Venuspassage


Venuspassage

Als Venustransit (auch Venusdurchgang oder Venuspassage) bezeichnet man den Durchgang des Planeten Venus vor der Sonnenscheibe. Die im Fernrohr eindrucksvolle, manchmal auch freiäugig sichtbare Erscheinung tritt pro Jahrhundert höchstens zweimal ein, weil die Venus- und Erdbahn gegeneinander um einige Grad geneigt sind.

Die letzten Venusdurchgänge waren 1874, 1882 und 2004, der nächste wird im Juni 2012 stattfinden. Historisch hatte die präzise Vermessung solcher Durchgänge große Bedeutung für die Bestimmung der Distanz Erde-Sonne (Astronomische Einheit) und gab Anlass für viele Expeditionen und Messkampagnen der bedeutendsten Wissenschaftler. Heute wird die Entfernungsbestimmung im Sonnensystem durch Raumfahrt- und Radar-Methoden durchgeführt.

Inhaltsverzeichnis

Der Venustransit

Der Venustransit vom 8. Juni 2004
Die Neigung der Venusbahn

Bei einem Venustransit stehen Sonne, Venus und Erde exakt in einer Linie. Im Prinzip ist diese seltene planetare Konstellation einer Sonnenfinsternis vergleichbar, bei der sich der Mond vor die Sonne schiebt und diese verdunkelt. Allerdings ruft ein Venustransit wegen der großen Distanz zwischen Erde und Venus keine merkliche Verdunkelung auf der Erde hervor. Die Venus deckt im Gegensatz zum Mond nur einen winzigen Bruchteil (ca. ein Tausendstel) der Sonnenfläche ab. Sie wandert scheinbar als winziges tiefschwarzes Scheibchen im Verlauf von mehreren Stunden westwärts über die Sonne.

Der letzte Venustransit ereignete sich am 8. Juni 2004. Für Wien oder Frankfurt am Main dauerte er von 7:20 Uhr bis 13:23 Uhr MESZ. Zum Zeitpunkt des Transits betrug die Distanz zwischen Venus und Erde mehr als 42 Mio. Kilometer, von Venus zur Sonne etwa 109. Wegen des guten Wetters konnte das Phänomen in großen Teilen Europas beobachtet werden. Dazu war nicht unbedingt ein Prismenfernglas oder Teleskop notwendig; eine Schutzfolie für die Augen genügte.
Es fanden auch koordinierte Parallelmessungen in Südasien und Australien statt.

Ein Venustransit ist ein sehr seltenes Ereignis, von dem es in 130 Jahren nur zwei gibt, und zwar abwechselnd nach acht und nach 105 bzw. 122 Jahren. Der nächste wird 2012 stattfinden, der vorletzte Durchgang war am 6. Dezember des Jahres 1882 zu beobachten. Im 20. Jahrhundert fand kein einziger Venusdurchgang statt. Ein Venustransit ist deshalb tatsächlich ein astronomisches Jahrhundertereignis und schon aufgrund seiner Seltenheit ein die Beobachtung lohnendes Himmelsschauspiel. Allerdings muss man dabei unbedingt geeignete, hitzesichere Sonnenfilter benutzen, da man ansonsten erblinden könnte.

Ursache für die Seltenheit des Venustransits ist die Neigung der Venusbahn gegenüber der Erdbahnebene um 3,4°. Daher steht die Venus nicht bei jeder unteren Konjunktion ausreichend genau zwischen Erde und Sonne, sondern läuft in 98–99 von 100 Fällen ober- oder unterhalb „vorbei“. Bei identischen Bahnebenen könnte man den Venusdurchgang alle 1,6 Jahre beobachten.

Die inneren Planeten Venus und Merkur

Diese untere Konjunktion tritt in Abständen von 579 bis 589 Tagen ein, wenn die Venus auf ihrer sonnennäheren Bahn die Erde „überholt“. Dabei wechselt sie von der Rolle des Abendsterns zu der des Morgensterns. Neun Monate später steht sie dann hinter der Sonne (obere Konjunktion). Einen ähnlichen, nur viel rascheren Zyklus von 116 Tagen (synodische Umlaufzeit) hat der sonnennächste Planet Merkur.

