miniatur|Der Transit des Merkurs am 8. November 2006
Ein Merkurtransit (von ‚Durchgang‘, ‚Vorübergang‘), auch Merkurdurchgang oder Merkurpassage, ist ein Vorbeiziehen des Planeten Merkur vor der Sonne. Dabei wandert Merkur als winziger schwarzer Punkt innerhalb mehrerer Stunden über die Sonnenscheibe. Insgesamt kommt es 13- oder 14-mal pro Jahrhundert zu einem Merkurdurchgang. Wegen der geringen scheinbaren Größe des Planeten ist ein Merkurtransit mit dem bloßen Auge nicht zu sehen. Als erster Mensch beobachtete Pierre Gassendi am 7. November 1631 einen Merkurdurchgang, nachdem Johannes Kepler einen solchen erstmals 1629 vorausberechnet hatte.
Himmelsmechanische Grundlagen miniatur|Neigung der Merkurbahn gegen die Erdbahn
Bei einem Merkurtransit stehen Sonne, Merkur und Erde fast exakt in einer Linie. Das Prinzip dieser seltenen planetaren Konstellation gleicht dem einer Sonnenfinsternis, bei der sich der Mond vor die Sonne schiebt und diese verdunkelt. Im Gegensatz zu einer Sonnenfinsternis ruft ein Merkurtransit allerdings keine Verfinsterung auf der Erde hervor, da der Merkur nur maximal 0,004 Prozent der Sonnenfläche bedeckt. Bei Sonnenfinsternissen kann der Mond dagegen die ganze Sonne verdecken. Der Merkur ist von der Erde aus während des Transits als winziger Punkt (mit Vergrößerung als kleine Scheibe) zu sehen, der innerhalb mehrerer Stunden von Ost nach West (links nach rechts) über die Sonnenscheibe wandert.
Die Konstellation, bei der ein Transit auftreten kann, heißt untere Konjunktion. Da sich der Merkur mit einer siderischen Umlaufzeit von ca. 88 Tagen deutlich schneller um die Sonne dreht als die Erde, kommt es etwa alle 108 bis 130 Tage dazu, dass der Merkur die Erde auf seiner weiter innen im Sonnensystem gelegenen Bahn überholt. Allerdings führt eine Konjunktion nicht jedes Mal zu einem Transit, da der Merkur nicht genau in der Erdbahnebene (Ekliptik) um die Sonne läuft, sondern seine Bahn um 7° zur Ekliptik geneigt ist. Dadurch zieht der Planet bei einer Konjunktion meistens ober- oder unterhalb der Sonnenscheibe vorbei. Die Merkurbahn schneidet die Erdbahn nur in den beiden Bahnknoten. Damit der Merkur also vor der Sonne vorbeiziehen kann, muss eine untere Konjunktion in unmittelbarer Nähe eines der beiden Knoten stattfinden.
Ein Merkurtransit kann einen Abstand von 3½, 7, 9½ oder 13 Jahren zum vorherigen Transit aufweisen, ganz selten (November 1993 bis November 1999) sind es 6 Jahre. Ein Zyklus der Merkurdurchgänge wiederholt sich in etwa alle 46 Jahre. In dieser Zeit haben 46 Umläufe der Erde und 191 Umläufe des Merkurs um die Sonne stattgefunden. Danach steht Merkur, von der Erde aus gesehen, wieder an exakt derselben Position; die Abweichung von diesem Zyklus beträgt lediglich 0,34 Tage.Fred Espenak: Transits of Mercury. In: NASA/Goddard SFC: Eclipse Home Page (englisch).
Die beiden Knoten der Merkurbahn befinden sich bei etwa 46° und 226° ekliptikaler Länge, wo sich die Erde etwa am 10. November und am 7. Mai befindet. Transite am aufsteigenden Knoten finden somit im November, solche am absteigenden Knoten im Mai statt.Loomis, S. 217. Dabei kann ein deutlicher Unterschied zwischen der Häufigkeit von Transiten an den beiden Knoten beobachtet werden. Während sich etwa zwei Drittel aller Merkurdurchgänge am aufsteigenden Knoten im November ereignen, entfällt nur ein Drittel auf Mai und somit auf den absteigenden Knoten. Dies ist ebenfalls durch die hohe Exzentrizität der Merkurbahn begründet. Bei einem Durchgang im November befindet sich Merkur weiter entfernt von der Erde als bei einem Durchgang im Mai. Hierdurch ist noch bei einem größeren Abstand des Merkurs zum Bahnknoten während einer unteren Konjunktion ein Durchgang möglich als bei einer unteren Konjunktion im Mai. Da sich die Bahnknoten des Planeten Merkur langsam zu größeren Werten der ekliptikalen Länge verschieben, verschieben sich auch die Termine für die Merkurdurchgänge im Laufe der Jahrhunderte zu immer späteren Kalenderdaten. So werden ab dem Jahr 3426 Merkurtransite erst im Juni und Dezember stattfinden.
