Venus transit

En transit af Venus (fra Latin transitus , passage ',' pre-transition '), også transit af Venus eller Venus Passage , er en tidligere tegning af planeten Venus foran solen . Med teleskop, sommetider freiäugig observerbart (med briller), forekommer fænomen omkring 243 år, kun fire gange (efter 8, yderligere 121½, yderligere 8 og yderligere 105½ år), fordi Venus og Jordens bane er lidt tilbøjelige til hinanden.

Efter Venus-passagerne i 1874, 1882 og 2004 fandt den sidste sted den 6. juni 2012 mellem kl. 0:00 og 7:00 CEST . Den næste sker først den 11. december 2117.

Under transit har Venus en tilsyneladende diameter på 1 ′ (1/30 af solskiven ) og ser i modsætning til solpletterne helt sort ud. Historisk set var den nøjagtige måling af sådanne passager af stor betydning for bestemmelsen af ​​afstanden mellem jord og sol ( astronomisk enhed ) og gav anledning til mange ekspeditioner og målekampagner fra vigtige institutter og forskere. Siden 1900 er afstande i solsystemet blevet bestemt ved hjælp af asteroider nær jorden (NEA), i dag ved hjælp af rum- og radarmetoder.

Solopgang med Venus foran solen: Dresden , 6. juni 2012, 04:53 (UTC + 2). Som et resultat af stratificeringen af ​​atmosfæren nær horisonten ser solen ud forvrænget, og Venus, som er et mørkt punkt foran solen, fordobles.

Grundlæggende

Venus transit den 8. juni 2004
Hældningen på Venus 'bane

Under en Venus-transit er solen, Venus og Jorden nøjagtigt i en linje. Princippet for denne sjældne planetariske konstellation er det samme som en solformørkelse , hvor månen bevæger sig foran solen og gør den mørkere. På grund af den store afstand mellem Jorden og Venus forårsager en Venus-transit imidlertid ikke noget mørkere på Jorden. I modsætning til månen dækker Venus kun en lille brøkdel (ca. en tusindedel) af solens område. Det ser ud til at bevæge sig som en lille, dyb sort skive i løbet af flere timer vestpå over solen.

Den næstsidste Venus-passage fandt sted den 8. juni 2004. For Wien eller Frankfurt am Main varede den fra 7:20 til 13:23 CEST . På tidspunktet for transit var afstanden mellem Venus og Jorden mere end 42 millioner kilometer og fra Venus til solen omkring 109 millioner. På grund af det gode vejr kunne fænomenet observeres i store dele af Europa. Prisme kikkert eller et teleskop var ikke absolut nødvendigt for dette; en beskyttende film til øjnene var tilstrækkelig. Koordinerede parallelle målinger blev også udført i Sydasien og Australien.

En Venus-transit er en meget sjælden begivenhed, hvoraf der kun er to på 130 år, skiftevis efter en kort afstand på otte og en lang afstand på over 100 (afhængigt af knudepunktet 105 eller 122) år. Intervallet mellem fem passager er derfor periodisk og er ca. 243 år, 1 dag og 22 timer. Den sidste fandt sted den 5. og 6. juni 2012, den næstsidste den 8. juni 2004, hvis forgænger blev observeret den 6. december 1882. Der var ikke en eneste passage af Venus i det 20. århundrede. En Venus-transit er derfor faktisk en astronomisk begivenhed i århundredet, og på grund af dens sjældenhed er det et himmelsk skuespil, der er værd at observere. Du skal dog bruge egnede, varmesikre solfiltre , ellers kan du blive blind .

Årsagen til Venus-transitens sjældenhed er hældningen af Venus-banen i forhold til jordens kredsløbsplan med 3,4 °. Derfor står Venus ikke tilstrækkeligt præcist mellem jorden og solen i enhver lavere sammenhæng , men "passerer" over eller under solen i 98-99 ud af 100 tilfælde. Med identiske orbitalplaner kunne Venus passage observeres hvert 1,6 år.

Denne lavere sammenhæng forekommer med intervaller på 579 til 589 dage, når Venus "overhaler" jorden på sin bane tættere på solen. Dermed skifter hun fra rollen som aftenstjerne til morgenstjerne. Ni måneder senere er hun så bag solen (øvre konjunktion). Planeten Kviksølv, der er tættest på Solen, har en lignende, men meget hurtigere cyklus på 116 dage ( synodisk omløbstid).

De indre planeter Venus og Merkur

Set fra jorden er der to planeter, hvor en planetgennemgang kan forekomme: Kviksølv og Venus, hvis kredsløb løber inden for jordens bane. Analogt med Venus-transit taler man om Mercurius-transit, når planeten opkaldt efter gudernes vingede budbringer er nøjagtigt mellem os og solen. Kviksølvforsendelser forekommer meget oftere end med Venus - der er fjorten i det 21. århundrede alene: Den første af disse fandt sted den 7. maj 2003, den 14. vil finde sted den 10. november 2098. Mens Venus-passager i vores epoke finder sted i juni og december, finder Merkur- passager sted i maj og november. Dette er relateret til orbitale planers position og deres skæringslinjer ( noder ). Skæringslinjerne mellem planet for jordens bane og Venus 'bane bevæger sig imidlertid langsomt længere, hvilket betyder, at tidspunkterne for Venus-transit langsomt skifter til senere datoer i året. Fra år 4700 finder Venus-transit sted i januar og juli og ikke længere i december og juni.

