand på åtte og en lang avstand på over 100 (avhengig av node 105 eller 122) år. Intervallet mellom fem passasjer er derfor periodisk og er omtrent 243 år, 1 dag og 22 timer. Den siste fant sted 5. og 6. juni 2012, den nest siste 8. juni 2004, forgjengeren ble observert 6. desember 1882. Det var ikke en eneste gang av Venus i det 20. århundre. En Venus-transitt er derfor faktisk en astronomisk begivenhet i århundret, og på grunn av dens sjeldenhet er det et himmelsk skuespill som det er verdt å observere. Du må imidlertid bruke egnede, varmesikre solfiltre , ellers kan du bli blind .

Årsaken til Venus-transittens sjeldenhet er tilbøyeligheten til Venus-bane sammenlignet med jordens baneplan med 3,4 °. Derfor står ikke Venus tilstrekkelig nøyaktig mellom jorden og solen i hver lavere sammenheng , men "passerer" over eller under solen i 98–99 av 100 tilfeller. Med identiske banefly kunne Venus passering observeres hvert 1,6 år.

Denne nedre sammenhengen oppstår med intervaller på 579 til 589 dager når Venus "overtar" jorden på sin bane nærmere solen. Ved å gjøre det, skifter hun fra rollen som kveldsstjernen til morgenstjernen. Ni måneder senere er hun da bak solen (øvre konjunktur). Planeten Merkur, nærmest solen, har en lignende, men mye raskere syklus på 116 dager ( synodisk omløpstid).

De indre planetene Venus og Merkur

Sett fra jorden er det to planeter der en planetarisk transitt kan forekomme: Merkur og Venus, hvis baner løper i jordens bane. Analogt med Venus-gjennomgangen snakker man om transitt av Merkur når planeten som er oppkalt etter Guds vinges budbringer, er nøyaktig mellom oss og solen. Merkur-passeringer forekommer mye oftere enn med Venus - det er fjorten i det 21. århundre alene: Den første av disse fant sted 7. mai 2003, den 14. vil finne sted 10. november 2098. Mens Venus-passasjer i vår epoke finner sted i juni og desember, finner Merkur- passasjer sted i mai og november. Dette er relatert til posisjonen til orbitalplanene og deres krysslinjer ( noder ). Krysslinjene beveger seg imidlertid sakte mellom planetene til jordens bane og Venus 'bane, noe som betyr at tidene for Venus-transitt sakte skifter til senere datoer i året. Fra år 4700 vil Venus-transittene finne sted i januar og juli og ikke lenger i desember og juni.

Sekvens av en Venus-transitt

Skjema for de fire kontaktene og slippfenomenet

En planettransitt foran solen har fire kontakter.

Den første kontakten er kontakten til planetdisken med solen. Noen få sekunder senere, hvis du vet den nøyaktige plasseringen på solskiven, kan du se fordypningen. Den andre kontakten er tidspunktet da platen er helt foran solen og det ikke kan sees noe stykke sol mellom planeten og kanten av platen. Etter det ser planeten ut til å bevege seg foran solen. Den tredje og fjerde kontakten er motsatt av den andre og første kontakten. Siden den nøyaktige plasseringen av planeten foran disken er kjent når den går ut, kan utgangen alltid observeres nøyaktig til slutten.

Rett før den andre og etter den tredje kontakten kan Lomonosov-effekten observeres, noe som skyldes diffraksjonen av solstrålene gjennom de øvre lagene i den venusianske atmosfæren.

Dråpefenomenet kan ofte observeres umiddelbart etter den andre og før den tredje kontakten . Når Venus observeres gjennom et teleskop eller på bilder, virker den ikke sirkulær, men snarere deformert som et fall mot solkanten. Årsaken til fenomenet er imidlertid ikke - som tidligere hevdet - beviset på den tette venusiske atmosfæren, men ligger i den begrensede oppløsningen til ethvert optisk arrangement som kreves for observasjon , for eksempel et fotolins eller et teleskop.

Historiske passasjer av Venus

Transitt av Venus

Middle transitt dato		 Tid ( UTC )
Begynnelse senter slutt
9. mai 1650 f.Kr. Chr. 21:54 00:45 3:35
6. mai 1642 f.Kr. Chr. 14:26 18:02 21:32
7. desember 1631 3:51 5:19 6:47
4. desember 1639 14:57 18:25 21:54
6. juni 1761 2:02 5:19 8:37
3. juni 1769 19:15 22:25 1:35
9. desember 1874 1:49 4:07 6:26
6. desember 1882 13:57 17:06 20:15
8. juni 2004 5:13 8:20 11:26
5. / 6. Juni 2012 22:09 1:29 4:49
11. desember 2117 23:58 2:48 5:38
8. desember 2125 13:15 16:01 18:48
Venus-transitt registrert 6. desember 1882 (US Naval Observatory Library); dette bildet av den amerikanske transittekspedisjonen er sannsynligvis et av de eldste fotografiene av Venus.
Minnessteiner fra den tyske Venus-ekspedisjonen fra 1874

