Die Schwarze Venus - oder wie man die Größe des Sonnensystems ermittelte

Die Schwarze Venus - oder wie man die Größe des Sonnensystems ermittelte

Alle 120 Jahre lässt sie sich blicken – die schwarze Venus. Ob die Babylonier oder die Mayas sie kannten, ist unklar; der britische Seefahrer und Entdecker James Cook war ihr aber dicht auf der Spur. Nun kom­men wir bald in den Genuss eines unvergesslichen Naturwunders, denn in diesem Jahr ist es wieder soweit. Der letzte Venustransit dieses Jahrhunderts ist am 6. Juni 2012 in den Morgenstunden in Deutschland bei klarem Wetter zu be­obachten.

Venustransit 2004, Aufnahme K. Knorz, FB PhysikAls Venustransit bezeichnet man das Vorüberziehen des Pla­neten Venus genau zwischen der Sonne und unserer Erde. Dabei kann die Venus, die in der Regel sehr hell am Himmel erscheint, als schwarze Scheibe vor der Sonne verfol­gt werden – als die schwarze Venus. Dieses Ereignis ist extrem selten, denn nur etwa alle 120 Jahre folgen zwei sol­cher Venusdurchgänge im Abstand von acht Jahren.

Neugierig geworden? Dann können Interessierte am Freitag, 1. Juni 2012, um 20:15 Uhr bei einem Vortrag im Großen Hörsaal des Chemikums, Bahnhofstraße 7 mehr über die spannende Geschichte der „schwarzen Venus“ und die Suche nach der besten Methode zur Vermessung der Größe unseres Son­nensystems erfahren. Weiterhin haben Frühaufsteher am Mittwoch, 6. Juni 2012, auf dem Frauenberg die Gelegenheit, in den Morgenstunden von 5:13 Uhr bis 6:55 Uhr den Venustransit live zu beobachten. Bei klarem Wetter, versteht sich!

Unser innerer Nachbarplanet Venus benötigt für einen Umlauf um die Sonne 224,701 Tage und über­holt daher regelmäßig die Erde. Man nennt diesen unteren Vorbeizug der Venus die „untere Konjunktion“. Da die Erde sich aber auch um die Sonne bewegt – mit einer Umlaufzeit von etwa 365,25 Tagen – folgen zwei Konjunktionen in Abständen von 583,924 Tagen, der so genannten „synodischen Periode“.

Das Ereignis findet um 218 Tage versetzt, also zu einer anderen Jahreszeit statt, auch wird die Venus sich an einer anderen Stelle des Himmels vom Betrachter aus befinden. Erst nach acht Jahren – sie ent­sprechen fast genau fünf synodischen Perioden – steht die Venus zur selben Jahreszeit wieder fast an gleicher Stelle an Himmel. Dieser Acht-Jahreszyklus war schon den Astronomen der Babylonier bekannt und ist in den berühmten Venustafeln des Ammi-saduqa aufgezeichnet worden. Es ist allerdings kein exakter 8-Jahres-Zyklus, sondern von Periode zu Periode kommt es zu einer Verschiebung von etwa 2,4 Tagen.

Nun liegt die Venusbahn relativ zur Erdbahn um einen Winkel von 3,39° geneigt, sie bewegt sich also schräg zur scheinbaren Sonnenbahn. Die kleine Verschiebung von 2,4 Tagen führt zu einem geringen Höhenversatz von etwa ¾ der Sonnenscheibe. Wenn also am 8. Juni 2004 die Venus nach mitteleuro­päischer Sommerzeit mittags genau vor der Sonne vorbei zog, dann erfolgt der nächste Vorbeizug in fast gleicher Stellung am 6. Juni 2012 morgens um 5 Uhr, diesmal aber am anderen Rand der Sonnen­scheibe. Weitere acht Jahre später läuft die Venus dann an der Sonnenscheibe vorbei, von Zy­klus zu Zyklus immer weiter von der Sonne entfernt, bis sich die Richtung umkehrt und sie sich der Son­ne nach 120 Jahren wieder nähert. Es folgen erneut zwei Durchgänge, bis die Venus dann unterhalb der Sonne vorbeizieht. Eine komplette Periode dieser Art beträgt 243 Jahre.

Seit Kepler 1609 die Gesetze der Planetenbewegungen formuliert hat, kennt man schon das Phänomen der Planetendurchgänge. Berichte von früheren Beobachtungen der Babylonier und Mayas sind nicht wirklich historisch bestätigt, so dass bisher also nur sieben dieser Venusdurchgänge beobachtet wurden und wir nun den achten am 6. Juni 2012 erwarten. Am 3./4. Juni 1769 – vor genau 243 Jahren – fand also der nach einen kompletten Zyklus unserem diesjährigen Ereignis entsprechende letzte Venustransit statt. Damals führte James Cook im Auftrag der Englischen Royal So­ciety seine Vermessungen des Transits am „Point Venus“ auf Tahiti durch. Durch die gleichzeitige Beob­achtung eines solchen Transits von zwei verschiedenen Orten auf der Erde aus, so die Hoffnung der Astro­nomen, sollte es gelingen, den Abstand zur Venus zu vermessen. Daraus kann man den Abstand der Erde zur Sonne, die Astronomische Einheit, und so die Größe unseres Sonnen­systems ableiten. Die Messungen sind nicht nur dem Wetter unterworfen, sondern erfordern auch sehr präzise optische Messgeräte, wenn man damit ein genaues Ergebnis erzielen möchte. Selbst bei den beiden Durchgängen des 19. Jahrhunderts (1874 und 1882) gelangen die wirklich zufriedenstellenden Messungen nicht. Auch der von Chr. L. Gerling Mitte des 19. Jahrhunderts angeregte Versuch, die Entfernung zur Venus in den Stillstands­punkten der scheinbaren Venusschleife vor dem Sternenhintergrund zu vermessen, brachte keinen Durchbruch. Letztendlich lieferte der 1898 entdeckte Kleinplanet Eros, der in den Jahren 1900 und 1930 der Erde viel näher als die Venus kam, den Astronomen ein zufriedenstellendes Ergebnis für die Astronomische Einheit.

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