Sekvens af en Venus-transit

Skema over de fire kontakter og faldfænomenet

En planettransit foran solen har fire kontakter.

Den første kontakt er kontakten mellem planetdisken og solen. Et par sekunder senere, hvis du kender den nøjagtige position på solskiven, kan du se fordybningen. Den anden kontakt er tidspunktet, hvor skiven er helt foran solen, og intet stykke sol endnu kan ses mellem planeten og kanten af ​​skiven. Derefter ser planeten ud til at bevæge sig foran solen. Den tredje og fjerde kontakt er omvendt af den anden og første kontakt. Da den nøjagtige position af planeten foran disken er kendt, når den kommer ud, kan udgangen altid observeres nøjagtigt til slutningen.

Kort før den anden og efter den tredje kontakt kan Lomonosov-effekten observeres, hvilket skyldes diffraktion af solens stråler gennem de øverste lag af den venusianske atmosfære.

Faldefænomenet kan ofte observeres umiddelbart efter den anden og før den tredje kontakt . Når det observeres gennem et teleskop eller på fotos, ser Venus ikke cirkulært ud, men snarere deformeret som et dråbe mod solkanten. Årsagen til fænomenet er imidlertid ikke - som tidligere hævdet - beviset for den tætte venusiske atmosfære, men ligger i den begrænsede opløsning af ethvert optisk arrangement, der kræves til observation , såsom en fotolins eller et teleskop.

Historiske passager af Venus

Transit af Venus

Mellemøsten transit dato		 Tid ( UTC )
Starten centrum ende
9. maj 1650 f.Kr. Chr. 21:54 00:45 3:35
6. maj 1642 f.Kr. 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 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
5. / 6. Juni 2012 22:09 1:29 4:49
11. december 2117 23:58 2:48 5:38
8. december 2125 13:15 16:01 18:48
Venustransit registreret den 6. december 1882 (US Naval Observatory Library); dette foto af den amerikanske transitekspedition er sandsynligvis et af de ældste fotografier af Venus.
Mindesten fra den tyske Venus-ekspedition fra 1874

Johannes Kepler havde for første gang beregnet en passage gennem Venus, den fra 1631. Dette kunne ikke ses fra Europa, for for alle europæiske observatører var solen under horisonten på tidspunktet for passage. Begivenhedens videnskabelige potentiale er endnu ikke blevet anerkendt. Kepler døde i 1630, den efterfølgende passage af 1639 kunne ikke forudsiges med Keplers kredsløbsdata, da de var et par timer for upræcise. Englænderen Jeremia Horrocks var i stand til at genkende og rette disse unøjagtigheder i beregningerne i oktober 1639 på baggrund af Keplers og andre oplysninger. Han besluttede, at en ny runde snart ville følge. Denne transit af Venus den 4. december 1639 var den første dokumenterede observation af Jeremiah Horrocks selv og William Crabtree . I den korte forberedelsestid var Horrocks kun i stand til at advare sin ven Crabtree i tide til en anden observation.

Bestemmelse af afstanden mellem jord og sol (astronomisk enhed AU)

I astronomi lærte folk relativt tidligt at måle vinkelafstandene mellem astronomiske objekter med stadig større nøjagtighed. Hvad der først ikke kunne måles, var afstandene mellem himmellegemerne. Så snart en sådan afstand var bestemt, kunne de resterende afstande i planetsystemet også bestemmes, da forholdene mellem planetariske afstande allerede var kendt på grund af Keplers tredje lov .

Det var sædvanligt at udtrykke afstanden til solen ved hjælp af dens vandrette parallaks, dvs. med den halve vinkel, som solen ser ud, forskudt foran den faste stjernebaggrund, når den ses samtidigt fra to modsatte steder på jorden (vises i fuld vinkel også jordens diameter set fra solen). Den moderne værdi af halvvinklen er 8.794148 ″ , svarende til en længde på 149.597.870 km for den astronomiske enhed .

Historie om solparallax

Aristarchus var den første til at finde en metode, i princippet korrekt, til at bestemme solens parallaks baseret på vinklerne i den retvinklede trekant jord-månesol ved en halvmåne, men opnåede det utilfredsstillende resultat fra dagens synspunkt at solen er mere end 18 gange, men mindre end 20 gange så langt væk som månen (i virkeligheden er den omkring 390 gange så langt væk). Hipparchus bestemte ud fra måneformørkelsens geometri en allerede betydeligt bedre solparalax på 3 '. Denne værdi blev traditionelt brugt indtil slutningen af ​​det 16. århundrede.

