米。 1: 地球 (青)、金星 (灰色)、太陽 (オレンジ)、縮尺は一定ではありません。
2012 年に金星が太陽の円盤を通過したことについてはすでに書かれています。 この現象がどれほどまれに起こるか、そしてその正確な理由について: 理論的には、金星は地球よりも頻繁に太陽の周りを移動し、公転のたびに地球と太陽の間を通過するはずです (図 1)。 2 つの惑星の軌道は揃っていない (同じ平面上にない、図 2 を参照) ため、金星は地球から見て太陽の上または下を通過することがよくあります。
ただし、他の人が言ったことを繰り返す代わりに、インターネット上で見つけるのが簡単ではない詳細をいくつか追加したいと思います。
1678 年から 1716 年にかけて天文学者エドモンド・ハレー (ハレー彗星で有名) とその前のジェームズ・グレゴリーの推測に基づく手法を使用して、1716 年の金星の太陽面通過が地球から太陽までの距離を決定するために使用されたことを読んだことがあるかもしれません (金星と他のすべての惑星まで) 誤差は 2% で、これは当時達成された最高値でした。 彼らは精度が 10 倍高いことを期待していましたが、その過程で「」と呼ばれる予期せぬ光学効果が介入しました。その発生の正確な理由についてはまだ議論が続いています。 しかし、あなたが読んでいないかもしれないのは、この測定、およびかなり近い星までの天文学における他の多くの距離測定は、原理、つまり私たちの目と脳が深さを認識するために使用するのと同じ幾何学的事実、または私たちの能力に基づいているということです。物体を見るだけで、私たちからどれだけ遠くにあるのかを感じます。 
米。 2: 地球 (青)、金星 (灰色)、太陽 (オレンジ)、縮尺は一定ではありません。 金星の軌道 (灰色のボックス内の黒い円) は、地球の軌道 (水色のボックス内の青い円) に対して傾いています。 傾きの度合いは大幅に誇張してあります。 地球と金星は異なる速度で太陽の周りを公転しているため、軌道上のどの時点でもすれ違うことができます。
上: この通過のほとんどの間、金星は地球と太陽を結ぶ線 (赤い線) の上または下 (緑の線) にあるため、金星は太陽円盤を横切ることはありません。
下: まれに、地球と太陽を結ぶ線が軌道面の交線と一致し、金星が同じ線に近いため、トランジットが起こります。
視差がなければ、金星から太陽までの相対距離、つまり金星の軌道半径 L V と地球の軌道半径 L E の比を求めることも簡単です。 したがって、ルネッサンスの天文学では、惑星から地球および太陽までの相対距離がかなり早い段階から計算されていました。 しかし、L V と L E を別々に決定するには、視差を測定する必要があり、金星の通過によってこれが得られます。 1760 年代の金星の太陽面通過により、地球から金星までの「絶対」距離である L E - L V の大きさがかなり正確に測定されました。 これにより、LE、L V、および他のすべての惑星までの距離を数パーセントの誤差で見つけることが可能になりました。 これに先立って、17 世紀末に地球から火星までの距離の測定が行われましたが、誤差は約 10% でした。 これも視差に基づいていましたが、それはまったく別の話です。
前置き: 地球と金星、さらには太陽でさえ、それらの間の距離に比べて非常に小さいため、正確な画像を描画することはほとんど不可能です。 イラストでは、概念を理解できるように、惑星間の距離を考慮して惑星を実際よりも大きく描く必要があります。 これを覚えておいてください。 私のすべてのイラストは縮尺通りではありません。
金星と地球の軌道の相対的な大きさ
米。 3
L V / L E の決定が簡単になる主な理由を理解するために、地球と金星の軌道は円形で整列していると仮定します。それらは同じ平面上にあります（図 1 に等角図で、図 1 に示すように）。 3 - 「上から」見る)。 実際、地球と金星の軌道はわずかに細長く、一直線には並んでいません (図 2)。 しかし、楕円率や平面の不一致は推論にとってそれほど重要ではないため、最初は無視してもよく、その後、より正確な答えを得るためにもう一度思い出してください。
ここでは古典的な物理技術を使用します。現在のタスクに十分な近似を行い、必要以上に深くは行いません。 これは、科学と知識一般についての非常に強力な考え方です。どのような質問にも一定レベルの正確さで答える必要があるため、必要なレベルの正確性をもたらす最も単純なテクニックを使用できます。 この方法は何世紀にもわたって美しく使用されており、物理学だけでなく応用可能です。
したがって、軌道が円形で揃っている近似を採用すると、数パーセントの誤差はあるものの、ほぼ正しい答えが得られます。 基本的な概念を説明するにはこれで十分であり、それが私が達成しようとしていることです。 信じてください、あなたはもっと正確な計算を行うことができます。あるいは、あなた自身がこの問題の専門家になることもできます。 しかし、私たちの近似は非常に良い答えを与えるだけでなく、なぜ L V と L E の比を計算するのは簡単であるのに、L V と L E 自体の値は計算できないのかを示すこともできます。
地球と金星が異なる速度で太陽の周りを周回するため、1 年にわたって、太陽に対する地球と金星の相対位置が変化します。 ある日（日、月、年）に、図1のように、太陽が中央にあり地球が左側にある絵を描くことにしたとします。 2、すると、金星は軌道上のどこにでも行き着く可能性があります。 これは、地球から見ると、空の金星と太陽の間の角度が日付に応じて変化することを意味します。 これを図に示します。 ここで、角度はγと呼ばれます。 角度は簡単に測定できます。 日没後または日の出前に空にある金星を見つけて、金星と太陽の間の角度を測定します。 図を参照してください。 4.
