Rýže. 1: Země (modrá), Venuše (šedá) a Slunce (oranžová), bez měřítka.

O přechodu Venuše přes kotouč Slunce v roce 2012 již bylo napsáno. O tom, jak zřídka se tato událost děje a proč přesně: Teoreticky by Venuše, pohybující se kolem Slunce častěji než Země, měla procházet mezi Zemí a Sluncem při každé své rotaci (obr. 1), ale vzhledem k tomu, že oběžné dráhy obou planet nejsou zarovnány (ne ve stejné rovině, viz obr. 2), Venuše z pohledu Země často prochází nad nebo pod Sluncem.

Ale místo opakování toho, co řekli ostatní, chci přidat pár podrobností, které se na internetu tak snadno nenajdou.

Možná jste se dočetli, že pomocí techniky založené na spekulacích astronoma Edmunda Halleyho (známého jako Halleyova kometa) z let 1678 až 1716 a před ním Jamese Gregoryho byl přechod Venuše v roce 1716 použit k určení vzdálenosti ze Země ke Slunci ( a na Venuši a všechny ostatní planety) s chybou 2% - nejvyšší dosaženou v té době. Doufali, že přesnost bude 10krát vyšší, ale do procesu zasáhl neočekávaný optický efekt zvaný „“ - o přesných důvodech jeho výskytu se stále diskutuje. Ale co jste možná nečetli, je, že toto měření – a mnoho dalších měření vzdáleností v astronomii, dokonce i k poměrně blízkým hvězdám – je založeno na principu, stejné geometrické skutečnosti, kterou naše oči a mozek používají k vnímání hloubky nebo naší schopnosti pocítíte, jak daleko jsou předměty od nás pouhým pohledem na ně.



Rýže. 2: Země (modrá), Venuše (šedá) a Slunce (oranžová), bez měřítka. Dráha Venuše (černý kruh uvnitř šedého rámečku) je nakloněna vzhledem k oběžné dráze Země (modrý kruh uvnitř světle modrého rámečku). Míra sklonu je značně přehnaná. Vzhledem k tomu, že Země a Venuše obíhají kolem Slunce různými rychlostmi, mohou se navzájem míjet v libovolném bodě své oběžné dráhy.
Nahoře: Během většiny tohoto přechodu je Venuše nad nebo pod (zelená čára) spojnicí Země a Slunce (červená čára), takže Venuše přes sluneční disk nepřechází.
Dole: Ve vzácných případech se čára spojující Zemi a Slunce shoduje s čárou průsečíku oběžných rovin a Venuše je blízko stejné čáry, která vede k tranzitu.

Bez paralaxy lze také snadno určit relativní vzdálenost Venuše ke Slunci - tedy poměr poloměru oběžné dráhy Venuše L V k poloměru oběžné dráhy Země L E . Proto se v renesanční astronomii poměrně brzy vypočítávaly relativní vzdálenosti planet od Země a Slunce. Abychom však určili L V a L E odděleně, musí být změřena paralaxa a přechod Venuše to může poskytnout. Přechod Venuše v 60. letech 18. století poskytl poměrně přesné měření velikosti L E - L V , „absolutní“ vzdálenosti od Země k Venuši; to umožnilo zjistit L E, L V a vzdálenosti ke všem ostatním planetám s chybou několika procent. Předtím, na konci 17. století, bylo provedeno měření vzdálenosti od Země k Marsu, které mělo chybu asi 10 %; byl také založen na paralaxe, ale to je úplně jiný příběh.

Předběžná poznámka: Země a Venuše a dokonce i Slunce jsou velmi malé ve srovnání se vzdálenostmi mezi nimi, takže kreslení přesných snímků je téměř nemožné. V ilustracích musíte vždy nakreslit planety větší, než ve skutečnosti jsou, ve vztahu ke vzdálenosti mezi nimi, abyste pochopili tento koncept. Mějte to na paměti! Všechny mé ilustrace nejsou v měřítku.

Relativní velikosti drah Venuše a Země

Rýže. 3

Abychom pochopili hlavní důvod jednoduchosti určování L V / L E , předpokládejme, že oběžné dráhy Země a Venuše jsou kruhové a vyrovnané - leží ve stejné rovině (jak je znázorněno na obr. 1 izometricky a na obr. 3 - pohled „shora“). Ve skutečnosti jsou oběžné dráhy Země a Venuše mírně protáhlé a nesouosé (obrázek 2). Ale elipticita a nesoulad rovin nejsou pro naše uvažování příliš důležité, takže je nejprve můžeme ignorovat a pak si je znovu zapamatovat, abychom získali přesnější odpovědi.

Zde použijeme klasickou fyzikální technologii: uděláme aproximaci dostatečnou pro aktuální úkol a nepůjdeme hlouběji, než je nutné. Jedná se o velmi silný způsob uvažování o vědě a vědění obecně – na jakoukoli otázku je třeba odpovědět s určitou mírou přesnosti, takže můžete použít nejjednodušší techniku, která vám poskytne potřebnou úroveň přesnosti. Tato metoda se krásně používá po staletí a je použitelná nejen ve fyzice.

Vezmeme tedy aproximaci, ve které jsou oběžné dráhy kruhové a zarovnané, a dostaneme přibližně správné odpovědi s chybou několika procent. To bude stačit k demonstraci základních konceptů, čehož se snažím dosáhnout. Věřte, že dokážete provádět mnohem přesnější výpočty – nebo se sami můžete stát odborníkem v této věci. Ale naše aproximace nejenže dá velmi dobrou odpověď, ale bude také schopna ukázat, proč je tak snadné vypočítat poměr L V k L E, ale ne hodnoty L V a L E samotné.

V průběhu roku, kdy Země a Venuše obíhají kolem Slunce různými rychlostmi, se relativní pozice Země a Venuše vzhledem ke Slunci mění. Pokud se v určitý den (den, měsíc, rok) rozhodnu nakreslit obrázek se Sluncem uprostřed a Zemí nalevo, jako na Obr. 2, pak Venuše může skončit kdekoli na své oběžné dráze. To znamená, že z pohledu Země se úhel mezi Venuší a Sluncem na obloze bude měnit v závislosti na datu. To je znázorněno na Obr. 3, kde úhel se nazývá γ. Úhel se snadno měří; najděte Venuši na obloze po západu nebo před východem Slunce a změřte úhel mezi Venuší a Sluncem; viz obr. 4.