Mens han studerede Tycho Brahes observationer af Mars , bemærkede Kepler, at ingen Mars-parallaks kunne måles med midlerne på det tidspunkt, det vil sige, den endnu mindre solparallax kunne ikke være større end 1 '. Mars-oppositionen fra 1672 blev observeret på samme tid af Jean Richer i Cayenne og GD Cassini i Paris , der udledte en solparalax på 9 1 ⁄ 2  " fra den målte Mars-parallaks , men med en betydelig spredning af de individuelle værdier .

Lacaille var i stand til at sammenligne sine positionsmålinger af Mars og Venus foretaget mellem 1751 og 1754 på Cape of Good Hope med europæiske observationer og opnåede en solparalax på 10,20 ″. Disse og alle andre parallaksbestemmelser (de fleste af dem i tilfælde af Mars-opposition) forblev på randen af ​​målbarhed, så indtil det 18. århundrede var den eneste konsensus, der kunne etableres, synspunktet om, at solparallaxen skulle være mindre end ca. ".

Halleys metode

Transitten af ​​Venus var historisk den første måde at præcist bestemme afstande i solsystemet. Transitten blev observeret fra forskellige punkter på jorden, der ligger så langt fra hinanden som muligt i retning nord-syd. Fra de forskellige punkter blev det observeret, at Venus passerede forskelligt tæt på solens centrum set fra Nordpolen noget lavere, fra Sydpolen noget højere (" parallax "). I sidste ende kunne afstanden mellem jorden og solen beregnes ud fra den kendte afstand mellem observationspunkterne på jorden.

Sammenligning af de samtidigt observerede Venus-positioner under transit 1769 for en sydlig observatør i Tahiti og en nordlig observatør i Vardø (Norge).

Edmond Halley havde i 1716 erkendt, at Venus-parallaksen under en transit også kunne bestemmes meget mere præcist af tidsmålinger i stedet for vinkelmålinger. Grafikken til højre viser som et eksempel Venus 'positioner foran solskiven under transit 1769, som præsenteret for observatører i Tahiti (Stillehavet) og i Vardø (Norge). Set fra Tahiti passerede Venus gennem en mere nordlig og dermed kortere akkord på solskiven på grund af observatørens placering på den sydlige halvkugle . Den laterale forskydning af begge sener kunne bestemmes ved vinkelmålinger, men frem for alt ved at sammenligne de observerede transittider begge steder.

Desuden bevæger Venus sig set fra Tahiti, tilsyneladende hurtigere over solskiven end set fra Vardø, da observatøren på Tahiti var tættere på ækvator og dækkede en større bue under observationen som et resultat af jordens rotation. Derudover var Vardø på ydersiden af ​​jorden under transit, men kunne se midnatssolen over stangen. Mens Vardø bevægede sig i samme retning som Venus og overhalede jorden som et resultat af jordens rotation, blev Tahiti båret i den modsatte retning. Dette reducerede den tilsyneladende hastighed af Venus foran solskiven til Vardø, men øgede den for Tahiti. Også af denne grund gik Venus senere ind og gik tidligere til observatøren i Tahiti end til observatøren i Vardø.

Forskellen mellem Venus-parallakserne for de to observatører kunne derfor bestemmes af tidsmålinger, som på det tidspunkt i princippet var mulige med en nøjagtighed på et sekund. Sammenligningen af ​​parallaksmålingerne fra flere observatører, der var så langt fra hinanden som muligt på kendte steder, gjorde det muligt at bestemme afstanden til Venus ved triangulering. Resultaterne af evalueringerne var solens diameter og radierne på planetens kredsløb omkring Jorden og Venus. I fremtiden blev den gennemsnitlige radius af jordens bane brugt som den astronomiske enhed AE, især til dimensioner inden for det planetsystem. Med en af ​​de to bestemte planetbaner og de let og pålideligt fastlæggelige omløbstider for planeterne kunne radierne af de andre planetbaner beregnes ved hjælp af Keplers tredje lov. Da det forventedes at være i stand til at observere kontakttiderne med en usikkerhed på kun få sekunder, ville en Venus-transit have gjort det muligt at bestemme solparallaxen med en nøjagtighed på mindst 1/100 ″.

Da Halleys metode krævede måling af varigheden af ​​hele transit, var dens anvendelse begrænset til de observationssteder, hvor både ind- og udsejling var synlig. Delisle udviklede en metode, der også kunne evaluere observation af individuelle transitfaser, forudsat at observationer fra mindst to steder var tilgængelige for en fase. Dette udvidede i høj grad antallet af mulige observationssteder. Halleys metode havde dog den fordel, at den ikke krævede nøjagtig kendskab til længdeforskellen mellem de stationer, der blev sammenlignet, mens koordinaterne for observationsstedet for Delisles metode - især den geografiske længde  , som på det tidspunkt kun kunne bestemmes med stor indsats - måtte måles så præcist som muligt.