Außerdem dauern Transite im Mai länger als November-Transite, da sich der Merkur bei Mai-Transiten fast am sonnenfernsten Punkt seiner Bahn, dem Aphel, befindet und somit nahezu seine kleinstmögliche Geschwindigkeit besitzt. Im Gegensatz dazu befindet sich der Merkur bei November-Transiten nur wenige Tage vor dem Perihel, dem sonnennächsten Punkt seiner Bahn, und hat damit fast seine höchstmögliche Bahngeschwindigkeit. Auch hier spielt die hohe Exzentrizität eine Rolle, da bei höherer Exzentrizität als Folge des zweiten Keplerschen Gesetzes die Bahngeschwindigkeit im Laufe eines Umlaufs stärker schwankt. Im Perihel ist die Bahngeschwindigkeit des Planeten mit 59 km/s über 50 % höher als im Aphel mit 38,9 km/s.
Der Merkurtransit vom 8. November 2006 war nur von Ozeanien und von der Westküste Nordamerikas aus vollständig zu sehen. In Europa fiel der Zeitpunkt des Transits in die Nacht und war daher dort nicht zu beobachten.HM Nautical Almanac Office: Von Europa aus vollständig zu verfolgen war der Merkurdurchgang am 7. Mai 2003; er dauerte etwa 5 h 20 min.HM Nautical Almanac Office: Der Transit am 9. Mai 2016 war in Europa vollständig zu sehen. Der Transit am 13. November 2032 (Samstag) kann im deutschsprachigen Raum fast überall direkt nach Sonnenaufgang beobachtet werden, lediglich im äußersten Nordwesten Deutschlands (Ostfriesland, Flensburg) wenige Minuten nach Sonnenaufgang.
Ablauf eines Merkurtransits mini|Schema der vier Kontakte eines Transits
Beim Merkurtransit unterscheidet man – wie bei jedem Planetentransit vor der Sonne – vier Kontakte:
Der erste Kontakt stellt die erste Berührung der kleinen Planetenscheibe mit der Sonne und damit den Beginn des Transits dar. Nur wenige Sekunden später ist bei Kenntnis der genauen Lage auf dem Sonnenrand die zugehörige Eindellung erkennbar. Als zweiten Kontakt bezeichnet man den Zeitpunkt, zu dem die Merkurscheibe erstmals komplett vor der Sonne steht und sich vom Sonnenrand löst. Die Phase zwischen dem ersten und dem zweiten Kontakt wird als Eintritt bezeichnet, sie dauert bei einem Merkurtransit nur zwischen einer und vier Minuten. Danach wandert der Planet scheinbar vor der Sonne her. Der dritte und vierte Kontakt stellen eine Umkehr der ersten beiden Kontakte dar. Beim dritten Kontakt beginnt der Austritt, der mit dem vierten Kontakt beendet ist, womit auch der ganze Transit endet.
Unmittelbar nach dem zweiten und kurz vor dem dritten Kontakt kann bei einem Merkurdurchgang das Tropfenphänomen (black drop effect) beobachtet werden.
Eine wissenschaftsgeschichtliche Bedeutung erlangte die Beobachtung der Merkurdurchgänge der Jahre 1999 und 2003. Drei US-amerikanische Astronomen versuchten bei diesen Gelegenheiten, das Tropfenphänomen nachzuweisen. Sie verwendeten dazu das Weltraumteleskop TRACE.American Astronomical Society: Januar 2004. Es gelang ihnen, das Tropfenphänomen nachzuweisen, obwohl Merkur keine Atmosphäre besitzt. Damit widerlegten sie die bisherige, anlässlich von Venustransits gewonnenen Ansicht, dass dieses Phänomen durch eine Planetenatmosphäre verursacht wird. Heute ist bekannt, dass das Tropfenphänomen durch das begrenzte optische Auflösungsvermögen der eingesetzten Teleskope hervorgerufen wird.
Historische Merkurdurchgänge miniatur|hochkant|Merkur überquert eine Sonnenflecken-Gruppe am 9. Mai 1970. Analog-Fotografie in 1700 m Höhe auf dem Vulkan Ätna, Sizilien
Da ein Merkurtransit nicht mit bloßem Auge ohne Vergrößerung durch optische Hilfsmittel beobachtbar ist, sind aus der Zeit vor der Erfindung des Teleskops zu Beginn des 17. Jahrhunderts keine Beobachtungen von Merkurtransits bekannt. So glaubte der im 12. Jahrhundert lebende marokkanische Astronom Alpetragius, der Merkur sei transparent, da man ihn nie vor der Sonne vorbeiziehen sehe.Maunder, S. 23. Allerdings gab es auch zuvor Beobachtungen, die fälschlicherweise als Merkurtransit interpretiert wurden; beispielsweise berichtete Einhard in den Angelsächsischen Chroniken, dass im März 807 Merkur acht Tage lang vor der Sonnenscheibe vorbeigezogen sein soll. In Wirklichkeit muss er Zeuge eines außergewöhnlich großen Sonnenflecks geworden sein, der mit dem bloßen Auge sichtbar war.Lynn, W.T.: Eclipses mentioned in the Anglo-Saxon Chronicle.