米。 4
図より 図 3 は、γ が最大サイズ (オレンジ色の線と紫色の線の間の角度) を持つことを示しています。 金星はその軌道の周りを移動するので、日没ごとに異なる場所に現れます。 しばらくの間、数夜続けて地平線より高く昇り、その後徐々に低く見え始めます。 金星を数晩続けて観測し、γ を測定することで、γ の最大値を決定できます。これを γ max と呼びます。
図より 図 3 では、紫色の線がオレンジと赤の間に垂直になければならないため、(図 4 に示すように) γ max が 90° 未満であることは明らかです。 幾何学的に、これは金星が常に地球よりも太陽に近いという事実の結果です。 これらの角度は、金星が日没直後か夜明け直前に常に見える理由を説明しています（太陽の後ろにある日を除く）。 金星は、暗くなってからは天頂になることはできません。そのためには、金星が赤い線の左側になければならないからです。
米。 5
ここで、γ max を使用して 2 つの軌道の半径の比 (L V と L E) を決定できます。 これは最も単純な幾何学形状です (図を参照)。 5. 重要なのは、金星が太陽に対して最大の角度にあるとき、太陽と金星の間の線は地球と金星の間の線に垂直であるため、これら 3 つの天体を結ぶ線は直角三角形を形成するということです。 これから、標準の三角法を使用して次の値を取得します。
そしてここから、他の単純な幾何学的公式の助けを借りて、他の惑星までの距離間の関係を取得します。
冒頭で述べた理由により、これは完全に正確というわけではありません。 惑星の軌道は楕円であり、水面上にはありません。 言い換えれば、L V と L E は年間を通じて持続するわけではなく、γ max は図のように 3 次元でもう少し複雑に適用されます。 図のように 2 つに分かれるのではなく、2 つに分かれています。 しかし、空における金星と太陽の位置の正確な測定の助けを借りて、太陽の周りの金星と地球の正確な軌道を決定し、計算を改善することが可能です。 意味は同じです。 空における金星と太陽の位置のすべての測定では、金星と地球の軌道の相対的なサイズを測定することしかできません。 しかし、L V と L E の正確な値はこの方法では決定できません。 ここでは別のアプローチが必要です。
金星の太陽面通過、視差と太陽までの距離
金星の太陽面通過によって地球と金星の軌道の絶対等級を測定できる理由は、この過程を地球上のさまざまな場所から高精度で観察できるためであり、その結果、金星の見かけの位置を地球との関係で 2 つの視点から得ることができるからです。太陽は、さまざまな場所から測定され、それらの間の距離がわかっています。 視差を測定すると、視差の角度と地球上の 2 つの測定点の間の距離から、地球から金星までの距離の絶対値を求めることができます。これは、左右の目で物体を異なる視点で見ることで脳が認識できるのと同じです。私たちは奥行きの感覚、つまり物体までの距離の感覚を感じます。
米。 6
実例として、大きな惑星から見るとどのように見えるかを描いてみましょう。 図では、 図 6 は、通過を観察する惑星 (これは地球になります) と星の前を通過する惑星 (これは金星になります) を示しています。 ここでは、惑星と星が一直線に並んでいる単純化された状況を示します (幾何学を単純にし、基本的な概念を見やすくするためです)。つまり、赤道にいる観察者の視点からは、通過する惑星が赤道に沿って通過することになります。星の。 上の図。 側面図を示す。 観測している惑星の赤道から恒星の円盤を通過する際に、惑星の赤道を通って恒星まで走っている赤い線に注目してください。
完璧な位置合わせの場合、外惑星の赤道にいる観察者は、内惑星が星の赤道に沿って通過するのを見ることになります。 これは、図の下部の赤い線として示されています。 6. しかし、外惑星の南極からの観察者は、内惑星が星の赤道の北側の経路（紫色の線）に沿って星を通過するのを見るでしょう（北極の場合は逆になります）。 。 通過する惑星の軌道間の空の角度 α を測定し、観測惑星の半径 R がわかれば、通過する惑星、観測惑星の中心、観測惑星の極を結ぶ直角三角形を描くことができます。 、小さな角度αを有する。 単純な三角法により、通過中の惑星間の距離 D が得られます。
米。 7
同じことが地球、金星、太陽にも当てはまりますが、地球と金星は太陽との距離に比べて非常に小さいため、角度 α は約 1/20° に等しくなります。 (これはかなり小さい値ですが、十分に測定可能ですが、18 世紀の天文学者が求めていた太陽までの距離を正確に測定するには、小さな角度の値を技術的に正確に測定するかなり複雑な作業が必要です)。 私はそこまで小さな角度を描くことができないので、起こっていることは私が図で描いたことの極端なバージョンであると信じていただく必要があります。 図６には、距離の関係で、そこに描かれているものよりもはるかに小さい惑星と星（太陽）が示されている。 図の画像でも。 7 では惑星が実際よりもはるかに大きくなります。 しかし、考え方は同じです。通過中の地球と金星の間の距離 D EV は、視差角 α を測定することで決定できます (図 7 の下。太陽の角直径は 1/2 のオーダーであることに注意してください)。 2°）。
ただし、まだ多くの疑問が残っています。
- 地球から金星までの太陽面通過時の距離DEVの測定方法について説明しました。 しかし、私たちの目標は、地球から太陽まで、そして金星から太陽までの距離 L E と L V を測定することではなかったでしょうか?
- 1761 年や 1769 年には、金星の太陽面通過を観察するために地球の南極に行った人はいませんでした。
- 私は、地球の赤道上の点から金星が太陽の赤道に沿って移動するのが見えるように、地球、金星、太陽の位置が完全に揃った軌道を想定しました。 しかし、実際にはそうではなく、典型的なプレイスルーにも程遠いです (2012 年もそうではありませんでした)。
- 角度 α は正確に測定できるほど十分に小さいため、特に写真やインスタント メッセージが普及する前の時代には、太陽の北極の位置が明確に示されていなかったため、地球上の 2 つの異なる場所から取得した金星の軌道の測定値を正確に比較することが困難でした。 ただし、主な目標は、500 分の 1 (0.2%) 以下の角度を測定することでした (ただし、ブラック ドロップ効果により、結果は 50 分の 1 (2%) に近づきました)。
これらの問題にどう対処すればよいでしょうか?