Venus passager i det 18. og 19. århundrede

Passagen af ​​Venus i 1761, observeret af James Ferguson

1761

Efter forslag fra Halley og især senere Delisle blev ekspeditioner sendt til undertiden meget afsidesliggende steder. Så Le Gentil rejste til Pondicherry i Indien (hvor han ankom efter passagen på grund af politisk uro og derefter opholdt sig i landet for at se passagen af ​​1769, men blev forhindret i at gøre det af skyer), Pingré til øen Rodrigues øst for Madagaskar, Maskelyne til St. Helena , Planman til Kajaani , Chappe til Tobolsk , Rumowski til Selenginsk . Sammen med andre ekspeditioner og talrige europæiske observatører var der endelig nyttige resultater fra i alt 72 stationer.

Således var solparallaxen for første gang klart inden for målbarhedsområdet. På grund af den inkonsekvente instrumentering, forskellige observationsmetoder , men frem for alt det uventede fænomen , som gjorde timingen af ​​den anden og tredje kontakt meget usikker, forblev nøjagtigheden af ​​resultaterne langt under forventningerne. For eksempel modtog Pingré 10 1 ⁄ 2  ″, Short 8 1 ⁄ 2  ″, Hornsby 9 1 ⁄ 2  ″ osv.

Fremtrædelsen af ​​Venus ved solkanten, observeret af James Cook og Charles Green i Tahiti i 1769

1769

Talrige ekspeditioner blev igen udstyret til denne passage. James Cook , ledsaget af Green og Solander, observerede i Tahiti , Alexandre Guy Pingré i Haiti , Jean Chappe i Baja Californien , Rittenhouse i Norriton og den wienske domstolastronom Maximilian Hell som den nordligste observatør i Vardø . Euler organiserede et stort observationsnetværk i Rusland, hvor den schweiziske Jean-Louis Pictet og Jacques-André Mallet blev observeret på vegne af St. Petersburg Academy på Kola- halvøen . I alt 77 stationer leverede brugbare observationsdata.

Resultaterne var signifikant bedre denne gang, men forskellige evaluatorer modtog stadig mærkbart forskellige resultater på grund af forskellige beregningsmetoder og forskellige måder at 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 ″
gennemsnit 8,681 ″ ± 0,052 ″

Encke udsatte den samlede data fra 1761 og 1769 for en fælles evaluering ved hjælp af den nyudviklede justeringsberegning og opnåede en solparalax på 8,578 ″ ± 0,077 ″ svarende til en astronomisk enhed på 153,4 millioner km.

1874

En tysk ekspedition observeret i 1874, Venus of Isfahan fra

Venus passage i 1874 var relativt ugunstig til astronomiske målinger. Det forblev usynligt fra næsten hele Europa, lange transittider kunne kun observeres fra Asien og korte transittider fra Australien, øerne i det sydlige Stillehav og det sydlige Indiske Ocean (her især Kerguelen- skærgården). Yderligere 60 ekspeditioner blev sendt ud; den tyske videnskabsekspedition blev ledet af Karl Nikolai Jensen Börgen for i det mindste at få erfaring med de mere moderne instrumenter.

Det blev imidlertid fundet, at observatører på samme sted, der fik udstyret med ensartede instrumenter, målte kontakttiderne forskelligt med ti eller flere sekunder, og at de fotografiske positionsmålinger, der blev brugt for første gang, hang bag nøjagtigheden af ​​traditionelle mikrometermålinger.

Den tyske ekspeditions rejseskildring - med deres skib SMS Gazelle - blev offentliggjort i 1889.

1882

Som forberedelse til passagen af ​​1882 udsendte en international kommission forslag til ensartede instrumenterings- og observationsmetoder. Især blev det bestemt, at i tilfælde af et faldfænomen skulle de tidspunkter, der skulle bestemmes, være den sidste brud på "båndet" (ved indrejse) eller dets første udseende (ved udgang). 38 ekspeditioner fandt vej, hovedsageligt til de nordligste og sydligste dele af det amerikanske kontinent.

Newcomb , hvis behandling af 1761- og 1769-passeringer gav en solparalax på 8,79 ″ ± 0,05 ″, fik en værdi på 8,79 ″ ± 0,02 ″ efter tilføjelse af data fra 1874 og 1882. Således var metoden til Venus-transit klart bag astronomernes forventninger og endda bag observationen af ​​Mars-oppositionen: Gill havde modtaget en solparalax på 8,78 ± 0,01 ″ fra Mars-oppositionen i året 1877.

I 1896 aftalte astronomer under en konference om konsistensen, efemeren km en gennemsnitlig værdi opnået fra Venus-passagerne og andre bestemmelser på 8,80 "at bruge ifølge en astronomisk enhed på 149.500.000.

