Quelle: Kosmos - Das Himmelsjahr 2004

 

Venus tritt vor die Sonne

Am 8. Juni 2004 findet ein äußerst spannendes astronomisches Ereignis statt. Kein heute lebender Mensch hat es schon jemals erlebt: Die Venus wird als dunkler Punkt vor der Sonne innerhalb von sechs Stunden vorüberziehen. Es ist das erste Mal nach knapp 122 Jahren, dass sich unser innerer Nachbarplanet zwischen Sonne und Erde schiebt. Man spricht von einem Venusdurchgang bzw. -transit. Letztmals wanderte die Venus von der Erde aus betrachtet am 6. Dezember 1882 vor der Sonnen-
scheibe vorbei. Im 20. Jahrhundert fand überhaupt kein Venustransit statt. Bei klarem Wetter wird man dieses seltene Himmelsschauspiel von Mitteleuropa aus in seiner vollen Länge beobachten können.

Venusdurchgänge sind sehr seltene Himmelsereignisse, viel seltener als Sonnen- und Mondfinsternisse und auch seltener als Merkurtransite. Während Merkur in jedem Jahrhundert dreizehn- bis vierzehnmal vor die Sonne tritt, kommt dies bei Venus maximal zweimal vor - oder auch gar nicht, wie im letzten Jahrhundert.

Der nächste Venusdurchgang findet am 5. Juni 2012 statt. Von Europa bleibt er unbeobachtbar, da die Sonne bei uns längst untergegangen ist, wenn sich Venus vor die Sonne schiebt. Auch der darauf folgende Venustransit vom 11. Dezember 2117 ereignet sich zur Nachtzeit in Europa. Erst am 8. Dezember 2125 wird man von unseren Gegenden aus tagsüber wieder einen Venustransit verfolgen können. Dies bleibt aber kommenden Generationen vorbehalten.

 

 

Alle 584 Tage überholt Venus die Erde. Diese Position wird "untere Konjunktion" genannt.

 


Wann ereignet sich ein Venustransit?
Wie kommt es zu einem Venustransit und warum sind sie so selten? Die Venus läuft innerhalb der Erdbahn in 225 Tagen einmal um die Sonne. Ihr mittlerer Abstand von der Sonne beträgt dabei 108 Millionen Kilometer, während die Erde in knapp 150 Millionen Kilometer Entfernung die Sonne in 365 Tagen umrundet. Von Zeit zu Zeit, nämlich jeweils nach 584 Tagen (einem Jahr, sieben Monaten und einer Woche), überholt Venus die Erde auf der Innenbahn. Der Fachmann spricht von "unterer Konjunktion". Konjunktion heißt "Verbindung". Von der Erde aus betrachtet, steht Venus in dieser Position in Richtung der Sonne. Sehen wir die Sonne als "oben" an, dann befindet sich die Venus in der Überholphase "unterhalb" der Sonne. Blickt man von oben auf die Erd- und Venusbahn, so bilden Erde-Venus-Sonne eine gerade Linie.

 

Stellung der Erde relativ zur Venus bei geozentrischem Beginn und Ende des Venustransits vom 5./6. Juni 2012. Von Mitteleuropa aus bleibt dieser Transit unbeobachtbar.

 

 


Nun könnte man meinen, dass nach jeweils 584 Tagen, einer so genannten synodischen Periode, die Venus genau zwischen Sonne und Erde tritt und somit von uns aus vor der Sonnenscheibe als dunkler Punkt zu sehen ist. Dem ist aber nicht so. Nicht jedes Mal, wenn die Venus die Erde überholt, also in die Stellung "untere Konjunktion" kommt, tritt sie vor die Sonne. Dies wird schnell klar, wenn man die Venus- und die Erdbahn von der Seite her betrachtet.