Johannes Kepler hadde for første gang beregnet en passasje gjennom Venus, den fra 1631. Dette kunne ikke sees fra Europa, for for alle europeiske observatører var solen under horisonten på passeringstidspunktet. Arrangementets vitenskapelige potensiale er ennå ikke anerkjent. Kepler døde i 1630, den påfølgende passering av 1639 kunne ikke forutsies med Keplers baneopplysninger, da de var noen timer for upresise. Engelskmannen Jeremia Horrocks var i stand til å gjenkjenne og rette disse unøyaktighetene i beregninger i oktober 1639 på grunnlag av Keplers og annen informasjon. Han bestemte seg for at en ny runde snart skulle komme. Denne transitt av Venus 4. desember 1639 var den første dokumenterte observasjonen av Jeremiah Horrocks selv og William Crabtree . I løpet av den korte forberedelsestiden var Horrocks bare i stand til å varsle vennen Crabtree i tide for en ny observasjon.

Bestemmelse av jord-solavstand (astronomisk enhet AU)

I astronomi lærte folk relativt tidlig å måle vinkelavstander mellom astronomiske objekter med stadig større nøyaktighet. Det som ikke først kunne måles, var imidlertid avstandene mellom himmellegemene. Så snart en slik avstand var bestemt, kunne også de gjenværende avstandene i planetsystemet bestemmes, siden forholdet mellom planetavstandene allerede var kjent på grunn av Keplers tredje lov .

Det var vanlig å uttrykke avstanden til solen med den horisontale parallaksen, dvs. med halve vinkelen som solen ser ut forskjøvet foran faststjernebakgrunnen når den sees samtidig fra to motsatte steder på jorden (vises i sin helhet vinkel også jordens diameter sett fra solen). Den moderne verdien av halvvinkelen er 8,794148 ″ , tilsvarende en lengde på 149,597,870 km for den astronomiske enheten .

Historien om solparallax

Aristarchus var den første til å finne en metode, i prinsippet riktig, for å bestemme parallaksen til solen basert på vinklene i den rettvinklede trekanten jord-måne-sol ved en halvmåne, men oppnådde det utilfredsstillende resultatet fra dagens synspunkt at solen er mer enn 18 ganger, men mindre enn 20 ganger så langt unna som månen (i virkeligheten er den omtrent 390 ganger så langt unna). Hipparchus bestemte fra geometrien til måneformørkelsene en allerede betydelig bedre solparalax på 3 '. Denne verdien ble tradisjonelt brukt til slutten av 1500-tallet.

Mens han studerte Tycho Brahes observasjoner av Mars , la Kepler merke til at ingen Mars-parallakser kunne måles med midlene på den tiden, det vil si at den enda mindre solparallaxen ikke kunne være større enn 1 '. Mars-opposisjonen fra 1672 ble observert samtidig av Jean Richer i Cayenne og GD Cassini i Paris , som avledet en solparallaks på 9 1 ⁄ 2  " fra den målte Mars-parallaksen , men med en betydelig spredning av de enkelte verdiene .

Lacaille var i stand til å sammenligne sine posisjonsmålinger av Mars og Venus utført mellom 1751 og 1754 på Kapp det gode håp med europeiske observasjoner, og fikk en solparalax på 10,20 ″. Disse og alle andre parallaksbestemmelser (de fleste i tilfelle Mars-motstand) forble på randen av målbarhet, slik at den eneste konsensusen som kunne opprettes frem til 1700-tallet var synet på at solparallaxen måtte være mindre enn ca. ".

Halleys metode

Transisjonen av Venus var historisk den første måten å nøyaktig bestemme avstander i solsystemet. Transitt ble observert fra forskjellige punkter på jorden som er så langt fra hverandre som mulig i nord-sør retning. Fra de forskjellige punktene ble det observert at Venus passerte forskjellig nær sentrum av solen, sett fra Nordpolen noe lavere, fra Sydpolen noe høyere (" parallax "). Til slutt kunne avstanden mellom jorden og solen beregnes fra den kjente avstanden mellom observasjonspunktene på jorden.

Sammenligning av de samtidig observerte Venus-posisjonene under transitt av 1769, for en sørlig observatør i Tahiti og en nordlig observatør i Vardø (Norge).

Edmond Halley hadde erkjent i 1716 at under en transitt kunne parallaksen til Venus også bestemmes mye mer nøyaktig av tidsmålinger i stedet for vinkelmålinger. Grafikken til høyre viser som et eksempel posisjonene til Venus foran solskiven under transitt 1769, som presentert for observatører i Tahiti (Stillehavet) og i Vardø (Norge). Sett fra Tahiti, passerte Venus gjennom en nordligere og dermed kortere akkord på solskiven på grunn av observatørens plassering på den sørlige halvkule . Den laterale forskyvningen av begge sener kan bestemmes av vinkelmålinger, men fremfor alt ved å sammenligne transittidene som er observert begge steder.