Rýže. 4

Z Obr. 3 ukazuje, že γ má maximální velikost - úhel mezi oranžovou a fialovou čárou. Jak se Venuše pohybuje po své dráze, bude se s každým západem slunce objevovat na jiném místě; nějakou dobu bude několik nocí za sebou stoupat výš a výš nad obzor a pak se postupně začne jevit níže. Pozorováním Venuše několik nocí za sebou a měřením γ můžeme určit maximální hodnotu γ, kterou budu nazývat γ max.

Z Obr. 3 je zřejmé, že (jak je znázorněno na obr. 4) γ max je menší než 90°, protože fialová čára musí ležet mezi oranžovou a červenou, kolmo. Geometricky je to důsledek toho, že Venuše je vždy blíže Slunci než Země. Tyto úhly vysvětlují, proč je Venuše vždy viditelná buď těsně po západu slunce, nebo těsně před úsvitem (kromě dnů, kdy je za Sluncem). Venuše nemůže být po setmění na svém zenitu, protože k tomu by musela být nalevo od červené čáry.

Rýže. 5

Nyní můžeme pomocí γ max určit poměr poloměrů obou drah - L V k L E. Toto je nejjednodušší geometrie, viz obr. 5. Jde o to, že když je Venuše v maximálním úhlu od Slunce, čára mezi Sluncem a Venuší je kolmá na čáru mezi Zemí a Venuší, takže čáry spojující tyto tři objekty tvoří pravoúhlý trojúhelník. Z toho pomocí standardní trigonometrie získáme:

A odtud pomocí dalších jednoduchých geometrických vzorců získáme vztahy mezi vzdálenostmi k jiným planetám.

To není zcela přesné z důvodů uvedených na začátku; Dráhy planet jsou elipsy a neleží na vodní rovině. Jinými slovy, L V a L E nepřetrvávají po celý rok a γ max se uplatňuje trochu složitější, ve třech rozměrech, jako na Obr. 2, a ne ve dvou, jako na Obr. 1, 3 a 5. Ale pomocí přesných měření pozic Venuše a Slunce na obloze je možné určit přesné oběžné dráhy Venuše a Země kolem Slunce a zlepšit výpočty. Význam je stejný; všechna měření pozic Venuše a Slunce na obloze nám umožňují měřit pouze relativní velikosti drah Venuše a Země. Ale přesné hodnoty L V a L E takto určit nelze. Zde je zapotřebí jiný přístup.

Přechod Venuše, paralaxa a vzdálenost ke Slunci

Důvod, proč vám přechod Venuše umožňuje měřit absolutní velikosti oběžných drah Země a Venuše, je ten, že tento proces lze pozorovat s vysokou přesností z různých míst na zeměkouli, což má za následek dvě perspektivy zdánlivého umístění Venuše ve vztahu k Slunce, měřeno z různých míst se známou vzdáleností mezi nimi. Měření paralaxy nám umožňuje určit absolutní hodnotu vzdálenosti od Země k Venuši z úhlu paralaxy a vzdálenosti mezi dvěma měřicími body na Zemi – stejně jako rozdílný pohled na objekt pro levé a pravé oko umožňuje našemu mozku poskytnout máme smysl pro hloubku - smysl pro vzdálenost k objektům.

Rýže. 6

Pro demonstraci mi dovolte nakreslit, jak by to vypadalo z velké planety. Na Obr. Obrázek 6 ukazuje planetu, ze které budeme pozorovat průchod (to bude Země) a planetu procházející před hvězdou (to bude Venuše). Uvedu zjednodušenou situaci (jen aby byla geometrie jednodušší a základní koncept lépe vidět), ve které jsou planety a hvězda zarovnány, takže z pohledu pozorovatele na rovníku bude procházející planeta procházet podél rovníku hvězdy. Výše na Obr. 6 znázorňuje boční pohled; všimněte si červené čáry probíhající od rovníku pozorující planety ke hvězdě přes rovník planety, když prochází přes disk hvězdy.

V případě dokonalého zarovnání pozorovatel na rovníku vnější planety uvidí vnitřní planetu procházet podél rovníku hvězdy. To je znázorněno jako červená čára ve spodní části obrázku. 6. Ale pozorovatel z jižního pólu vnější planety uvidí, jak vnitřní planeta míjí hvězdu po dráze (fialová čára) severně od rovníku hvězdy (v případě severního pólu to bude naopak) . Pokud změříme na obloze úhel α mezi dráhami prolétající planety a známe poloměr R pozorující planety, můžeme narýsovat pravoúhlý trojúhelník spojující prolétající planetu, střed pozorující planety a pól pozorující planety. , s malým úhlem α. Jednoduchá trigonometrie nám dá vzdálenost D mezi planetami při tranzitu, kde

Rýže. 7

Totéž platí pro Zemi, Venuši a Slunce, až na to, že Země a Venuše jsou ve srovnání se vzdáleností mezi nimi a Sluncem tak malé, že úhel α bude roven asi 1/20°! (To je celkem malá hodnota, ale docela měřitelná, i když k přesnému změření vzdálenosti ke Slunci, kterou chtěli astronomové 18. století získat, by bylo potřeba poměrně složité technicky přesné měření hodnoty malého úhlu). Nemohu nakreslit tak malý úhel, takže mě budete muset vzít za slovo, že to, co se děje, je extrémní verze toho, co jsem znázornil na obrázku. 6, s planetami a hvězdou (Sluncem) mnohem menšími, než jsou tam nakreslené, ve vztahu ke vzdálenostem. Dokonce i obrázek na Obr. 7 dělá planety mnohem většími, než jsou. Myšlenka ale zůstává stejná: vzdálenost D EV mezi Zemí a Venuší při přechodu lze určit změřením úhlu paralaxy α (dole na obr. 7; všimněte si, že úhlový průměr Slunce je řádově 1/ 2°).

Stále však zůstává mnoho otázek:

• Vysvětlil jsem, jak měřit DEV, vzdálenost od Země k Venuši během tranzitu. Nebylo ale naším cílem změřit L E a L V , vzdálenost od Země ke Slunci a od Venuše ke Slunci?
• Nikdo nešel na jižní pól Země, aby pozoroval přechod Venuše v roce 1761 nebo 1769.
• Předpokládal jsem dokonale vyrovnané dráhy Země, Venuše a polohu Slunce, takže z bodu na zemském rovníku bylo vidět Venuši pohybující se podél rovníku Slunce. Ale ve skutečnosti tomu tak není a ani se to neblíží typickému playthrough (a jinak tomu nebylo ani v roce 2012).
• Úhel α je dostatečně malý na to, aby jej bylo možné přesně změřit – zejména ve dnech před fotografováním a zasíláním rychlých zpráv, bez jasného označení polohy severního pólu Slunce, což ztěžuje přesné srovnání měření dráhy Venuše odebraných ze dvou různých míst na Zemi. Primárním cílem však bylo změřit úhel ne horší než 1 díl z 500 (0,2 %) (ačkoli díky efektu černé kapky byl výsledek blíže k 1 dílu z 50 (2 %)).

