Merkur- und Venusdurchgänge
Grundlagen und Geschichte

© Copyright Antonius Schrode, Frankfurt 2000 2005

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Abstract

Wenn der Planet Merkur oder Venus infolge einer besonders günstigen Konstellation von Sonne, Planet und Erde für unseren Blick vor der Sonnenscheibe vorüberzieht, so ist dies nicht nur für Hobbyastronomen ein besonders beobachtenswertes Ereignis. In der Vergangenheit haben besonders Venusdurchgänge eine herausragende Rolle gespielt, weil sich dabei eine der wichtigsten Größen der Astronomie, die Entfernung der Sonne, erstmals zuverlässig bestimmen ließ. So ist die Geschichte der Venusdurchgänge ein ganz besonders spannendes Kapitel der Geschichte der Astronomie.
 

1  Einleitung

Als Transit, Passage, Durchgang oder Vorübergang bezeichnet man in der Astronomie das Vorüberziehen eines unteren Planeten (Merkur oder Venus) vor der Sonnenscheibe. Es kann zur Zeit der unteren Konjunktion des Planeten stattfinden, wenn sich der Planet dabei in der Nähe eines Knotens seiner Bahn, einem Schnittpunkt seiner Bahn mit der Erdbahnebene, befindet. Beim Durchgang des Merkur vor der Sonne kann der Planet als kleiner dunkler Punkt vor der hellen Sonnenscheibe beobachtet werden, wegen des geringen scheinbaren Planetendurchmessers allerdings nicht mit bloßem Auge. Merkurdurchgänge finden in Abständen statt, die zwischen 3½ und 13 Jahren schwanken, der letzte war am 7. Mai 2003, der nächste findet am 8./9. November 2006 statt.

Bei einem Venusdurchgang dagegen ist der Planet schon mit bloßem Auge auf der Sonnenscheibe wahrzunehmen. Venusdurchgänge sind jedoch weit seltener als Merkurdurchgänge, innerhalb eines Zyklus von 243 Jahren finden nur vier Venusdurchgänge statt, der letzte war am 8. Juni 2004, der nächste ereignet sich am 5./6. Juni 2012. Der Venusdurchgang des Jahres 2004 war das sechste von Menschen beobachtete Ereignis dieser Art, darüber hinaus war es sogar das erste, welches in voller Länge in Europa zu sehen war, ein besonderes Schauspiel also, welches so für die Europäer erst wieder im Jahr 2247 eintreten wird.

Auf Grund der Systematik zeigen Merkur- und Venusdurchgänge eine gewisse Verwandtschaft mit den Sonnenfinsternissen, denn ebenso wie bei einer Sonnenfinsternis der Mond unseren Blick auf die Sonne (ganz oder teilweise) versperrt, so verdeckt bei seinem Durchgang der Planet einen (sehr kleinen) Teil der Sonnenscheibe.

Da die unteren Planeten sich zur Zeit ihrer unteren Konjunktion rückläufig bewegen, wandert bei einem Durchgang der auf dem Hintergrund der Sonne schwarz erscheinende Planet stets von Osten nach Westen über die Sonnenscheibe hinweg, während bei einer Sonnenfinsternis die Bedeckung der Sonne durch den Mond von Westen nach Osten voranschreitet.

Johannes Kepler (1571 bis 1630) machte als erster auf die besonderen Konstellationen der unteren Planeten aufmerksam, die zu einem Durchgang führen. Bis dahin hatte man keine Kenntnis über diese Phänomene, und es scheint auch niemand auf den Gedanken gekommen zu sein, dass sie stattfinden könnten. Auch hätte die Genauigkeit der damals  zur Vorausberechnung der Planetenpositionen in Gebrauch befindlichen Planetentafeln nicht ausgereicht, um diesbezügliche Voraussagen zu machen. Doch mit den von Kepler im Jahre 1627 unter der Bezeichnung Rudolfinische Tafeln veröffentlichten Planetentafeln, denen er die von ihm entdeckten Gesetze der Planetenbewegung (1609, 1618)  zu Grunde legte und die er nach seinem Gönner, Kaiser Rudolf II, benannte, stand nun ein weitaus genaueres Handwerkszeug zur Berechnung der Planetenpositionen zur Verfügung. Damit konnte man sich sogar an die Bestimmung von Merkur- und Venusdurchgängen wagen. Noch im Jahre 1627 sagte Kepler selbst für 1631 gleich beide Ereignisse, einen Merkurdurchgang und einen Venusdurchgang, voraus. Ihm aber war es nicht mehr vergönnt, dieses Jahr zu erleben.
 