I tillegg, når man ser fra Tahiti, beveget Venus seg tilsynelatende raskere over solskiven enn sett fra Vardø, da observatøren på Tahiti var nærmere ekvator og dekket en større bue under observasjonen som et resultat av jordens rotasjon. I tillegg var Vardø på den fjerne siden av jorden under transitt, men kunne se midnattssolen over polet. Mens Vardø beveget seg i samme retning som Venus, forbi jorden, som et resultat av jordens rotasjon, ble Tahiti båret i motsatt retning. Dette reduserte den tilsynelatende hastigheten til Venus foran solskiven for Vardø, men økte den for Tahiti. Også av denne grunn gikk Venus senere og dro tidligere for observatøren på Tahiti enn for observatøren i Vardø.

Forskjellen mellom Venus-parallaksene for de to observatørene kunne derfor bestemmes av tidsmålinger, som på det tidspunktet i prinsippet var mulig med en nøyaktighet på ett sekund. Sammenligningen av parallaksmålingene til flere observatører som var så langt fra hverandre som mulig på kjente steder, gjorde det mulig å bestemme avstanden til Venus ved triangulering. Resultatene av evalueringene var solens diameter og radiene til planetbanene til jorden og Venus. I fremtiden ble den gjennomsnittlige radiusen av jordens bane brukt som den astronomiske enheten AE, spesielt for dimensjoner i planetsystemet. Med en av de to bestemte planetbanene og de enkelt og pålitelig bestembare omgangstidene til planetene, kunne radiene til de andre planetbanene beregnes ved hjelp av Keplers tredje lov. Siden det var forventet å være i stand til å observere kontakttidene med en usikkerhet på bare noen få sekunder, ville en Venus-gjennomgang ha gjort det mulig å bestemme solens parallaks med en nøyaktighet på minst 1/100 ″.

Siden Halleys metode krevde måling av varigheten av hele transitten, ble anvendelsen begrenset til de observasjonsstedene som både inn- og utkjørsel var synlige for. Delisle utviklet en metode som også kunne evaluere observasjon av individuelle transittfaser, forutsatt at observasjoner fra minst to steder var tilgjengelige for en fase. Dette utvidet antallet mulige observasjonssteder sterkt. Halleys metode hadde imidlertid fordelen av ikke å kreve nøyaktig kunnskap om forskjellen i lengde mellom stasjonene som ble sammenlignet, mens for Delisles metode koordinatene til observasjonsstedet - spesielt den geografiske lengdegraden  , som på det tidspunktet bare kunne bestemmes med stor innsats - måtte måles så presist som mulig.

Passasjer av Venus i det 18. og 19. århundre

Passage of Venus i 1761, observert av James Ferguson

1761

Etter forslag fra Halley og spesielt senere Delisle ble ekspedisjoner sendt til noen ganger svært avsidesliggende steder. Så Le Gentil reiste til Pondicherry i India (hvor han ankom etter passasjen på grunn av politisk uro, og ble deretter i landet for å se passasjen i 1769, men ble forhindret fra å gjøre det av skyer), Pingré til øya Rodrigues øst for Madagaskar, Maskelyne til St. Helena , Planman til Kajaani , Chappe til Tobolsk , Rumowski til Selenginsk . Sammen med andre ekspedisjoner og mange europeiske observatører var det endelig nyttige resultater fra totalt 72 stasjoner tilgjengelig.

Dermed var solparallaxen for første gang tydelig i målbarhetsområdet. På grunn av den inkonsekvente instrumenteringen, forskjellige observasjonsmetoder , men fremfor alt det uventede fallfenomenet , som gjorde tidspunktet for den andre og tredje kontakten veldig usikker, var nøyaktigheten av resultatene langt under forventningene. For eksempel mottok Pingré 10 1 ⁄ 2  Short , Short 8 1 ⁄ 2  ″, Hornsby 9 1 ⁄ 2  ″, etc.

Utseendet til Venus ved solkanten, observert av James Cook og Charles Green i Tahiti i 1769

1769

Mange ekspedisjoner ble igjen utstyrt for denne passasjen. James Cook , akkompagnert av Green og Solander, observerte på Tahiti , Alexandre Guy Pingré i Haiti , Jean Chappe i Baja California , Rittenhouse i Norriton og den wienske rettsastronomen Maximilian Hell som den nordligste observatøren i Vardø . Euler organiserte et stort observasjonsnettverk i Russland, med sveitseren Jean-Louis Pictet og Jacques-André Mallet observert på vegne av St. Petersburg-akademiet på Kolahalvøya . Totalt 77 stasjoner ga brukbare observasjonsdata.