Jak se s těmito problémy vypořádat?

Nejprve, jak přejít od měření D EV k měření požadovaných veličin L E a L V? Je to jednoduché - všechny vztahy již známe, konkrétně již známe L E / L V (přibližně z obr. 4, nebo, pokud k problematice přistoupíme pečlivěji, můžeme přesněji vypočítat) z maximálního úhlu γ max mezi Venuší a Slunce z pohledu Země. Dále známe D EV = L E - L V = L E (1 - L V /L E) z Obr. 7. Proto můžeme získat přibližnou hodnotu L E pomocí:

kde α je úhel paralaxy naměřený během tranzitu a γ max je maximální úhel mezi Venuší a Sluncem (obr. 5). Přesnější měření vyžadují složitější geometrii, ale se stejnou základní myšlenkou.

Zadruhé, i kdyby byly oběžné dráhy planet dokonale zarovnány, dva rozměry dráhy Venuše není třeba měřit od zemského rovníku a pólu. Lze je měřit z libovolných dvou zeměpisných šířek. Geometrie se trochu zkomplikuje, ale ne moc, ale princip zůstává (viz obr. 8).

Rýže. 8

Za třetí, i bez dokonalého vyrovnání bude při měření veličin ze dvou různých bodů na Zemi malý úhel paralaxy, a pokud je tento úhel dobře změřen, lze toto měření změnit (přes trochu složitější rovnice) na měření D. To je znázorněno na Obr. 8, níže.

Čtvrtá otázka – historicky obtížný problém měření úhlového posunu dráhy Venuše při jejím průchodu úhlem α – nás přivádí k alternativnímu pokusu měřit čas – buď čas průchodu, nebo prostě začátek a konec průchodu. , spíše než úhly. První možnost navrhl Halley na základě Gregoryho nápadů a druhou jako další vylepšení navrhl Joseph Nicolas Delisle. Halleyova metoda nevyžadovala synchronizaci hodin na různých místech na Zemi; Delisleova metoda vyžadovala, a proto byla založena na, pokročilejší technologii hodinek.

Dokonce i v 17. nebo 18. století bylo mnohem snazší přesně změřit interval nebo začátek a konec zatmění, než přesně změřit polohu Venuše vzhledem ke slunečnímu disku, zvláště v případě absence fotografie. . Na Obr. Na obrázku 9 můžete vidět, že fialová a červená dráha Venuše křižující Slunce mají mírně odlišné délky kvůli skutečnosti, že ji neprotínají na stejném místě, což znamená, že doba přechodu se bude lišit o čas. související s úhlem paralaxy. Bohužel se vše ukáže být složitější, než to na první pohled vypadá – Země se otáčí a pohybuje se kolem Slunce, takže pozorovatel urazí při přechodu Venuše přes sluneční kotouč poměrně značnou vzdálenost. Proto vyžaduje mnoho úsilí (výpočty jsou poměrně složité, i když s moderními počítači jsou mnohem jednodušší) určit rozdíl v časových intervalech začátku a konce průchodu pozorovaných dvěma různými pozorovateli na Zemi v závislosti na vzdálenost od Slunce. Halley na počátku 18. století chápal všechny potřebné geometrické principy (pokud z jeho textů odečtete zastaralou anglickou frazeologii a styl, budete překvapeni, jak moderně znějí jeho složité výroky, a uvidíte, že vědci před třemi sty lety byli velmi podobný dnešním vědcům, disponoval stejnou inteligencí a postrádal pouze dnešní vědeckou technologii).

Rýže. 9

To vše naznačuje, že paralaxa - rozdíl ve zdánlivé poloze připisované Venuši vůči Slunci z pohledu pozorovatelů, kteří ji měří ve stejnou dobu, ale z různých míst na Zemi - byla historicky velmi důležitou metodou, kterou velikost sluneční soustavy byla určena. Dnes máme k dispozici mnohem výkonnější metody, ale možná vás bude zajímat, že to, co dnes vidíte na obloze, má velký historický význam, nebo si prostě užijete pohled na Venuši, jak se majestátně pohybuje kolem naší hvězdy.

Astronomie je celý svět plný krásných obrázků. Tato úžasná věda pomáhá najít odpovědi na nejdůležitější otázky naší existence: dozvědět se o struktuře vesmíru a jeho minulosti, o sluneční soustavě, o tom, jak se Země otáčí, a mnoho dalšího. Mezi astronomií a matematikou existuje zvláštní spojení, protože astronomické předpovědi jsou výsledkem přísných výpočtů. Ve skutečnosti bylo mnoho problémů v astronomii možné vyřešit díky rozvoji nových odvětví matematiky.

Z této knihy se čtenář dozví o tom, jak se měří poloha nebeských těles a vzdálenost mezi nimi, a také o astronomických jevech, při kterých vesmírná tělesa zaujímají ve vesmíru zvláštní postavení.

Můžete vidět trajektorii Venuše a její velikost v porovnání se Sluncem. Vzhledem k tomu, že oběžné dráhy Merkuru a Venuše jsou vůči ekliptice mírně nakloněny, je tranzit pozorován pouze tehdy, když se tyto planety nacházejí poblíž linie uzlů (čára průsečíku rovin jejich drah s rovinou ekliptiky). Existují poměrně složitá pravidla, která umožňují vypočítat frekvenci astronomických tranzitů. Průchod Merkuru přes sluneční disk je v průměru pozorován 13krát za 100 let a je popsán velmi složitými zákony.

Přechody Venuše přes disk Slunce jsou pozorovány ještě méně často: vyskytují se 4krát za 243 let v intervalech 105,5; 8; 121,5 a 8 let. Obvykle se dvojice průchodů zvažují s intervalem 8 let. Cyklus 243 let je relativně stabilní, ale intervaly mezi jednotlivými tranzity se mění, jak je Venuše vytahována z oběžné dráhy gravitační přitažlivostí jiných planet.

První průchod planety přes sluneční disk

Na základě výsledků pozorování Tycha Brahe sestavil Kepler tzv. rudolfínské neboli rudolfské tabulky, které poměrně přesně popisují pohyb planet. Veden těmito tabulkami, v roce 1629 Kepler oznámil, že Merkur překročí disk Slunce 7. listopadu 1631, Venuše 6. prosince téhož roku. Předvídal, že tyto astronomické přechody lze pozorovat pomocí objektivu fotoaparátu, vytvořením malého otvoru v těsně uzavřeném okně a promítáním obrazu Slunce na obrazovku.

