Venustransit

Himmelsmechanik des Venustransits

Am 8. Juni 2004 sowie am 6. Juni 2012 kam es zu einem der seltensten astronomischen Ereignisse – dem Venustransit. Der letzte davor liegt 121 bzw. 129 Jahre zurück und ereignete sich am 6. Dezember 1882. Bei diesem astronomischen Schauspiel bewegt sich die Venusscheibe innerhalb von einigen Stunden durch die Sonne. Da die Venus nur 224,701 Tage für einen Sonnenumlauf benötigt, kommt es alle 583,92 Tage zu einem Überholvorgang. Obwohl dies sehr oft geschieht kommt es nur sehr selten zu einem Transit. Der Grund dafür liegt darin, dass die Venus- und die Erdbahn um ca. 3,5° gegeneinander geneigt sind. Deshalb zieht die Venus bei einer unteren Konjunktion meistens ober- oder unterhalb der Sonnenscheibe vorbei. Zu einem Durchgang kann es nur kommen, wenn sich Venus bei der unteren Konjunktion auf oder nahe der Knotenlinie befindet. Die Erde kreuzt die Knotenlinie der Venusbahn in den Tagen um den 7. Juni bzw. 6. Dezember. Erreicht die Erde die Knotenlinie der Venusbahn genau zum Zeitpunkt der unteren Konjunktion, geht die Venus exakt durch die Mitte der Sonne. Zum Transit kommt es allerdings auch, wenn die Erde die Knotenlinie der Venusbahn bis zu 1,6 Tagen früher oder später erreicht, dann geht die Venusscheibe aber nicht mehr durch die Mitte der Sonne. So war es auch am 8. Juni 2004 und am 6. Juni 2012.
Venustransits treten oft paarweise im Abstand von 8 Jahren auf. Das läßt sich folgendermassen erklären: Die Erde benötigt für 8 Umläufe um die Sonne 2922,0 Tage. Dies entspicht nahezu dem Fünffachen (2919.6 Tage) des Zeitintervalls zwischen 2 unteren Konjunktionen. Aufgrund dieser Tatsache wiederholen sich alle 8 Jahre die unteren Konjunktionen an ähnlichen Positionen und es kann wieder zu einem Venustransit kommen. Wenn es sich aber 8 Jahre nach einem Venustransit nicht ausgeht, dann dauert es über 100 Jahre bis zum nächsten Venusdurchgang.
Doch ein Venustransit ist nicht nur wegen seiner Seltenheit etwas Besonderes, so war er im 18. Jahrhundert der Auslöser für zahlreiche Expeditionen, die mit grossen Strapazen verbunden waren. Der Grund für das grosse Interesse lag darin, dass man mit Hilfe eines Venustransits die Entfernung Erde-Sonne – also 1 Astronomische Einheit (AE) – auf einige Prozent genau bestimmen konnte. Dies hatte Edmund Halley aus dem 3. Keplerschen Gesetz abgeleitet.

Bestimmung der astronomischen Einheit aus Kontaktzeiten vom Venustransit 2004

Zum Venustransit 2004 gab es eine Kampagne (organisiert von der ESO) zur Bestimmung der Astronomischen Einheit. Dieser konnte sich jeder Amateurastronom, der Zeit und Lust hatte, anschließen. Die Aufgabe bestand darin, die genauen geographischen Koordinaten des Beobachtungsortes herauszufinden und die Kontaktzeiten, d.h. jene Zeitpunkte zu bestimmen, an denen die Venusscheibe den Sonnenrand exakt berührt. Aus den Kontaktzeiten aller, die bei dieser Kampagne teilnahmen, wurde die Astronomische Einheit mit einer Genauigkeit von 0,007% bestimmt.

Ich konnte, da ich nebenbei noch Fotos machte, nur 2 von den 4 Kontaktzeiten bestimmen. Doch auch mit diesen Zeiten lässt sich die AE bestimmen. Ich befand mich zum Zeitpunkt der Beobachtung am Hochtannbergpass in Vorarlberg mit den Koordinaten: 10.1302777° Ost und 47.2697222° Nord. Dieser Punkt lässt sich auf der Europakarte aller Beobachter leicht ausmachen.

Zeitpunkt (UT) Wert für 1AE in km Fehler in Prozent
2. Kontakt  5h 38m 30s 149.002.527 0.398
4. Kontakt 11h 23m 00s 149.811.180 0.143

Hier ist das Ergebnis meiner Zeiten grafisch dargestellt. Auf der x-Achse ist die Entfernung in km angegeben und auf der y-Achse ist die Anzahl der Beobachter mit dem jeweilgen Ergebnis angegeben. Die grüne Linie markiert die Entfernung Erde-Sonne, die anhand meiner Zeiten berechnet wurde. Die rote Linie markiert den richtigen Wert für eine Astronomische Einheit.

Bestimmung der Astronomischen Einheit, Venustransit

Video vom Venustransit 2004

Fotos vom Venustransit 2012

Quellen:

www.vt-2004.org
Sterne und Weltraum Ausgabe 6/2004