2  Merkurdurchgänge

2.1  Voraussetzungen und die nächsten Durchgänge

Die Bahn des Planeten Merkur ist um 7,0° gegen die Ebene der Erdbahn geneigt, ein Teil der Bahn verläuft oberhalb, der andere unterhalb der Erdbahnebene (Ekliptik). Die Durchstoßpunkte der Bahn durch die Erdbahnebene heißen (aufsteigender und absteigender) Knoten. Die Gerade durch die beiden Knoten (Knotenlinie) der Merkurbahn hat in erster Näherung eine feste Lage im Raum. Zweimal im Jahr passiert die Erde auf ihrer Bahn um die Sonne die Knotenlinie der Merkurbahn, im Mai den absteigenden Knoten und im November den aufsteigenden Knoten. Somit können Merkurdurchgänge überhaupt nur im Mai oder im November stattfinden. Dass die Erde gerade eine dieser beiden Positionen erreicht, ist daher die erste Bedingung für das Zustandekommen eines Merkurdurchgangs. Jede der beiden Positionen der Erde wiederholt sich mit einer Periode von 1 Jahr, nämlich der siderischen Umlaufzeit der Erde um die Sonne.

Als zweite Bedingung gilt natürlich, dass sich dabei Merkur selbst gerade in unterer Konjunktion zur Sonne, also zwischen Sonne und Erde, befinden muss. Diese zweite Bedingung ist für sich allein im Mittel alle 115,88 Tage (= 0,31726 Jahre) erfüllt. Dies ist die synodische Umlaufzeit des Merkur. Ein voller Umlauf des Merkur um die Sonne um 360°, die  siderische Umlaufzeit, dauert 87,97 Tage (= 0,24084 Jahre), doch bis er zusätzlich die Erde wieder eingeholt hat, vergehen rund weitere 28 Tage.

Um herauszufinden, wie lange es dauert, bis beide Bedingungen gleichzeitig wieder erfüllt sind, muss man nach einer Kommensurabilität zwischen beiden Perioden suchen. In der Mathematik nennt man zwei Zahlenwerte kommensurabel (lat. commensurabel = mit gemeinsamem Maß), wenn man beide als möglichst kleine, ganzzahlige Vielfache einer dritten Zahl (der Maßzahl) darstellen kann. Wenn es sich bei den beiden fraglichen Zahlenwerten nicht um rationale, sondern um beliebige reelle Zahlen handelt oder wenn man für die ganzzahligen Vielfachen eine praktikable Obergrenze vorschreibt, lässt sich eine solche Maßzahl verständlicherweise nur angenähert finden.

Zurück also zur Merkurbahn. Was die Kommensurabilität zwischen der ersten Periode von T1 = 1 Jahr und der zweiten Periode von T2 = 0,31726 Jahren betrifft, so findet man mit ein bisschen Arithmetik, dass die Zeitspanne von ungefähr t = 0,0068967 Jahren eine praktikable gemeinsame Maßzahl darstellt, denn es ist fast genau

T1 = 145t      und      T2 = 46t      oder      46T1 = 145T2

Dies bedeutet, dass 46 siderische Jahre fast genau 145 synodischen Umläufen des Merkur entsprechen, also nach 46 Jahren wieder fast dieselbe Konstellation von Sonne, Merkur und Erde eintritt. Zum gleichen Ergebnis kann man auch gelangen, wenn man die Kommensurabilität zwischen der synodischen Umlaufzeit des Merkur und seiner siderischen Umlaufzeit (anstelle der der Erde) ermittelt: im Mittel entsprechen 145 synodische Umläufe sehr genau 191 siderischen Umläufen.

Über einen langen Zeitraum hinweg wiederholen sich also Merkurdurchgänge alle 46 Jahre in ähnlicher Weise. In ähnlicher Weise soll heißen, dass eine Wiederholung des Durchgangs für die Erde als Ganzes gesehen zu erwarten ist, nicht jedoch für einen bestimmten Beobachtungsort, denn die während der entscheidenden Stunden der Sonne zugewandte Seite der Erde kann eine andere sein.

Dennoch hat eine solche Serie von Wiederholungen einen Anfang und ein Ende. Das Intervall zwischen zwei direkt aufeinander folgenden Merkurdurchgängen beträgt meistens 3½, 7, 9½, oder 13 Jahre, weil stets mehrere Serien gleichzeitig existieren. (Mehr darüber in Kapitel 2.2.)

Es ist nicht unerheblich, von welchem Beobachtungsort aus man einen Merkurdurchgang verfolgt, weil mit der Verlagerung des Beobachtungsorts eine geringfügige Änderung der räumlichen Perspektive verbunden ist (siehe dazu Kapitel 2.4). Beispielsweise dauerte der Merkurdurchgang vom 15. November 1999, der ganz dicht am nördlichen Rand der Sonnenscheibe erfolgte und in Nordamerika, Südamerika, Australien, Neuseeland und der Antarktis zu beobachten war, in Alaska etwa 50 Minuten, wohingegen Merkur von der Antarktis aus gesehen nur noch halb so lange vor der Sonnenscheibe vorüberzog und dabei nicht einmal mehr vollständig in die Sonnenscheibe eintauchte (streifender Durchgang).