まず、D EV の測定から必要な量 L E と L V の測定にどのように移行するのでしょうか? それは簡単です - 私たちはすべての関係をすでに知っています。特に、金星間の最大角度 γ max から L E / L V (おおよそ図 4 から、または問題にもっと慎重にアプローチすれば、より正確に計算できます) はすでにわかっています。そして地球から見た太陽。 また、図から D EV = L E - L V = L E (1 - L V /L E) もわかります。 7. したがって、以下を使用して L E の近似値を取得できます。
ここで、αは通過中に測定された視差角、γ max は金星と太陽の間の最大角度です（図5）。 より正確な測定には、より複雑な形状が必要ですが、基本的な考え方は同じです。
第二に、たとえ惑星の軌道が完全に揃っていたとしても、金星の軌道の 2 次元を地球の赤道と極から測定する必要はありません。 任意の 2 つの緯度から測定できます。 形状は少し複雑になりますが、それほど複雑ではありませんが、原理は変わりません (図 8 を参照)。
米。 8
第三に、完全な位置合わせがなくても、地球上の 2 つの異なる点から量を測定する場合には小さな視差角が発生します。この角度が適切に測定されれば、この測定値を (もう少し複雑な方程式を介して) D 測定値に変換することができます。これを図に示します。 8、以下。
4 番目の質問 - 金星が角度 α を通過する際の軌道の角度変化を測定するという歴史的に困難な問題 - は、時間を測定する別の試み (通過時間、または単に通過の始まりと終わりのいずれか) に導きます。 、角度ではなく。 最初のオプションはグレゴリーのアイデアに基づいてハレーによって提案され、二番目のオプションはさらなる改良としてジョゼフ・ニコラ・デリスルによって提案されました。 ハレーの方法では、地球上のさまざまな場所の時計を同期する必要はありませんでした。 デリスルの方法は、より高度な時計技術を必要とし、したがって、より高度な時計技術に基づいていました。
17 世紀や 18 世紀であっても、特に写真がない場合には、太陽円盤に対する金星の位置を正確に測定するよりも、日食の間隔、つまり日食の始まりと終わりを正確に測定する方がはるかに簡単でした。 。 図では、 図9では、金星が太陽を横切る紫と赤の経路は、同じ場所で太陽を横切らないため、わずかに長さが異なることがわかります。これは、太陽面通過の時間が時間によって異なることを意味します。視差角に関係します。 残念ながら、すべては一見したよりも複雑であることがわかります。地球は太陽の周りを回転し、移動するため、金星が太陽円盤を通過する間、観測者はかなりの距離を移動します。 したがって、地球上の 2 人の異なる観測者が観測した通過の始まりと終わりの時間間隔の差を決定するには、多大な労力がかかります (計算は非常に複雑ですが、現代のコンピューターでははるかに簡単です)。太陽からの距離。 18 世紀初頭のハレーは、必要な幾何学的原理をすべて理解していました (彼の文章から時代遅れの英語の表現や文体を差し引くと、彼の複雑な発言がいかに現代的に聞こえるかに驚くでしょう。そして 300 年前の科学者たちが今日の科学者に非常によく似ており、同じ知性を持ち、今日の科学技術だけを持っていませんでした。）
米。 9
これらすべてのことは、視差（地球上の異なる場所から同時に金星を測定する観察者の観点から見た、太陽に対する金星の見かけの位置の違い）が歴史的に非常に重要な方法であったことを示唆しています。太陽系の大きさが決定されました。 今日、より強力な方法が私たちに利用可能ですが、今日空に見えるものが歴史的に非常に重要であるという事実に興味があるかもしれません、あるいは単に私たちの星の周りを堂々と移動する金星の光景を楽しむかもしれません。
天文学は美しい画像に満ちた世界です。 この驚くべき科学は、私たちの存在に関する最も重要な疑問に対する答えを見つけるのに役立ちます。つまり、宇宙の構造とその過去、太陽系、地球の回転方法などについて学びます。 天文学の予測は厳密な計算の結果であるため、天文学と数学の間には特別な関係があります。 実際、数学の新しい分野の発展のおかげで、天文学の多くの問題が解決できるようになりました。
この本から、読者は天体の位置と天体間の距離がどのように測定されるか、また宇宙物体が空間内の特別な位置を占める天文現象について学びます。
金星の軌道と太陽と比較したその大きさがわかります。 水星と金星の軌道は黄道に対してわずかに傾いているため、これらの惑星が節線（軌道面と黄道面との交線）の近くに位置する場合にのみ通過が観察されます。 天体通過の頻度を計算するための非常に複雑なルールがあります。 平均すると、水星が太陽円盤を通過するのは 100 年ごとに 13 回観察され、非常に複雑な法則によって説明されます。
金星の太陽円盤面通過は、さらに頻度は低くなりますが、243 年ごとに 4 回、105.5 年の間隔で発生します。 8; 121.5年と8年。 通常、プレイスルーのペアは 8 年の間隔で検討されます。 243 年周期は比較的安定していますが、金星が他の惑星の重力によって軌道から外れるにつれて、個々の通過の間隔は変化します。
惑星が太陽円盤を初めて通過する
ティコ・ブラーエの観測結果に基づいて、ケプラーは惑星の運動を非常に正確に記述する、いわゆるルドルフィン表、またはルドルフ表を作成しました。 これらの表に基づいて、1629 年にケプラーは、水星が 1631 年 11 月 7 日に太陽の円盤を横切り、金星が同年 12 月 6 日に太陽の円盤を横切ると発表しました。 彼は、カメラのレンズを使用して、しっかりと閉じられた窓に小さな穴を開け、太陽の画像をスクリーンに投影することで、これらの天体通過を観察できると予見しました。