I det 20. århundrede var der ingen transit af Venus, resultaterne blev raffineret ved hjælp af nær-jordens oppositionspositioner på den mindre planet Eros , hvor parallaksmålinger kunne opnås. Under oppositionen i 1900/1901 nærmede Eros sig jorden inden for 48 millioner kilometer; parallaksmålingerne tilvejebragte en solparalax på 8.8006 ″ ± 0,0022 ″ (1 AU = 149,488,000 ± 38,000 km). I 1931 bragte en endnu mere gunstig opposition Eros inden for 26 millioner kilometer fra jorden; observationer fra 24 observatorier resulterede i en solparalax på 8,7904 ″ ± 0,0010 ″ (1 AU = 149,675,000 ± 17,000 km). I 40 år er afstande i planetsystemet også blevet målt med radar .

periodicitet

Jorden har brug for en siderisk år af T SIDE = 365.256 dage om at kredse om Solen en gang; Venus har brug for T sidV = 224,70 dage. Heraf følger, at en bestemt position af begge planeter over for hinanden - for eksempel den nedre konjunktion - gentages efter en synodisk periode på gennemsnitlig T synV = 583.9169 dage.

Otte år

Så selvom Venus (i gennemsnit) gennemgår sin lavere konjunktion hver 584 dage, passerer den stadig sjældent foran solskiven. Da Venus 'bane er skråtstillet med 3,4 ° til jordens bane, kan Venus - set fra jorden - passere solen i en afstand på mere end 8 ° (16 tilsyneladende soldiametre) under en lavere sammenhæng .84 ° . For at en passage af Venus skal finde sted, skal solen, Venus og jorden være næsten nøjagtigt i en linje, så jorden og Venus skal være i tæt nærhed til det fælles kryds mellem deres kredsløbsplaner (den såkaldte knudelinje ) på samme tid . Jorden krydser knudepunktet omkring 7. juni (i denne knude krydser Venus jordens kredsløbsplan fra nord til syd, "faldende knude") og omkring den 6. december (fra syd til nord, "stigende knude").

Hvis en transit af Venus finder sted på en given dato, opstår den næste mulighed for en transit otte år senere . Derefter er der på den ene side gået et integreret antal jordår (nemlig otte: 8 ×  T sidE = 2922.0480 dage), så jorden er igen tæt på knudepunktet. På den anden side svarer denne periode næsten nøjagtigt til et helt antal synodiske Venus-perioder (nemlig fem: 5 ×  T synV  = 2919,5845 dage), og Venus går igen gennem en lavere konjunktion, er derfor igen tæt på jorden og dermed også tæt til noden.

Efter fire begivenhedsløse nedre konjunktioner på andre punkter på banen, mødes jorden og Venus igen nær knuden i det femte . Tilfældigheden er dog ikke nøjagtig, fordi det tager jorden 2,46 dage længere at nå knuden, end det tager Venus at nå sammenhængen igen (2922.0480 dage versus 2919,5845 dage). Under sammenhængen er Venus og Jorden stadig en smule væk fra knuden, og Venus vises 22 bue minutter mere nord (hvis ved den faldende knude) eller syd (hvis ved den stigende knude) end i sidste pas.

Hvis den sidste passage gik gennem midten af ​​solskiven, savner Venus solen på den nye mulighed, der nu er opstået, da den nu er 22 'nord eller syd, men solskiven har kun en radius på 16'. Men hvis den sidste passage gik langt nok sydpå (eller nordpå) gennem solskiven, så den stadig rammes efter et skift på 22 'mod nord (eller syd), sker der en anden passage, denne gang gennem den anden halvdel af solen. Ved den næste mulighed, otte år senere, vil solen uundgåeligt gå glip af (skiftet med 2 × 22 'er større end soldiameteren på 32'). Venuspassager forekommer enten individuelt eller i et par med et interval på otte år. Derefter glider nodepassagen og konjunktionen længere og længere fra hinanden, så ingen passage kan finde sted i lang tid.

243 år

En længere periode, hvor de sideriske jordår og synodiske Venus-perioder hver opstår næsten nøjagtigt som et heltal, er 243 år: 243 ×  T sidE ≈ 152 ×  T synV . 243 år efter en passage finder en anden passage sted under meget lignende omstændigheder. For eksempel fandt passagerne fra 3. juni 1769 og 6. juni 2012 begge sted ved den nedadgående knude og løb gennem den nordlige del af solskiven.

121,5 og 105,5 år

Passagerne fra Venus viser forskellige periodicitetsmønstre gennem årtusinder

Mens forbindelsesstedet kredser om kredsløbet i løbet af dens drift nævnt ovenfor, møder det også den modsatte knude og muliggør også passager der. I disse tilfælde skal passagenes periodicitet udtrykkes med et halvt helt antal sideriske jordår og et heltal synodiske Venus-perioder. Mulige parringer er f.eks. B. 121,5 ×  T sidE ≈ 76 ×  T synV og 105,5 ×  T sidE ≈ 66 ×  T synV . Andre parringer kan også tænkes (f.eks. 113,5 ×  T sidE ≈ 71 ×  T synV ), men kan ikke forekomme her, fordi underperioderne skal tilføje op til 243 år. Dette er (i øjeblikket) tilfældet med forekomsten af ​​underperioderne 8 + 105,5 + 8 + 121,5 = 243.