Resultatene var betydelig bedre denne gangen, men forskjellige evaluatorer mottok fremdeles merkbare forskjellige resultater på grunn av forskjellige beregningsmetoder og forskjellige måter å kombinere data på, for eksempel

Planman Lalande Lexell Lys Maskelyne Hornsby Pingré du Séjour
8,43 ″ 8,50 ″ 8,68 ″ 8,70 8,72 ″ 8,78 ″ 8,80 8,84 ″
gjennomsnitt 8,681 ″ ± 0,052 ″

Encke underkastet total data fra 1761 og 1769 en felles evaluering ved hjelp av den nyutviklede justeringsberegningen og oppnådde en solparalaks på 8,578 ″ ± 0,077 ″, tilsvarende en astronomisk enhet på 153,4 millioner km.

1874

En tysk ekspedisjon observert i 1874, Venus of Isfahan fra

Gjennomgangen av Venus i 1874 var relativt ugunstig for astronomiske målinger. Det forble usynlig fra nesten hele Europa, lange transittider kunne bare observeres fra Asia og korte transittider fra Australia, øyene i Sør-Stillehavet og det sørlige Indiahavet (her spesielt Kerguelen- skjærgården). Nok en gang 60 ekspedisjoner ble sendt ut; den tyske vitenskapsekspedisjonen ble ledet av Karl Nikolai Jensen Börgen for i det minste å få erfaring med de mer moderne instrumentene.

Det ble imidlertid funnet at observatører på samme sted som fikk utstyr med ensartede instrumenter, målte kontakttidene forskjellig med ti eller flere sekunder, og at de fotografiske posisjonsmålingene som ble brukt for første gang, hang etter nøyaktigheten til tradisjonelle mikrometermålinger.

Reisebeskrivelsen til den tyske ekspedisjonen - med skipet SMS Gazelle - ble publisert i 1889.

1882

Som forberedelse til passasjen av 1882 utstedte en internasjonal kommisjon forslag til enhetlige instrumenterings- og observasjonsmetoder. Spesielt ble det bestemt at i tilfelle et fallfenomen, skal tidspunkter som skal bestemmes være den endelige brudd på "båndet" (ved innreise) eller det første utseendet (ved utgang). 38 ekspedisjoner gjorde veien, hovedsakelig til de nordligste og sørligste delene av det amerikanske kontinentet.

Newcomb , hvis behandling av 1761- og 1769-passene ga en solparallaks på 8,79 ± 0,05 ″, fikk en verdi på 8,79 ″ ± 0,02 ″ etter å ha lagt til dataene fra 1874 og 1882. Dermed lå metoden til Venus-transittene klart bak forventningene fra astronomene, og til og med bak observasjonen av Mars-opposisjonen: Gill hadde mottatt en solparalax på 8,78 ± 0,01 ″ fra Mars-opposisjonen i året 1877.

I 1896 ble astronomer enige om under en konferanse om konsistensen, efemeren km en gjennomsnittsverdi oppnådd fra Venus-passasjer og andre bestemmelser på 8,80 "å bruke, ifølge en astronomisk enhet på 149.500.000.

I det 20. århundre var det ingen transitt av Venus, resultatene ble raffinert ved hjelp av opposisjonsposisjoner nær jorda på den mindre planeten Eros , hvor parallaksmålinger kunne oppnås. Under opposisjonen i 1900/1901 nærmet Eros seg jorden innen 48 millioner kilometer; parallaksmålingene ga en solparallaks på 8.8006 ″ ± 0.0022 ″ (1 AU = 149.488.000 ± 38.000 km). I 1931 førte en enda gunstigere opposisjon Eros innen 26 millioner kilometer fra jorden; observasjonene fra 24 observatorier resulterte i en solparalax på 8,7904 ″ ± 0,0010 ″ (1 AU = 149,675 000 ± 17 000 km). I 40 år har også avstander i planetsystemet blitt målt med radar .

periodisitet

Jorden trenger et siderisk år på T sidE = 365,256 dager for å bane solen en gang; Venus trenger T sidV = 224,70 dager. Av dette følger det at en viss posisjon av begge planetene til hverandre - for eksempel den nedre konjunktjonen - gjentas etter en synodisk periode på gjennomsnittlig T synV = 583,9169 dager.

Åtte år

Så selv om Venus (i gjennomsnitt) går gjennom den nedre konjunktjonen hver 584 dag, går den fremdeles sjelden foran solskiven. Siden Venus 'bane helles med 3,4 ° til jordens bane, kan Venus - sett fra jorden - passere solen i en avstand på mer enn 8 ° (16 tilsynelatende soldiametre) under en lavere forbindelse .84 ° . For at en passasje av Venus skal skje, må solen, Venus og jorden være nesten nøyaktig i en linje, så jorden og Venus må være i nærheten av det felles skjæringspunktet mellom deres baneplan (den såkalte nodalinjen ) samtidig . Jorden krysser knutepunktet rundt 7. juni (i denne knuten krysser Venus jordens baneplan fra nord til sør, "synkende knute") og rundt 6. desember (fra sør til nord, "stigende knute").