一部の天文学者がカメラ・オブスキュラの穴の近くに望遠鏡を設置し、太陽の拡大画像を取得したという事実のおかげで、水星が太陽の円盤を横切る様子を見ることができました。 したがって、観測の1つはパリで行われ、そこでピエール・ガッサンディは、驚いたことに、水星の直径がわずか12インチであり、予想よりもはるかに小さいと指摘しました。 同年12月に金星が太陽の円盤を通過するのは、太陽がすでにヨーロッパに沈んだ後に発生したため、観察することはできなかった。
数年後、イギリス人の司祭が ジェレミー・ホロックス (1618–1641) ケンブリッジで数学と天文学を学んだ彼は、金星の次の太陽円盤面通過が 1639 年 12 月 4 日に起こると計算しました。 この日、ホーロックスは 15 時 15 分、15 時 35 分、15 時 45 分に必要な観測を行い、金星の直径が 1 フィート未満であることに気づきました (太陽の直径は約 30 フィート)。
1640 年、英国の天文学者で数学者のウィリアム ガスコインは、望遠鏡の焦点にいくつかのフィラメントを配置し、移動できるように固定しました。 こうしてマイクロメータが発明され、望遠鏡は定性的観測のための単純な装置から、非常に小さな角度でも正確に測定できる装置になりました。 さらに、マークされた円をそのような望遠鏡に取り付けて、他の角度量を測定することもできます。
ニュートンは、「自然哲学の数学的原理」と「光学」のさまざまな版で、地球と太陽の間の距離、つまり太陽の視差について、10 メートルから 13 メートルまでさまざまな推定値を示しています。 、太陽の視差が 15 インチを超えることができないことだけは確かに知られていました (現在使用されている実際の値は 8.794148 m)。 太陽視差の正確な値は、天文学者だけでなく航海者によっても使用された天文表を修正するために必要でした。 さらに、太陽系について当時入手できた知識により、すべての惑星間の相対距離を決定することが可能になりましたが、距離のうちの 1 つだけ (たとえば、太陽の視差) を明示的な形式で計算することしかできませんでした。
1677 年に水星の太陽円盤面通過を観察したエドモンド・ハレーは、1761 年と 1769 年の金星の面通過中の太陽の視差を決定することを提案しました。 彼が提案した方法は、金星の通過を離れた2点から観察するもので、通過の始まりと終わりの瞬間を正確に記録する必要がありました。 遠く離れた 2 点から観測された金星の軌道間の角距離を太陽の直径の一部として表し、この直径をマイル単位で決定し、最終的に太陽から地球までの距離を計算する必要がありました。 したがって、観察に必要なのは優れた望遠鏡と正確な時計だけでした。 また、金星を観察する場合でも、角距離は太陽の直径のわずか 1/30 程度であり、水星は太陽に近いため、水星の太陽面通過よりも金星の太陽面通過を観察する方が都合がよかった。光の場合、望ましい角距離はさらに小さくなります。
金星の天体通過は地球から太陽までの距離を計算する上で非常に重要でしたが、水星の通過も同様に興味深いものでした。
フランスの数学者ユルバン・ジャン・ジョゼフ・ル・ベリエは、1631 年から 19 世紀半ばまで実施された水星の太陽面通過の観測結果を研究し、水星の近日点の移動を発見し、アインシュタインの理論に大きな影響を与えました。相対性。
金星がペアで通過する理由
金星の太陽の周りの公転周期は224.7日、地球の公転周期は365.25日です。 365.25 を 224.7 で割ると 1.6255 になります。 したがって、地球が太陽の周りを一周する間に、金星は 1.6255、つまり約 13/8 回転します。 したがって、地球が太陽の周りを n 回転すると、金星は 13n/8 回転すると言えます。
地球と金星の位置はいつ一致しますか? 明らかに、13n/8 が自然数の場合、つまり n が 8 の倍数の場合です。したがって、8 年ごと
太陽、地球、金星は同じ線上になければなりません。 これは、金星が太陽の円盤を横切るのを8年ごとに地球から観察できることを意味しますが、表を見ると、実際にはすべてが異なることがわかります。
実際に金星の太陽面通過が 8 年間隔で観察されることもありますが、これは 100 年に 1 回にも満たない頻度です。 なぜこうなった？ 答えは簡単です。金星と地球の軌道が位置する平面 (黄道面) が一致していれば、上記の計算は正しいでしょう。 しかし、金星の軌道面は地球の軌道面に対して 3.4°傾いています。 したがって、金星の日面通過は、地球と金星の両方が節線、つまり軌道面の交線の近くに位置する場合にのみ観察できます。 言い換えれば、惑星の軌道間の距離は太陽の直径より小さくなければなりません。
たとえば、金星の太陽面通過は 2004 年と 2012 年に観測されましたが、1996 年には金星が黄道面から遠すぎたため観測されませんでした。 金星の太陽面通過は、金星と地球の両方が上昇交点または下降交点の近くにあるときに発生します。 金星と地球は12月に上昇交点付近で2回（8年間隔で）接近し、121.5年後の6月に下降交点付近で再び2回接近します。 105.5 年後、それらは再び上昇交点で 2 回集まり、サイクル全体が再び繰り返されます。
また、金星の太陽面通過は地球上のどこからでも見ることができないことにも注意してください。明らかに、観察できるのは太陽が地平線上にある日中のみです。 たとえば、2004 年にはヨーロッパでこの航路が見られましたが、2012 年にはポルトガルと大西洋では観測できませんでした。
18 ～ 19 世紀の遠征
ジェレミー・ホロックスは、金星の太陽面通過の観測結果から地球から太陽までの距離を計算できると信じていたが、1761年と1769年に金星の太陽面通過を観測する大規模プロジェクトが開始された。エドモンド・ハレー著。 これらはヨーロッパの科学者による最初の共同研究プロジェクトでした。 さまざまな天文台から何百人もの観測者が参加しました。これが太陽面通過の観測を確実に成功させる唯一の方法でした。 観測者は経度的にできるだけ離れた地点に位置しました。
