Der folgende Artikel behandelt die Konstellationen der Venus, d. h. ihre von der Erde aus gesehenen Positionen relativ zur Sonne und zum Sternenhimmel.
Positionen relativ zur Sonne mini|Die Elongationen (Winkelabstände) von Planeten in Bezug auf die Sonne, von der Erde aus gesehen Die Venus rotiert, wie auch die Erde und alle anderen Planeten unseres Sonnensystems, rechtläufig, d. h. vom Nordpol der Ekliptik aus gesehen im Gegenuhrzeigersinn, um die Sonne. Da sie ein unterer Planet ist und deutlich schneller als die Erde die Sonne umkreist, sehen wir sie immer in gewisser Sonnennähe und, im kontinuierlichen Wechsel, östlich bis westlich von ihr (siehe nebenstehende Grafik): In östlicher Elongation sehen wir sie als Abendstern. Nach ihrer maximalen östlichen Elongation bewegt sie sich auf die untere Konjunktion zu, wo sie von uns aus gesehen „vor“ der Sonne unsichtbar wird Nach der unteren Konjunktion wird sie zum Morgenstern und wandert in ihre maximale westliche Elongation. Nach der maximalen westlichen Elongation kommt sie der Sonne wieder (scheinbar) näher und wandert in die obere Konjunktion, wo sie „hinter“ der Sonne unsichtbar wird. Schließlich tritt sie wieder, als Abendstern, in östliche Elongation. Relativ zur Position der Sonne ist die Venus, von der Erde aus gesehen, ab dem Zeitpunkt der größten östlichen Elongation rückläufig, bewegt sich also scheinbar nach Westen, bis sie nach der größten westlichen Elongation wieder rechtläufig wird, also nach Osten wandert. Die maximale Elongation beträgt jeweils etwas über 45°.
Die Grafik deutet auch an, warum der Zeitraum zwischen maximaler östlicher Elongation und unterer Konjunktion (rund 10 Wochen) deutlich kürzer ist als der vorausgegangene zwischen oberer Konjunktion und maximaler östlicher Elongation (über 7 Monate); aus analogen Gründen ist der Zeitraum zwischen unterer Konjunktion und maximaler westlicher Elongation entsprechend kürzer als der nachfolgende bis zur oberen Konjunktion. Dabei ist zu beachten, dass der Abstand zwischen Erde und Venus relativ zu ihrem Abstand zur Sonne noch einmal deutlich kleiner ist als auf der Grafik dargestellt. Deshalb wandern, bei ähnlichem Winkel, die beiden Elongationspunkte noch näher an den der unteren Konjunktion.
Größte Elongationen
Der maximal mögliche Winkelabstand zur Sonne, den die Venus erreichen kann, beträgt 47,3°. Er wurde zuletzt bei der größten östlichen Elongation am 20. November 1949 erreicht und wird wieder bei der größten östlichen Elongation am 29. Dezember 2064 erreicht. Der kleinste Wert, den die Venuselongation bei einer größten Elongation betragen kann, ist 45,4°. Er wurde zuletzt bei der größten östlichen Elongation am 4. Juni 2023 erreicht und wird das nächste Mal bei der größten östlichen Elongation am 2. Juni 2031 erreicht.
Der maximal mögliche Winkelabstand zur Sonne bei einer westlichen Elongation beträgt 47°. Er wurde zuletzt bei der größten westlichen Elongation am 6. Januar 2019 erreicht und wird das nächste Mal bei der größten westlichen Elongation am 3. Januar 2027 wieder erreicht. Der kleinste Wert, den die Venuselongation bei einer größten westlichen Elongation betragen kann, beträgt 45,7°. Er wurde zuletzt bei der größten westlichen Elongation am 29. Juni 1929 erreicht und wird das nächste Mal wieder bei der größten westlichen Elongation am 1. August 2060 erreicht.
Da die Exzentrizität und die Lage der Apsiden von Erd- und Venusbahn langfristigen Schwankungen unterliegen, können in ferner Vergangenheit und ferner Zukunft größte Venuselongationen von unter 45,4° und solche von über 47,3° stattgefunden haben bzw. stattfinden.
Transite und Bedeckungen mini|Die Neigung der Venusbahn:Nur am betrachternächsten und -fernsten Punkt (Knoten) liegt sie auf der Ekliptik. Die Begriffe „vor“ und „hinter“ stehen im obigen Text in Anführungszeichen, da die Venus in der Regel die Sonne nicht genau trifft, sondern nur nah an ihr vorbeiläuft und lediglich der Sonnenhelligkeit wegen unsichtbar wird. Während der unteren Konjunktion tritt, wegen der Neigung der Venusbahn gegenüber der Ekliptik von etwa 3,4°, nur höchst selten ein Venustransit ein, sodass die Venus tatsächlich genau vor der Sonnenscheibe zu sehen ist. Dies kann nur Anfang Juni oder Anfang Dezember stattfinden, wenn die Venus exakt auf der Ekliptik liegt.