På lang sigt vises andre periodicitetsmønstre også på grund af de skiftende planetbaner. Det grafiske modsatte viser alle nedre konjunktioner af Venus i årene -18109 til +21988; årtusindet fra 2001 til 3000 er fremhævet i gråt. Konjunktioner uden transit vises som lyse prikker, sammen med transit som mørke prikker. Hver linje består af 152 konjunktioner, antallet af konjunktioner i en transitcyklus på 243 år. Mens perioden på 243 år bevares, er der forskellige underperioder i løbet af tiden.

I perioden 22. maj 427 f.Kr. Den 23. november 424 e.Kr. blev begge 8-årige par erstattet af en enkelt transit, periodicitetsmønstret var 121,5 + 121,5. Derefter skete maj-runder i par, mens november-runder forblev single. Det nuværende mønster 8 + 105,5 + 8 + 121,5 begyndte den 7. december 1631 og slutter den 14. juni 2984. Den 18. december 3089 begynder en serie med parrede juni-runder og enlige december-runder; dette mønster 129,5 + 8 + 105,5 slutter den 25. december 3818.

Særlige former for transit af Venus

Børn ser Venus transit i 2012 i Dili

Græssende transit

I princippet er det muligt for Venus at passere solens kant under en transit. Her kan det ske, at Venus i nogle områder af jorden passerer helt foran solen og for andre kun delvist. Sådanne passager er meget sjældne: den sidste sådan passage fandt sted den 6. december 1631. Den næste sådan passage af Venus finder ikke sted før den 13. december 2611.

Det er også muligt, at en passage gennem Venus er synlig som en delvis passage fra nogle områder af jorden, mens for observatører i andre dele af jorden planeten Venus passerer solen. Den sidste sådan transit fandt sted den 13. november, Greg. 541 f.Kr. Omkring 13:36 ( UT ) finder den næste sådan passage af Venus sted den 14. december 2854.

Samtidige forsendelser

Samtidig forekomst af kviksølv- og venuspassager er ikke mulig i den nærmeste fremtid og tidligere på grund af de forskellige knudepositioner. Imidlertid ændres jernbaneknudepositionen langsomt. Da kredsløbsknuderne i Kviksølv og Venus bevæger sig med forskellige hastigheder, vil sådanne begivenheder være mulige i en fjern fremtid, men kun i år 69163 og i år 224508. I modsætning hertil er den samtidige forekomst af en solformørkelse og en passage af Venus er allerede mulig den 5. april 15232.

Den 4. juni 1769 opstod en total solformørkelse kun fem timer efter afslutningen af ​​Venus 'passage, som i det mindste kunne ses som en delvis solformørkelse i Europa, de nordligste dele af Nordamerika og i Nordasien. Dette var det korteste tidsinterval mellem en planetgennemgang og en solformørkelse i historisk tid.

Bemærkninger om observation

Global synlighed af Venus-transit fra 5./6. Juni 2012

Vi fraråder kraftigt at observere solen eller en planetgennemgang med det blotte øje eller med selvfremstillede filtre. I tilfælde af selvfremstillede filtre fremstillet af uprøvede materialer er der ingen garanti for, at skadelige men usynlige ultraviolette og infrarøde komponenter i sollys bliver filtreret ud. Frem for alt skal man aldrig se ind i solen med det blotte øje (ikke engang med solbriller eller lignende) gennem en prisma-kikkert eller et teleskop , da sollyset er så fokuseret, at øjets nethinde straks ødelægges eller alvorligt beskadiges. Når man observerer direkte gennem et teleskop, er det vigtigt at bruge passende solfiltre foran objektivet - ikke kun foran eller bag okularet.

Den nemmeste måde at foretage solobservationer på er at projicere solbilledet på hvidt papir. Teleskopet er rettet mod solen ud fra dets skygge, og papiret holdes 10-30 cm bag okularet. Solen fremstår derefter som et lyst, cirkulært område og bringes i fokus ved at dreje okularet. Venus eller Merkur bevæger sig som en lille, mørk skive over overfladen i løbet af timer.

Denne projektionsmetode er også meget velegnet til at observere solpletter . Du skal dog være forsigtig med, at teleskopet ikke overophedes, hvilket får linser eller spejle til at sprænge. Den teleskopets finderscope skal dækkes, da den medfølgende stråling fra solen er tilstrækkelig til at ødelægge søgeren trådkorset eller at brænde huller i tøjet.

Derudover tilbyder observatorier muligheden for at observere processen ved hjælp af professionelle instrumenter under Venus-transit (såvel som andre vigtige astronomiske begivenheder).