18 世紀、遠く離れた土地への旅行には一定の危険が伴いました。通常の多くの危険に、インド洋におけるイギリスとフランスの間の戦争が加わりました。 多くの科学者が目的地に到着しようとして死亡したり、到着したもののさまざまな理由で正確な結果を得ることができなかったりしました。
当時の科学者が地球と太陽の間の距離を決定することに大きな関心を持っていたのは、ケプラーの第 3 法則のおかげで、すべての惑星から太陽までの距離の関係がすでにわかっていたという事実によるものでした。 そして今では、惑星の 1 つから太陽までの距離を計算するだけで十分であり、太陽系の大きさが自動的に決定されるようになりました。 ハレーは 1742 年に亡くなりましたが、ヨーロッパの科学界はこのプロジェクトに取り組み続けました。 1761 年には 120 人以上が実験に参加し、62 地点から観察を行い、1769 年には 151 人のスパイが 77 の異なる地点で観察を行いました。 研究者たちは多大な困難に直面し、得られた結果は必ずしも期待されたものと一致しませんでした。 どちらのキャンペーンでも、主な困難は目的地に到着し、場所と時刻の座標を正確に決定することでした。
1769 年の遠征隊のメンバーはすでに金星の太陽面通過を観察した経験があり、そのおかげでいくつかの問題は解決されました。 問題の原因の 1 つは、1761 年に初めて観察された、いわゆる黒い塊でした。
この現象は、金星の大気の存在など、さまざまな理由によって引き起こされます。 天文機器の解像度が高くなるほど、この現象は顕著になります。 しかし、太陽の表面の端近くは明るさが低いため、常に観測されていました。 その結果、天文学者は金星の境界と太陽の円盤が接触する正確な時間を誤って決定しました。誤差は 20 秒から 1 分の範囲でした。 以前、一部の遠征隊のメンバーは、観測者がこの影響によって引き起こされる誤差を判断し、金星が太陽円盤に接触した時間をより正確に計算できるモデルを構築していました。
観測の数年前に、ジョセフ・ニコラ・デリスルはハレーの方法を簡略化し、金星が太陽円盤に沈むか太陽円盤から離れる瞬間を記録するには十分であると判断しました。 デライル氏は、観測の準備のために他の天文学者たちと活発なやりとりを始めました。 多くのプロジェクト参加者がその実施のために資金を集め始めました。 この時、フランスとイギリスは七年戦争に参加し、多くのフランスとイギリスの天文学者が敵軍に捕らえられました。 1761 年の海面通過を観察するために、フランス科学アカデミーは 4 つの遠征隊を組織しました。 カッシーニはウィーンのイエズス会天文台を訪れ、オーストリアのヨーゼフ大公とともに観測を行った。 一方、アレクサンドル・グア・ピングレはインド洋のロドリゲス島へ向かった。 彼の船がアフリカの南端である喜望峰を回った直後、イギリスの船が地平線に現れました。 遠征隊員はなんとか彼らから逃れることができましたが、その後フランス船の助けに来なければならず、多くの時間をロスしました。 その結果、ピングレさんは通過予定日のわずか9日前に目的地に到着した。 悪天候のため、金星の太陽円盤面通過の始まりと終わりを見ることができず、雲が一時的に晴れたときにのみ測定を行うことができました。 しかし、フランスの天文学者の不幸はそこで終わりませんでした。島はイギリス軍に占領され、パングルはフランス軍が島を奪還するまでほぼ 3 か月を刑務所で過ごしました。 帰国途中、船が再び拿捕され、パングルはリスボンへの上陸を余儀なくされ、出発から1年4か月後に陸路でパリに到着した。 ギョーム・ルジャンティの運命はもっと悲しいものでしたが、それについては別の話が必要です（次のページの囲み記事を参照）。
ロンドン王立協会は 3 件の旅行に資金を提供しました。1 件目はアフリカ南西海岸沖のセントヘレナ島へ、もう 1 件目はニューファンドランド島へ、3 件目はスマトラ島のベンクル県へでした。 後者の遠征では、皮肉にもフランス船にも遭遇した。 この戦いでイギリスの船は大破し、船長は帰港することを決意した。 2回目の試みで、遠征隊のメンバーは喜望峰に到着しましたが、ブンクル県がフランス軍に占領されたため、ここで留まらなければなりませんでした。
スペインの天文学者もこのプロジェクトに参加し、マドリッドのインペリアル・カレッジとカディスの艦隊天文台で観測を行った。 合計 120 件の観察が行われました。 結果の分析結果に基づいて、天文学者は太陽視差の異なる値を取得しました：8.28インチから10.60インチ。 不一致の理由の一部は、観測地点の経度の決定における不正確さに加えて、前述のブラック ドロップ効果によるものでした。
遠征 ギヨーマ・ルジャンティーユ
ギヨーム・ルジャンティルは、1761 年と 1769 年にフランス科学アカデミーが主催した 2 回の金星の太陽面通過の観測に参加しました。 最初のケースでは、彼はインド南東部にあるフランス領ポンディシェリで観測を行うことを計画していた。 レジャンティルの遠征隊は 1760 年 3 月 26 日にブレストから出発しました。 参加者は十分な時間を持って目的地に到着し、ゆっくりと観察の準備をしました。 しかし、フランスとイングランドの間の敵対関係、悪天候、さらにはハリケーンによって引き起こされた困難により、レジャンティルは途中で遅れました。 遠征がすでに目標に達していたとき、ポンディシェリがイギリス軍に占領されたことが知られ、引き返す以外に他にできることはありませんでした。 最終的に、ルジャンティーユは外洋で観測を行った。 残念ながら、船の正確な座標が不明だったため、それらは役に立たなかったことが判明しました。 失敗に失望したレジャンティーユは、この地域を離れず、ポンディシェリから次の金星の太陽面通過を観測することに決め、今回は希望日の14か月前に到着した。 そして再び運は彼に不利になりました。通過の日、空は雲に隠されました。