Venus und Erde laufen nicht in der gleichen Ebene um die Sonne. Die Venusbahn ist um 34 zur Erdbahnebene (Ekliptikebene) geneigt. Von der Erde aus betrachtet kann daher die Venus in unterer Konjunktion bis zu 9° nördlich oder südlich der Ekliptik stehen. Ihre geozentrische ekliptikale Breite fällt somit weit größer aus als die heliozentrische. Da der scheinbare Durchmesser der Sonne aber nur ein halbes Grad beträgt, kommt es selten vor, dass die Venus vor die Sonnenscheibe tritt. Damit Venus vor der Sonne zu sehen ist, muss sie in unterer Konjunktion in der Erdbahnebene stehen oder zumindest nicht weiter als ein Viertelgrad von ihr entfernt sein. In den Stunden knapp vor und nach der unteren Konjunktion muss sich Venus also in oder nahe einem der beiden Schnittpunkte ihrer Bahn mit der Ekliptik aufhalten. Diese Schnittpunkte werden üblicherweise als Knoten bezeichnet. Geht die Venus durch den aufsteigenden Knoten ihrer Bahn, so wechselt sie von der Süd- auf die Nordseite der Ekliptik. Passiert sie den absteigenden Knoten, so begibt sie sich auf die Südseite der Erdbahnebene.

 

 

Die Venusbahn ist zur Erdbahn um 3,4° geneigt. In den Punkten K1 (aufsteigender Knoten) und K2 (absteigender Knoten) schneidet sie die Erdbahn.

 



 

 

 

 

 

Die Verbindungslinie beider Knoten, die Knotenlinie, geht durch das Sonnenzentrum und teilt die Venusbahn in eine nördliche und eine südliche Hälfte. Die Knotenlinie dreht sich nur äußerst langsam. Für einige hundert Jahre kann man sie fast als raumfest ansehen. Gegenwärtig liegt die Knoten-
linie im Raum so, dass von der Erde aus betrachtet der aufsteigende Knoten am 8. Dezember vor der Sonne steht, der absteigende hingegen am 7. Juni. Wenn die Venus in dieser Zeit die Erde überholt, also in untere Konjunktion kommt, dann tritt sie vor die Sonne und wir erkennen Venus als dunklen Punkt vor der Sonne. Unser innerer Nachbarplanet zeigt dann die Phase "Neuvenus". Dabei ist uns die unbeleuchtete Seite des Venusglobus zugekehrt.

Wer kalkulieren will, wann auf einen Venusdurchgang der nächste folgt, muss ermitteln, bei welchem Knotendurchgang Venus in oder nahe ihrer unteren Konjunktion steht. Dies ist in erster Näherung nach jeweils acht Jahren der Fall. Denn fünf synodische Venusperioden entsprechen ziemlich genau acht siderischen (nicht tropischen!) Erdumläufen. Somit haben Venus, Erde und Sonne nach acht Jahren (fast) die gleiche Stellung zueinander und relativ zum Hintergrund der fernen Sterne. Das bedeutet: Nach acht Jahren steht Venus nicht nur wieder in unterer Konjunktion, sondern die Gerade Sonne - Venus - Erde zeigt wieder die gleiche Lage im Raum. Ihre Richtung deutet wieder auf die gleiche Fixsternkulisse. Befindet sich Venus in unterer Konjunktion und gleichzeitig beispielsweise im absteigenden Knoten, so tritt dieselbe Stellung nach acht Jahren wieder ein. Jedoch nicht ganz genau, denn Venus ist etwas schneller: Nach fünf unteren Konjunktionen (2919,5845 Tagen) bleibt die Erde um 2,46 Tage zurück (acht siderische Jahre sind 2922,048 Tage).

 

 

 

Am 8. Juni kommt es zu einem Venustransit, da Venus kurz vorher ihren absteigenden Knoten passiert. Acht Jahre später, am 5./6. Juni 2012, erfolgt der Venustransit kurz vor der Knotenpassage. Erfolgen Knotendurchgang und Venustransit zur gleichen Zeit, kommt es nach acht Jahren nicht mehr zu einem erneuten Venusdurchgang (unterer Teil der Abbildung).