Průchod Merkura přes kotouč Slunce bylo možné vidět díky tomu, že někteří astronomové nainstalovali dalekohled poblíž otvoru v cameře obscury a získali tak zvětšený obraz Slunce. Jedno z pozorování tedy bylo provedeno v Paříži, kde Pierre Gassendi poznamenal, že průměr Merkuru k jeho překvapení byl pouze 12”, tedy mnohem méně, než se očekávalo. Průchod Venuše přes sluneční kotouč v prosinci téhož roku nebylo možné pozorovat, protože k němu došlo až po západu Slunce v Evropě.

O několik let později anglický kněz Jeremy Horrocks (1618–1641) , který studoval matematiku a astronomii v Cambridge, vypočítal, že k dalšímu přechodu Venuše přes sluneční disk dojde 4. prosince 1639. V tento den Horrocks provedl nezbytná pozorování - v 15:15, 15:35 a 15:45 - a všiml si, že průměr Venuše je menší než 1' (průměr Slunce byl přibližně 30').

V roce 1640 anglický astronom a matematik William Gascoigne umístil několik vláken do ohniska dalekohledu a zajistil je tak, aby se s nimi dalo pohybovat. Tak byl vynalezen mikrometr a dalekohled se z jednoduchého zařízení pro kvalitativní pozorování stal zařízením pro přesná měření i velmi malých úhlů. K takovému dalekohledu by se navíc dal připevnit vyznačený kruh pro měření dalších úhlových veličin.

V různých vydáních „Mathematical Principles of Natural Philosophy“ a „Optics“ Newton uvádí různé odhady vzdálenosti mezi Zemí a Sluncem, tedy paralaxy Slunce, která se pohybovala od 10 do 13 m. V té době , bylo s jistotou známo pouze to, že paralaxa Slunce nemůže překročit 15” (aktuálně používaná hodnota je dnes 8,794148 m). Přesnou hodnotu sluneční paralaxy si vyžádaly korekce astronomických tabulek, které využívali nejen astronomové, ale i navigátoři. V té době dostupné znalosti o sluneční soustavě navíc umožnily určit relativní vzdálenosti mezi všemi planetami a zbývalo vypočítat pouze jednu ze vzdáleností, například paralaxu Slunce, v explicitní podobě.

Edmund Halley, který v roce 1677 pozoroval přechod Merkura přes sluneční disk, navrhl určit paralaxu Slunce během přechodu Venuše v letech 1761 a 1769. Metoda, kterou navrhl, spočívala v pozorování průchodu Venuše ze dvou vzdálených bodů a bylo nutné přesně zaznamenat okamžik začátku a konce průchodu. Bylo nutné vyjádřit úhlovou vzdálenost mezi trajektoriemi Venuše, pozorovanými ze dvou vzdálených bodů, jako zlomek průměru Slunce, poté tento průměr určit v mílích a nakonec vypočítat vzdálenost Slunce k Zemi. K pozorování tedy bylo potřeba jen dobrý dalekohled a přesné hodinky. Navíc bylo pohodlnější pozorovat přechod Venuše než přechod Merkura: i při pozorování Venuše je úhlová vzdálenost řádově pouze 1/30 průměru Slunce, a protože Merkur je blíže k svítidlo, požadovaná úhlová vzdálenost je ještě menší.

Astronomický přechod Venuše byl nesmírně důležitý pro výpočet vzdálenosti od Země ke Slunci, ale neméně zajímavý byl i přechod Merkuru.

Francouzský matematik Urbain Jean Joseph Le Verrier, který studoval výsledky pozorování přechodu Merkuru od roku 1631 do poloviny 19. století, objevil pohyb perihélia Merkuru, který měl obrovský dopad na Einsteinovu teorii relativita.

Důvody přechodu Venuše ve dvojicích

Doba oběhu Venuše kolem Slunce je 224,7 dne, doba oběhu Země je 365,25 dne. Po dělení 365,25 224,7 dostaneme 1,6255. Takže během doby, kdy Země udělá plnou otáčku kolem Slunce, Venuše udělá 1,6255, neboli přibližně 13/8 otáčky. Můžeme tedy říci, že jestliže Země udělá n otáček kolem Slunce, pak Venuše udělá 13n/8 otáček.

Kdy se pozice Země a Venuše shodují? Je zřejmé, že když 13n/8 je přirozené číslo, to znamená, když n je násobkem 8. Tedy každých 8 let

Slunce, Země a Venuše by se měly nacházet na stejné čáře. To znamená, že průchod Venuše přes kotouč Slunce lze ze Země pozorovat každých 8 let, ale při pohledu na tabulku uvidíte, že ve skutečnosti je vše jinak.

Někdy jsou přechody Venuše skutečně pozorovány v intervalech 8 let, ale to se stává méně často než jednou za století. Proč se tohle děje? Odpověď je jednoduchá: výše uvedené výpočty by byly správné, kdyby se roviny, ve kterých se nacházejí oběžné dráhy Venuše a Země (rovina ekliptiky), shodovaly. Rovina oběžné dráhy Venuše je však vůči rovině oběžné dráhy Země nakloněna o 3,4°. V důsledku toho lze přechod Venuše pozorovat pouze tehdy, když se Země i Venuše nacházejí v blízkosti linie uzlů, tj. linie průsečíku rovin jejich drah. Jinými slovy, vzdálenost mezi drahami planet by měla být menší než průměr Slunce.

Například přechody Venuše byly pozorovány v letech 2004 a 2012, ale ne v roce 1996, protože v tomto roce byla Venuše příliš daleko od roviny ekliptiky. K přechodu Venuše dochází, když jsou Venuše i Země blízko vzestupného nebo sestupného uzlu. Venuše a Země se k sobě v prosinci přiblíží dvakrát (od sebe 8 let) poblíž vzestupného uzlu a poté, o 121,5 roku později, se k sobě v červnu znovu přiblíží dvakrát poblíž sestupného uzlu. Po 105,5 letech se opět dvakrát sejdou ve vzestupném uzlu a celý cyklus se znovu opakuje.

Je třeba také poznamenat, že přechod Venuše není vidět odkudkoli na Zemi: pozorování lze samozřejmě provádět pouze ve dne, kdy je Slunce nad obzorem. Například v roce 2004 bylo možné průchod vidět v Evropě, ale v roce 2012 jej nebylo možné pozorovat v Portugalsku a Atlantském oceánu.