レジャンティーユは11年6か月と13日間を海外で過ごした後、1771年にフランスに帰国したが、彼が死亡宣告され、相続人たちがすでに彼の財産を分割していたことがわかった。
正当に自分のものを取り戻すために、レジャンティルは多くの時間、お金、労力を費やし、どこにでも失敗を伴いました。 彼は自分の旅について次のように書いています。 私はほぼ一万リーグを取材してきました。 私は海を渡り、祖国を離れましたが、ちょうど観測の瞬間に太陽を覆い隠した不運な雲の観測者となり、私に降りかかった不幸の果実を刈り取ることになりました。」
天文学界は、1769 年の金星の太陽面通過の観測結果が 1761 年よりも正確であることを保証するためにあらゆる努力を払いました。 そしてこの課題は無事に解決されました。 イギリスは 3 つの遠征を組織しましたが、そのうちの 2 つは付録に記載されています。 フランス軍はさらに3台を装備した。1台は再び多くの問題に遭遇したレジャンティが率い、もう1台はサントドミンゴに行き、今回はそれほど困難なく目標を達成したパングルが率い、3台目は2人を伴ってカリフォルニアに行ったシャッペ修道院長が率いた。スペインの船員。 イギリスとフランスの両国はスペイン当局にアメリカ領土内で観測を行う許可を求めた。 測地測定を実施して地球の形状を決定するために、ロンドン王立協会とフランス科学アカデミーの装備を備えた以前の遠征隊にも許可が求められました。 測地探検に参加した科学者で航海士のホルヘ・フアンは、スペイン当局に対して自分の見解を表明し、次のように明確に述べた。それは単一の港、要塞、道路、村、砂漠などであり、調査も行わず、そこから計画を立てず、それについて公的に報告することもありません。 これは非常に望ましくないことです(...)」
したがって、スペイン人はジャン＝バティスト・シャッペの任務のみを支援することに同意した。彼にはスペイン人船員のビセンテ・ドスとサルバドール・メディナが同行し、フランス軍とは独立して観測を行うために必要な器具をすべて携行していた。 遠征隊は 1768 年 12 月 21 日にカディスを出発しました。 参加者は大西洋とメキシコ領土を横断し、4月15日に太平洋岸に到着した。 それから彼らは船に乗ってカリフォルニアに向かいましたが、向かい風が静まり返り、旅行者たちがカリフォルニアの海岸を見たのは5月18日になってからでした。 金星の通過は6月3日に予想されていたため、シャップ氏はサン・ホセデル・カボ修道院近くの海岸に上陸することを主張し、その地域が発疹チフスの流行で荒廃していたという事実にもかかわらず、遠征隊の隊員たちはそれを実行した。 病気の恐怖よりも金星の太陽面通過に間に合わない恐怖の方が強かった。 必要な観察は行われたが、シャップ、サルバドール・メディナ、そしてチームのほとんどが発疹チフスで死亡した。 カディス、メキシコシティ、カリフォルニア州サンタアナ市の他のスペインの天文学者も、太陽円盤を横切る金星の通過を監視していたことを付け加えておきたい。
公表された観測結果のみを考慮すると、金星の太陽円盤面通過は、地球上の 77 の異なる地点から 151 人の天文学者によって監視されたことになります。 観測の結果は次のとおりでした。太陽の視差は 8.43 m と 8.80 m の間にあり、ブラック ドロップ効果を考慮するとかなり正確な数値です。 19 世紀には、はるかに優れたデータ処理方法とより正確な天文台座標があったため、サイモン ニューコムは同じ結果に基づいて、現在使用されている視差値に非常に近い 8.79 m の視差値を取得しました。
19 世紀の金星の太陽円盤面通過は 1874 年と 1882 年に観察されました。 今回、天文学者たちは、太陽系の惑星間の距離だけでなく、最も近い星までの距離を決定することに興味を持っていました。 すでに述べたように、1838 年にフリードリヒ ヴィルヘルム ベッセルは初めて星の視差を測定することができました。それは白鳥座 61 番星でした。 今世紀末までに、さらに 21 個の星の視差が測定されました。 計算は地球の軌道の対向する 2 点間の距離に基づいて行われ、選択された星の観測は 6 か月間隔で行われました。 太陽の視差を可能な限り高い精度で決定することは非常に重要でした。 金星の太陽面通過を観察する際、写真撮影によってブラックドロップ効果が除去されることが期待されましたが、天文学者の希望は実現しませんでした。 それはともかく、1874 年にはかなり正確な結果を得ることができました。測定結果に基づいて、太陽の視差は 8.79 ～ 8.83 インチの範囲にあることが判明しました。 1882 年の金星の太陽面通過はそれほど注意深く監視されていませんでした。以前の結果を大幅に改善するには、当時は利用できなかった新しい方法が必要でした。
現在、天体間の距離を決定する場合、過去の天体通過の観測結果は何の価値もありません。 しかし、太陽系外惑星の探索もまったく同じパターンに従います。
| <<< Назад
|
進む >>> |
金星の観察
地球からの眺め
金星は最も明るい星よりもはるかに明るいため、簡単に認識できます。 この惑星の特徴はその滑らかな白色です。 金星は水星と同様、空で太陽からそれほど遠くには移動しません。 伸長の瞬間、金星は私たちの星から最大 47.8° 離れる可能性があります。 水星と同様、金星にも朝と夕方に見える期間があります。古代では、朝と夕方の金星は異なる星であると信じられていました。 金星は私たちの空で 3 番目に明るい天体です。 可視期間中の最大明るさは約4.4mです。
たとえ小さな望遠鏡であっても、惑星の円盤の目に見える位相の変化を簡単に見て観察することができます。 1610年にガリレオによって初めて観測されました。
太陽の円盤を歩いて横切る
金星は地球よりも太陽に近い位置にあるため、金星が太陽の円盤を通過する様子を地球から観察することができます。 この場合、惑星は巨大な恒星の背景に小さな黒い円盤として見えます。 ただし、これは非常にまれな出来事です。 約 2 世紀半にわたって、12 月に 2 回、6 月に 2 回の合計 4 回の通過が起こります。 最後に起こったのは 2012 年 6 月 6 日でした。 次回のプレイスルーは 2117 年 12 月 11 日までありません。