3½ Jahre später, beim Merkurdurchgang am 7. Mai 2003, kam Merkur dem Mittelpunkt der Sonnenscheibe näher als 1999. Sein kleinster Abstand vom Sonnenmittelpunkt betrug etwa 74% des Radius der Sonnenscheibe, und der gesamte Durchgang dauerte etwa 5 Stunden und 20 Minuten. Zu beobachten war dieser Durchgang in Europa, Asien, Afrika, Australien und auf Grönland.

Unter den Bildern und Tabellen finden sich die Sichtbarkeitsgebiete der Merkurdurchgänge der Jahre 2003, 2006 und 2016. Die obere Karte stellt jeweils die Gebiete der Erde dar (helle Gebiete), von denen aus der Beginn des Durchgangs beobachtet werden kann, die untere Karte zeigt die Teile der Erde, deren Bewohner das Ende des Durchgangs sehen können. In den Gebieten, die sowohl auf der oberen als auch auf der unteren Karte auf der Tagseite der Erde liegen, kann der Durchgang in seiner ganzen Länge verfolgt werden. Wir entnehmen daraus, dass der Durchgang von 2006 in Europa nicht zu sehen sein wird, dagegen können wir der Durchgang am 9. Mai 2016 vom Beginn bis fast zum Ende beobachten (Frankfurt am Main: zweiter Kontakt um 13:16 MESZ, dritter Kontakt um 20:39 MESZ, Sonnenuntergang um 20:57 MESZ).

Die Tabelle Daten der Merkurdurchgänge nennt für alle Durchgänge von 1598 bis 2157 die Zeiten des zweiten und dritten Kontakts in Stunden und Minuten ET (Ephemeridenzeit). Die Spalte Dauer bezeichnet die Zeitspanne vom zweiten bis zum dritten Kontakt in Stunden und Minuten. Die Angaben in der Spalte Distanz geben den kleinsten Abstand des Merkur vom Sonnenmittelpunkt in Prozent des Sonnenhalbmessers an; der nachgestellte Buchstabe N oder S steht für nördlich oder südlich. Alle Angaben in dieser Tabelle sind geozentrische Werte. Die topozentrischen Werte weichen bei Merkurdurchgängen nur sehr geringügig von den entsprechenden geozentrischen Werten ab. Beim geozentrisch streifenden Durchgang von 1937 gelten die Zeitangaben für den ersten und vierten Kontakt. Der Merkurmittelpunkt überquert in diesem Fall nicht den Sonnenrand. Es gibt im südlichen Pazifik zwar ein Gebiet, in dem der Merkurmittelpunkt ins Innere der Sonnenscheibe gelangt, doch taucht auch dort das Merkurscheibchen nicht vollständig in die Sonnenscheibe ein.
 

2.2  Merkurdurchgänge von Kepler bis 2157 n.Chr.
und ihre Periodizität

Die Tabelle Periodizität der Merkurdurchgänge gibt in jedem Feld das Jahr an, in dem ein Merkurdurchgang stattfindet. Den Monat entnimmt man der ersten Spalte am linken Rand der Tabelle. Der Buchstabe vor dem Monat bezeichnet die Serie, die kleine Zahl hinter der Jahreszahl das Intervall in Jahren bis zum unmittelbar folgenden Durchgang.

Merkurdurchgänge folgen in Intervallen aufeinander, die zwischen 3½ und 13 Jahren schwanken. Innerhalb eines längeren Zeitraums gibt es aufeinander folgende Zyklen, die sich normalerweise aus der Intervall-Folge

    7,  9½,  3½,  9½,  3½,  13 Jahre

zusammensetzen (Standard-Zyklen). Die Zyklen entsprechen den Spalten der Tabelle. Die Gesamtdauer eines Standard-Zyklus beträgt 46 Jahre, nach deren Ablauf wieder ein neuer Zyklus beginnt.

Ähnlich wie man die Sonnen- und Mondfinsternisse in "Familien" (Saroszyklen) anordnen kann, deren "Mitglieder" im Abstand einer Sarosperiode (ca. 18 Jahre und 11 Tage) aufeinander folgen, so kann man auch die Merkurdurchgänge zu Serien zusammenfassen. In der Tabelle gehören alle Durchgänge einer Zeile derselben Serie an, jedoch mit zwei Ausnahmen: Um die Systematik der periodischen Wiederkehr der Zyklen nicht zu stören, werden die Serien D und E jeweils an der mit Pfeilen gekennzeichneten Stelle nach weiter oben in der Tabelle versetzt. Die Durchgänge innerhalb einer Serie folgen stets im Abstand von 46 Jahren aufeinander, wie dies bereits im vorigen Kapitel dargelegt wurde.

