Ein Venustransit (von ‚Durchgang‘, ‚Vorübergang‘), auch Venusdurchgang oder Venuspassage, ist ein Vorbeiziehen des Planeten Venus vor der Sonne. Die mit Fernrohr, manchmal auch freiäugig (mit Filterbrille) beobachtbare Erscheinung tritt in etwa 243 Jahren nur viermal auf (nach 8, weiteren 121½, weiteren 8 und weiteren 105½ Jahren),Der Zyklus der Venusdurchgänge, venus-transit.de weil Venus- und Erdbahn ein wenig gegeneinander geneigt sind.
Nach den Venusdurchgängen der Jahre 1874, 1882 und 2004 Bundesarchiv fand der letzte am 6. Juni 2012 zwischen etwa 0:00 Uhr und 7:00 Uhr MESZ statt. Der nächste wird sich erst wieder am 11. Dezember 2117 ereignen.
Die Venus hat beim Transit einen scheinbaren Durchmesser von 1′ (1/30 der Sonnenscheibe) und erscheint im Gegensatz zu den Sonnenflecken völlig schwarz. 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 bedeutender Institute und Wissenschaftler. Seit 1900 erfolgte die Entfernungsbestimmung im Sonnensystem mittels erdnaher Asteroiden (NEA), heute mit Raumfahrt- und Radar-Methoden.
mini|hochkant=2|Sonnenaufgang mit der Venus vor der Sonne: Dresden, 6. Juni 2012, 4:53 Uhr (UTC+2). Infolge der horizontnahen Atmosphärenschichtung erscheint die Sonne verzerrt und die als dunkler Punkt vor der Sonne stehende Venus verdoppelt. Grundlagen mini|Der Venustransit vom 8. Juni 2004 mini|Die Neigung der Venusbahn
Bei einem Venustransit stehen Sonne, Venus und Erde exakt in einer Linie. Das Prinzip dieser seltenen planetaren Konstellation ist dem einer Sonnenfinsternis gleich, 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 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.
Die vorletzte Venuspassage ereignete sich am 8. Juni 2004. Für Wien oder Frankfurt am Main dauerte sie von 7:20 Uhr bis 13:23 Uhr MESZ. Zum Zeitpunkt des Transits betrug die Distanz zwischen Venus und Erde mehr als 42 Millionen Kilometer, von Venus zur Sonne etwa 109 Millionen. 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 einem kurzen Abstand von acht und einem langen Abstand von über 100 (je nach Knoten 105 bzw. 122) Jahren. Der Abstand zwischen fünf Transiten ist also periodisch und beträgt etwa 243 Jahre, 1 Tag und 22 Stunden. Der letzte fand am 5. und 6. Juni 2012 statt, der vorletzte am 8. Juni 2004, dessen Vorgänger 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 der Sonne „vorbei“. Bei identischen Bahnebenen könnte man den Venusdurchgang alle 1,6 Jahre beobachten.
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.
Die inneren Planeten Venus und 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 davon 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 weiter, womit sich die Zeitpunkte der Venustransite langsam auf spätere Termine im Jahr verschieben. So werden ab dem Jahr 4700 Venusdurchgänge im Januar und Juli und nicht mehr im Dezember und Juni stattfinden.
Ablauf eines Venustransits mini|links|Schema der vier Kontakte und des Tropfenphänomens Ein Transit eines Planeten vor der Sonne kennt vier Kontakte.
Der erste 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.
Historische Venusdurchgänge + Venustransite Datum desmittleren Transits Zeit (UTC) Beginn Mitte Ende 9. Mai 1650 v. Chr. 21:54 00:45 3:35 6. Mai 1642 v. Chr. 14:26 18:02 21:32 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
mini|links|Aufnahme des Venustransits am 6. Dezember 1882 (US Naval Observatory Library); dieses Foto der amerikanischen Transit-Expedition ist wahrscheinlich eine der ältesten Fotografien der Venus. mini|links|Gedenksteine der deutschen Venusexpedition von 1874 Johannes Kepler hatte erstmals einen Venusdurchgang vorausberechnet, jenen von 1631. Dieser war aber nicht von Europa aus zu sehen, da für alle europäischen Beobachter die Sonne zur Zeit des Durchgangs unter dem Horizont stand. Das wissenschaftliche Potential des Ereignisses wurde noch nicht erkannt. Kepler starb 1630, der darauf folgende Durchgang von 1639 konnte mit den Bahndaten Keplers nicht vorausgesagt werden, da sie 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. Er 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.