 

Venus hat danach ihren Bahnknoten schon passiert und steht 22' südlich von der Ekliptik. Da der scheinbare Sonnenradius jedoch nur 16' misst, kommt es nicht mehr zu einem Transit (im Falle des aufsteigenden Knotens steht Venus dann nördlich der Ekliptik). Es kommt nur dann nach acht Jahren wieder zu einem Venusdurchgang, wenn die beiden Konjunktionen einigermaßen symmetrisch zur Knotenpassage liegen. So kommt Venus im Juni 2004 nach Passieren des absteigenden Knotens in untere Konjunktion und tritt vor die Sonne. Acht Jahre später, nämlich im Juni 2012, kommt sie zweieinhalb Tage früher in untere Konjunktion und somit noch kurz vor ihrem Knotendurchgang. Es tritt abermals ein Transit ein, da Venus schon nahe der Ekliptik steht (oberer Teil der Abbildung rechts). Würde am 8. Juni die untere Konjunktion exakt mit der Knotenpassage zusammenfallen, so käme es im Juni 2012 nicht zu einem Venusdurchgang (unterer Teil der Abbildung rechts). Venus wäre dann noch zu weit nördlich der Ekliptik, wenn sie in untere Konjunktion kommt.

Nimmt man vereinfachend an, dass Erde und Venus die Sonne in Kreisbahnen umrunden und keine Störungen durch andere Planeten erfolgen, dann wandert die Position unter den Fixsternen, in der Venus jeweils ihre untere Konjunktion erreicht, in 121,5 Jahren vom aufsteigenden zum absteigenden Knoten. Somit kommt es nach 121,5 Jahren abermals zu einem Venustransit. Allerdings laufen Venus und Erde nicht auf exakten Kreisbahnen um die Sonne, sondern auf Ellipsen. Nach dem zweiten Keplerschen Gesetz der Planetenbewegung variiert die Bahngeschwindigkeit mit der Entfernung von der Sonne. In Sonnennähe laufen die Planeten schneller. Außerdem ändert sich die scheinbare Größe der Sonne am irdischen Firmament. Im Winterhalbjahr sind wir der Sonne näher als im Juni/Juli. Beide Effekte zusammen bewirken eine um sechzehn Jahre frühere Wiederholung eines Venustransits, das sind zehn synodische Venus-
perioden, wenn der Wechsel vom absteigenden zum aufsteigenden Knoten, also von einem Transit im Juni zu einem Transit im Dezember erfolgt. Auf den Venustransit vom 5./6. Juni 2012 folgt bereits nach 105,5 Jahren, nämlich am 11. Dezember 2117 der nächste. Ein voller Transitzyklus hat somit eine Gesamtlänge von 243 Jahren. Nach zwei Dezembertransiten im aufsteigenden Knoten im Abstand von acht Jahren folgen nach 121,5 Jahren zwei Junitransite, ebenfalls im Abstand von acht Jahren hintereinander. Dann muss man 105,5 Jahre warten, bis der nächste Venusdurchgang wieder im Dezember stattfindet. Somit ergibt sich als Gesamtperiode:
8 + 121,5 + 8 + 105,5 = 243 Jahre.

 

 

Venustransite von 1396 bis 2012

 


Dieser Zyklus wird allerdings nicht streng eingehalten und hat auch nicht für alle Zeiten Bestand. Manchmal fällt die achtjährige Doppelfolge eines Venustransits schlicht aus. So wanderte Venus am 26. November 1388 knapp nördlich an der Sonne vorbei; es kam gerade nicht zu einem Transit. Acht Jahre später, nämlich am 23. November 1396 zog Venus von niemandem beobachtet dann über die Sonnenscheibe.

Der gegenwärtig ablaufende Zyklus von Venustransiten von 8 - 121,5 - 8 - 105,5 Jahren begann am 7. Dezember 1631 und endet am 14. Juni 2984. Danach wird eine Reihe von Einzeltransiten im Dezember erfolgen ohne Wiederholung nach acht Jahren im Dezember. Die Zyklusveränderungen werden durch die Drehung der Knotenlinie der Venusbahn bewirkt. Eine volle Rotation der Knotenlinie dauert 63.220 Jahre. Pro Jahr gibt dies eine rückläufige Knotenbewegung von 205. Dieser Effekt wird überlagert durch die Präzession der Erde: Der Frühlingspunkt verschiebt sich ebenfalls retrograd, also rückläufig pro Jahr um 503. Die Kombination beider Effekte bewirkt eine prograde, also von West nach Ost erfolgende Bewegung der Venusknoten in der Ekliptik von 298 (503-205). Pro Jahr nehmen also die geo-
zentrischen ekliptikalen Längen der Venusknoten zu. Dies bewirkt in einem Zyklus von 243 Tagen eine Verspätung von rund zwei Tagen, bis die Sonne wieder den gleichen Knoten passiert. So kam es am 4. Dezember 1639 zu einem Venustransit. Der Transit von 1882 fand dann aber am 6. Dezember statt und derjenige im Jahr 2125 wird erst am 8. Dezember eintreten. Nach dem Jahr 4000 verschieben sich die Dezemberdurchgänge in den Januar und die Junitransite in den Juli.