Die Serien wurden mit den Großbuchstaben A bis J bezeichnet. Zu einem gegebenen Zeitpunkt laufen meist 6 Serien nebeneinander her. Während des in der Tabelle erfassten Zeitraums treten insgesamt 10 Serien in Erscheinung. Es sind dies die Serien:
   

        

Mai A:
Nov B:
Mai C:
Nov D
Nov E:
Nov F:
Mai G:
Nov H:
Mai I:
Nov J:

... 1628, 1674.
... 1598, 1644, 1690, 1736, 1782.
... 1615, 1661, 1707, 1753, 1799, 1845, 1891, 1937.
... 1631, 1677, 1723, 1769, 1815, 1861, 1907, 1953, 1999.
... 1618, 1664, 1710, 1756, 1802, 1848, 1894, 1940, 1986, 2032, 2078, 2124, ...
...
1605, 1651, 1697, 1743, 1789, 1835, 1881, 1927, 1973, 2019, 2065, 2111, 2157, ...
1740, 1786, 1832, 1878, 1924, 1970, 2016, 2062, 2108, 2154.
1776, 1822, 1868, 1914, 1960, 2006, 2052, 2098, 2144,
...
1957, 2003, 2049, 2095, 2141, ...
1993, 2039, 2085, 2131, ...

In dieser Aufzählung ist die Serie G mit ihren 10 Durchgängen die einzig vollständige. Die übrigen Serien beginnen schon vor dem hier erfassten Zeitraum (drei Punkte am Beginn) oder enden erst danach (drei Punkte am Ende).

Im 20. Jahrhundert beginnen zwei neue Serien, die Mai-Serie I mit dem Durchgang 1957, und die November-Serie J mit dem Durchgang 1993. Sie treten an die Stelle der beiden absterbenden Serien C und D, die mit den Durchgängen im Mai 1937 und November 1999 enden. Dieser Ablösungsprozess führt dazu, dass anstelle der Standard-Zyklen mit ihrer Intervall-Folge

    7,  9½,  3½,  9½,  3½,  13 Jahre

zwei modifizierte Zyklen mit den Intervall-Folgen

               3½,  3½,  9½,  3½,  13 Jahre
    bzw.   7,  6,  3½,  3½,  9½,  3½,  13 Jahre

treten. Der erste dieser beiden modifizierten Zyklen enthält statt 6 nur 5 Durchgänge und dauert nur 33 Jahre. Der zweite umfasst 7 Durchgänge, aber dennoch 46 Jahre. Ein deckungsgleicher Ablösungsprozess findet sich auch weiter links in der Tabelle, im 18. Jahrhundert.

Die wechselweise Abfolge von Standard-Zyklen und modifizierten Zyklen zeigt eine übergeordnete Periodendauer von 217 Jahren. Was den hier betrachteten Zeitraum betrifft, so gibt es im Hinblick auf diese übergeordnete Periode nur eine einzige Abweichung. Sie besteht darin, dass die Serie A bereits mit dem Durchgang 1674 endet, weil 46 Jahre später, im Jahre 1720, Merkur die Sonne um Haaresbreite verfehlt. So finden wir von 1690 bis 1736 anstelle eines Standard-Zyklus (wie von 1907 bis 1953) einen modifizierten Zyklus mit der Intervall-Folge

    7,  9½,  3½,  13, 13 Jahre,

der wiederum nur 5 Durchgänge enthält.

Wie in Kapitel 1 schon erwähnt wurde, war der Merkurdurchgang von 1631 der erste, von dem die Menschheit Kenntnis erlangte. Dennoch beginnen die beiden Tabellen zu den Merkurdurchgängen im Interesse einer vollständigen Systematik mit dem Durchgang von 1598.
 

2.3  Eigenschaften von Serien

Aus dem bisher Dargelegten ist bereits deutlich geworden, dass das universale Gesetz von Anfang und Ende, von Geburt und Tod, auch für die Serien der Merkurdurchgänge seine Gültigkeit hat und in ähnlicher Weise natürlich auch auf die der Venusdurchgänge (siehe dazu Kapitel 3.1) und überhaupt auf sämtliche sich mehr oder weniger regelmäßig wiederholende himmelsmechanische Konstellationen zutrifft. Bei Sonnenfinsternissen beispielsweise beginnt ein Saroszyklus irgendwann einmal mit einer Finsternis im äußersten Norden (oder Süden) unseres Globus. Die nächste Finsternis in diesem Saroszyklus verläuft dann längs eines Pfades, der bereits etwas weiter südlich (bzw. weiter nördlich) als bei der ersten Finsternis verläuft. Allmählich schiebt sich so das Sichtbarkeitsgebiet von Finsternis zu Finsternis langsam über den ganzen Erdball hinweg, bis der Saroszyklus schließlich mit einer Finsternis im südlichen (bzw. nördlichen) Polargebiet endet.

Der erste Merkurdurchgang einer Mai-Serie verläuft stets nahe dem nördlichen, der einer November-Serie nahe dem südlichen Rand der Sonnenscheibe. Die Durchgänge einer Mai-Serie verlaufen von Mal zu Mal weiter südlich, die einer November-Serie weiter nördlich, wobei die Sehne, längs der sich der Planet über die Sonne bewegt, und damit die Gesamtdauer des Durchgangs zunächst länger und dann wieder kürzer werden, bis die Serie mit einem kurzen oder gar streifenden Durchgang am gegenüber liegenden Rand der Sonnenscheibe endet.