金星が太陽の円盤を横切る様子は、1639 年 12 月 4 日に英国の天文学者ジェレマイア ホロックス (1619-1641) によって初めて観察されました。 彼はこの現象を予言した。
科学にとって特に興味深いのは、M.V. による「太陽上の金星の現象」の観察でした。 ロモノーソフ 1761年6月6日。 この宇宙現象も事前に計算されており、世界中の天文学者が待ち望んでいたものです。 その研究は視差を決定するために必要であり、これにより地球から太陽までの距離を明らかにすることが可能になりました（イギリスの天文学者 E. ハレーによって開発された方法を使用）。それには、地球の表面上のさまざまな地理的点からの観察を組織化する必要がありました。地球儀 - 多くの国の科学者の共同の取り組み。
MVの原稿より ロモノーソフ「太陽上のヴィーナスの出現...」。 1761年
同様の視覚的研究が 112 人の参加を得て 40 地点で実施されました。 ロシアの領土では、彼らの主催者はM.V. ロモノーソフ氏は3月27日に上院で、この目的のためにシベリアへの天文観測隊を装備する必要性を正当化する報告書を提出し、この高額なイベントへの資金の配分を請願し、観測員向けのマニュアルなどをまとめた。 彼の努力の結果が、N.I.の遠征の方向性となった。 ポポフからイルクーツク、S.Yaへ。 ルモフスキー - セレンギンスクへ。 また、A.D. の参加を得て、サンクトペテルブルクの学術天文台で観測を組織するのにも多大な労力を費やした。 クラシルニコフとN.G. クルガノワ。 彼らの任務は、金星と太陽の接触、つまり円盤の端の視覚的な接触を観察することでした。 MV ロモノーソフは現象の物理的側面に最も興味を持っており、自宅の天文台で独立した観測を行っており、金星の周りに光の縁を発見した。
この一節は世界中で観察されましたが、唯一の M.V. ロモノーソフは、金星が太陽の円盤に接触したとき、金星の周囲に「細い髪の毛のような輝き」が現れたという事実に注目した。 金星の太陽円盤からの降下中にも同じ光のハローが観察されました。
MV ロモノーソフは、この現象が金星の大気中の太陽光線の屈折の結果であると考えて、この現象について正しい科学的説明を与えました。 「金星は、私たちの地球を取り囲むものと同等（あるいはそれ以上）の高貴な大気雰囲気に囲まれている。」と彼は書いた。 このようにして、天文学史上初めて、スペクトル分析の発見より 100 年も前に、惑星の物理的研究が始まりました。 当時、太陽系の惑星についてはほとんど何も知られていませんでした。 したがって、金星 M.V には大気が存在します。 ロモノーソフは、これを惑星の類似性、特に金星と地球の類似性の議論の余地のない証拠であると考えました。 この効果は、T. バーグマン、P. ワルゲンティン、チャッペ ドテロシュ、S.Ya. ルモフスキーなど多くの観察者によって観察されましたが、正しく解釈したのは M.V. ロモノーソフだけでした。かすめの発生率（M.V.ロモノーソフで-「バンプ」）、彼の名前は「ロモノーソフ現象」と呼ばれました。
金星の円盤が太陽円盤の外縁に近づいたり、太陽円盤から遠ざかったりするときに、興味深い 2 番目の効果が天文学者によって観察されました。 この現象も M.V. によって発見されました。 ロモノーソフの説は満足に解釈されておらず、明らかに、それは惑星の大気による太陽の鏡面反射とみなされるべきである - 金星が太陽の近くにあるとき、それは小さなかすめ角で特に大きくなる。 科学者はそれを次のように説明しています。
予報で規定された時刻から約40分後に金星が太陽に入るのを待っている間、私は最終的に、予想される入射の太陽の縁が不鮮明になり、ややぼやけていたが、その前は非常に明確で、どこでも均一であったことがわかりました。 完全な退出、あるいは金星の後縁がまさに出口で太陽に触れるのも、ある程度の分離と太陽の縁の不明瞭さを伴ったものであった。
金星の太陽円盤面通過- 天文面通過（トランジット）の一種 - は、金星が太陽と地球の間に正確に位置し、太陽円盤のごく一部を覆うときに発生します。 同時に、地球からはこの惑星は太陽を横切って移動する小さな黒い点のように見えます。 太陽面通過は日食に似ており、私たちの星が月に遮られますが、金星は月の直径のほぼ4倍ですが、太陽面通過中は地球よりもはるかに遠いため、太陽の約30分の1小さく見えます。ムーン。 宇宙探査の時代以前は、この現象を観察することで、天文学者は視差法を使用して地球から太陽までの距離を計算することができました。
通過時間は通常数時間です (2004 年には 6 時間続きました)。 同時に、これは予測可能な最もまれな天文現象の 1 つです。 243 年ごとに 4 つの通過が繰り返されます。冬に 2 回 (8 年後)、その後 121.5 年という長い間隔があり、夏にさらに 2 回 (再び 8 年後)、105.5 年の間隔があります: 247。 たとえば、以前の冬季通過は 1874 年 12 月 9 日と 1882 年 12 月 6 日に発生しました。 最も最近の通過は 2004 年の 6 月 8 日に発生し、次の通過は 2012 年に東半球では 6 月 6 日の日の出、西半球では 6 月 5 日の日没に行われます。 その後の通過は 2117 年と 2125 年にのみ行われ、再び 12 月に行われます。
この現象は部分日食と同様の注意を払うことで安全に観察することができます。 目を保護せずに明るい太陽を見ると、網膜に深刻な、または永久的な損傷を引き起こす可能性があります。
2012年
2012 年に金星が太陽の円盤を通過したのは、地球の観測者にとっては 21 世紀最後のことです。 ロシアの大部分を含む太平洋地域全体で観測されるでしょう。 ヨーロッパのほとんどの地域では、日の出後、北米では日没前に現象の一部のみが観察されます（太陽が地平線の下に沈まない地域を除き、これらの地域では通路が完全に見えます）。