 

 

Am 8. Juni kommt es zu einem Venustransit, da Venus kurz vorher ihren absteigenden Knoten passiert.

 


Der Venustransit vom 8. Juni 2004
Nach knapp 122 Jahren erscheint Venus wieder einmal als dunkler Punkt vor der Sonnenscheibe. Am Dienstag, den 8. Juni 2004, kommt Venus um 10 MEZ in untere Konjunktion mit der Sonne. Dabei erreicht sie mit 43,2 Millionen Kilometer ihre geringste Entfernung von der Erde. Da sie am 7. Juni um 16 MEZ ihren absteigenden Knoten passiert, kommt es zu einem Transit - Venus erscheint vor der Sonnenscheibe. Der Venusdurchgang beginnt in Mitteleuropa um zwanzig Minuten nach sieben Uhr morgens Sommerzeit. Um diese Uhrzeit steht die Sonne schon hoch am östlichen Firmament. Kurz vor halb zwei Uhr mittags Sommerzeit endet das kosmische Schauspiel. Somit ist der Venustransit vom 8. Juni in seiner vollen Länge von Mitteleuropa aus beobachtbar - sofern das Wetter mitspielt.

Im Unterschied zu einer Sonnenfinsternis, bei der sich die dunkle Neumondscheibe von West nach Ost über die Sonne schiebt, ziehen bei einem Transit Merkur und Venus stets von Ost nach West über die Sonnenscheibe. Dies liegt daran, dass sich ein Planet in unterer Konjunktion am irdischen Firmament rückläufig bewegt.

Bei Transiten werden fünf Zeitpunkte kalkuliert, die den Verlauf des Ereignisses beschreiben. Es sind die vier Kontaktzeiten, die auch zu messen sind, sowie die Mitte des Transits. Zur Mitte erreicht der Planet seinen Minimalabstand vom Sonnenscheibenmittelpunkt.

 

Schematischer Verlauf des Venustransits vom 8. Juni 2004. Die Zahlen 1 bis 4 geben die Kontakte an, M - Mitte des Transits, d - Minimalabstand der Venus vom Sonnenscheibenmittelpunkt SM.

 

 


Der erste Kontakt (t) ist die äußere Berührung des Planetenscheibchens mit dem Sonnenrand. Beim zweiten Kontakt (t) berührt das Planetenscheibchen den Sonnenrand von innen. Das dunkle Planeten-
scheibchen ist zum zweiten Kontakt vollständig zu sehen, es klebt gewissermaßen am Sonnenrand. Dann löst sich das Planetenscheibchen und schneidet eine Sehne aus dem Sonnenkreis, indem es über die Sonne wandert, bis es den Sonnenrand abermals erreicht. Diese erneute, innere Berührung ist als dritter Kontakt (t) zu registrieren. Die letzte Berührung von außen, das endgültige Ablösen des Planetenscheibchens vom Sonnenrand, wird als vierter Kontakt (t) notiert.

Welchen Weg das dunkle Planetenscheibchen über die Sonnenscheibe nimmt, hängt vom Beobachtungsort ab. Das Gleiche gilt für die Kontaktzeiten. Denn Venus ist uns in unterer Konjunktion so nahe wie kein anderer Planet. Somit ergibt sich ein parallaktischer Effekt für den Beobachter auf der Erdoberfläche im Vergleich mit dem fiktiven Standort im Erdmittelpunkt (Geozentrum). Nicht nur die Pfade, die die Venus auf der Sonnenscheibe beschreibt, sind vom Beobachtungsort abhängig, sondern auch die Kontaktzeiten. So erfolgt in Berlin der erste Kontakt um 61944, der letzte um 122248. In Bombay hingegen beginnt der Venustransit um 61613 und endet um 122136. In Sydney tritt die Venus um 60720 vor die Sonnenscheibe, in Buenos Aires erfolgt der vierte Kontakt um 123248 (alle Zeiten MEZ).