Expedice 18.–19. století

Jeremy Horrocks věřil, že vzdálenost od Země ke Slunci lze vypočítat z výsledků pozorování přechodu Venuše, ale byly zahájeny rozsáhlé projekty pozorování průchodu planety přes sluneční kotouč v letech 1761 a 1769. od Edmunda Halleyho. Jednalo se o první společné výzkumné projekty evropských vědců. Zúčastnily se jich stovky pozorovatelů z různých observatoří – jen tak bylo možné zaručit úspěšné pozorování tranzitu. Pozorovatelé se umístili na body co nejdále od sebe na zeměpisnou délku.

V 18. století bylo cestování do vzdálených zemí spojeno s určitými riziky: k mnoha obvyklým nebezpečím se přidala válka mezi Brity a Francouzi v Indickém oceánu. Mnoho vědců zemřelo ve snaze dostat se na místo určení, nebo po příjezdu z různých důvodů nebyli schopni získat přesné výsledky.

Velký zájem tehdejších vědců o určení vzdálenosti mezi Zemí a Sluncem byl způsoben tím, že díky třetímu Keplerovu zákonu byly již známy vztahy mezi vzdálenostmi všech planet ke Slunci. A nyní stačilo vypočítat vzdálenost ke Slunci od jedné z planet a velikost Sluneční soustavy mohla být určena automaticky. Halley zemřel v roce 1742, ale evropská vědecká komunita pokračovala v práci na projektu. V roce 1761 se experimentu zúčastnilo více než 120 lidí, kteří prováděli pozorování z 62 bodů, v roce 1769 151 špiónů na 77 různých místech. Vědci se potýkali s obrovskými obtížemi a získané výsledky ne vždy odpovídaly očekávaným. V obou kampaních bylo hlavním problémem dostat se do cíle a přesně určit souřadnice místa a času.

Členové expedice z roku 1769 již měli zkušenosti s pozorováním přechodu Venuše, díky čemuž se některé problémy podařilo vyřešit. Jedním ze zdrojů problémů byla takzvaná černá skvrna, která byla poprvé pozorována v roce 1761.

Tento jev je způsoben různými důvody, včetně existence atmosféry na Venuši. Čím vyšší bylo rozlišení astronomických přístrojů, tím byl tento jev nápadnější. Ale to bylo vždy pozorováno, protože povrch Slunce blízko okraje je méně jasný. V důsledku toho astronomové chybně určili přesný čas kontaktu mezi hranicí Venuše a kotoučem Slunce – chyba se pohybovala od 20 sekund do 1 minuty. Dříve členové některých expedic zkonstruovali modely, které umožnily pozorovatelům určit chybu způsobenou tímto efektem a přesněji vypočítat dobu kontaktu Venuše se slunečním diskem.

Několik let před pozorováním Joseph Nicolas Delisle zjednodušil Halleyovu metodu a určil, že stačí zaznamenat okamžik západu nebo opuštění Venuše slunečního disku. Delisle začal živou korespondenci s ostatními astronomy, aby se připravil na pozorování. Mnoho účastníků projektu začalo shánět finance na jeho realizaci. V této době se Francie a Velká Británie účastnily sedmileté války, mnoho francouzských a britských astronomů bylo zajato nepřátelskými jednotkami. K pozorování tranzitu v roce 1761 zorganizovala Francouzská akademie věd čtyři expedice. Cassini cestoval do jezuitské observatoře ve Vídni a prováděl pozorování s arcivévodou Josefem Rakouským. Alexandre Gua Pingre se naopak vydal na Rodrigues Island v Indickém oceánu. Brzy poté, co jeho loď obeplula jižní cíp Afriky, Mys Dobré naděje, se na obzoru objevily anglické lodě. Členům expedice se před nimi podařilo uprchnout, ale pak museli přijet na pomoc francouzské lodi a ztratili tak spoustu času. V důsledku toho Pingre dorazil na místo určení pouhých devět dní před odhadovaným datem tranzitu. Kvůli špatnému počasí nebyl schopen vidět začátek a konec přechodu Venuše přes sluneční disk a některá měření mohl provést, až když se mraky nakrátko vyjasnily. Tím ale neštěstí francouzského astronoma neskončilo: ostrov byl zajat Brity a Pingre strávil téměř tři měsíce ve vězení, dokud Francouzi ostrov nezískali zpět. Na zpáteční cestě byla jeho loď opět zajata a Pingre byl nucen přistát v Lisabonu, odkud rok a čtyři měsíce po odjezdu po souši dorazil do Paříže. Osud Guillauma Legentila byl mnohem smutnější, což si zaslouží samostatný příběh (viz rámeček na další straně).

Royal Society of London financovala tři cesty: jednu na ostrov Svatá Helena u jihozápadního pobřeží Afriky, další na Newfoundland a třetí do provincie Bengkulu na ostrově Sumatra. Druhá expedice paradoxně narazila také na francouzskou loď. V bitvě byla britská loď vážně poškozena a kapitán se rozhodl vrátit do přístavu. Na druhý pokus se členové expedice dostali k mysu Dobré naděje, ale zde museli otálet, protože provincii Bengkulu dobyli Francouzi.

Na projektu se podíleli i španělští astronomové, kteří prováděli pozorování z Imperial College v Madridu a Fleet Observatory v Cádizu. Celkem bylo provedeno 120 pozorování. Na základě výsledků analýzy výsledků astronomové získali různé hodnoty sluneční paralaxy: od 8,28" do 10,60". Důvodem nesrovnalostí byl částečně výše zmíněný efekt černé kapky a také nepřesnosti v určení zeměpisné délky pozorovacích míst.

EXPEDICE GUILLAUMA LEGENTILLE

Guillaume Legentil se zúčastnil dvou pozorování přechodu Venuše v letech 1761 a 1769, které organizovala Francouzská akademie věd. V prvním případě plánoval provést pozorování v Pondicherry, francouzském majetku v jihovýchodní Indii. Legentilova výprava vyrazila z Brestu 26. března 1760. Účastníci měli dostatek času dorazit do cíle a v klidu se připravit na svá pozorování. Legentil však na cestě zdržely potíže způsobené nepřátelskými akcemi mezi Francií a Anglií, špatné počasí a dokonce i hurikán. Když už byla výprava u cíle, vyšlo najevo, že Pondicherry dobyli Britové, a nezbývalo nic jiného, ​​než se vrátit. Nakonec Legentille provedl pozorování na otevřeném moři. Bohužel se ukázalo, že jsou k ničemu, protože přesné souřadnice lodi nebyly známy. Legentille, zklamaný neúspěchem, se rozhodl neopustit oblast a provést pozorování dalšího přechodu Venuše z Pondicherry, kam tentokrát dorazil 14 měsíců před požadovaným datem. A opět se štěstí obrátilo proti němu: v den tranzitu byla obloha zakryta mraky.