Billeder af processen fra 8. juni 2004

  • 7:31: Venus rører ved solskiven

  • 7:49: Venus er i øjeblikket helt på solskiven

  • 10:19: Venus midt på sin sti foran solskiven

  • 12:33: Venus nærmer sig den østlige kant af solskiven

  • 13:10: Venus næsten på den østlige kant af solskiven

  • 13:13: Venus over kanten af ​​solskiven

  • 10:10 og 13:09: Venus-transit - billeder i høj opløsning, inklusive Lomonosov-ring

  • 13:29: Venus forlader solskiven

Billeder af processen fra 6. juni 2012

  • Forløb for Venus-transit,
    skematisk
    tidsinformation i UTC + 2

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

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

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

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

  • Slesvig-Holsten Tyskland
    06:23 (UTC + 2)

  • Nedre
    Østrig
    06:32 (UTC + 2)

  • Wien, Østrig
    3. kontakt
    06:37 a.m. (UTC + 2)

  • Wien, Østrig
    afslutning af
    transit 06:50 (UTC + 2)

Se også

litteratur

  • Gudrun Bucher: Sporet af aftenstjernen - Den eventyrlystne udforskning af Venus transit , 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 transit af Venus-ekspeditioner i 1874 og 1882: organisering, metoder, stationer, resultater. I: Journal of Astronomical History and Heritage, bind 7, 2004, nummer 1, s. 8-17, pdf .
  • Alexander Moutchnik : Forskning og undervisning i anden halvdel af det 18. århundrede . Naturvidenskabsmanden 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 plader, 2006, ISBN 3-936905 -16- 9 .
  • Marco Peuschel: Konjunktioner, tildækninger og gennemgange - Den lille almanak af planeterne . Selvudgivelse . Engelsdorfer Verlag, Leipzig 2006, ISBN 3-939144-66-5 . (Den lille almanak af planeterne indeholder kviksølvtransiteringer fra 1800 til 2700 og fra Venus mellem 1000 og 10000. Desuden kan der findes gensidig dækning mellem planeterne fra 1500 til 4500, også mellem Jupiter og Saturn).
  • Andrea Wulf : Jakten på Venus og måling af solsystemet , Bertelsmann, München 2012, ISBN 3-470-10095-0 .

Weblinks

Commons : Transit of Venus  - samling af billeder, videoer og lydfiler
Wiktionary: Venus transit  - forklaringer på betydninger, ordets oprindelse, synonymer, oversættelser

Begivenhed 9. december 1874

Begivenhed 8. juni 2004:

Venus transit animation

Begivenhed 6. juni 2012:

Individuelle beviser

  1. ↑ Cyklus af Venus passager , venus-transit.de
  2. ↑ Den kejserlige flåde og passagen af ​​Venus fra 1874. ( Memento fra 4. november 2014 i internetarkivet ) Bundesarchiv
  3. ↑ a b c Fred Espenak: Venusgennemgang , Six Millennium Katalog: 2000 f.Kr. til 4000 CE. NASA, 11. februar 2004, adgang til 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 observatør af Venus-transit . University of Central Lancashire, 2004, s. 14-37.
  6. ↑ Nicholas Kollerstrom: William Crabtrees Venus-transitobservation. (PDF; 149 kB) I: Proceedings IAU Colloquium No. 196, 2004. International Astronomical Union, 2004, adgang til 10. maj 2012 .
  7. ↑ PK Seidelmann (red.): Forklarende tillæg til den astronomiske almanak. University Science Books, Mill Valley 1992. ISBN 0-935702-68-7 .
  8. ^ A. van Helden: Måling af universet. University of Chicago Press. Chicago, London 1985. ISBN 0-226-84882-5 . S. 7
  9. ↑ R. Wolf: Handbook of astronomi, dens historie og litteratur. F. Schulthess, Zürich 1892. (Genoptryk Olms: ISBN 978-3-487-05007-2 ) Par. 438 ( online (PDF-fil; 16,28 MB)).
  10. ↑ R. Wolf: Handbook of astronomi, dens historie og litteratur. F. Schulthess, Zürich 1892. (Genoptryk Olms: ISBN 978-3-487-05007-2 ) Par. 439 ( online (PDF-fil; 16,28 MB)).
  11. ↑ R. Wolf: Handbook of astronomi, dens historie og litteratur. F. Schulthess, Zürich 1892. (Genoptryk Olms: ISBN 978-3-487-05007-2 ) Par. 441 ( online (PDF-fil; 16,28 MB)).
  12. ↑ R. Wolf: Handbook of astronomi, dens historie og litteratur. F. Schulthess, Zürich 1892. (Genoptryk Olms: ISBN 978-3-487-05007-2 ) Par. 444 ( online (PDF-fil; 16,28 MB)).
  13. ^ A. van Helden: Måling af 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 transaktioner. Vol. 29, nr. 348, juni 1716, s. 454-464, JSTOR 103085 , (på engelsk: En ny metode til bestemmelse af solens parallaks eller hans afstand fra jorden. I: De filosofiske transaktioner fra Royal Society of London, fra indledningen, i 1665, til år 1800;. Forkortet Vol. 6, 1809, ZDB -ID 241.560 til 4 , pp 243-249. ).
  15. ↑ a b R. Wolf: Håndbog om astronomi, dens historie og litteratur. F. Schulthess, Zürich 1892. (Genoptryk Olms: ISBN 978-3-487-05007-2 ) Par. 448 ( online (PDF-fil; 16,28 MB)).
  16. ↑ Venus Transit 2004 parallakse måling ved hjælp af solenergi granulering. På: astrode.de.
  17. ↑ Solafstand, enkel beregning , astronomie.info (PDF; 158 kB).
  18. ↑ Brug af en transit af Venus til at bestemme den astronomiske enhed: et simpelt eksempel.
  19. ↑ en b c d e R. Wolf: Handbook of astronomi, dens historie og litteratur. F. Schulthess, Zürich 1892. (Genoptryk Olms: ISBN 978-3-487-05007-2 ) Par. 449 ( online (PDF-fil; 16,28 MB)).
  20. ^ Prof. Richard Pogge: Forelæsning 26: Hvor langt til solen? Venus Transits af 1761 & 1769. Hentet 25. september 2006 .
  21. ↑ R. Wolf: Handbook of astronomi, dens historie og litteratur. F. Schulthess, Zürich 1892. (Genoptryk Olms: ISBN 978-3-487-05007-2 ) Par. 450 ( online (PDF-fil; 16,28 MB)).
  22. ↑ a b R. Wolf: Håndbog om astronomi, dens historie og litteratur. F. Schulthess, Zürich 1892. (Genoptryk Olms: ISBN 978-3-487-05007-2 ) Par. 451 ( online (PDF-fil; 16,28 MB)).
  23. ↑ a b S. Débarbat: Venus-transit - En fransk opfattelse. I: DW Kurtz (red.): Venusgennemgang: Ny udsigt 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 af aftenstjernen. WBG, Darmstadt 2011, ISBN 978-3-534-23633-6 , s. 186.
  25. ↑ Eli Maor: Venus i transit. 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 ca. 8,8 ° beregnes ud fra 3.4 * ved at ligne den absolutte højde med repræsentation ved hjælp af tangenten, se Venus positioner # Synlighed !
  28. ↑ MJ Neumann: Venus foran solen. Stars and Space juni 2004, s. 22 ( online ).
  29. ↑ a b Eli Maor: Venus i transit. Princeton University Press, Princeton 2004, ISBN 0-691-11589-3 , s.59
  30. ↑ Eli Maor: Venus i transit. Princeton University Press, Princeton 2004, ISBN 0-691-11589-3 , s. 60.
  31. ↑ a b R. Wolf: Håndbog om astronomi, dens historie og litteratur. F. Schulthess, Zürich 1892. (Genoptryk Olms: ISBN 978-3-487-05007-2 ) Par. 446 ( online (PDF-fil; 16,28 MB)).
  32. ↑ a b c Eli Maor: Venus i transit. Princeton University Press, Princeton 2004, ISBN 0-691-11589-3 , s.63 .
  33. ^ J. Meeus: Astronomiske tabeller over solen, månen og planeterne. 2. udgave, 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 forsendelser. I: The Journal of the British Astronomical Association 114 (2004), nr. 3.
  35. ↑ Fred Espenak: transitter af kviksølv, Seven Century Katalog: 1601 CE til 2300 CE. NASA, 21. april 2005, adgang til 13. juli 2012 .
  36. ↑ Dr. Hans Zekl: Dobbeltforsendelse - Hvornår kan Venus og Kviksølv ses foran Solen på samme tid? Astronomie.de, adgang til den 13. juli 2012 .
  37. ↑ Jérôme de La Lande , Charles Messier: Observationer af Venus-transit den 3. juni 1769 og solformørkelsen den følgende dag, lavet i Paris og andre steder. Uddrag fra breve adresseret fra M. De la Lande fra Royal Academy of Sciences i Paris og FRS til Astronomer Royal; Og fra et brev adresseret fra M. Messier til Mr. Magalhaens . I: Filosofiske transaktioner (1683-1775) . 59, nr. 0, 1769, s. 374-377. bibcode : 1769RSPT ... 59..374D . doi : 10.1098 / rstl.1769.0050 .
  38. ↑ Venus fælder. I: FAZ . 19. december 2011, s. 26.
  39. ↑ Menso Folkerts (red.): Algorisme. Undersøgelser i matematikens historie og naturvidenskab.
  40. ^ Indholdsfortegnelse ( Memento fra 22. juli 2012 i internetarkivet ), tu-darmstadt.de (PDF; 106 kB).
Passager i vores solsystem
Venus jorden Mars Jupiter Saturn Uranus Neptun
Kviksølv Kviksølv Kviksølv Kviksølv Kviksølv Kviksølv Kviksølv
  Venus Venus Venus Venus Venus Venus
    jorden jorden jorden jorden jorden
      Mars Mars Mars Mars
        Jupiter Jupiter Jupiter
  måne Deimos     Saturn Saturn
    Phobos       Uranus
Denne version blev tilføjet til listen over artikler, der er værd at læse den 12. april 2005 .