Mai-Serien bestehen typischerweise aus 10, November-Serien aus 20 Durchgängen. Diese Asymmetrie hat ihre tiefere Ursache in der relativ stark elliptischen Merkurbahn, denn der absteigende Knoten, den die Erde im Mai passiert, liegt nicht weit entfernt vom sonnenfernsten Punkt (Aphel) der Merkurbahn. Deshalb unterscheiden sich bei den Mai- und November-Durchgängen sowohl die Winkelgeschwindigkeiten Merkurs als auch die Winkelgeschwindigkeiten des Knotens relativ zur Erde um ein Beträchtliches.
 

2.4  Edmond Halley und der Merkurdurchgang von 1677

Die erste Beobachtung eines Merkurdurchgangs gelang, nachdem Johannes Kepler dieses Ereignis für den 7. November 1631 vorausberechnet hatte, dem französischen Astronomen Pierre Gassendi (1592 bis 1655) und auch einigen anderen. Doch die zu jener Zeit noch unvollkommenen Fernrohre vermochten noch kein einigermaßen scharfes Bild des winzigen schwarzen Merkur zu zeichnen, vielmehr zeigte sich lediglich ein diffuser grauer Fleck, und da Gassendi überdies den Merkur größer, als er wirklich war, vermutet hatte, wäre die Beobachtung fast misslungen.

Die erste wirklich gute Beobachtung gelang erst dem englischen Astronomen Halley am 7. November 1677. Edmond Halley (1656 bis 1742) war später (ab 1720) als Nachfolger von John Flamsteed der zweite Astronomer Royal (königlicher Astronom) und damit Leiter der Sternwarte zu Greenwich. Sein Name sollte für alle Zeiten verbunden werden mit seiner Berechnung (1682) der Bahn des nach ihm benannten Halleyschen Kometen.

Halley arbeitete als Zwanzigjähriger an einem ersten Katalog von Sternen des südlichen Himmels, ein Projekt, das schon von Hevel und Flamsteed begonnen worden war. Im Auftrag seiner Regierung hielt er sich dazu ab 1676 auf der Insel St. Helena auf, um dort die erforderlichen Positionsmessungen an Sternen durchzuführen. 1677 beobachtete er dort den Merkurdurchgang und gelangte dabei zu der Erkenntnis, dass sich durch den Vergleich von Beobachtungen, welche an weit voneinander entfernten Orten gemacht werden, die Entfernung der Sonne von der Erde recht genau bestimmen lassen müsste. Dazu wäre es erforderlich, an verschiedenen Orten die Zeitpunkte des Eintritts und Austritts des Planeten vor der Sonnenscheibe genau zu messen. Ferner sollte sich die Genauigkeit natürlich um ein Vielfaches steigern lassen, wenn man dafür die entsprechenden Beobachtungen eines Venusdurchgangs anstelle eines Merkurdurchgangs zu Grunde legte, weil die Venus der Erde viel näher kommt als Merkur, weshalb die parallaktische Verschiebung des Planeten auf dem Hintergrund der Sonnenscheibe viel größer ausfällt. Seine diesbezüglichen Berechnungen und Vorschläge veröffentlichte Halley in den Jahren 1693 und 1716.

Dies eröffnete endlich die Aussicht zur Lösung eines uralten Problems der Astronomie, um die sich bereits im Altertum die wohl erfolgreichsten griechischen Astronomen Aristarch (etwa 310 bis 230 v.Chr.) und Hipparch (um 190 bis 125 v.Chr.) und viele Forscher nach ihnen bemüht hatten. Was man auf Grund der Keplerschen Gesetze inzwischen recht genau kannte, waren die relativen Abstände der Planeten von der Sonne, doch es fehlte immer noch eine verlässliche Maßeinheit zur Angabe der absoluten Entfernungen.
 

3  Venusdurchgänge

3.1  Die Periodizität der Venusdurchgänge

Die Venus, der zweite untere Planet, umkreist die Sonne in einem Abstand, der etwa das Doppelte des mittleren Bahnradius von Merkur und etwa drei Viertel des Erdbahnradius beträgt. Bei ihrer unteren Konjunktion kommt Venus von allen Planeten der Erde am nächsten. Die Neigung der Venusbahn gegen die Ekliptik beträgt 3,4° und ihre Exzentrizität ist von allen Bahnen der neun Planeten die geringste. Die mittlere siderische Umlaufzeit beträgt 224,70 Tage, die synodische 583,92 Tage. Den aufsteigenden Knoten der Venusbahn passiert die Erde im Dezember, den absteigenden im Juni.