Legentille se vrátil do Francie v roce 1771 poté, co strávil 11 let, 6 měsíců a 13 dní v zahraničí, jen aby zjistil, že byl prohlášen za mrtvého a jeho dědicové si již rozdělili jeho majetek.

Aby získal zpět to, co mu právem patřilo, vynaložil Legentil spoustu času, peněz a úsilí a všude ho provázely neúspěchy. O své cestě napsal: „Astronomy často čeká takový osud. Prošel jsem téměř deset tisíc lig; Přeplul jsem moře a opustil svou vlast, jen abych se stal pozorovatelem nešťastného mraku, který zastínil Slunce přesně v okamžiku svých pozorování, a sklidil plody neštěstí, které mě potkalo.

Astronomická obec vynaložila veškeré úsilí, aby výsledky pozorování přechodu Venuše v roce 1769 byly přesnější než v roce 1761. A tento úkol byl úspěšně vyřešen. Britové zorganizovali tři expedice, z nichž dvě jsou popsány v příloze. Francouzi vybavili další tři: jeden vedený Legentilem, který se opět setkal s mnoha problémy, další Pingrem, který se vydal do Santo Dominga a tentokrát bez větších potíží dosáhl svého cíle, třetí opat Chappe, který se vydal do Kalifornie v doprovodu dvou Španělští námořníci. Britové i Francouzi požádali španělské úřady o povolení k pozorování na amerických územích. O povolení usilovaly i předchozí expedice vybavené Královskou společností v Londýně a Francouzskou akademií věd k provádění geodetických měření a určování tvaru Země. Vědec a navigátor Jorge Juan, který se geodetické expedice účastnil, vyjádřil svůj názor španělským úřadům a učinil jednoznačné poznámky: „Důvodem horlivosti těchto pánů je udělat co nejvíce následující: být jediným přístavem, opevněním, silnicí, vesnicí nebo pouští, kterou neprozkoumají, ze které nesestaví plán a veřejně o tom nepodávají zprávy. To je vysoce nežádoucí (...)“

Španělé tedy souhlasili, že budou pomáhat pouze misi Jean-Baptiste Chappe: doprovázeli ho španělští námořníci Vicente Dos a Salvador Medina, kteří s sebou nesli všechny potřebné nástroje k provádění pozorování nezávisle na Francouzích. Výprava vyrazila z Cádizu 21. prosince 1768. Po překročení Atlantského oceánu a mexických území se účastníci 15. dubna dostali na pobřeží Tichého oceánu. Poté nastoupili na lodě a zamířili do Kalifornie, ale protivětr vystřídal klid a cestovatelé spatřili kalifornské pobřeží až 18. května. Vzhledem k tomu, že přechod Venuše byl očekáván 3. června, Shapp trval na přistání na břehu poblíž kláštera San Josedel Cabo, což členové expedice učinili i přesto, že oblast byla zdevastována epidemií tyfu. Strach ze zmeškání přechodu Venuše byl silnější než strach z nemoci. Byla provedena nezbytná pozorování, ale Shapp, Salvador Medina a většina týmu zemřeli na tyfus. Nutno dodat, že přechod Venuše přes disk Slunce sledovali i další španělští astronomové z Cádizu, Mexico City a města Santa Ana v Kalifornii.

Pokud vezmeme v úvahu pouze publikované výsledky pozorování, pak přechod Venuše přes sluneční disk sledovalo 151 astronomů ze 77 různých bodů zeměkoule. Výsledek pozorování byl následující: paralaxa Slunce leží v intervalu mezi 8,43 m a 8,80 m – poměrně přesný údaj, vezmeme-li v úvahu efekt černé kapky. V 19. století, disponující mnohem lepšími metodami zpracování dat a přesnějšími souřadnicemi observatoře, Simon Newcombe na základě stejných výsledků získal hodnotu paralaxy 8,79 m, což je velmi blízké tomu, co se používá dnes.

Přechod Venuše přes sluneční disk v 19. století byl pozorován v letech 1874 a 1882. Astronomy tentokrát zajímalo určování vzdáleností nejen mezi planetami sluneční soustavy, ale i k nejbližším hvězdám. Jak jsme již zmínili, v roce 1838 se Friedrichu Wilhelmu Besselovi podařilo poprvé změřit paralaxu hvězdy - byla to hvězda 61 Cygni. Do konce století byly změřeny paralaxy dalších 21 hvězd. Výpočty vycházely ze vzdálenosti dvou protilehlých bodů zemské oběžné dráhy a pozorování vybraných hvězd probíhalo v intervalech 6 měsíců. Určení paralaxy Slunce s nejvyšší možnou přesností bylo nesmírně důležité. Při pozorování přechodu Venuše se očekávalo, že efekt černé kapky bude eliminován pomocí fotografie, ale naděje astronomů se nenaplnily. Ať je to jakkoli, v roce 1874 bylo možné získat poměrně přesné výsledky: na základě výsledků měření bylo zjištěno, že paralaxa Slunce leží v rozmezí 8,79-8,83“. Přechod Venuše v roce 1882 nebyl tak pečlivě sledován: k výraznému zlepšení předchozího výsledku byly zapotřebí nové metody, které v té době nebyly k dispozici.

Dnes pro určení vzdáleností mezi nebeskými tělesy nemají výsledky minulých pozorování astronomických přechodů žádnou hodnotu. Pátrání po extrasolárních planetách však probíhá přesně podle stejného schématu.

<<< Назад

Vpřed >>>

Pozorování Venuše

Pohled ze Země

Venuši lze snadno rozpoznat, protože je mnohem jasnější než nejjasnější hvězdy. Charakteristickým rysem planety je její hladká bílá barva. Venuše se stejně jako Merkur na obloze příliš nevzdaluje od Slunce. V okamžicích elongace se Venuše může od naší hvězdy vzdálit maximálně o 47,8°. Stejně jako Merkur má Venuše období ranní a večerní viditelnosti: ve starověku se věřilo, že ranní a večerní Venuše jsou různé hvězdy. Venuše je třetím nejjasnějším objektem na naší obloze. Během období viditelnosti je jeho maximální jas asi 4,4 m.

S dalekohledem, i malým, můžete snadno vidět a pozorovat změny ve viditelné fázi disku planety. Poprvé byl pozorován v roce 1610 Galileem.