 

 

Acht Jahre nach dem Transit vom 8. Juni 2004, erfolgt der Venustransit am 5./6. Juni 2012 kurz vor der Knotenpassage. Erfolgen Knotendurchgang und Venustransit zur gleichen Zeit, kommt es nach acht Jahren nicht mehr zu einem erneuten Venusdurchgang.

 



 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Venusdurchgänge sind von der gesamten, der Sonne zugekehrten Erdhälfte aus beobachtbar. Da die Venustransite einige Stunden dauern, kann ein Transit von mehr als der halben Erdoberfläche zumindest teilweise beobachtet werden. Aus den in den Ephemeridentabellen vermerkten geozentrischen Kontaktzeiten kann man schnell entnehmen, ob in einer bestimmten Region ein Venus-
durchgang beobachtbar ist oder nicht. Die Sonne muss über dem Horizont stehen. Am 5./6. Juni 2012 erfolgt der geozentrische Venustransit von 2312 bis 553 MEZ. Gerade mal das Ende dieses Transits lässt sich von Deutschland aus beobachten.

Aus den unterschiedlichen Pfaden, die die Venus vor der Sonnenscheibe zurücklegt, und den differierenden Kontaktzeiten für die einzelnen Beobachtungsorte, lässt sich die Venusdistanz direkt trigonometrisch ermitteln. In vergangenen Jahrhunderten hat man sich daher bemüht, Venustransite sorgfältig zu beobachten, um aus den Messungen die Sonnenparallaxe und damit die Länge der Astronomischen Einheit (mittlere Entfernung Erde-Sonne) in Kilometern zu ermitteln (siehe Monatsthema April "Die Suche nach der Sonnenparallaxe").


Die Beobachtung


Im Unterschied zu einem Merkurtransit lässt sich Venus bei einem Transit mit bloßen Augen als dunkler Punkt vor der Sonne ausmachen. Das liegt daran, dass der scheinbare Durchmesser des Venus-
scheibchens in unterer Konjunktion am 8. Juni zum Beispiel 58" beträgt, also eine knappe Bogenminute, und mit einem normalsichtigen Auge lässt sich eine Bogenminute ohne weiteres auflösen. Auf alle Fälle reicht ein gutes Fernglas, um unseren inneren Nachbarplaneten zu sehen.

Wegen der Lichtfülle der Sonne muss man bei der Beobachtung jedoch besondere Schutzmaßnahmen ergreifen. Ein ungeschützter Blick in die Sonne blendet derart, dass man nicht nur die Venus nicht sieht, sondern auch sein Augenlicht ernstlich gefährdet. Niemals und unter keinen Umständen darf man ohne ausreichenden Schutz in die Sonne sehen! Auch nicht für wenige Augenblicke und erst recht nicht mit einem Fernglas oder gar einem Teleskop! Schwere Augenschäden bis hin zur Erblindung können die Folge unvorsichtiger Sonnenbeobachtung sein. Wer sich von der Wirkung der Sonnenstrahlen überzeugen will, benutze eine Lupe. Man halte sie in die Sonne, so dass das Sonnenlicht durch sie hindurchgeht. In die Brennebene der Lupe lege man ein Stück Papier. In kurzer Zeit wird das Papier in der Umgebung des Brennpunktes braun, dann schwarz und schließlich zeigt sich ein Loch und/oder das Papier entflammt. Nicht umsonst spricht man von der Brennglaswirkung bei einer Lupe. Auch bei diesem Versuch ist Vorsicht geboten, damit man nicht zum fahrlässigen Brandstifter wird oder gar einen Waldbrand entfacht. Selbst wenn sich die Sonne hinter Wolken teilweise versteckt oder knapp über dem Horizont tiefrot leuchtet, sollte man nicht in die Sonne sehen. Da die Sonne jetzt nicht so blendet, mag man glauben, dies gefahrlos tun zu können. Dies kann jedoch ein folgenschwerer Irrtum sein. Die Netzhaut ist schmerzunempfindlich. Die Infrarotstrahlung (Wärmestrahlung) kann allerdings die Netzhaut auch schädigen, wenn man in die tief stehende Sonne blickt, ohne geblendet zu werden. Netzhautablösungen lassen sich zwar heutzutage operativ mittels Laser teilweise wieder korrigieren, doch eine solche Operation ist nicht ohne Risiko.