Die erste exakte Berechnung eines Merkurtransits gelang dem deutschen Astronomen Johannes Kepler 1629 mithilfe der 1627 fertiggestellten Rudolfinischen Tafeln, in denen er die Planetenstellungen deutlich genauer vorhersagte, als sie in den zuvor verwendeten Tafeln angegeben waren. Er sagte mithilfe der Tafeln einen Merkurdurchgang für den 7. November 1631 voraus, bei dem seine Berechnungen nur um etwa fünf Stunden vom tatsächlichen Transit abwichen.Linton, S. 228. Kepler starb allerdings im November 1630 und konnte daher den Merkurtransit nicht mehr selbst beobachten. Am 7. November 1631 observierte der Franzose Pierre Gassendi (zur gleichen Zeit wie zwei andere Personen an anderen Orten) von Paris aus den Merkurdurchgang. Dabei bestimmte er den Durchmesser des Merkurs mit etwa 20 Bogensekunden, was den zuvor von Tycho Brahe bestimmten Wert von 130 Bogensekunden deutlich unterschritt. Johannes Hevelius maß beim Merkurtransit von 1661 sogar einen noch kleineren Durchmesser als Gassendi. Er sah außerdem das Auftreten des Transits an dem Tag, an dem die auf Basis elliptischer Bahnen berechneten Tafeln es vorausgesagt hatten, als einen Beweis für die Richtigkeit des ersten Keplerschen Gesetzes an, nach dem sich Planeten auf elliptischen Bahnen um die Sonne bewegen.
Am 7. November 1677 gelang es dem britischen Astronomen Edmond Halley, exakte Messungen des zu diesem Zeitpunkt stattfindenden Merkurtransits vorzunehmen. Zu dieser Zeit befand er sich auf der Atlantikinsel St. Helena, um dort einen Katalog der Sterne des Südhimmels zu erstellen. Außerdem bemerkte er bei diesem Durchgang, dass sich ein solcher dazu eignet, die Länge der Astronomischen Einheit (der Distanz zwischen Sonne und Erde) zu berechnen. Allerdings stellte er fest, dass die Merkurscheibe zu klein ist, um exakte Ergebnisse zu erhalten und für ein solches Vorhaben stattdessen ein Venustransit besser geeignet wäre.Maunder, S. 25. Das wurde später von französischen Astronomen bestätigt, welche die Merkurdurchgänge von 1723 und 1753 beobachteten und ebenfalls nur sehr ungenaue Ergebnisse erreichten.
Somit konzentrierte man sich bei späteren Transiten darauf, die kleine Scheibe des Merkurs selbst zu beobachten. Man untersuchte vor allem, ob der Planet einen Mond besitzt, außerdem suchte man Nachweise für eine Atmosphäre und versuchte, weitere Phänomene bei einem Transit festzustellen. Die Suche nach einem Mond blieb vergeblich.
Bis die Raumsonde Mariner 10 im März 1974 als erste Raumsonde den Merkur erreichte und dabei feststellte, dass der Planet keine Atmosphäre besitzt, war die Suche nach Beweisen für eine Atmosphäre des Planeten eines der wichtigsten wissenschaftlichen Ziele bei der Beobachtung eines Merkurtransits. Beim Merkurdurchgang von 1736 bemerkte ein französischer Beobachter einen glänzenden Ring um die schwarze Scheibe. Diese Beobachtung wurde 1799 von mehreren Beobachtern bestätigt (unter anderem der Deutsche Johann Hieronymus Schroeter); auch 1832, als von einem Ring mit violettem Farbton berichtet wurde, und 1868, als William Huggins eine Lichthülle zu sehen glaubte, die etwa halb so breit war wie der scheinbare Durchmesser des Planeten. Diese Phänomene sind bis heute nicht endgültig geklärt, allerdings kann keine Atmosphäre dafür verantwortlich gemacht werden. Es wird vermutet, dass diese Beobachtungen entweder auf Beugung zurückzuführen sind oder durch die Ungenauigkeit der Beobachtungsinstrumente erklärbar sind,Maunder, S. 26. durch die auch das Tropfenphänomen verursacht wird.