Hvis en transitt av Venus finner sted på en gitt dato, oppstår neste mulighet for en transitt åtte år senere . På den ene siden har det gått et integrert antall jordår (nemlig åtte: 8 ×  T sidE = 2922.0480 dager), så jorden er igjen nær noden. På den annen side tilsvarer denne perioden nesten nøyaktig et helt antall synodiske Venus-perioder (nemlig fem: 5 ×  T synV  = 2919,5845 dager) og Venus går gjennom en lavere konjunktjon igjen, er derfor igjen nær jorden og dermed også nær til noden.

Etter fire begivenhetsløse nedre konjunktjoner på andre punkter på banen, møtes jorden og Venus igjen nær knuten i det femte . Tilfeldigheten er imidlertid ikke nøyaktig, fordi det tar jorden 2,46 dager lenger å nå knuten enn det tar Venus å nå sammenhengen igjen (2922.0480 dager mot 2919,5845 dager). Under sammenhengen er Venus og Jorden fortsatt litt borte fra knuten, og Venus vises 22 bueminutter mer nord (hvis ved den synkende knuten) eller sør (hvis den er i stigende knute) enn i forrige gang.

Hvis den siste passasjen gikk gjennom midten av solskiven, savner Venus solen på den nye muligheten som nå har oppstått, siden den nå er 22 'nord eller sør, men solskiven har bare en radius på 16'. Men hvis den siste passasjen gikk langt nok sør (eller nord) gjennom solskiven, slik at den fremdeles treffes etter et skifte på 22 'mot nord (eller sør), skjer det en annen gang, denne gangen gjennom den andre halvdelen av solen. Ved neste anledning, åtte år senere, vil solen uunngåelig bli savnet (skiftet med 2 × 22 ′ er større enn soldiameteren på 32 ′). Venuspassasjer forekommer enten enkeltvis eller i et par med et intervall på åtte år. Deretter driver nodepassasjen og konjunktjonen lenger og lenger fra hverandre, slik at ingen passasje kan finne sted over lang tid.

243 år

En lengre periode, hvor de jordiske jordårene og synodiske Venus-perioder hver oppstår nesten nøyaktig som et heltall, er 243 år: 243 ×  T sidE ≈ 152 ×  T synV . 243 år etter en passasje, skjer en annen passasje under veldig like omstendigheter. For eksempel foregikk passasjene 3. juni 1769 og 6. juni 2012 ved den synkende noden og løp gjennom den nordlige delen av solskiven.

121,5 og 105,5 år

Passasjene til Venus viser forskjellige periodisitetsmønstre gjennom årtusener

Mens forbindelsesstedet sirkler om bane i løpet av dens drift nevnt ovenfor, møter det også motsatt node og muliggjør også passasjer der. I disse tilfellene må passasjenes periodisitet uttrykkes med et halvt helt antall sideriske jordår og et helt antall synodiske Venus-perioder. Mulige sammenkoblinger er f.eks. B. 121,5 ×  T sidE ≈ 76 ×  T synV og 105,5 ×  T sidE ≈ 66 ×  T synV . Andre sammenkoblinger kan også tenkes (f.eks. 113,5 ×  T sidE ≈ 71 ×  T synV ), men kan ikke forekomme her fordi underperioder må legge opp til 243 år. Dette er (for tiden) tilfelle med forekomst av underperioder 8 + 105,5 + 8 + 121,5 = 243.

På lang sikt vises også andre periodisitetsmønstre på grunn av skiftende planetbaner. Det grafiske motsatte viser alle nedre konjunktjoner av Venus i årene -18109 til +21988; årtusenet fra 2001 til 3000 er uthevet i grått. Konjunktjoner uten transitt vises som lyse prikker, sammenhenger med transitt som mørke prikker. Hver linje består av 152 konjunksjoner, antall konjunksjoner i en transitt-syklus på 243 år. Mens perioden på 243 år beholdes, er det forskjellige delperioder i løpet av tiden.

I perioden 22. mai 427 f.Kr. 23. november 424 e.Kr. ble begge parene på 8 år erstattet av en enkelt transitt, periodisitetsmønsteret var 121,5 + 121,5. Deretter skjedde mai-rundene i par, mens november-rundene forble single. Det nåværende mønsteret 8 + 105,5 + 8 + 121,5 begynte 7. desember 1631 og avsluttes 14. juni 2984. 18. desember 3089 begynner en serie med sammenkoblede juni-runder og enkle desember-runder; dette mønsteret 129,5 + 8 + 105,5 slutter 25. desember 3818.

Spesielle former for transitt av Venus

Barn ser på Venus-transitt i 2012 i Dili

Beitetransitt

I prinsippet er det mulig for Venus å passere solkanten under en transitt. Her kan det skje at Venus for noen områder av jorden passerer helt foran solen og for andre bare delvis. Slike passasjer er svært sjeldne: den siste passasjen fant sted 6. desember 1631. Neste slik passasje av Venus vil ikke finne sted før 13. desember 2611.