Analog zu den Überlegungen, die wir bei Merkur angestellt haben (siehe Kapitel 2.1), ergibt sich aus den Bahnelementen der Venus, dass es 243 Jahre dauert, bis sich ein Venusdurchgang in ähnlicher Weise wiederholt: während  dieser Zeitspanne führt die Venus 395 siderische oder 152 synodische Umläufe um die Sonne aus. Venusdurchgänge können nur im Dezember oder Juni stattfinden (Dezember-Serien und Juni-Serien), und innerhalb eines Zyklus von 243 Jahren werden die unmittelbar aufeinander folgenden Durchgänge von der Intervall-Folge

    8,  121½,  8,  105½ Jahre

bestimmt. Die Tabelle Periodizität der Venusdurchgänge erfasst die Durchgänge von Kepler bis zum Jahr 2741. In diesem Zeitraum treten vier Serien in Erscheinung, die wie bei den Merkurdurchgängen mit großen Buchstaben bezeichnet sind. Die Durchgänge einer Serie bilden wiederum eine Zeile der Tabelle, die Zyklen dagegen die Spalten. In jedem Feld ist die Jahreszahl eingetragen und rechts daneben das Intervall in Jahren bis zum unmittelbar nachfolgenden Durchgang.

Die Serien der Venusdurchgänge sind recht langlebig, sie erstrecken sich über Jahrtausende. Die jüngste der vier Serien ist die Serie F. Ihr Durchgang von 1631 ist nicht nur der erste vorausberechnete Venusdurchgang der Geschichte, sondern zufälligerweise auch der erste der Serie F, deren letzter Durchgang erst im Jahre 7707 n.Chr. erfolgen wird. Die älteste Serie dagegen ist die Serie D, die im Jahre 1764 v.Chr. begann und deren letzter Durchgang im Jahre 2611 n.Chr. stattfinden wird. Bei den Venusdurchgängen beginnt eine Serie stets mit einem Durchgang nahe dem nördlichen Rand und endet mit einem Durchgang nahe dem südlichen Rand der Sonnenscheibe.

Aus der erwähnten Lebensdauer der Serien F und D wird bereits deutlich, dass die in der Periodizität zu Tage tretende Regelmäßigkeit einen Anfang und ein Ende haben muss. Eine Untersuchung der langfristigen Wiederkehr der Venusdurchgänge von 4000 v.Chr. bis 8000 n.Chr. ergab, dass die 143 in diesem Zeitraum stattfindenden Durchgänge einer ganzen Reihe unterschiedlicher Zyklen gehorchen. Es gibt Zeiten, in denen zwei, drei oder vier Serien nebeneinander her laufen. Dabei sind Zeiten mit vier Durchgängen pro Zyklus, wie wir sie in unserer Zeit erleben, eher selten

Die Tabelle Daten der Venusdurchgänge zeigt zu jedem der in der vorhergehenden Tabelle aufgeführten Venusdurchgänge die wichtigsten geozentrischen Daten, nämlich das Datum, die Zeitpunkte des ersten, zweiten, dritten und vierten Kontakts sowie der Transitmitte in Stunden und Minuten ET (Ephemeridenzeit), die Transitdauer in Stunden und Minuten und schließlich die kleinste Distanz der Venus vom Sonnenmittelpunkt in Prozent des scheinbaren Sonnenhalbmessers. Der beigefügte Buchstabe N oder S gibt an, ob der Durchgang nördlich oder südlich des Sonnenmittelpunkts erfolgt.

Unter den Bildern und Tabellen finden sich ferner die Sichtbarkeitsgebiete der Venusdurchgänge von 2004, 2012, 2117, 2125 und 2247.
 

3.2  Die Venusdurchgänge von 1631 und 1639

Der erste von Kepler vorausgesagte Venusdurchgang von 1631 erfolgte sehr dicht am nördlichen Rand der Sonne und außerdem für Europa leider während der Nacht. Er war daher nicht zu beobachten. Ein zweiter unglücklicher Umstand bestand darin, dass die neuen Planetentafeln (vgl. Kapitel 1) doch noch nicht genau genug waren, um auch auf den Venusdurchgang acht Jahre später hinzuweisen, obwohl bei diesem die Venus dem Mittelpunkt der Sonnenscheibe sehr viel näher kam als 1631. Kepler hatte den nächsten Venusdurchgang erst für 1761 angekündet.

Dennoch blieb der Durchgang von 1639 nicht gänzlich unbeobachtet, denn der junge englische Privatastronom Jeremiah Horrocks hielt auf Grund des Vergleichs mehrerer Tafeln mit seinen eigenen Beobachtungen der Venus einen Durchgang für wahrscheinlich, und es gelang ihm und seinem Freund William Crabtree tatsächlich, die Venus kurz vor Sonnenuntergang auf der Sonnenscheibe zu sehen. So waren sie wohl nicht nur die einzigen Menschen, die Zeugen dieses Ereignisses wurden, sondern auch die ersten überhaupt, die einen Venusdurchgang beobachtet haben.

Die Erwartungen der Astronomen indessen waren auf den Durchgang von 1761 gerichtet, insbesondere nachdem Halley auf die große Chance aufmerksam gemacht hatte (siehe Kapitel 2.4), die sich anlässlich eines solchen Ereignisses bietet.
 