Zur Sonnenbeobachtung sind auch die oft angepriesenen "Hausmittel" wie doppelt oder dreifach getragene Sonnenbrillen, berußte Glasscheiben oder belichtete Filme völlig ungeeignet. Nur Spezialbrillen (Schweißerbrillen) und Spezialfolien (z. B. Mylar-Folien) eignen sich für eine sichere Sonnenbeobachtung. Sie sind über den Fachhandel oder in einschlägigen Optikgeschäften zu beziehen. Vielleicht haben einige noch ihre "Sofi-Brillen" aus dem Jahr 1999 aufgehoben, als in Mitteleuropa die letzte totale Sonnen-
finsternis am 11. August stattfand. Man achte auf die Qualitätsgarantie (CE-Prüfzeichen muss vorhanden sein). Vorsicht vor gebrauchten Filtern! Man sollte sie unbedingt vorher prüfen: Sind sie beschädigt, haben sie Löcher oder tiefe Kratzer? Fingerabdrücke sind zu vermeiden, Folien sind außerdem trocken aufzubewahren.

Für die Sonnenbeobachtung sind kleine, langbrennweitige Refraktoren (Linsenteleskope) am besten geeignet. Die Objektivöffnung sollte sechs Zoll (15 cm) nach Möglichkeit nicht überschreiten, wenn man mit der Projektionsmethode arbeitet. Dabei wird das Sonnenbild auf einen weißen Schirm (steife Pappe, Blech o. ä.) projiziert, der hinter dem Okular möglichst stabil angebracht wird (im rechten Winkel zur optischen Achse). Mehrere Beobachter können so gleichzeitig die Sonne sehen und man kann auf dem Schirm den Pfad der Venus mit einem Stift markieren. Die Projektionsmethode ist eine weitgehend sichere Art, die Sonne zu beobachten. Doch auch hier lauern Fallen. Zunächst ist auf den Sucher zu achten, denn das Sucherfernrohr wird oft vergessen. So kann es vorkommen, dass man sich unbewusst in die Kleidung ein Loch brennt. Besonders gefährdet sind Besucher einer Sternwarte, vor allem Kinder, die plötzlich auf die Idee kommen, schnell einen Blick durch das Sucher- oder Leitfernrohr zu werfen. Daher: Unbedingt den Objektivdeckel auf den Sucher oder andere parallele Instrumente setzen.

Bei einer Öffnung über sechs Zoll sowie langen Beobachtungszeiten (Transite dauern einige Stunden) kann das Okular, mit dem man beobachtet, überhitzt werden. Okulare bestehen aus mehreren Linsen, die teilweise verkittet sind, teilweise ist Luft zwischen ihnen. Bei starker Erhitzung kann der Druck so groß werden, dass das Okular gesprengt wird.

Okularfilter sind außerordentlich gefährlich - sie können platzen. Wenn überhaupt, sollte man nur verspiegelte Okularfilter verwenden, wobei der Refraktor höchstens bis 8 cm freie Öffnung aufweisen darf (besser 5 cm) und man nicht länger als zwei bis maximal drei Minuten beobachten sollte. Platzt ein Okularfilter, dann ist das Auge verloren und zwar innerhalb der Reaktionszeit, noch bevor man sich abwenden kann.

Sicher sind die teureren und aufwändigeren Objektivfilter. Sie verhindern auf alle Fälle eine Überhitzung der Teleskopoptik. Dunkel gestrichene Fernrohre können sich dennoch so erwärmen, dass die optische Qualität leidet.

Refraktoren sind gegenüber Spiegelteleskopen (Reflektoren) auch deshalb zu bevorzugen, da sie kontrastreichere Bilder liefern. Der Vorteil der Spiegelteleskope mit ihrer Licht sammelnden Wirkung ist bei der Sonnenbeobachtung nicht nur unerheblich, sondern sogar von Nachteil. Hinzu kommt, dass die Sekundäroptik (Fang- und Umlenkspiegel) sich durch die Wärme an der Oberfläche verformen kann und verzerrte Bilder liefert. Außerdem muss mit Geisterbildern gerechnet werden, die durch zahlreiche reflektierende Flächen im Strahlengang eines Reflektors entstehen, sowie mit Beugungseffekten durch die Spiegelhalterung. So berichteten Beobachter, dass sie helle Punkte auf dem dunklen Planetenscheibchen gesehen hätten. Unter anderem glaubte der Nürnberger Astronom Johann P. Wurzelbauer beim Merkurtransit vom 3. November 1697 auf Merkur einen Vulkanausbruch entdeckt zu haben. Vermutlich war der beobachtete Lichtpunkt jedoch ein Geisterbild.