Det er også mulig at en passasje gjennom Venus er synlig som en delvis passasje fra noen områder av jorden, mens planeten Venus passerer solen for observatører i andre deler av jorden. Den siste slike transitt fant sted 13. november, Greg. 541 f.Kr. Rundt kl. 13.36 ( UT ) vil neste slik passasje av Venus finne sted 14. desember 2854.

Samtidige passasjer

Samtidig forekomst av Merkur- og Venus-passasjer er ikke mulig i nær fremtid og tidligere på grunn av de forskjellige nodeposisjonene. Imidlertid endres posisjonen til jernbanenodene sakte. Siden bankknutene til Merkur og Venus beveger seg med forskjellige hastigheter, vil slike hendelser være mulig i en fjern fremtid, men bare i år 69163 og i år 224508. I motsetning til dette, samtidig forekomst av en solformørkelse og en passering av Venus er allerede mulig 5. april 15232.

4. juni 1769 skjedde en total solformørkelse bare fem timer etter slutten av Venus 'passasje, som i det minste kunne sees på som en delvis solformørkelse i Europa, de nordligste delene av Nord-Amerika og i Nord-Asia. Dette var det korteste tidsintervallet mellom en planetarisk transitt og en solformørkelse i historisk tid.

Merknader om observasjon

Global synlighet for transitt av Venus fra 5./6. Juni 2012

Vi anbefaler på det sterkeste å observere solen eller en planetarisk transitt med det blotte øye eller med selvlagde filtre. Når det gjelder selvlagde filtre laget av uprøvde materialer, er det ingen garanti for at skadelige, men usynlige ultrafiolette og infrarøde komponenter i sollys blir filtrert ut. Fremfor alt skal man aldri se inn i solen med det blotte øye (ikke engang med solbriller eller lignende) gjennom prisma-kikkert eller teleskop , da sollyset er så fokusert at øyets netthinne umiddelbart blir ødelagt eller alvorlig skadet. Når du observerer direkte gjennom et teleskop, er det viktig å bruke passende solfiltre foran objektivet - ikke bare foran eller bak okularet.

Den enkleste måten å gjøre solobservasjoner på er å projisere bildet av solen på hvitt papir. Teleskopet er rettet mot solen basert på skyggen og papiret holdes 10–30 cm bak okularet. Solen vises da som et lyst sirkulært område og blir satt i fokus ved å vri okularet. Venus eller Merkur beveger seg som en liten, mørk plate over overflaten i løpet av timer.

Denne projiseringsmetoden er også veldig egnet for å observere solflekker . Du må imidlertid være forsiktig med at teleskopet ikke overopphetes, noe som vil føre til at linsene eller speilene sprekker. Den teleskopets søkekikkert må dekkes, som den medfølgende stråling fra solen er tilstrekkelig til å ødelegge søkeren trådkors eller brenne hull i klær.

I tillegg tilbyr observatorier muligheten til å observere prosessen ved hjelp av profesjonelle instrumenter under Venus-passasjer (samt andre viktige astronomiske hendelser).

Bilder av prosessen fra 8. juni 2004

  • 7:31 am: Venus berører solskiven

  • 07.49: Venus er for øyeblikket helt på solskiven

  • 10:19: Venus midt på banen foran solskiven

  • 12:33: Venus nærmer seg den østlige kanten av solskiven

  • 13:10: Venus nesten på den østlige kanten av solskiven

  • 13:13: Venus over kanten av solskiven

  • 10:10 og 13:09: Transitt av Venus - bilder i høy oppløsning, inkludert Lomonosov-ring

  • 13:29: Venus forlater solskiven

Bilder av prosessen fra 6. juni 2012

  • Forløp av Venus-transitt,
    skjematisk
    tidsinformasjon i UTC + 2

  • Gera / Thüringen
    Tyskland
    05:38 a.m. (UTC + 2)

  • Finsterwalde / Brandenburg
    Tyskland
    06:10 (UTC + 2)

  • Jeßnigk / Brandenburg
    Tyskland
    06:14 am (UTC + 2)

  • Wiener Neustadt, Østerrike
    06:19 (UTC + 2)

  • Schleswig-Holstein Tyskland
    06:23 (UTC + 2)

  • Nedre
    Østerrike
    06:32 (UTC + 2)

  • Wien, Østerrike
    3. kontakt
    06:37 (UTC + 2)

  • Wien, Østerrike
    slutten av
    transitt 06:50 (UTC + 2)