Da sich der kalendarische Tag einer unteren Konjunktion von dem der fünftnächsten nur um wenige Tage unterscheidet, folgt auf einen Transit in der Regel ein zweiter im Abstand von 8 Jahren, jedoch wird es nach den Transiten am 8. Juni 2004 und am 6. Juni 2012 über 100 Jahre dauern, bis die Konjunktion auf die Nähe des anderen Schnittpunktes der Venusbahn mit der Ekliptik, den die Venus immer im Dezember erreicht, fällt.
Da die Sonne etwa ein halbes Grad, genauer: 32 (±0,5) Winkelminuten, am Himmel einnimmt, darf die Venus für einen (mindestens halben) Transit oder eine Bedeckung nur, von der Erde aus gesehen, um etwa 16 Minuten gegenüber der Sonne angehoben oder abgesenkt sein. Drückt man die absolute Anhebung/Absenkung durch jeweils den Tangens des gegenüberliegenden Winkels aus und berücksichtigt, dass für kleine Winkel der Winkel und sein Tangens übereinstimmen, darf für einen Transit die Venus relativ zur Sonne nur um maximal 16'×(0,277 AE)÷(0,723 AE) ≈ 6,13 Minuten angehoben sein (wobei man für eine komplette Bedeckung in der Rechnung von den 16 Minuten den Venusradius von einer halben Minute abziehen müsste, für eine streifende Bedeckung hingegen dazuzählen). Für eine Bedeckung, bei der die scheinbare Venusgröße ohnehin vernachlässigbar ist (½'×0,277÷1,723 ≈ 0,08'), sind es 16'×(1,723 AE)÷(0,723 AE) ≈ 38 Minuten. Daher ist eine Bedeckung in etwa so wahrscheinlich wie eine untere Konjunktion mit Mittelpunktswinkel kleiner 16'×1,723÷0,277 ≈ 1,66°. Ein solcher Winkel wird nicht nur genau zwischen zwei Transiten erreicht, sondern auch 8 Jahre später/früher, 16 Jahre später/früher etc.
So finden bereits seit dem 18. Juni 1976 (partielle Bedeckung) alle acht Jahre Junibedeckungen statt, die erst, dann als Spätmai-Bedeckung, nach dem 28. Mai 2048 ein Ende haben werden. Die nächsten Dezembertransite am 11. Dezember 2117 und am 8. Dezember 2125 werden schließlich ab dem 17. Dezember 2089 durch achtjährliche Dezemberbedeckungen angekündigt, die erst am 30. November 2145 enden.
Eine Hilfsregel ist die, dass relativ zur Sonne rund um einen Junitransit die Venus alle 8 Jahre gegenüber der Transitposition um etwa 20 Minuten abgesenkt wird. Rund um die zwischen beiden Transiten stattfindende Bedeckung wird in der oberen Konjunktion die Venus daher alle 8 Jahre um 20'×0,277÷1.723 ≈ 3,2' abgesenkt. In das Intervall ±16' passen im Regelfalle zehn solche Sprünge,Elf wären nur ausnahmsweise möglich, wenn ein Sprung genau mittig verliefe. wie etwa die zwischen 1976 und 2048. Rund um einen Dezembertransit wird die Venus angehoben und die Anhebung beträgt sogar ungefähr 24 Minuten, also rund 20 % mehr. Dadurch kommt es im Regelfalle nur zu acht Bedeckungen, so z. B. die zwischen 2089 und 2145.
Positionen relativ zum Sternenhimmel mini|hochkant=1.2|Venus am 26. Oktober 2015 bei ihrer größten westlichen Elongation am südöstlichen Himmel im Sternbild Löwe in großer Nähe zu Jupiter und Mars. Helligkeiten: Venus: −4,5 mag, Jupiter: −1,8 mag, Mars: +1,8 mag, Leo: +4,1 mag Relativ zur Sonne wandert die Venus, wie oben dargestellt, immer jeweils einen halben Zyklus lang nach(/im) Osten und einen halben nach(/im) Westen; im Mittel ist sie daher relativ zu ihr stationär. Bezogen auf den Sternenhimmel wandert die Venus indes, wie auch die Sonne, pro Jahr im Mittel 360°, also rund 1° pro Tag, nach Osten. Zum Zeitpunkt der unteren Konjunktion wandert sie allerdings, analog zur Planetenschleife der oberen Planeten, im Sternenhimmel nach Westen. Dies liegt daran, dass die schnellere Venus die Erde auf der Innenbahn „überholt“. Die Rückläufigkeit gegenüber dem Sternenhimmel beginnt gut 3 Wochen vor der unteren Konjunktion und endet knapp 3 Wochen nach dieser. In diesem Zeitraum ist der Sternenhimmel hinter der Venus schwer sichtbar, da der Planet bereits während bzw. kurz vor (Morgenstern) oder nach (Abendstern) der Dämmerung den nicht mehr oder noch nicht vollständig abgedunkelten sichtbaren Himmel betritt bzw. verlässt.