2004年に行われた現在のペアの前回の通過と同様に、特別な機器を使用してロモノーソフ現象を観察することができました。金星が太陽の円盤に接触すると、惑星の周りに「髪の毛ほどの細い輝き」が現れます。 1761 年に金星が太陽の円盤を通過中に、M. V. ロモノーソフによって発見された大気を持つ惑星の結果。 水星が太陽円盤をより頻繁に通過する間は、水星には大気がないため、この影響は観察されません。
過去の金星の太陽面通過のオンライン写真とビデオがフォーラムに掲載されています。
金星が太陽円盤を横切る（天文通過（トランジット）の一種）は、金星が太陽と地球の間に正確に位置し、太陽円盤のごく一部を覆うときに起こります。 同時に、地球からはこの惑星は太陽を横切って移動する小さな黒い点のように見えます。 太陽面通過は日食に似ており、私たちの星が月に遮られますが、金星は月の直径のほぼ4倍ですが、太陽面通過中は地球よりもはるかに遠いため、太陽の約30分の1小さく見えます。ムーン。 宇宙探査の時代以前は、この現象を観察することで、天文学者は視差法を使用して地球から太陽までの距離を計算することができました。
通過時間は通常数時間です (2004 年には 6 時間続きました)。 同時に、これは予測可能な最もまれな天文現象の 1 つです。 243 年ごとに 4 つの経過が繰り返されます。冬に 2 回 (8 年後)、その後 121.5 年間という長い期間、そして夏にさらに 2 回 (8 年後) です。 たとえば、以前の冬季通過は 1874 年 12 月 9 日と 1882 年 12 月 6 日に発生しました。 最も最近の通過は 2004 年の 6 月 8 日に行われ、次の通過は 2012 年 6 月 6 日に行われます。その後の通過は 2117 年と 2125 年のみで、再び 12 月に行われます。
- モスクワの6月6日の日の出 - 04時間48分
- モスクワの6月6日の日没 - 23時間08分
- 02時08分 - 惑星金星が太陽の円盤を通過し始める（円盤上に惑星がある日の出）
- 05時34分 - 太陽の円盤を横切る惑星金星の通過の中央（円盤上の惑星との日の出）
- 08時57分 - 太陽の円盤を横切る惑星金星の通過の終わり（円盤上の惑星との日の出）
この現象は部分日食と同様の注意を払うことで安全に観察することができます。 目を保護せずに明るい太陽を見ると、網膜に深刻な、または永久的な損傷を引き起こす可能性があります。
太陽の円盤を横切る金星の通過の観察は、太陽光を弱める暗いガラスを通して行わなければなりません。 視力を損なう恐れがあります。 電気溶接機などで使用される保護ガラスが適しています。 フィルターは光学機器の接眼レンズの後ろではなく、レンズの前に取り付けることをお勧めします。 レンズ前にフィルターを装着できない場合は、 レンズの絞りが必要です約半分、つまり レンズの直径の半分に等しい直径の穴を開けた厚いボール紙でレンズを覆います。
この後、接眼レンズにダークガラスを使用できます。 露出したフィルムや磁気ディスクなどの柔軟な溶融材料を接眼フィルターとして使用することは許可されていません。 集中した太陽の光によって溶けて、視力にダメージを与える可能性があります。 レンズに絞りのない望遠鏡で太陽を観察すると、接眼レンズに使用されている濃い色のガラスが過熱により破裂し、目を損傷する可能性があります。 ダークガラスに加えて、露光して現像した写真フィルムを何層にも折って使用したり、コンピュータ用のフロッピーディスクの磁気ディスクを使用したりすることもできます。
この素晴らしい天文現象を観察するには双眼鏡か望遠鏡が必要ですが、目の鋭い人なら肉眼でも金星を見ることができるでしょう。 通過時に見える金星の円盤の直径は 60 秒角に等しく、これは人間の目の解像度の限界に達します。 このときの太陽の見かけの半径は、945.3 秒角または 15.75 秒角に等しくなります。 望遠鏡または双眼鏡は、画像の揺れを避けるために、硬い支持体 (三脚) に取り付ける必要があります。 科学的価値のある観測は、金星の円盤の端と太陽円盤の端が接触した瞬間を記録することにあります。 このような固定の精度は 0.1 秒です。
また、「ブラック ドロップ」効果により、最初と最後の接触を正確に記録することが困難になります。 これを行うには、10 分の 1 秒 (できれば 100 分の 1 秒) を表示するストップウォッチが必要です。 接触の瞬間をより正確に記録するには、100倍以上の倍率で金星を観察する必要があります。 ストップウォッチは、ニュース放送の前に、ラジオまたはテレビの時計の正確な時報に合わせて調整する必要があります。 予定時刻の数分前に観察を開始する必要があります。 望遠鏡を通して見ると、双眼鏡で観察する場合とは逆に画像が見えることに注意する必要があります。
双眼鏡で観察するときの最初の接触の瞬間は、太陽円盤の上部、つまり北点から太陽縁に沿って反時計回り（左）に 118 度の位置にある点（位置角 118 度、太陽から測定）で予想されるはずです。北の点を反時計回りに)。 望遠鏡で観察する場合、太陽円盤の右上部分で金星の太陽円盤への入射が期待されます。 最初の接触の瞬間には、ストップウォッチを固定し、できれば最大 0.1 秒の精度で測定値を記録する必要があります。 2番目と3番目の接触に近づくと、M.V.ロモノーソフによって最初に記述された、金星の円盤の端に同じ発光縁（大気）を観察することが可能になります。 2 回目、3 回目、4 回目のコンタクトについても同じことを行う必要があります。 ブラック ドロップ効果のせいで、ファースト コンタクトは最も困難です。 金星は太陽の円盤上にはっきりと見えるため、残りの接触は検出しやすくなりますが、やはり 4 回目の接触で「黒い滴」効果が感じられます。