Von der Erde aus gesehen gibt es also zwei Planeten, bei denen ein Planetentransit vorkommen kann: Merkur und Venus, deren Umlaufbahnen innerhalb der Erdbahn verlaufen. Analog zum Venustransit spricht man vom Merkurtransit, wenn der nach dem geflügelten Götterboten benannte Planet genau zwischen uns und der Sonne steht. Merkurdurchgänge treten viel häufiger auf als bei Venus - allein im 21. Jahrhundert sind es vierzehn: Der erste fand am 7. Mai 2003 statt, der 14. wird am 10. November 2098 auftreten. Während sich Venuspassagen in unserer Epoche in den Monaten Juni und Dezember abspielen, finden Merkurpassagen im Mai und November statt. Dies hängt mit der Lage der Bahnebenen und ihren Schnittlinien (Knoten) zusammen. Allerdings bewegen sich die Schnittlinien zwischen den Ebenen der Erd- und Venusbahn langsam zu immer größeren Werten, womit sich auch die Termine für das Auftreten von Venustransiten langsam zu späteren Terminen im Jahr verschieben. So werden ab dem Jahr 4700 Venusdurchgänge im Januar und Juli und nicht mehr im Dezember und Juni stattfinden.

Historische Venusdurchgänge

Venustransit am 6. Dezember 1882. Dieses Foto der amerikanischen Transit-Expedition ist wahrscheinlich eine der ältesten Fotografien der Venus
Venustransite
Datum des
mittleren Transits
Zeit (UTC)
Beginn Mitte Ende
7. Dezember 1631 3:51 5:19 6:47
4. Dezember 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. Dezember 1874 1:49 4:07 6:26
6. Dezember 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. Dezember 2117 23:58 2:48 5:38
8. Dezember 2125 13:15 16:01 18:48

Johannes Kepler hatte erstmals einen Venusdurchgang vorausberechnet, jenen von 1631. Der war aber nicht von Europa aus zu sehen, da für alle europäischen Beobachter die Sonne zur Zeit des Durchgangs unter dem Horizont stand, und das wissenschaftliche Potential des Ereignisses war noch nicht erkannt. Kepler starb 1630, der darauf folgende Durchgang von 1639 konnte mit den Bahndaten Keplers nicht vorausgesagt werden, da diese um einige Stunden zu ungenau waren. Der Engländer Jeremia Horrocks konnte bei Berechnungen im Oktober 1639 auf der Basis von Keplers und anderer Angaben diese Ungenauigkeiten erkennen und korrigieren und stellte fest, dass ein weiterer Durchgang bald folgen würde. Dieser Venustransit am 4. Dezember 1639 war der Erste der nachweislich beobachtet wurde, und zwar von Jeremia Horrocks selbst sowie von William Crabtree. In der kurzen Vorbereitungszeit konnte Horrocks nur seinen Freund Crabtree für eine zweite Beobachtung rechtzeitig alarmieren. Edmond Halley kam 1716 auf die Idee, durch Messung der exakten Dauer einer Venuspassage an möglichst weit voneinander entfernten Orten auf der Erde den Abstand zwischen Venus und Erde zu bestimmen. Mit Hilfe des dritten Keplerschen Gesetzes ließen sich dann die Abstände aller anderen Planeten im Sonnensystem berechnen.

Nach unbefriedigenden Ergebnissen von 1761 sollte die letzte Möglichkeit, 1769, zu genaueren Beobachtungen verhelfen. Daraus resultierte beispielsweise James Cooks erste Pazifikreise, während der Wiener Hofastronom Maximilian Hell den Transit in Vardø (Norwegen) als nördlichster Beobachter verfolgte. Christian Mayer beobachtete den Venusdurchgang von 1761 in Schwetzingen und von 1769 in Sankt Petersburg. Georg Moritz Lowitz vermaß den Durchgang am Kaspischen Meer. Durch Auswertung aller Messungen beider Transite im 18. Jahrhundert errechnete Johann Franz Encke den Wert von 153,3 Mio. km für die Distanz Erde–Sonne (die astronomische Einheit), Hell errechnete 152,2 Mio. km. Tatsächlich ist diese Distanz 149,6 Mio. km. Mit den Durchgängen im 19. Jahrhundert konnte der Wert nicht entscheidend verbessert werden. Später verfeinerte man die Distanz fotografisch beziehungsweise mit Hilfe des Kleinplaneten Eros. Seit 40 Jahren werden die Distanzen im Planetensystem v. a. mit Radar gemessen.