Helligkeit mini|hochkant=0.5|Die Venussichel am westlichen Abendhimmel im hellsten Glanz zirka fünf Wochen vor der unteren Konjunktion
Ihre maximale scheinbare Helligkeit von etwa −4,8 magIm Programm Stellarium werden für den 23. September 2018 bei Untergang der Venus −4,78 mag angezeigt. (schwankend zwischen −4,9 und −4,7 mag) erreicht die Venus jeweils etwa fünf Wochen nach der maximalen östlichen Elongation und fünf Wochen vor der maximalen westlichen Elongation, jeweils gut einen Monat vor beziehungsweise nach der unteren Konjunktion. Zu diesen Zeitpunkten sehen wir zwar weniger direkt angestrahlte Venusfläche als bei maximaler Elongation, jedoch ist der Planet der Erde dann näher.
Der Planet ist jedoch bei maximaler Elongation mit etwa −4,5 magIm Programm Stellarium werden für den 17. August 2018 bei Untergang der Venus −4,46 mag angezeigt. kaum weniger hell und ist dann auch noch vor einem dunkleren Himmel zu sehen, so dass unter Umständen auch das Sternbild hinter ihm sichtbar wird.
Sichtbarkeit Die Länge der Sichtbarkeit der Venus pro Dämmerung und Nacht ist sehr stark von der Jahreszeit abhängig. Bei maximaler Elongation liegt der Abendstern rund 45° östlich der Sonne und hat so in etwa eine Bahn am Himmel, wie sie die Sonne erst 1,5 Monate später haben wird. Deshalb verläuft seine Bahn in der Periode, wo die Tage länger werden (Dezember bis Mai)Das kann hier sogar als „Anfang Dezember bis Ende Mai“ verstanden werden, da z. B. schon am 1. Dezember der Abendstern die übliche Sonnenhöhe von Mitte Januar hat, die der von Anfang Dezember in etwa gleich ist., oberhalb der der Sonne und der Planet ist entsprechend lange am Abendhimmel sichtbar – besonders dann, wenn die Taglängen rasant zunehmen (Januar bis April). Werden die Tage hingegen kürzer, steht der Planet unterhalb der Sonne und die Sichtbarkeit verkürzt sich. Aus analogen Gründen liegt die Bahn des Morgensterns bei hoher Elongation in der Periode, in der die Tage kürzer werden (Juni bis November), oberhalb der der Sonne und der Planet bleibt lange sichtbar, während er im Frühjahr unterhalb steht.
Überlagert werden diese Phänomene jedoch von der Neigung der Venusbahn gegenüber der Ekliptik. Ihretwegen wird die Venus im Frühjahr zusätzlich angehoben und im Herbst abgesenkt. Das führt dazu, dass der Abendstern im Spätsommer und im frühen Herbst ganz besonders kurz sichtbar ist, da er dann sowieso schon stark abgesenkt ist. Beim Morgenstern hingegen wird die ganz besonders kurze Sichtbarkeit im Frühjahr etwas verlängert.
Die maximale Anhebung der Venus bei unterer Konjunktion beträgt 8,8* und wird z. B. in den März- und Endfebruarkonjunktionen zwischen dem 11. März 2065 und dem 28. Februar 2105 angenommen (6. März 2081 und 3. März 2089: 8,84°); bei der nächsten Märzkonjugation, am 23. März 2025, werden 8,41° erreicht. Die 8,8° errechnen sich aus den 3,4° maximaler Anhebung der Venus gegenüber der Ekliptik, wenn man berücksichtigt, dass die absolute Anhebung der Venus einerseits der Tangens aus 3,4° mal der Entfernung der Venus zur Sonne von 0,723 AE ist und andererseits der Tangens des Anhebungswinkels relativ zur Erde mal der Venus-Nahentfernung von 0,277 AE. Im März ist die Venus nah der unteren Konjunktion (Jahre 2017, 2025 etc.) bei uns doppelsichtig und kann sowohl am Morgen- als auch am Abendhimmel kurz gesehen werden. Auf der Südhalbkugel ist sie es bei unterer Konjunktion im August (2015, 2023 etc.).
Zyklische Sichtbarkeit mini|hochkant=1.5|Das Venuspentagramm. Die Verteilung der Positionen der unteren Konjunktionen der Venus am Himmel in den Jahren 2020 bis 2028