Se også

litteratur

  • Gudrun Bucher: Sporet av kveldsstjernen - Den eventyrlystne utforskningen av transitt av Venus , Scientific Book Society, Darmstadt 2011, ISBN 978-3-534-23633-6 .
  • SJ Dick: Venus foran solen , Spectrum of Science 6/2004, s. 24–32.
  • Hilmar W. Duerbeck : Den tyske transitt av Venus-ekspedisjoner i 1874 og 1882: organisering, metoder, stasjoner, resultater. I: Journal of Astronomical History and Heritage, bind 7, 2004, nummer 1, s. 8-17, pdf .
  • Alexander Moutchnik : Forskning og undervisning i andre halvdel av 1700-tallet . Naturvitenskapsmannen og universitetsprofessoren Christian Mayer SJ (1719–1783) (Algorism, Studies on the History of Mathematics and Natural Sciences, Vol. 54), Erwin Rauner Verlag, Augsburg, 523 sider med 8 plater, 2006, ISBN 3-936905 -16- 9 .
  • Marco Peuschel: Konjunksjoner, tildekkinger og transitter - Planetenes lille almanakk . Selvpublikasjon . Engelsdorfer Verlag, Leipzig 2006, ISBN 3-939144-66-5 . (Den lille almanakken til planetene inneholder Merkur-passasjer fra 1800 til 2700 og fra Venus mellom 1000 og 10000. Videre finnes gjensidig dekning mellom planetene fra 1500 til 4500, også mellom Jupiter og Saturn her).
  • Andrea Wulf : Jakten på Venus og måling av solsystemet , Bertelsmann, München 2012, ISBN 3-470-10095-0 .

weblenker

Commons : Transit of Venus  - samling av bilder, videoer og lydfiler
Wiktionary: Venus transit  - forklaringer på betydninger, ordets opprinnelse, synonymer, oversettelser

Arrangement 9. desember 1874

Arrangement 8. juni 2004:

Venus transitt animasjon

Arrangement 6. juni 2012:

Individuelle bevis

  1. ↑ Syklusen til passasjene til Venus , venus-transit.de
  2. ↑ The Imperial Navy and the Passage of Venus fra 1874. ( Memento fra 4. november 2014 i Internet Archive ) Bundesarchiv
  3. ↑ a b c Fred Espenak: Transitt av Venus, Six Millennium Katalog: 2000 f.Kr. til 4000 CE. NASA, 11. februar 2004, åpnet 13. juli 2012 .
  4. ^ Robert H van Gent: Transit of Venus Bibliography. Hentet 11. september 2009 .
  5. ^ Paul Marston: Jeremiah Horrocks - ungt geni og første Venus transittobservatør . University of Central Lancashire, 2004, s. 14-37.
  6. ↑ Nicholas Kollerstrom: William Crabtree's Venus transit observasjon. (PDF; 149 kB) I: Proceedings IAU Colloquium No. 196, 2004. International Astronomical Union, 2004, åpnet 10. mai 2012 .
  7. ↑ PK Seidelmann (red.): Forklarende supplement til den astronomiske almanakken. University Science Books, Mill Valley 1992. ISBN 0-935702-68-7 .
  8. ^ A. van Helden: Måling av universet. University of Chicago Press. Chicago, London 1985. ISBN 0-226-84882-5 . S. 7
  9. ↑ R. Wolf: Handbook of astronomi, dets historie og litteratur. F. Schulthess, Zürich 1892. (Opptrykk Olms: ISBN 978-3-487-05007-2 ) Par. 438 ( online (PDF-fil; 16,28 MB)).
  10. ↑ R. Wolf: Handbook of astronomi, dets historie og litteratur. F. Schulthess, Zürich 1892. (Opptrykk Olms: ISBN 978-3-487-05007-2 ) Par. 439 ( online (PDF-fil; 16,28 MB)).
  11. ↑ R. Wolf: Handbook of astronomi, dets historie og litteratur. F. Schulthess, Zürich 1892. (Opptrykk Olms: ISBN 978-3-487-05007-2 ) Par. 441 ( online (PDF-fil; 16,28 MB)).
  12. ↑ R. Wolf: Handbook of astronomi, dets historie og litteratur. F. Schulthess, Zürich 1892. (Opptrykk Olms: ISBN 978-3-487-05007-2 ) Par. 444 ( online (PDF-fil; 16,28 MB)).
  13. ^ A. van Helden: Måling av universet. 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. I: Filosofiske transaksjoner. Vol. 29, nr. 348, juni 1716, s. 454-464, JSTOR 103085 , (På engelsk: En ny metode for å bestemme solens parallaks, eller hans avstand fra jorden. I: De filosofiske transaksjoner av Royal Society of London, fra begynnelsen, i 1665, til året 1800; Forkortet. Vol. 6, 1809, ZDB -ID 241560-4 , s. 243-249 ).
  15. ↑ et b R. Wolf: Handbook of astronomi, dets historie og litteratur. F. Schulthess, Zürich 1892. (Opptrykk Olms: ISBN 978-3-487-05007-2 ) Par. 448 ( online (PDF-fil; 16,28 MB)).
  16. ↑ Venus Transit 2004, parallakse måling ved hjelp av solenergi granulering. På: astrode.de.
  17. ↑ Solavstand, enkel beregning , astronomie.info (PDF; 158 kB).
  18. ↑ Å bruke en transitt av Venus for å bestemme den astronomiske enheten: et enkelt eksempel.
  19. ↑ a b c d e R. Wolf: Håndbok for astronomi, dens historie og litteratur. F. Schulthess, Zürich 1892. (Opptrykk Olms: ISBN 978-3-487-05007-2 ) Par. 449 ( online (PDF-fil; 16,28 MB)).
  20. ^ Prof. Richard Pogge: Foredrag 26: Hvor langt til solen? Venus Transits of 1761 & 1769. Hentet 25. september 2006 .
  21. ↑ R. Wolf: Handbook of astronomi, dets historie og litteratur. F. Schulthess, Zürich 1892. (Opptrykk Olms: ISBN 978-3-487-05007-2 ) Par. 450 ( online (PDF-fil; 16,28 MB)).
  22. ↑ a b R. Wolf: Håndbok for astronomi, dens historie og litteratur. F. Schulthess, Zürich 1892. (Opptrykk Olms: ISBN 978-3-487-05007-2 ) Par. 451 ( online (PDF-fil; 16,28 MB)).
  23. ↑ a b S. Débarbat: Venus transits - En fransk utsikt. I: DW Kurtz (red.): Venusoverganger: Ny utsikt over solsystemet og galaksen. IAU kollokvium nr. 196. Cambridge University Press. Cambridge 2004. ISBN 0-521-84907-1 doi: 10.1017 / S1743921305001250 .
  24. ↑ a b G. Bucher: Sporet av kveldsstjernen. WBG, Darmstadt 2011, ISBN 978-3-534-23633-6 , s. 186.
  25. ↑ Eli Maor: Venus i transitt. Princeton University Press, Princeton 2004, ISBN 0-691-11589-3 , s. 55.
  26. ↑ Det er 1 / T synV = 1 / T sidV - 1 / T sidE .
  27. ↑ De omtrent 8,8 ° beregnes fra 3.4 * ved å likestille den absolutte høyden med representasjon ved hjelp av tangenten, se Venusposisjoner # Synlighet !
  28. ↑ MJ Neumann: Venus foran solen. Stars and Space juni 2004, s. 22 ( online ).
  29. ↑ a b Eli Maor: Venus i transitt. Princeton University Press, Princeton 2004, ISBN 0-691-11589-3 , s.59
  30. ↑ Eli Maor: Venus i transitt. Princeton University Press, Princeton 2004, ISBN 0-691-11589-3 , s. 60.
  31. ↑ et b R. Wolf: Handbook of astronomi, dets historie og litteratur. F. Schulthess, Zürich 1892. (Opptrykk Olms: ISBN 978-3-487-05007-2 ) Par. 446 ( online (PDF-fil; 16,28 MB)).
  32. ↑ a b c Eli Maor: Venus i transitt. Princeton University Press, Princeton 2004, ISBN 0-691-11589-3 , s. 63.
  33. ^ J. Meeus: Astronomiske bord, sol, måne og planeter. 2. utg., Willmann-Bell, Richmond 1983-1995, ISBN 0-943396-45-X , kap. XIV.
  34. ↑ a b Hobby Q&A: Sky & Telescope. August 2004, s. 138. Se J. Meeus; A. Vitagliano: Samtidige passasjer. I: The Journal of the British Astronomical Association 114 (2004), nr. 3.
  35. Esp Fred Espenak: Transitt av kvikksølv, Seven Century Catalog: 1601 CE til 2300 CE. NASA, 21. april 2005, åpnet 13. juli 2012 .
  36. ↑ Dr. Hans Zekl: Dobbeltsending - Når kan Venus og Merkur sees foran solen samtidig? Astronomie.de, åpnet 13. juli 2012 .
  37. Ér Jérôme de La Lande , Charles Messier: Observasjoner av Venus-passasjen 3. juni 1769 og Solformørkelsen den påfølgende dagen, laget i Paris og andre steder. Hentet fra brev adressert fra M. De la Lande fra Royal Academy of Sciences i Paris, og FRS til Astronomer Royal; Og fra et brev adressert fra M. Messier til Mr. Magalhaens . I: Filosofiske transaksjoner (1683-1775) . 59, nr. 0, 1769, s. 374-377. bibcode : 1769RSPT ... 59..374D . doi : 10.1098 / rstl.1769.0050 .
  38. ↑ Venusfeller. I: FAZ . 19. desember 2011, s. 26.
  39. ↑ Menso Folkerts (red.): Algorisme. Studier i matematikkens og naturvitenskapens historie.
  40. ^ Innholdsfortegnelse ( Memento fra 22. juli 2012 i Internettarkivet ), tu-darmstadt.de (PDF; 106 kB).
Passasjer i solsystemet vårt
Venus jord Mars Jupiter Saturn Uranus Neptun
Kvikksølv Kvikksølv Kvikksølv Kvikksølv Kvikksølv Kvikksølv Kvikksølv
  Venus Venus Venus Venus Venus Venus
    jord jord jord jord jord
      Mars Mars Mars Mars
        Jupiter Jupiter Jupiter
  måne Deimos     Saturn Saturn
    Phobos       Uranus
Denne versjonen ble lagt til i listen over artikler som er verdt å lese den 12. april 2005 .