Bestimmung der Distanz Erde–Sonne (Astronomische Einheit AE) In der Astronomie lernte man relativ früh, Winkelabstände zwischen astronomischen Objekten mit immer größerer Genauigkeit zu messen. Was man jedoch zunächst nicht messen konnte, waren die Entfernungen der Himmelskörper. Sobald man erst einmal eine solche Distanz bestimmt hatte, konnten damit auch die übrigen Entfernungen im Planetensystem ermittelt werden, da aufgrund des Dritten Keplerschen Gesetzes die Verhältnisse der Planetenabstände untereinander bereits bekannt waren.
Es war üblich, die Entfernung zur Sonne durch deren Horizontalparallaxe auszudrücken, das heißt durch den halben Winkel, um den die Sonne vor dem Fixsternhintergrund verschoben erscheint, wenn sie gleichzeitig von zwei sich gegenüber auf der Erde befindlichen Orten betrachtet wird (unter dem ganzen Winkel erscheint auch der Erddurchmesser von der Sonne aus betrachtet). Der moderne Wert des halben Winkels beträgt 8,794148″, entsprechend einer Länge von 149.597.870 km für die Astronomische Einheit.P. K. Seidelmann (Hrsg.): Explanatory Supplement to the Astronomical Almanac. University Science Books, Mill Valley 1992. ISBN 0-935702-68-7.
Geschichte der Sonnenparallaxe Aristarch fand als Erster eine im Prinzip korrekte Methode, anhand der Winkel in dem bei Halbmond rechtwinkligen Dreieck Erde-Mond-Sonne die Sonnenparallaxe zu bestimmen, erhielt aber das aus heutiger Sicht unbefriedigende Ergebnis, die Sonne sei mehr als 18 Mal, aber weniger als 20 Mal so weit entfernt wie der Mond (in Wirklichkeit ist sie etwa 390 Mal so weit entfernt).A. van Helden: Measuring the Universe. University of Chicago Press. Chicago, London 1985. ISBN 0-226-84882-5. S. 7 Da der Mond eine damals bereits gut bekannte Horizontalparallaxe von etwa 60' hat, ergibt sich daraus eine Sonnenparallaxe von etwa 3'. Hipparchos von Nicäa ermittelte aus der Geometrie der Mondfinsternisse ebenfalls einen Wert von 3’.R. Wolf: Handbuch der Astronomie, ihrer Geschichte und Litteratur. F. Schulthess, Zürich 1892. (Nachdruck Olms: ISBN 978-3-487-05007-2) Par. 438 (online (PDF-Datei; 16,28 MB)). Dieser Wert wurde traditionell bis ins späte 16. Jahrhundert verwendet.
Kepler bemerkte beim Studium von Tycho Brahes Marsbeobachtungen, dass mit den damaligen Mitteln keine Marsparallaxe messbar war, dass also die noch kleinere Sonnenparallaxe nicht größer als 1’ sein konnte.R. Wolf: Handbuch der Astronomie, ihrer Geschichte und Litteratur. F. Schulthess, Zürich 1892. (Nachdruck Olms: ISBN 978-3-487-05007-2) Par. 439 (online (PDF-Datei; 16,28 MB)). Die Mars-Opposition des Jahres 1672 wurde gleichzeitig von Jean Richer in Cayenne und G. D. Cassini in Paris beobachtet, welche aus der gemessenen Marsparallaxe eine Sonnenparallaxe von ″ ableiteten, bei allerdings erheblicher Streuung der Einzelwerte.R. Wolf: Handbuch der Astronomie, ihrer Geschichte und Litteratur. F. Schulthess, Zürich 1892. (Nachdruck Olms: ISBN 978-3-487-05007-2) Par. 441 (online (PDF-Datei; 16,28 MB)).