3.3  Expeditionen zu den Durchgängen
von 1761 und 1769

So wurden dann, fast zwei Jahrzehnte nach Halleys Tod, zur Beobachtung des Venusdurchgangs von 1761 zahlreiche Expeditionen in entlegene Länder entsandt. Beobachter der verschiedensten Nationen hatten an unterschiedlichen Orten ihre Posten bezogen. Frankreich beispielsweise sandte Expeditionen nach  Pondichéry in Indien, nach Rodriguez im Indischen Ozean und nach Tobolsk in Russland, die Engländer nach St. Helena im südlichen Atlantik und nach Sumatra, weitere Expeditionen wurden von Dänemark, Schweden und Russland ausgerüstet. Die europäischen Nationen stellten dafür enorme Mittel bereit, galt es doch, die nur selten wiederkehrende Gelegenheit zu nutzen, den exakten Wert des astronomischen Längenmaßes in Erfahrung zu bringen. Es war dies eigentlich das erste große Gemeinschaftsunternehmen im Dienste der Astronomie, das erste von staatlichen Stellen ebenso wie von privaten Geldgebern finanzierte internationale astronomische Forschungsprojekt.

Dennoch gelang 1761 die Bestimmung der Sonnenentfernung bei weitem noch nicht mit der erhofften Genauigkeit. Zum einen, weil die messtechnischen Hilfsmittel jener Zeit noch nicht hinreichend ausgereift waren, andererseits weil es auch noch keine Erfahrungen in der Beobachtung eines Venusdurchgangs gab.

Betrachten wir zunächst die markanten Zeitpunkte eines Venusdurchgangs. Die erste Berührung der Sonnenscheibe von außen wird erster Kontakt genannt. Im Augenblick des zweiten und auch des dritten Kontakts berührt die Venus die Sonnenscheibe von innen. Der vierte Kontakt schließlich ist der Moment, in dem sich die Venus wieder vollständig von der Sonne löst.

Der erste und der vierte Kontakt sind offensichtlich für eine genaue Messung des Zeitpunkts ungeeignet, weil die für den irdischen Beobachter unbeleuchtete Venus außerhalb der Sonnenscheibe nicht sichtbar ist und das, was allein für uns wahrnehmbar ist, nämlich eine geringe Einbuchtung des Sonnenrandes, nicht dem Zeitpunkt entspricht, zu dem exakt die Berührung stattfindet, denn erst nachdem der erste Kontakt bereits vorüber ist, wird allmählich die kleine Einbuchtung sichtbar.

Deshalb hatte man sich von vornherein international darauf geeinigt, die Zeitpunkte des zweiten und dritten Kontakts zu messen. Man ging davon aus, dass diese beiden Zeitpunkte mit einer Genauigkeit von 1 Sekunde zu bestimmen sein werden. Der zweite Kontakt beispielsweise sollte sehr genau dadurch definiert sein, dass sich ein dünner Lichtfaden hinter der Venus wieder schließt.

Die Beobachter aller Expeditionen wurden jedoch durch eine ganz und gar nicht erwartete Erscheinung gestört und verwirrt, die es vereitelte, exakte Zeiten des zweiten und dritten Kontakts zu bestimmen. Diese Erscheinung bezeichnet man als den Schwarzen Tropfen. Verantwortlich für diese Erscheinung ist die technisch begrenzte Abbildungseigenschaft des Fernrohrs, die bei der Abbildung großer Helligkeitskontraste nahe der Auflösungsgrenze in Erscheinung tritt. Sie führte dazu, dass unerwartet große Messunsicherheiten zustande kamen. Zwar hatte Halley anlässlich seiner Beobachtung des Merkurdurchgangs von 1677 auf der Insel St. Helena auch schon eine solche Erscheinung gesehen und beschrieben, doch war man wohl allgemein der Ansicht, dass die Fernrohre inzwischen hinreichend verbessert worden seien und dass dieser Effekt bei dem viel größeren scheinbaren Durchmesser der Venus ohnehin nicht zu erwarten sei. Man kann sich gut vorstellen, wie ein Beobachter, der anstelle des erwarteten deutlich erkennbaren zweiten Kontakts plötzlich die Erscheinung des Schwarzen Tropfens wahrnimmt, völlig im Unklaren sein muss über den Moment der inneren Berührung zwischen Venus und Sonne. Der Planet ist vollkommen rund und gänzlich innerhalb der Sonne, so dass danach zu urteilen der innere Kontakt bereits vorbei sein muss, andererseits hat sich der Lichtfaden noch nicht geschlossen und der Planet ist über den Schwarzen Tropfens noch mit dem Sonnenrand verbunden, so dass hiernach die innere Berührung noch nicht stattgefunden hat. Das Resultat der Beobachtungen war eine Unsicherheit, die in manchen Fällen fast eine Minute erreichte, während man eine Genauigkeit von einer Sekunde erwartet hatte.