Streifender Venustransit

Es ist prinzipiell möglich, dass die Venus bei einem Transit am Sonnenrand vorbeizieht. Hierbei kann es vorkommen, dass für manche Gebiete der Erde die Venus vollständig und in anderem nur teilweise vor der Sonne vorbeiwandert. Solche Durchgänge sind sehr selten: zuletzt fand ein derartiger Durchgang am 6. Dezember 1631 statt. Der nächste derartige Venusdurchgang wird sich erst am 13. Dezember 2611 ereignen.

Es ist auch möglich, dass ein Venusdurchgang von manchen Gebieten der Erde als partieller Durchgang sichtbar ist, während für Beobachter in anderen Teilen der Welt der Planet Venus an der Sonne vorbeizieht. Der letzte derartige Transit fand am 19. November 541 v.Chr. statt, der nächste derartige Venusdurchgang wird sich am 14. Dezember 2854 ereignen.

Simultane Transite

Das simultane Auftreten von Merkur- und Venusdurchgängen ist 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. Hingegen ist prinzipiell auch in unserer Zeit das gleichzeitige Auftreten einer Sonnenfinsternis und eines Venusdurchganges möglich. Ein derartiges Ereignis ist aber äußerst selten und wird erst am 5. April 15232 eintreten.

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. [1]

Ablauf des Ereignisses

Schema der vier Kontakte und des Tropfenphänomens

Ein Transit eines Planeten vor der Sonne kennt vier Kontakte.

Der ersten Kontakt ist die Berührung des Planetenscheibchens mit der Sonne. Wenige Sekunden später kann man bei Kenntnis der genauen Lage auf der Sonnenscheibe die Eindellung sehen. Als zweiten Kontakt bezeichnet man den Zeitpunkt, wenn das Scheibchen komplett vor der Sonne steht und noch kein Stück Sonne zwischen Planet und Scheibenrand zu sehen ist. Danach wandert der Planet scheinbar vor der Sonne her. Der dritte und vierte Kontakt ist die Umkehr des zweiten und ersten Kontaktes. Da man beim Austritt die genaue Lage des Planeten vor der Scheibe kennt, kann der Austritt immer genau bis zum Ende beobachtet werden.

Kurz vor dem zweiten und nach dem dritten Kontakt ist der Lomonossow-Effekt zu beobachten, der auf eine Beugung der Sonnenstrahlen durch die oberen Schichten der Venusatmosphäre zurückzuführen ist.

Unmittelbar nach dem zweiten und vor dem dritten Kontakt kann häufig das Tropfenphänomen beobachtet werden.

Bei der Beobachtung durch ein Teleskop oder auf Fotos erscheint die Venus nicht kreisrund, sondern zum Sonnenrand hin wie ein Tropfen verformt. Die Ursache des Phänomens ist allerdings nicht – wie früher behauptet – der Nachweis der dichten Venusatmosphäre, sondern liegt in dem begrenzten Auflösungsvermögen einer jeden zum Beobachten nötigen optischen Anordnung, wie sie ein Fotoobjektiv oder ein Teleskop darstellen.

Hinweise zur Beobachtung

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 wird.

Bei der Beobachtung mit speziellen Sonnenfiltern müssen diese vor dem Objektiv befestigt sein, nicht aber hinter dem Okular (dort wäre die Hitze zu groß). 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 und Linsen oder Spiegel zerplatzen. 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.

Bilder des Verlaufs vom 8. Juni 2004

Siehe auch

Literatur

  • SJ Dick: Venus vor der Sonne, Spektrum der Wissenschaft 6/2004, 24-32
  • 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 http://www.erwin-rauner.de/algor/ign_publ.htm#H54 Inhaltsverzeichnis: http://www.ulb.tu-darmstadt.de/tocs/178692786.pdf
  • Marco Peuschel: Konjunktionen, Bedeckungen und Transits. Der kleine Almanach der Planeten enthält die Merkurtransits von 1800 bis 2700 und von Venus zwischen 1000 und 10000.[2] Des Weiteren finden Sie hier auch gegenseitige Bedeckungen zwischen den Planeten von 1500 und 4500 , auch zwischen Jupiter und Saturn

Weblinks

Allgemein
Ereignis 8. Juni 2004
Transit of Venus animation.ogg
Venustransit-Animation
Ereignis 6. Juni 2012
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
    Deimos     Saturn Saturn
    Phobos       Uranus


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