Sicher beobachten lässt sich die Sonne auch mit einer Camera Obscura oder mit speziellen Sonnen-
okularen, auch Helioskope genannt bzw. Herschelprismen.

Zu Beginn des Transits schiebt sich das dunkle Venusscheibchen in den Sonnenrand, eine kleine Einbuchtung zeigt sich. Zu diesem Zeitpunkt ist der erste Kontakt auch schon vorbei. Er lässt sich somit prinzipiell nicht genau bestimmen. Damit man wenigstens weiß, wo die Venus eindringen wird, ist in der Tabelle "Venustransit" der Positionswinkel (P) des ersten Kontakts angegeben sowie auch der Positionswinkel (P) des letzten Kontakts. Der Positionswinkel wird vom Nordpunkt der Sonnenscheibe über Ost, Süd und West gezählt. Positionswinkel 118° bedeutet also, dass der erste Kontakt im Südostquadranten stattfindet, knapp dreißig Grad südlich vom Ostpunkt der Sonnenscheibe. Auf diesen Bereich sollte man sich konzentrieren, wenn man möglichst früh das Venusscheibchen erkennen will. Der zweite Kontakt ist im Prinzip gut zu erkennen. Das Venusscheibchen löst sich vom Innenrand. Allerdings nur "im Prinzip". In der Praxis tritt hier das Phänomen des "Schwarzen Tropfens" auf und macht es fast unmöglich, den genauen Zeitpunkt zu ermitteln.

Zur Mitte des Transits um 1022 Sommerzeit ist das Planetenscheibchen mit 10'41" Distanz für Deutschland immer noch relativ weit vom Mittelpunkt der Sonnenscheibe entfernt. Dennoch ist es die geringste Distanz. Geozentrisch betrachtet beträgt die Minimaldistanz 10'27". Beim Transit vom 8. Juni 2004 schneidet die Venus daher nur eine kurze Sehne aus der Sonnenscheibe.

Wenn das Planetenscheibchen den gegenüberliegenden Sonnenrand erreicht, so ist der dritte Kontakt zu registrieren. Auch hier stört das Schwarze-Tropfen-Phänomen und beeinträchtigt die Zeitmessung. Am genauesten ist noch der Zeitpunkt des vierten Kontakts zu ermitteln, wenn Venus die Sonnenscheibe vollständig verlässt. Voraussetzung ist jedoch eine sehr ruhige Luft, was tagsüber bei Sonnenschein fast nie gegeben ist. Und so wabert und wallt der Sonnenrand unruhig hin und her und man weiß nicht ganz sicher, ob man noch einen kleinen Rest des Venusscheibchens sieht oder eine Seeing-bedingte Einbuchtung des Sonnenrandes.

Wer fotografiert, sollte bedenken, dass das Venusscheibchen winzig klein auf dem Film abgebildet wird. Selbst bei fünf Meter Brennweite hat das Planetenscheibchen nur einen linearen Durchmesser von 1,5 Millimeter, bei einem Meter Brennweite gar nur von 0,3 Millimeter!

Reizvoll ist es natürlich auch, den Venustransit mit elektronischen Kameras (CCD-Kamera, WebCam, digitale Videokamera) festzuhalten. Bei fotografischen Aufnahmen oder dem Einsatz elektronischer Kameras empfiehlt es sich unbedingt, vor dem großen Ereignis ausreichend viele Tests zu machen und eifrig zu üben. Am 8. Juni soll dann alles klappen. In diesem Jahrbuch fehlt der Platz, um ausführliche Anleitungen zur Aufnahme des Venusdurchgangs zu geben. Am besten wendet man sich an erfahrene Sonnenbeobachter z. B. in Astronomischen Vereinen und Sternwarten. Aber auch blutige Laien, die den Venustransit gerne durch ein Fernrohr beobachten möchten, sollten eine Sternwarte aufsuchen.

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