Trotz oder vielmehr gerade wegen dieses Misserfolgs wurden für den Durchgang von 1769 noch umfassendere Vorbereitungen getroffen. Nach Tahiti, wo der Weltumsegler Cook Posten bezogen hatte, nach Indien, Amerika, Schweden, ins nördlichen Russland und nach Sibirien wurden Beobachter entsandt. Auch war dieser Durchgang nicht nur der erste Venusdurchgang, an dessen Beobachtung sich Nordamerika beteiligte, sondern überhaupt eines der ersten astronomischen Ereignisse, das auch von amerikanischen Wissenschaftlern begleitet wurde. Die Amerikanische Philosophische Gesellschaft schickte Beobachter nach Norristown, Philadelphia und Cape Henlopen. Doch wiederum zeigte sich auch diesmal der Schwarze Tropen und überraschte und störte die Beobachter, mit Ausnahme der wenigen, die schon den Durchgang acht Jahre zuvor beobachtet hatten.

Besonders berührt uns auch heute noch das unglückliche Schicksal des Leiters einer französischen Expedition, des Astronomen Le Gentil, der 1761 infolge des englisch-französischen Krieges nicht rechtzeitig am Zielort in Pondichéry an der Ostküste Indiens eintreffen und an Land gelangen konnte und überdies auch noch von schlechtem Wetter auf See heimgesucht wurde, so dass er schließlich auf dem schwankenden Schiff unter den denkbar ungünstigsten Umständen und ohne Kenntnis seiner genauen Beobachtungskoordinaten den Venusdurchgang beobachten musste. Angesichts dieser unbeschreiblichen Enttäuschung beschloss er alsbald, noch acht Jahre mit seiner gesamten Ausrüstung in Pondichéry zu bleiben und dort auf den Venusdurchgang von 1769 zu warten. Zwar würde nicht der gesamte Durchgang von 1769, zumindest aber sein Ende und der dritten Kontakt in Pondichéry zu beobachten sein. So opferte er weitere acht Jahre seines Lebens dem Ziel, einen brauchbaren Beitrag zur Bestimmung der Sonnenentfernung zu leisten.

Als der lang erwartete Tag, der 4. Juni 1769, dann anbrach, herrschte gute Sicht. Le Gentil hat sehr wahrscheinlich nach Sonnenaufgang für einige Zeit die schwarze Venus in der hellen Sonnenscheibe beobachten können. Doch dann zogen Wolken vor der Sonne auf und vereitelten die so teuer und mit so viel Entbehrung erkaufte zweite und für ihn unwiderruflich letzte Chance zur Beobachtung und exakten Messung des dritten Kontakts.
 

3.4  Die nachfolgenden Venusdurchgänge

Die weltweit gesammelten Beobachtungen von 1769 stimmten schon besser als die von 1761 überein. Doch die Auswertung und Diskussion der Ergebnisse dieser beiden Durchgänge fand erst 1824 durch Johann Franz Encke (1791 bis 1865) ihren Abschluss, der für die Länge der Astronomischen Einheit als definitives Resultat einen Wert von 153 Millionen km ableitete. Weitere 30 Jahre später, im Jahre 1854, ließ eine genauere Untersuchung der Mondbewegung durch Peter Andreas Hansen (1795 bis 1874) den Verdacht aufkommen, dass der Encke'sche Wert etwas zu groß ist. Dieser Umstand vermehrte das Interesse an den folgenden Durchgängen von 1874 und 1882, zumal inzwischen wesentlich weiterentwickelte Messinstrumente und Beobachtungstechniken bereitstanden. Der Aufwand, der in die Vorbereitungen gesteckt wurde, übertraf noch den von 1761 und 1769, und alle Regierungen, astronomische Einrichtungen und private Geldgeber richteten Beobachtungsstationen auf allen Kontinenten ein, selbst auf der Antarktis.

Den Durchgang von 1874 hat man von vorherein als etwas untergeordnet eingestuft, gewissermaßen als Hauptprobe für 1882. Es zeigte sich aber im Nachhinein, dass die Endresultate von 1874 und 1882 recht genau übereinstimmten, Allerdings waren die erzielten Fehlertoleranzen im Endresultat wohl immer noch größer als man erhofft hatte, so dass die Genauigkeit in der Bestimmung der Astronomischen Einheit gegenüber 1761/69 nur unwesentlich verbessert werden konnte. Es ist, zumindest aus unserer heutigen Sicht, fraglich, ob die aus diesen beiden Durchgängen abgeleiteten Ergebnisse dem enormen Aufwand an Fleiß, Mühe und Kosten entsprochen haben. Die bald darauf an Planetoiden vorgenommenen Parallaxenmessungen lieferten mit viel weniger Mühe Resultate mit weit geringerer Fehlertoleranz.

Doch bildeten die Venusdurchgänge des 18. und 19. Jahrhunderts einen krönenden Abschluss in dem zwei Jahrtausende alten Bemühen, die Entfernung der Sonne zu bestimmen.
 

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