Chůze přes disk Slunce

Vzhledem k tomu, že se Venuše nachází blíže Slunci než Země, lze ze Země pozorovat průchod Venuše přes sluneční disk. V tomto případě se planeta jeví jako malý černý kotouč na pozadí obrovské hvězdy. To je však velmi vzácný jev. V průběhu přibližně dvou a půl století proběhnou čtyři průchody – dva v prosinci a dva v červnu. K poslednímu došlo 6. června 2012. Další playthrough bude až 11. prosince 2117.

Průchod Venuše přes disk Slunce poprvé pozoroval 4. prosince 1639 anglický astronom Jeremiah Horrocks (1619-1641). Předpověděl tento jev.

Pro vědu byla zvláště zajímavá pozorování „fenoménu Venuše na Slunci“, které provedl M. V. Lomonosov 6. června 1761. Tento kosmický jev byl také předem vypočítán a netrpělivě očekáván astronomy po celém světě. Jeho studium si vyžádalo stanovení paralaxy, což umožnilo objasnit vzdálenost Země od Slunce (pomocí metody vyvinuté anglickým astronomem E. Halleyem), což vyžadovalo organizaci pozorování z různých geografických bodů na povrchu zeměkoule – společné úsilí vědců z mnoha zemí.

Z rukopisu M.V. Lomonosov „Vzhled Venuše na Slunci...“. 1761

Podobné vizuální studie byly provedeny na 40 bodech za účasti 112 osob. Na území Ruska byl jejich organizátorem M.V. Lomonosov, který se 27. března obrátil na Senát se zprávou zdůvodňující nutnost vybavení astronomických expedic na Sibiř za tímto účelem, žádal o přidělení finančních prostředků na tuto nákladnou akci, sestavil příručky pro pozorovatele atd. Výsledkem jeho snažení byl směr expedice N.I. Popov do Irkutska a S.Ya. Rumovský - do Selenginska. Nemalé úsilí ho stálo i organizování pozorování v Petrohradě, na Akademické observatoři, za účasti A.D. Krasilnikov a N.G. Kurganova. Jejich úkolem bylo pozorovat kontakty Venuše a Slunce – vizuální kontakt okrajů jejich disků. M.V. Lomonosov, který se nejvíce zajímal o fyzikální stránku jevu, prováděl nezávislá pozorování ve své domovské observatoři, objevil kolem Venuše světelný lem.

Tento průchod byl pozorován po celém světě, ale pouze M.V. Lomonosov upozornil na skutečnost, že když se Venuše dostala do kontaktu se slunečním diskem, kolem planety se objevila „tenká, vláskovitá záře“. Stejné světelné halo bylo pozorováno při sestupu Venuše ze slunečního disku.

M.V. Lomonosov podal správné vědecké vysvětlení tohoto jevu, protože jej považoval za výsledek lomu slunečních paprsků v atmosféře Venuše. "Planeta Venuše," napsal, "je obklopena ušlechtilou vzdušnou atmosférou, takovou (ne-li více), než která obklopuje naši zeměkouli." Tak poprvé v historii astronomie, dokonce sto let před objevem spektrální analýzy, začalo fyzikální studium planet. V té době se o planetách sluneční soustavy nevědělo téměř nic. Proto přítomnost atmosféry na Venuši M.V. Lomonosov to považoval za nesporný důkaz podobnosti planet a zejména podobnosti Venuše a Země. Efekt vidělo mnoho pozorovatelů: T. Bergman, P. Wargentin, Chappe d'Oterosh, S.Ya.Rumovsky, ale správně jej interpretoval pouze M.V.Lomonosov.V astronomii tento jev rozptylu světla, odraz světelných paprsků při výskyt pastvy (u M.V. Lomonosova - "náraz"), dostal své jméno - "Lomonosovův fenomén".

Zajímavý druhý efekt astronomové pozorovali, když se disk Venuše přiblížil k vnějšímu okraji slunečního disku nebo se od něj vzdaloval. Tento jev, který objevil také M.V. Lomonosov, nebyl uspokojivě interpretován a zřejmě by měl být považován za zrcadlový odraz Slunce atmosférou planety - je zvláště velký při malých úhlech pastvy, když je Venuše blízko Slunce. Vědec to popisuje takto:

Když jsem čekal, až Venuše vstoupí do Slunce asi čtyřicet minut po čase předepsaném v efemeridách, konečně jsem viděl, že sluneční okraj očekávaného vstupu se stal nejasným a poněkud rozmazaným, ale předtím byl velmi jasný a dokonce všude. Úplný výstup, neboli poslední dotek zadního okraje Venuše ke Slunci na samém výstupu, byl také s určitým oddělením a se zatemněním slunečního okraje.

Přechod Venuše přes disk Slunce- druh astronomického tranzitu (tranzitu) - nastává, když se planeta Venuše nachází přesně mezi Sluncem a Zemí a pokrývá nepatrnou část slunečního disku. Planeta zároveň vypadá ze Země jako malá černá skvrna pohybující se přes Slunce. Přechody jsou podobné zatmění Slunce, kdy je naše hvězda zakryta Měsícem, ale ačkoli má Venuše téměř 4krát větší průměr než Měsíc, při přechodu se jeví asi 30krát menší než Slunce, protože je mnohem dále od Země než měsíc. Před érou vesmírného průzkumu umožnila pozorování tohoto jevu astronomům vypočítat vzdálenost od Země ke Slunci pomocí metody paralaxy.

Délka průchodu je obvykle několik hodin (v roce 2004 trvala 6 hodin). Přitom jde o jeden z nejvzácnějších předvídatelných astronomických jevů. Každých 243 let se opakují 4 pasáže: dvě v zimě (po 8 letech), pak dlouhý interval 121,5 roku, další dva v létě (opět po 8 letech) a interval 105,5 roku: 247. Například k předchozím zimním přechodům došlo 9. prosince 1874 a 6. prosince 1882. K poslednímu průletu došlo v roce 2004, 8. června, a další se odehraje v roce 2012 6. června při východu slunce na východní polokouli a 5. června při západu slunce na západní polokouli. Následné průjezdy se uskuteční až v letech 2117 a 2125, opět v prosinci.

Tento jev lze bezpečně pozorovat při dodržení stejných opatření jako při částečném zatmění Slunce. Pozorování ostrého slunce bez ochrany očí může způsobit vážné nebo dokonce trvalé poškození sítnice.

rok 2012

Průchod Venuše přes disk Slunce v roce 2012 je pro pozemského pozorovatele posledním v 21. století. Celý bude pozorován v tichomořské oblasti, včetně většiny Ruska. Na většině území Evropy bude po východu Slunce pozorována pouze část jevu, Severní Amerika - před západem Slunce (kromě těch oblastí, kde Slunce nezapadá pod obzor, v těchto oblastech bude průchod zcela viditelný).
Stejně jako při předchozím průchodu současné dvojice, který se uskutečnil v roce 2004, bylo pomocí speciálních přístrojů možné pozorovat Lomonosovův jev: když se Venuše dotkne kotouče Slunce, objeví se kolem planety „vlasy tenká záře“ - a důsledek toho, že planeta má atmosféru objevenou M. V. Lomonosovem při průchodu Venuše přes disk Slunce v roce 1761. Při častějších průchodech Merkuru přes sluneční disk tento efekt není pozorován, protože Merkur nemá atmosféru.

Online obrázky a videa z minulého přechodu Venuše na našem fóru!

K přechodu Venuše přes sluneční disk – což je typ astronomického průchodu (tranzitu) – dochází, když se planeta Venuše nachází přesně mezi Sluncem a Zemí a pokrývá nepatrnou část slunečního disku. Planeta zároveň vypadá ze Země jako malá černá skvrna pohybující se přes Slunce. Přechody jsou podobné zatmění Slunce, kdy je naše hvězda zakryta Měsícem, ale ačkoli má Venuše téměř 4krát větší průměr než Měsíc, při přechodu se jeví asi 30krát menší než Slunce, protože je mnohem dále od Země než měsíc. Před érou vesmírného průzkumu umožnila pozorování tohoto jevu astronomům vypočítat vzdálenost od Země ke Slunci pomocí metody paralaxy.

Délka průchodu je obvykle několik hodin (v roce 2004 trvala 6 hodin). Přitom jde o jeden z nejvzácnějších předvídatelných astronomických jevů. Každých 243 let se opakují 4 pasáže: dvě v zimě (po 8 letech), poté dlouhé období 121,5 let a další dvě v létě (opět po 8 letech). Například k předchozím zimním přechodům došlo 9. prosince 1874 a 6. prosince 1882. Poslední průchod se odehrál v roce 2004, 8. června, a další se uskuteční 6. června 2012. Další průchody budou pouze v letech 2117 a 2125, opět v prosinci.

• Východ slunce 6. června v Moskvě - 04h:48m
• Západ slunce 6. června v Moskvě - 23h:08m

V roce 2012, 6. června moskevského času, je doba průchodu následující:

• 02h:08m - začátek přechodu planety Venuše přes disk Slunce (východ slunce s planetou na disku)
• 05h:34m - střed přechodu planety Venuše přes disk Slunce (východ slunce s planetou na disku)
• 08h:57m - konec přechodu planety Venuše přes disk Slunce (východ slunce s planetou na disku)

Tento jev lze bezpečně pozorovat při dodržení stejných opatření jako při částečném zatmění Slunce. Pozorování ostrého slunce bez ochrany očí může způsobit vážné nebo dokonce trvalé poškození sítnice.

POZOROVÁNÍ PRŮCHODU VENUŠE PŘES SLUNČNÍ KOTOUČ MUSÍ BÝT PROVÁDĚT PŘES TEMNÉ SKLO, KTERÉ SLUNCE SLABUJE! V opačném případě může dojít k poškození zraku. Vhodné je ochranné sklo používané elektrickými svářeči. Je vhodné instalovat filtr před objektiv a ne za okulár optického přístroje. Pokud není možné nasadit filtr před objektiv, tak JE NUTNÉ IRISTOVAT ČOČKU zhruba polovina, tzn. Zakryjte čočku kusem silné lepenky s otvorem o průměru odpovídajícím polovině průměru čočky.

Poté můžete na okulár použít tmavé sklo. Použití pružných tavných materiálů, jako jsou exponované filmy nebo magnetické disky jako filtr okuláru, není povoleno, protože mohou se roztavit ze soustředěných paprsků Slunce a poškodit váš zrak! Pozorujete-li Slunce dalekohledem bez clony na čočce, může tmavé sklo použité v okuláru prasknout přehřátím a také poškodit oko. Kromě tmavého skla můžete použít exponovaný a vyvolaný fotografický film složený ve více vrstvách nebo použité magnetické disky z disket do počítače.

Abyste mohli pozorovat tento nádherný astronomický úkaz, potřebujete dalekohled nebo dalekohled a bystrí lidé budou moci spatřit Venuši pouhým okem! Průměr viditelného disku Venuše v době přechodu se bude rovnat 60 úhlovým sekundám, což je na hranici rozlišení lidského oka. Zdánlivý poloměr Slunce v tomto okamžiku bude roven 945,3 úhlových sekund nebo 15,75 úhlových minut. Dalekohled nebo dalekohled by měly být namontovány na pevnou podpěru (stativ), která zabrání otřesům obrazu. Pozorování, která mají určitou vědeckou hodnotu, spočívají v zaznamenávání momentů kontaktu mezi okraji disku Venuše a okrajem slunečního disku. Přesnost takové fixace může být 0,1 sekundy.

A kvůli efektu „černé kapky“ bude obtížné zaznamenat první a poslední kontakt s dobrou přesností. K tomu potřebujete mít stopky, které ukazují desetiny (nejlépe setiny) vteřiny. Abyste mohli přesněji zaznamenat okamžiky kontaktu, musíte Venuši pozorovat pomocí přístroje se zvětšením 100x a více. Stopky by měly být před vysíláním zpráv nastaveny na přesné časové signály na hodinách rádia nebo televize. S pozorováním musíte začít několik minut před odhadovaným časem. Je třeba mít na paměti, že dalekohledem je obraz vidět vzhůru nohama než při pozorování dalekohledem.

Okamžik prvního kontaktu při pozorování dalekohledem je třeba očekávat v horní části slunečního disku, v bodě umístěném 118 stupňů podél sluneční končetiny proti směru hodinových ručiček (doleva) od severního bodu (polohový úhel 118 stupňů, měřeno od severní bod proti směru hodinových ručiček). Při pozorování dalekohledem je třeba očekávat vstup Venuše do slunečního disku v pravé horní části slunečního disku. V okamžiku prvního kontaktu je nutné stopky zafixovat a zaznamenávat odečty s přesností nejlépe do 0,1 sekundy. Když se přiblížíme ke druhému a třetímu kontaktu, bude možné pozorovat stejný světelný okraj (atmosféru) na okraji disku Venuše, který jako první popsal M. V. Lomonosov. Totéž musí být provedeno pro druhý, třetí a čtvrtý kontakt. První kontakt je nejtěžší, částečně kvůli efektu černé kapky. Zbývající kontakty jsou snadněji detekovatelné, protože Venuše je jasně viditelná na kotouči Slunce, ale opět při čtvrtém kontaktu bude pociťován efekt „černé kapky“.